Галерея
6796 8010 8882 8947 9212 9377 9537 9631
Интересные записи

Интенсивность линий

Интенсивность линийАстрономы пользуются этим на практике. Они сравнивают интенсивности линий, возникающих только при условии высокого возбуждения, с интенсивностями обычных линий. Различия этих интенсивностей дают возможность точно измерить температуру источника излучения, в данном случае — солнечной атмосферы. Многие исследователи независимо друг от друга определили эту температуру, изучая спектры с темными фраунгофе — ровыми линиями. Она оказалась равной 4800° К. Это значение почти на 1000° К ниже приведенного в предыдущей главе. Однако цифра 5800° относится к эффективному излучению солнечной поверхности, т. е. фотосферы, тогда как меньшее значение 4800° относится к окружающей атмосфере, в которой возникают темные линии. Эта область условно называется Обращающим слоем. Не удивительно, если сама атмосфера несколько холоднее, чем ее основание, хотя различие в 1000° гораздо больше того, что ожидалось астрономами. Ниже мы вернемся еще к этому вопросу.

Одной из целей изучения Солнца является определение химического состава его внешних слоев. Самые интенсивные спектральные линии в видимом спектре Солнца принадлежат атомам ионизованного кальция; это — так называемые линии Н и К Са+. Это не означает, однако, что лишенные одного электрона атомы кальция преобладают в солнечной атмосфере. Мы уже видели, что сама по себе интенсивность линии не является достаточным основанием для такого вывода. Нужно еще учесть температуру, естественную способность данных атомов поглощать излучение и другие факторы.

Оказывается, что водород на Солнце, спектральные линии которого значительно слабее, чем у кальция, на самом деле содержится во много тысяч раз в большем количестве, чем кальций. Подавляющее большинство атомов кальция в атмосфере Солнца находится как раз в таком состоянии, в котором они могут поглощать фиолетовые линии Н и К. Вместе с тем, только один атом водорода из миллиона готов поглотить видимое излучение. Для этого водородный атом предварительно должен быть возбужден до состояния с большой энергией. Но при температуре 5800°, а тем более при 4800°, излучение и энергия столкновений слишком слабы, чтобы возбудить большое количество атомов водорода. Только в спектрах более горячих звезд класса АО, как Сириус или Вега, линии водорода необычайно интенсивны. Линии гелия видны в спектрах еще более горячих звезд, а линии ионизованного гелия — у самых горячих звезд, ибо гелий — один из наиболее «упрямых» атомов, у которого очень трудно возбудить или оторвать электрон.

Популярное

Copyright © 2015. All Rights Reserved.