Спектральные линии солнца это

Глава 5. Спектральные наблюдения Солнца

Вы уже знаете, что спектр Солнца состоит из яркого непрерывного спектра с наложенными на него темлыми линиями поглощения фраунгоферовыми линиями.

Каждая из этих линий принадлежит спектру какого-либо химического элемента из таблицы Менделеева. Изучение солнечного спектра показало, что на Солнце присутствуют почти все известные химические элементы. Больше всего на Солнце водорода (Н) 80%. затем следует гелий (Не) — около 20%. Все остальные элементы составляют доли процента от общего объема Солнца. Тем не менее, в спектре Солнца есть много линий железа (1-е), магния (Mg), кальция (Са), натрия (Na) и многих других элементов. Наиболее широкие и глубокие линии в спектре Солнца имеют специальные буквенные обозначения «личные имена». Приведем в табл. 7 список этих линий, хорошо видных в спектре даже с небольшой дисперсией. Обычно наблюдатели-спектроскописты узнают их «в лицо».

На рис. X представлен спектр Солнца, полученный со специальной решеткой эшеле. Она позволяет получить почти весь видимый спектр (с некоторыми пропусками) за одну экспозицию в виде большого числа полосок. У края каждой полоски указан ее номер. В таблице 8 эти номера помещены в 1-й столбец, а во 2-м и 3-м столбцах указаны длины волн λ₁ и λ₂ линий, отмеченных точками под соответствующими полосками спектров. Линии из табл. 7 помечены стрелками под спектром и перечислены в Примечаниях табл. 8 в соответствующих строках.

Таблица 7

Темная полоса, идущая посередине всех полосок, — это спектр солнечного пятна. Первое, что нужно научиться делать при спектральных наблюдениях, -это ориентироваться в солнечном спектре по цвету и сильным линиям, перечисленным в табл. 7. Следующий необходимый навык — определение дисперсии спектрографа не по формуле, а по реальному спектру. Для начала можно потренироваться в определении дисперсии на разных полосках спектра на рис. X. Для этого надо знать длины волн двух линий и расстояние в мм между ними. Для каждой полоски длины волн двух линий Вам известны. Определите разность этих длин волн Δλ (Å) и расстояние между линиями в мм Δl. Теперь можно определить дисперсию на каждой полоске

Сравнив дисперсию в синей и красной части спектра. Вы увидите, что она с ростом длины волны уменьшается. Не противоречит ли это нашему утверждению, что у дифракционной решетки дисперсия не зависит от длины волны?

Вспомним, что это утверждение справедливо для одного порядка решетки. С переходом же от порядка к порядку дисперсия растет для всех длин волн. Каждая полоска на рис. X это один из порядков спектра, даваемого эшеле. Но выделяются они не стеклянными фильтрами, как было рассказано выше, а разносятся по высоте призмой, направление дисперсии которой перпендикулярно направлению дисперсии эшеле. По этой спектрограмме (рис. X) вы можете решить еще две задачи; определить, к каким порядкам относятся разные полоски и какова дисперсия призмы, разносящей порядки. В первой задаче надо воспользоваться формулой kλ_k = const, где k — номер порядка, а λ_k — средняя длина волны на полоске, соответствующей n-му порядку. Наименьшее значение к будет на той полоске, где дисперсия минимальна. В нашем случае это нижняя полоска с линией Нα. Принимаем, что она относится к n-му порядку. Следующая полоска будет относиться к k=n+1 порядку и т.д. до k=n+28. Для каждой полоски надо еще определить длину волны середины полоски Хк интерполяцией между двумя точками с известными длинами волн.

Теперь осталось решить уравнения с одним неизвестным

Из-за неточностей измерений п будет получаться из разных пар несколько различной и отличной от целого. Осреднение полученных значений и округление их до целого даст вам значение n — номер порядка нижней полоски.

Вторую задачу можно решить графически. У Вас уже есть длины волн середин каждой полоски. Измерьте расстояние каждой полоски от первой и постройте график. По оси X отложите длины волн λ_k, а по оси Υ расстояние соответствующих полосок от первой. Вы получили кривую дисперсии призмы, разводящей порядки.

Для того чтобы полностью освоиться с видом солнечного спектра, очень полезно сделать следующую работу. Попробуйте определить цвет каждой полоски. Для этого Вам надо будет отождествить спектр, который Вы наблюдаете на своем спектрографе, с рис. X. Вращая решетку, найдите сначала в красной части спектра линию На. Так как она существенно шире всех остальных линий, ошибиться в ее отождествлении трудно. Затем найдите остальные сильные линии из списка табл. 7. После этого переходите к отождествлению более слабых линий и определению цвета каждой полоски. Попробуйте запомнить цвет излучения разных длин волн, хотя бы через 500 Å.

Когда Вы освоитесь с видом солнечного спектра и не будете искать линию Н_β, в красной части спектра, вам надо научиться различать спектры отдельных активных образований на Солнце.

Начнем с наиболее простого-спектра солнечного пятна. Наведите Ваш телескоп так, чтобы большое пятно стояло на щели спектрографа. В спектре Вы увидите темную полоску вдоль направления дисперсии это и есть спектр пятна (рис. IX). Присмотритесь внимательно к виду спектральных линий. Некоторые из них выглядя! гак же, как и в фотосфере. Это в основном наиболее гонкие и четкие линии, принадлежащие нашей земной атмосфере. Некоторые солнечные линии также почти не меняют свой вид при переходе от фотосферы к пятну. Другие же линии ведут себя иначе. Некоторые из них усиливаются, некоторые ослабляются. В спектре пятна появляются линии, вообще отсутствующие в спектре фотосферы.

Это происходит из-за различия температур в фотосфере и пятне. Температура пятна на 2000-3000 Кельвинов ниже, чем температура фотосферы, а каждая спектральная линия возникает лишь при условии, что значения температуры и плотности среды лежат в определенном интервале. Поэтому линии, требующие для своего образования высокой температуры, например, линии ионизованного железа (FeII), в пятне исчезают. Другие же, наоборот, видны в спектре пятна, а в фотосфере не видны это низкотемпературные линии.

Когда на щели стоит большое пятно с полутенью, мы получаем спектр, подобный тому, что представлен на рис. IX, а, более темная полоска спектра тени, с двух сторон от которой проходят менее темные полоски спектра полутени.

В пятнах, находящихся вдали от центра Солнца, при хорошем качестве спектра видно, что линии в полутени искривлены (рис. IX, а и б). Это проявление движения вещества в пятне называется эффектом Эвершеда.

Некоторые линии в спектре пятна расширены, а в больших пятнах заметно их расщепление. В этом случае мы имеем дело с эффектом Зеемана расщеплением линий в магнитном поле пятна. Ниже мы вернемся к возможностям определения величины эффекта Эвершеда и измерению магнитных полей пятен.

Обратим внимание на вид пятна в линии К CaII одной из интереснейших линий солнечного спектра (нижний спектр на рис. IX). Это очень широкая и глубокая линия (так же, как и Н CaII). В центре ее пятно невидимо. Темная полоска, идущая вдоль спектра, в центре линии К превращается в яркое пятнышко. Дело в том, что центр линии К образуется в хромосфере и мы видим горячий (а следовательно, яркий) флоккул, расположенный над пятном (на фото справа этот флоккул над пятном существенно ярче, чем на левом и нижнем). Флоккул виден в линии К и в соседних с пятном областях. Там в линии видны два эмиссионных пика с более темным провалом между ними. Говоря о флоккуле, мы уже перешли к объектам, которые не видны в белом свете. На фото слева можно увидеть волокна. Они лучше видны в линии На (верхний спектр). Над пятном виден более темный узел в линии На — это спокойное волокно, а в нижней части — поднимающееся волокно: темный узел в линии На смещен в синюю сторону спектра. Еще лучше видны сдвиги линий из-за движения в спектрах протуберанцев (рис. XII верхний).

Но самое удивительное зрелище — это спектр солнечной вспышки. В самом начале вспышки, в ее взрывной фазе, на фоне многих темных линий поглощения появляется яркое излучение с очень широкими крыльями (т. е. простирающееся на несколько ангстрем в обе стороны от линии). Пример спектра начальной фазы вспышки приведен на рис. XI. С развитием вспышки излучение уменьшается, крылья исчезают, остаются яркими только центры линий. В этой стадии вспышку легко спутать с флоккулом. Такого рода образование видно в верхней части рис. IX справа.

В спектре можно наблюдать и другие тонкоструктурные образования — ядра непрерывной эмиссии и усы. Оба этих образования очень маленького размера, но спектр у них разный. Ядра непрерывной эмиссии излучают по всему непрерывному спектру (см. рис. IX верхние). Усы же появляются в виде длинных и узких крыльев около отдельных линий. Причем в центре линии излучение такое же, как в соседних областях (рис. XII нижний).

Перейдем теперь к рассмотрению ряда задач, которые можно решать по наблюдениям солнечного спектра.

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