Liniile spectrale
- înguste (lățime mult mai mică decât lungimea de undă) porțiuni ale spectrelor, la intensitatea emisiilor usilina-k ryh (linia de emisie sau linia de emisie) sau (liniile de linie de absorbție sau absorbție) slăbite în comparație cu un spectru continuu. Cel mai adesea S.L. apar la tranziții de la un nivel la altul al energiei atomilor, ionilor, moleculelor și nucleelor atomice (a se vedea Radiația guvernată). Apariția S.L. poate fi cauzată de mecanismul ciclotron (vezi radiația Cyclotron), precum și de procesele plasmatice.
Fig. 1. Linia de absorbție spectrală din grafic
dependența intensității radiației de frecvență.
- extrapolarea intensității continue
spectru.
SL cosmică. obiectele sunt observate în toate intervalele spectrale. Radio modul radio cad molecule diferite (vezi. Moleculele din mediul interstelar), atomi de radio și de recombinare a legăturii radio atomic asociate cu divizarea hiperfine a nivelelor de energie (de exemplu. Radio Hydrogen link 21 cm). Domeniul infraroșu este dominat de S.L. asociate cu tranzițiile rotaționale și vibraționale ale moleculelor, în domenii vizibile și UV domină. atomi și ioni atomici, linii moleculare în stele ale clasei spectrale târzii. În raze X. (linii puternice de ioni de fier FeXXV și FeXXVI lângă energia de 7 keV), precum și ciclotron Cs. de la stele neutronice. Linia gamma toamna 511 keV, care apare în anihilarea unui pozitron și un electron (de ex. În nucleul galactic) și SL atomi nuclei.
Amplificarea (atenuarea) radiației în S. l. comparativ cu un spectru continuu în astronomie caracterizează magnitudinea intensității reziduale - raportul dintre intensitatea la o frecvență în cadrul liniei extrapolate la intensitatea la această frecvență în spectrul continuu (Fig 1.):
.
Fig. 2. Profilul liniei spectrale.
Zona dreptunghiului ABCD este
zona umbroasă. MN - jumătate lățime
line.
Se numește funcția care caracterizează dependența intensității reziduale de frecvență profilul lui S. l. (Figura 2). Este apelat fluxul total de radiație (sau fluxul absorbit) într-un singur unghi solid la toate frecvențele din linie intensitate maximă. și este exprimată prin aria figurii umbrită prezentată în Fig. 1. O cantitate care indică secțiunea spectrului continuu din vecinătatea S. l. este echivalentă cu intensitatea totală a Cl. numit. echivalentă cu lățimea lui Cl. (este egal cu lățimea dreptunghiului ABCD din Figura 2). Distanța dintre acele puncte ale profilului. în care intensitatea este egală cu jumătate din maxim, se numește. jumătate de lățime SL
Profilul observat se datorează, în primul rând, puterii finale de rezolvare a instrumentului spectral (așa-numitul profil instrumental). Imaginea este extrem de îngustă. într-un instrument spectral real, se pare că este oarecum neclară, în special datorită difracției luminii în optică. sistemului dispozitivului. În al doilea rând, există o extindere naturală a lui S. l. cauzate de efectele diferitelor fizice. factorului asupra sistemului radiant. Extinderea naturală. cauzate în principal de radiații. amortizare - pierderea de atomi de energie prin radiații. Nu există oscilații oscilante. monocromatic, dar conține un set întreg (spectru) de frecvențe. SL lărgită datorită radiației. amortizare, are aripi ascuțite maxim și ușor înclinate (Figura 3, a). În majoritatea covârșitoare a cazurilor, lățimea cl. de mai multe ori mai mare decât radi. lățimea și profilurile. sunt mult mai complicate decât cele de radiație. Motivele pentru aceasta sunt efectul Doppler și așa-numitul. efectele presiunii (interacțiunea atomului care emit cu particulele din jurul acestuia). Cu distribuția vitezei Maxwellian a atomilor (a se vedea distribuția lui Maxwell), extinderea Doppler conduce la o specificitate. în formă de clopot cu absența aproape totală a aripilor (figura 3, b). Lățimile Doppler. la o temperatură de ordinul mai multor. mii K sunt 10 -1 -10 -2 (în intervalul vizibil) și sunt deosebit de mari pentru H și He. Lărgirea datorată interacțiunii cu particulele înconjurătoare se datorează unei schimbări a nivelelor energetice ale atomului sub acțiunea încărcărilor electrice interatomice. domenii (așa-numitul efect Stark) prin ciocniri directe cu particule neutre atomic sau electroni, rezultând o reducere a duratei de viață a unui atom într-o anumită stare (de exemplu, atenuarea datorată coliziunilor). Profilul de linie are, în acest caz, aripi ușor înclinate și poate fi decalat. Lărgirea SL datorită interacțiunii cu particulele înconjurătoare, crește cu creșterea concentrației de particule perturbatoare. De asemenea, este posibil să se extindă și să se creeze Cl. sub influența magneziului. câmpul perturbând atomul radiant (vezi efectul Zeeman).
Fig. 3. Profiluri de linii spectrale: a - extins
datorită amortizării radiațiilor, b - datorită
Efectul Doppler (- intervalul
modificări ale lungimii de undă în unități de 10 -3).
Prezența liniilor de absorbție în spectrul stelei înseamnă că materia stelară la frecvența liniei absoarbe mult mai puternic decât la frecvențele regiunilor învecinate ale spectrului. Momentan, cu privire la frecvența S. l. Radiația din părțile superioare și rarefiate ale atmosferelor stelare ajunge la observator. În aceste condiții, nu există un echilibru între radiație și materie: distribuția atomilor de-a lungul spectrului de energie. niveluri și, prin urmare, radiația lor nu mai este determinată de legea cinetică. tempo-ul gazului. Ca urmare, radiația asociată cu tranzițiile de atomi de la un nivel de energie la altul este slăbită; absorbție. Dacă temperatura este externă. straturile stelei sunt mult mai mari decât tempo-ul fotosferei (ca în cromosfera solară), apoi Cl. și iradierii. Aceleași linii pot exista în spectrul unei stele fierbinți dacă există o coajă extinsă în jurul ei care absoarbe radiația UV continuă a stelei și o transformă în radiație.
Dacă presiunea substanței radiative este mică și mișcarea ei turbulentă este neglijabilă, au o lățime mică și o formă de clopot, adică se datorează, în principal, efectului Doppler asociat mișcării termice a particulelor care emite. Astfel de S.L. sunt observate, de exemplu. în spectrul stelelor supergiante (figura 4). La densități materiale scăzute, dar o diferență foarte mare (dispersie) a vitezelor mișcărilor macroscopice, contra-curentul Ref. are, de asemenea, o formă aproape de o lățime în formă de clopot, dar relativ mare. O astfel de imagine este observată, de exemplu. în atmosfera lungă a stelelor Wolf-Rayet. unde dispersia vitezelor este macroscopică. mișcările ating mii de km / s, iar lățimile corespunzătoare lui S. l. - sute de angstromuri (Figura 5). La densități mari, efectele presiunii încep să apară, ducând la apariția în Cp. aripi dezvoltate. Astfel de S.L. sunt observate în spectrele stelelor pitice (Fig.6). astfel studiul lui S. l. vă permite să studiați nat. condițiile în atmosfera stelelor diferitelor clase spectrale și, de asemenea, determină stelele (vedeți clasele de luminozitate).
Fig. 4. Registrul spectrului
starul supergiant Cygnus. H7. H8, etc. -
conducta hidrogen din seria Balmer, figuri
sub ele - lungimile de undă corespunzătoare
în
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: