Спектр солнца с фраунгоферовыми линиями

Наибольшую интенсивность непрерывный спектр имеет в области длин волн 430–500 нм. В видимой и инфракрасной областях спектр электромагнитного излучения Солнца близок к спектру излучения абсолютно черного тела с температурой 6000 К. Эта температура соответствует температуре видимой поверхности Солнца – фотосферы. В видимой области спектра Солнца наиболее интенсивны линии Н и К ионизованного кальция, линии бальмеровской серии водорода Н_α, Н_β и Н_γ.

Около 9 % энергии в солнечном спектре приходится на ультрафиолетовое излучение с длинами волн от 100 до 400 нм. Остальная энергия разделена приблизительно поровну между видимой (400–760 нм) и инфракрасной (760–5000 нм) областями спектра.

Солнце – мощный источник радиоизлучения. В межпланетное пространство проникают радиоволны, которые излучает хромосфера (сантиметровые волны) и корона (дециметровые и метровые волны). Радиоизлучение Солнца имеет две составляющие – постоянную и переменную. Постоянная составляющая характеризует радиоизлучение спокойного Солнца. Солнечная корона излучает радиоволны как абсолютно черное тело с температурой = 10 6 К. Переменная составляющая радиоизлучения Солнца проявляется в виде всплесков, шумовых бурь. Шумовые бури длятся от нескольких часов до нескольких дней. Через 10 минут после сильной солнечной вспышки радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца; это состояние длится от нескольких минут до нескольких часов. Это радиоизлучение имеет нетепловую природу.

Плотность потока излучения Солнца в рентгеновской области (0,1–10 нм) весьма мала (

5∙10 –4 Вт/м 2 и сильно меняется с изменением уровня солнечной активности. В ультрафиолетовой области на длинах волн от 200 до 400 нм спектр Солнца также описывается законами излучения абсолютно черного тела.

В ультрафиолетовой области спектра с длинами волн короче 200 нм интенсивность непрерывного спектра резко падает и появляются эмиссионные линии. Наиболее интенсивна из них водородная линия лаймановской серии ( = 121,5 нм). При ширине этой линии около 0,1 нм ей соответствует плотность потока излучения около 5∙10 –3 Вт/м 2 . Интенсивность излучения в линии приблизительно в 100 раз меньше. Заметны также яркие эмиссионные линии различных атомов, важнейшие линии принадлежат Si I ( = 181 нм), Mg II и Mg I, O II, O III, C III и другие.

Коротковолновое ультрафиолетовое излучение Солнца возникает вблизи фотосферы. Рентгеновское излучение исходит из хромосферы (

10 4 К), расположенной над фотосферой, и короны (

10 6 К) – внешней оболочки Солнца. Радиоизлучение на метровых волнах возникает в короне, на сантиметровых – в хромосфере.

Источник

Фраунгоферовы линии

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 обозначил свыше 570 линий, причём сильные линии получили буквенные обозначения от A до K, а более слабые были обозначены оставшимися буквами. В настоящее время астрономы выделяют в спектре Солнца тысячи фраунгоферовых линий.

Фраунгоферов спектр позволяет судить о химическом составе звёздных атмосфер, так как в 1859 году Кирхгоф и Бунзен доказали, что спектральные линии однозначно характеризуют химические элементы их излучающие. Так было показано, что в атмосфере Солнца присутствуют такие элементы, как водород, железо, хром, кальций, натрий и др. в разных стадиях ионизации. Именно на Солнце впервые спектроскопическими методами был открыт гелий.

В настоящее время спектральные линии обозначаются длиной волны и химическим элементом, которому они принадлежат. Например, Fe I 4383,547 Å обозначает линию нейтрального железа с длинной волны 4383,547 ангстрем. Но, для наиболее сильных линий сохранились обозначения, введённые Фраунгофером. Так, самыми сильными линиями солнечного спектра являются линии H и K ионизованного кальция.

В таблице символами Hα, Hβ, Hγ и Hδ обозначены первые четыре линии бальмеровской серии атома водорода. Линии D₁ и D₂ — это широко известный «натриевый дублет», пара хорошо различимых солнечных линий.

Следует заметить, что в литературе имеются противоречия в значении некоторых обозначений. Так символом d обозначают как голубую линию железа 4668,14 Å, так и жёлтую линию гелия (обозначаемую также D₃) 5875,618 Å. Также линия e может принадлежать как железу, так и ртути. Для того, чтобы уйти от двусмысленности необходимо всегда указывать элемент, которому принадлежит линия, например «линия e ртути».

Литература

• Д. Я. Мартынов. Курс практической астрофизики. // М., Наука, 1977

Wikimedia Foundation . 2010 .

Смотреть что такое «Фраунгоферовы линии» в других словарях:

ФРАУНГОФЕРОВЫ ЛИНИИ — особая темные линии, открытые Фраунгофером на солнечном спектре. Словарь иностранных слов, вошедших в состав русского языка. Чудинов А.Н., 1910. ФРАУНГОФЕРОВЫ ЛИНИИ особые темные линии, открытые оптиком Фрауэнгофером в солнечном спектре и дающие… … Словарь иностранных слов русского языка

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 — 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

Источник

Линии фраунгофера — Fraunhofer lines

В физике и оптике линии фраунгофера представляют собой набор спектральных линий поглощения, названных в честь немецкого физика Йозефа фон Фраунгофера (1787–1826). Линии были первоначально наблюдаются в виде темных признаков ( линии поглощения ) в оптическом спектре от Солнца (белый свет).

СОДЕРЖАНИЕ

Открытие

В 1802 году английский химик Уильям Хайд Волластон был первым, кто заметил появление ряда темных деталей в солнечном спектре. В 1814 году Фраунгофер независимо заново открыл эти линии и начал систематически изучать и измерять длины волн, на которых наблюдаются эти особенности. Он нанес на карту более 570 линий, обозначив основные черты (линии) буквами от A до K, а более слабые линии — другими буквами. Современные наблюдения за солнечным светом позволяют обнаружить многие тысячи линий.

Примерно 45 лет спустя Кирхгоф и Бунзен заметили, что несколько линий фраунгофера совпадают с характеристическими линиями излучения, идентифицированными в спектрах нагретых элементов. Это было правильно сделать вывод , что темные линии в солнечном спектре вызваны поглощением с помощью химических элементов в атмосфере Солнца. Некоторые из наблюдаемых особенностей были идентифицированы как теллурические линии, возникающие в результате поглощения молекулами кислорода в атмосфере Земли .

Источники

Линии фраунгофера являются типичными спектральными линиями поглощения. Линии поглощения — это темные линии, узкие области с пониженной интенсивностью, которые являются результатом поглощения фотонов при прохождении света от источника к детектору. На Солнце линии фраунгофера являются результатом наличия газа в фотосфере , внешней области Солнца. Фотосферный газ имеет более низкие температуры, чем газ во внутренних областях, и поглощает небольшую часть света, излучаемого из этих областей.

Именование

Основные линии фраунгофера и элементы, с которыми они связаны, показаны в следующей таблице:

Фраунгофера С, F, G»и Н линии соответствуют альфа, бета, гамма и дельта линий серии Бальмера из линий излучения атома водорода. Буквы фраунгофера теперь редко используются для этих строк.

Линии D ₁ и D ₂ образуют хорошо известный «дублет натрия», центральной длине волны которого (589,29 нм) присвоена буква обозначения «D». Это историческое обозначение этой линии прижилось и присваивается всем переходам между основным состоянием и первым возбужденным состоянием других щелочных атомов. Линии D ₁ и D ₂ соответствуют тонкой структуре возбужденных состояний. Это может сбивать с толку, потому что возбужденное состояние для этого перехода является P-состоянием щелочи, и его не следует путать с более высокими D-состояниями.

Буквы фраунгофера H и K до сих пор используются для обозначения дублета кальция-II в фиолетовой части спектра, важного для астрономической спектроскопии .

Обратите внимание, что в литературе есть разногласия по обозначениям некоторых строк; например, d-линия Фраунгофера может относиться к голубой линии железа при 466,814 нм или, альтернативно, к желтой линии гелия (также обозначенной D ₃ ) при 587,5618 нм. Точно так же есть неоднозначность в отношении линии e, поскольку она может относиться к спектральным линиям как железа (Fe), так и ртути (Hg). Чтобы устранить двусмысленность, возникающую при использовании, неоднозначным обозначениям линий фраунгофера предшествует элемент, с которым они связаны (например, электронная линия Меркурия и d-линия гелия).

Благодаря четко определенным длинам волн линии фраунгофера часто используются для характеристики показателя преломления и дисперсионных свойств оптических материалов.

Источник