Линии фраунгофера в спектре солнца

ФРАУНГОФЕРОВЫ ЛИНИИ

особые темные линии, открытые оптиком Фрауэнгофером в солнечном спектре и дающие возможность определять химич. состав звезд.

Словарь иностранных слов, вошедших в состав русского языка.- Павленков Ф. , 1907 .

ФРАУНГОФЕРОВЫ ЛИНИИ
темные линии, пересекающие в определенных местах полосу спектра.

Полный словарь иностранных слов, вошедших в употребление в русском языке.- Попов М. , 1907 .

фраунго́феровы линии

(по имени нем. физика Фраунгофера (Joseph Fraunhofer), 1787- 1826) темные линии в спектре Солнца, являющиеся следствием поглощения монохроматических излучений атомами хим. элементов и их соединениями, входящими в состав атмосферы Солнца ср. теллурические линии).

Новый словарь иностранных слов.- by EdwART, , 2009 .

Полезное

Смотреть что такое «ФРАУНГОФЕРОВЫ ЛИНИИ» в других словарях:

• Фраунгоферовы линии — линии поглощения в спектре Солнца (см. илл.). Ф. л. впервые наблюдал в 1802 английский физик У. Волластон (W. Н. Wollaston; 1766 1828), в 1814 они обнаружены и подробно описаны Й. Фраунгофером; правильно объяснены Г. Р. Кирхгофом.… … Большая советская энциклопедия
• ФРАУНГОФЕРОВЫ ЛИНИИ — спектральные линии поглощения в спектрах Солнца и звезд. Фраунгоферовы линии результат рассеяния и поглощения электромагнитного излучения звезд главным образом верхними слоями их атмосфер, а также атмосферой Земли. Открыты в 1802 У. Волластоном,… … Большой Энциклопедический словарь
• ФРАУНГОФЕРОВЫ ЛИНИИ — линии поглощения в спектре Солнца. Ф. л. впервые наблюдал в 1802 англ. физик У. Волластон, а в 1814 они были обнаружены и подробно описаны нем. физиком Й. Фраунгофером; правильно объяснены нем. физиком Р. Кирхгофом. Наблюдается более 20 тыс. Ф. л … Физическая энциклопедия
• ФРАУНГОФЕРОВЫ ЛИНИИ — линии поглощения в спектре Солнца. Ф. л. впервые наблюдал в 1802 как границы цветов англ. физик У. Волластон (W. Wollaston), а в 1814 они . были обнаружены и подробно описаны нем. учёным И. Фраунгофером (J. Fraunhofer). Правильно объяснил Ф. л.… … Физическая энциклопедия
• ФРАУНГОФЕРОВЫ ЛИНИИ — тёмные линии в спектре (см. (3, ж)) Солнца и звёзд, возникающие благодаря рассеянию и поглощению электромагнитного излучения фотосферы звёзд более холодными верхними слоями их атмосфер, а также атмосферой Земли. Таких линий больше 20000 в… … Большая политехническая энциклопедия
• Фраунгоферовы линии — линии поглощения в спектрах Солнца и звёзд. Фраунгоферовы линии результат рассеяния и поглощения электромагнитного излучения звёзд, главным образом верхними слоями их атмосфер, а также атмосферой Земли. Открыты в 1802 У. Волластоном, детально… … Энциклопедический словарь
• Фраунгоферовы линии — Фраунгоферов спектр Фраунгоферовы линии линии поглощения, видимые на фоне непрерывного спектра звёзд. Были открыты и исследованы немецким физиком Йозефом Фраунгофером в 1814 году при спектроскопических наблюдениях Солнца. Фраунгофер выделил и… … Википедия
• ФРАУНГОФЕРОВЫ ЛИНИИ — линии поглощения в спектрах Солнца и звёзд. Ф. л. результат рассеяния и поглощения эл. магн. излучения звёзд, гл. обр. верх. слоями их атмосфер, а также атмосферой Земли. Открыты в 1802 У. Волластоном, детально исследованы в спектре Солнца И.… … Естествознание. Энциклопедический словарь
• фраунгоферовы линии — фраунг оферовы л инии, фраунг оферовых л иний … Русский орфографический словарь
• фраунгоферовы — линии [ Словарь иностранных слов русского языка

• Обратная связь: Техподдержка, Реклама на сайте

• �� Путешествия

Экспорт словарей на сайты, сделанные на PHP,
WordPress, MODx.

• Пометить текст и поделитьсяИскать в этом же словареИскать синонимы
• Искать во всех словарях
• Искать в переводах
• Искать в ИнтернетеИскать в этой же категории

Линии фраунгофера в спектре солнца

§ 117. Спектр и химический состав Солнца

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которого заметно несколько десятков тысяч темных линий поглощения (рис. 123), называемых фраунгоферовыми по имени австрийского физика Фраунгофера, впервые описавшего эти линии в 1814 г.

Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в синезеленой части спектра, у длин волн 4300-5000 Е (см рис. 91). В обе стороны от максимума интенсивность солнечного излучения убывает.

Солнечный спектр далеко простирается в невидимые коротковолновую и длинноволновую области. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра Солнца, полученные с ракет и искусственных спутников показывают, что до длин волн около 2000 Е характер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако в более коротковолновой области он резко меняется: интенсивность непрерывного спектра быстро падает, г темные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными (рис. 124).

Инфракрасная область солнечного спектра до 15 мк частично поглощается при прохождении сквозь земную атмосферу (рис. 125). Здесь расположены полосы молекулярного поглощения, принадлежащие в основном водяным парам, кислороду и углекислому газу. С Земли видны лишь некоторые участки солнечного спектра между этими полосами. Для длин волн, больших 15 мк, поглощение становится полным, и спектр Солнца доступен наблюдениям только с больших высот или внеатмосферными методами. Поглощение спектра Солнца молекулами воздуха продолжает оставаться сильным вплоть до области радиоволн длиной около 1 см, для которых земная атмосфера снова становится прозрачной. При этом обнаруживается, что в радиодиапазоне интенсивность солнечного спектра значительно больше, чем должна быть у тела с температурой 6000°. Убывание интенсивности радиоспектра Солнца с ростом длины волны в диапазоне метровых волн происходит так же, как и у абсолютно черного тела, имеющего температуру в миллион градусов. Другой важной особенностью радиоизлучения Солнца является его переменность, увеличивающаяся с ростом длины волны. Этим радиодиапазон существенно отличается от видимой области спектра, интенсивность которой исключительно постоянна. Подобной же переменностью обладает и рентгеновское излучение Солнца.

Важнейшей особенностью солнечного спектра от длины волны около 1600 Е до инфракрасного диапазона является наличие темных фраунгоферовых линий поглощения. По длинам волн они в точности соответствуют линиям испускания разреженного светящегося газа. Появление их в поглощении в спектре солнечной атмосферы обусловлено значительно большей ее непрозрачностью к излучению в этих линиях, чем в соседнем непрерывном спектре. Тем самым в них мы наблюдаем излучение, исходящее от более наружных, а следовательно, и более холодных слоев. Дополнительное поглощение вызвано соответствующими атомами, которые возбуждаются за счет поглощенных квантов. Возбужденные атомы тут же переизлучают поглощенную энергию, причем одинаково по всем направлениям. Этот процесс называется атомным рассеянием. Он наиболее важен при образовании фраунгоферовых линий. Поэтому по их интенсивности можно судить о количестве рассеивающих атомов в атмосфере.

Самая сильная линия солнечного спектра находится в далекой ультрафиолетовой области. Это — резонансная линия водорода L_a (Лайман-альфа) с длиной волны 1216 Е (рис. 124).

В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии H и К ионизованного кальция (см. рис. 123). После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода Н _a , H _b , Н _g , затем резонансные линии натрия D ₁ и D ₂ , линии магния, железа, титана и других элементов (см. рис. 123). Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами примерно 70 известных химических элементов из таблицы Д.И. Менделеева и хорошо изученных в лаборатории. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Таким путем установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, кальция, железа и многих других элементов.

Для количественного определения содержания различных химических элементов на Солнце необходимо применить метод, описанный в § 109. Результаты показывают, что вещество Солнца имеет тот же химический состав, что и другие космические объекты (кроме Земли и других планет), среднее содержание элементов в которых приведено в табл. 3.

Преобладающим элементом на Солнце является водород. По числу атомов его примерно в 10 раз больше, чем всех остальных элементов, и на его долю приходится около 70% всей массы Солнца (водород — самый легкий элемент).

Следующим по содержанию элементом является гелий — около 29% массы Солнца. На остальные элементы, вместе взятые, приходится чуть больше 1%. В некоторых случаях важно знать содержание элементов, обладающих определенными свойствами. Так, например, общее количество атомов металлов в атмосфере Солнца почти в 10 000 раз меньше, чем атомов водорода.

ФРАУНГО́ФЕРОВЫ ЛИ́НИИ

ФРАУНГО́ФЕРОВЫ ЛИ́НИИ, ос­нов­ные спек­траль­ные ли­нии по­гло­ще­ния в спек­тре Солн­ца и др. звёзд. От­кры­ты в 1802 У. Вол­ла­сто­ном , под­роб­но ис­сле­до­ва­ны и опи­са­ны в 1814 Й. Фра­ун­го­фе­ром . В спи­сок Фра­ун­го­фе­ра во­шли бо­лее 570 спек­траль­ных ли­ний. Наи­бо­лее за­мет­ным ли­ни­ям он при­сво­ил бу­к­вен­ные обо­зна­че­ния; не­ко­то­рые из них до сих пор ши­ро­ко ис­поль­зу­ют­ся в ас­тро­но­мии, напр. ли­нии D₁ и D₂, при­над­ле­жа­щие ато­мам на­трия, или ли­нии H и K ио­ни­зо­ван­но­го каль­ция.

Классификация линий Фраунгофера по изменениям асимметрии профилей в спектре Солнца Текст научной статьи по специальности «Физика»

Аннотация научной статьи по физике, автор научной работы — Кули-Заде Д.М., Мамедов С.Г., Алиева З.Ф.

В работе предложен количественный метод измерения вариаций асимметрии в профилях фраунгоферовых линий. Были использованы новые цифровые спектры высокого разрешения. Мы показываем, что асимметрия может меняться неоднократно по знаку и значению внутри профиля одной и той же спектральной линии. Линии можно разбить на три группы по вариации асимметрии внутри профилей.

i Надоели баннеры? Вы всегда можете отключить рекламу.

Похожие темы научных работ по физике , автор научной работы — Кули-Заде Д.М., Мамедов С.Г., Алиева З.Ф.

Проявления околозвездной оболочки в оптических спектрах проэволюционировавших звёзд
Переменность спектра оптического компонента ИК-источника iras 01005+7910
Об эволюционном статусе высокоширотной переменной V534 Lyr
БЫСТРАЯ СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ є PER A

ИССЛЕДОВАНИЕ НЕСТАЦИОНАРНОСТИ АТМОСФЕРЫ κ CAS. I. ПЕРЕМЕННОСТЬ ПРОФИЛЕЙ ФОТОСФЕРНЫХ И ВЕТРОВЫХ ЛИНИЙ HE I

i Не можете найти то, что вам нужно? Попробуйте сервис подбора литературы.
i Надоели баннеры? Вы всегда можете отключить рекламу.

The Fraunhofer Lines Classifications by Asymmetry Changes Inside the Profiles in the Spectrum of the Sun

The method of asymmetry change inside Fraunhofer lines profiles is proposed. New digital spectra with high resolution were used. It was shown that asymmetry may change repeatedly by value and a sign inside the spectral line profile. The lines can be classified in three groups on asymmetry changes inside the profiles.

Текст научной работы на тему «Классификация линий Фраунгофера по изменениям асимметрии профилей в спектре Солнца»

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2017, том 72, № 3, с. 369-371

КЛАССИФИКАЦИЯ ЛИНИЙ ФРАУНГОФЕРА ПО ИЗМЕНЕНИЯМ АСИММЕТРИИ ПРОФИЛЕЙ В СПЕКТРЕ СОЛНЦА

©2017 Д. М. Кули-Заде1*, С. Г. Мамедов2, З.Ф.Алиева1

1Бакинский Государственный Университет, Баку, AZ1148 Республика Азербайджан 2Шемахинская астрофизическая обсерватория, Шемахы, AZ 5626 Республика Азербайджан Поступила в редакцию 2 мая 2017 года; принята в печать 21 июня 2017 года

В работе предложен количественный метод измерения вариаций асимметрии в профилях фраунгофе-ровых линий. Были использованы новые цифровые спектры высокого разрешения. Мы показываем, что асимметрия может меняться неоднократно по знаку и значению внутри профиля одной и той же спектральной линии. Линии можно разбить на три группы по вариации асимметрии внутри профилей.

Ключевые слова: линии: профили—Солнце: общие

После внедрения нового цифрового спектроскопического оборудования с высоким спектральным разрешением и высокой дисперсией (спектрометры Фурье и двойные монохроматоры) было точно установлено, что большинство линий Фра-унгофера в солнечном спектре асимметричны [1 — 7]. Однако все работы, посвящённые этой задаче, были выполнены с использованием качественных методов, что не позволяло детально исследовать асимметрию профилей фраунгоферовых линий. Требовался количественный метод, который бы позволил более подробно измерить асимметрию и выразить ее через физические параметры. Более того, изменение асимметрии внутри профиля спектральной линии вообще не рассматривалось. Решение такой задачи может внести значительный вклад в исследования стратификации солнечной фотосферы.

В данной работе мы предлагаем новый количественный метод исследования вариаций асимметрии в профилях слабых и умеренных линий Фраунгофера в спектре Солнца.

2. СПЕКТРАЛЬНЫЕ ДАННЫЕ

Мы использовали цифровые спектры с высоким разрешением [8], полученные с помощью Фурье-спектрометра. Остаточная интенсивность в [8] дана

с шагом в 2 mA что позволило исследовать слабые и умеренные профили фраунгоферовых линий в спектре Солнца.

Для данного исследования мы выбрали только одиночные неблендированные линии в спектральном диапазоне АЛ 5000—7000 AВ основном были использованы линии FeI, Til, CrI, Nil, а также и другие. Потенциал возбуждения нижних уровней использованных линий варьировался от е = 3.2 eV до е = 5.0 eV. Для построения исследуемых профилей фраунгоферовых линий и определения их спектро-фотометрических характеристик была использована программа ORIGIN1.

Ключевой момент в исследовании вариаций асимметрии внутри профилей фраунгоферовых линий состоит в определении центра профиля линии. Обычно центр профиля определяется максимальной центральной глубиной R0. Этот метод предполагает, что ядро профиля симметрично. Более объективный метод определения центра линии состоит в использовании полуширины профиля, что позволяет исследовать изменение асимметрии не только в крыльях, но и в ядрах профилей линий. Однако, использование метода предполагает, что профиль линии в области R = = 1/2 R0 симметричен. Анализ профилей линий показывает, что более выраженная асимметрия наблюдается в крыльях профилей. Поэтому разные исследователи определяют центр профиля по-разному: используются либо центральные ядра, либо полуширины профилей. В данной работе центр линии определяется как максимальное значение центральной глубины R0.

Рис. 1. Зависимость асимметрии от глубины линии К

для линий инфракрасного триплета O I.

На разных расстояниях от центра профиля линии, т.е. для разных глубин профиля линии, это значение определяется как:

где ДАт и ДАГг, соответственно, расстояния от центра на одинаковой глубине профиля в фиолетовом и красном крыльях линии. Это значение определяет асимметрию профиля на данной глубине в тЛ. Мы называем его дифференциальной асимметрией. Это довольно маленькое значение, измеряемое в тЛ которое можно определить используя цифровые высокодисперсионные спектры.

Если 5(К) > 0, мы будем называть такую асимметрию фиолетовой, а при 5(Е) < 0 — красной.

Рис. 2. Зависимость асимметрии А5845.294 Л и А5922.123 Л от глубины линии К.

Рис. 3. Зависимость асимметрии от глубины линии К для линии А5342.708 Л.

Если 5(К) = 0, то профиль линии на данной глубине симметричен.

Зависимость дифференциальной асимметрии 5(К) от глубины К показывает изменение асимметрии внутри профиля линии.

Асимметрия оказалась фиолетовой (5(К) > 0) на некоторых глубинах заданного профиля линии, тогда как на других глубинах 5(К) < 0, т.е. асимметрия красная. Таким образом, дифференциальная асимметрия варьируется и по знаку, и по

КЛАССИФИКАЦИЯ ЛИНИЙ ФРАУНГОФЕРА ПО ИЗМЕНЕНИЯМ АСИММЕТРИИ

значению внутри одного профиля. Это определяет сложную тонкую структуру профилей Фраунгофе-ровых линий в спектрах Солнца и звёзд.

На рис. 1 показано изменение асимметрии в профилях инфракрасных линий ОI. В данном слу-чае,= 5 (К) >0, т.е. наблюдается фиолетовая асимметрия, меняющаяся только по значению.

На рис. 2 показано изменение асимметрии в профилях линий А5845.294 Л и А5922.123 Л. В этом случае 5 (К) < 0 для всех профилей, т.е. мы видим только красную асимметрию, меняющуюся только по значению.

Экспериментальные результаты по нескольким профилям линий Фраунгофера в спектре Солнца показали, что профили большинства линий асимметричны. Асимметрия профилей имеет сложную тонкую структуру. Внутри заданного профиля асимметрия может неоднократно менять знак и значение, т.е. фиолетовая асимметрия (5(К) > 0), наблюдаемая на одной глубине, может смениться

Линии можно разделить на три группы по тому, как асимметрия меняется внутри профиля:

1. ö(R) > 0 по всей глубине профиля, т.е. наблюдается только фиолетовая асимметрия; она меняется только по значению, см. рис. 1;

1. R. I. Kostyk, Astron. Zh. 62, 112(1985).

2. D. M. Kuli-Zade, Astronomy Reports 45, 75 (2001).

3. F. Cavallini, G. Ceppatelli, and A. Righini, Astron. and Astrophys. 173, 155(1987).

4. D. Dravins, Annual Rev. Astron. Astrophys. 20, 61 (1982).

5. L. A. Higgs, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 124, 51 (1962).

6. R. I. Kostik and T. V. Orlova, Solar Phys. 53, 353 (1977).

7. H. Balthasar, Solar Phys. 99, 31 (1985).

8. R. L. Kurucz, I. Furenlid, J. Brault, and L. Testerman, Solar Flux Atlas from 296 to 13ÜÜ nm (Nat. Solar Obs., New Mexico, 1984).

The Fraunhofer Lines Classifications by Asymmetry Changes Inside the Profiles in the

Spectrum of the Sun

D. M. Kuli-Zade, S. G. Mamedov and Z. F. Aliyeva

The method of asymmetry change inside Fraunhofer lines profiles is proposed. New digital spectra with high resolution were used. It was shown that asymmetry may change repeatedly by value and a sign inside the spectral line profile. The lines can be classified in three groups on asymmetry changes inside the profiles.

Keywords: line: profiles—Sun: general