Спектр Солнца

В экспериментах по получению спектров обычно используют призму или дифракционную решетку. Хорошо известно, что, создав примерно 150 лет назад первые дифракционные решетки, Фраунгофер сразу же применил их для изучения спектров различных источников света в частности, он заметил линии поглощения в сплошном спектре Солнца линии Фраунгофера). Еще раньше был осуществлен классический опыт Ньютона, впервые разложившего призмой солнечный луч. И по сей день призмы и дифракционные решетки играют основную роль при создании спектральных приборов. Эти диспергирующие элементы обеспечивают разложение излучения по длинам волн. [c.67]

Решетка была вновь открыта в 1821 г. Фраунгофером, который дал основы теории дифракции в параллельных лучах и осуществил при помощи дифракционного спектроскопа важнейшие открытия (з частности, открыл темные линии в сплошном спектре Солнца — фраунгоферовы линии). [c.208]

Распределение энергии в спектре Солнца. [c.402]

Таблица 45.2. Самые сильные фраунгоферовы линии в спектре Солнца [5]

Рис. 45.9. Спектр Солнца в ультрафиолетовом диапазоне 15]

Рис. 20. Спектр Солнца на поверхности Земли

Приборы, включающие и призму и решетку, в соответствии с двумя схемами, показанными выше, были неоднократно описаны в литературе. Так, для изучения инфракрасного спектра Солнца [c.58]

Рассмотрим основные типы спектрометров с дифракционными решетками, разрабатываемые для исследования спектров Солнца и других космических источников. Спектрометры для исследова- [c.291]

Рис. 17. Вид призматического спектра Солнца

Ш 60 80 100 по т Ш 180 200 220 240 260 Х-10 ,т Фиг. 109. Вид нормального спектра Солнца. [c.198]

Рис. 66. Вид призматического (а) и нормального (б) спектров Солнца.

Солнце, в основном, подчиняется законам температурного излучения. Распределение энергии в непрерывном спектре Солнца зависит от абсолютной его температуры и очень близко, как уже отмечалось, к распределению энергии по спектру абсолютно черного тела при температуре 5400° К (см. рис. 66, б). Максимальной интенсивности на земной поверхности это излучение достигает нри 500 м л. В ультрафиолетовой части спектра оно простирается практически только до 290 м 1, т. е. области очень сильного поглощения света озоном в верхних слоях земной атмосферы. [c.237]

Когда ширина спектра Лш мала по сравнению со средней частотой ( )о(А(о<Сшо), излучение называют квазимонохроматическим. Излучение в виде достаточно длинного цуга синусоидальных волн или в виде хаотической последовательности таких цугов дает пример квазимонохроматического излучения. Отдельные спектральные линии в излучении разреженных газов представляют собой квазимонохроматический свет. Такой свет можно также выделить из излучения источников, дающих непрерывный спектр (Солнце, раскаленные тела), с помощью монохроматоров — приборов, осуществляющих спектральное разложение. Наибольшей степенью монохроматичности (характеризуемой отношением ыо/Ам или Ко/ Х) обладает излучение стабилизированных по частоте газовых лазеров. [c.52]

Рассмотрим простой случай, когда свет, исходящий от раскаленного тела значительной оптической толщины с распределением по закону Планка, проходит через сравнительно тонкий более холодный слой. Мы имеем тогда непрерывный фон, на который накладываются линии поглощения, подобные найденным в спектре Солнца и большинства других звезд. В этом упрощенном случае распределение интенсивностей в непрерывном фоне дает цветовую температуру более глубокого слоя, в то время как интенсивности линий в спектре поглощения дают температуру внешнего поглощающего слоя. [c.301]

Распределение энергии в спектре Солнца, наиболее подробно изученной звезды, может быть успешно воспроизведено на основе приведенных выше соображений, хотя остаются еще не выясненные детали. [c.395]

А с запускаемых в верхнюю атмосферу ракет показывают, что интенсивность континуума ниже той, которую можно было ожидать на основании прежних измерений в области более длинных волн. Соответствующая этой интенсивности яркостная температура по измерениям группы авторов [23] оказалась около 4900°. Белл [10] рассматривал столь низкую температуру как результат добавления к общему поглощению линейчатого поглощения и считал, что эта температура, возможно, приближается к граничной температуре Солнца. Рассмотрение табл. 9 показывает, что эта граничная температура близка к величине температуры возбуждения, полученной из линейчатого спектра Солнца. [c.395]

В ультрафиолетовой области спектра солнце излучает меньше, чем абсолютно черное тело, а в инфракрасной области кривые почти не различаются. [c.159]

ФРАУНГОФЕРОВЫ ЛИНИИ — линии поглощения в спектре Солнца, наблюдаемые в инфракрасной, ультрафиолетовой и видимой областях спектра. Короче X = 1550 А они не наблюдаются. В инфракрасной и красно) частях снектра большинство Ф. л. обусловлено поглощением солнечного излучения в атмосфере Земли (кислородом, парами воды, углекислым газом и др.). [c.367]

Положительные подполосы перпендикулярной полосы 453 Полосы поглощения НоО в спектре солнца 503, 517 [c.619]

Рис. 3. Распределение энергии в ультрафиолетовой области спектра солнца на высотах О—30 км ] — интенсивность ультрафиолетового излучения, эрг/(см -с) [13]

Рис. 6.1. Распределение энергии в спектре Солнца в условиях идеальной (сухой и чистой) атмосферы при различных зенитных расстояниях Солнца О.

В спектре Солнца видно несколько темных линий (линии Фраунгофера), которые образуют спектр поглощения. Некоторая часть излучения от более нагретой внутренней части Солнца поглощается более холодными внешними газообразными слоями при переходе атомов этих слоев в более высокие энергетические состояния. [c.530]

Здесь индексы F, D н С указывают линии поглощения в непрерывном спектре Солнца (фраунгоферовы линии с длинами волн 4861, 5893 и 6563А соответственно). На рис 6.61 приведена зависимость п(Х), а также значения пр. пд и пс для двух сортов стекла (флинт и крон). [c.331]

Используя приемники, полностью поглощающие всю падающую на них тепловую энергию (абсолютно черное тело, см. гл. XXXVI), зная теплоемкость приемника и учитывая потери тепла, можно по повышению температуры оценить в абсолютных единицах энергию, приносимую лучами, что также является принципиальным преимуществом теплового метода. Им пользуются для измерений лучистой энергии всех длин волн, включая и ультрафиолетовые, особенно в тех случаях, когда желают получить количественные данные о распределении энергии по спектру излучающего тела. На рис. 19.1 показано схематически такое распределение для спектра Солнца. Для иных источников (например, лампа накаливания или ртутная лампа) распределение энергии по длинам волн может существенно отличаться от приведенного. Несмотря на универсальность теплового метода и возможность получения сравнимых между собой количественных показаний, обычно удобнее использовать для разных интервалов длин волн специальные приемы исследования, упомянутые выше. [c.401]

Спектр Солнца показан на рис. 45.7—45.10. Большая часть излучения приходит от фотосферы. В коротковолновой области ( .< 100 нм) спектр состоит из эмис- [c.1200]

Рис. 45.10. Спектр Солнца в рентгеновском диапазоне [91 Таблица 45.5. Средние характеристики радиовсплгсков [10]

В лаб. условиях наблюдения спектра водорода (напр., в алектрич. разрядах) серия Лаймана получается как в поглощении, так и в испускании, В спектре Солнца наблюдается в поглощении и серия Бальмера (что связано с возбуждением при высоких темп-рах нач. уровня jfe=2). [c.153]

Применение У. и. Изучение спектров испускания, поглощения и отражения в УФ-области позволяет определять электронную структуру атомов, молекул, ионов, твердых тел. УФ-спектры Солнца, звёзд, туманностей несут информацию о физ. процессах, происходящих в горячих областях этих космич. объектов. На фотоэффекте, вызываемом У. и,, основана фотоэлектронная спектроскопия. У. и. может нарушать хим. связи в молекулах, в результате чего могут возникать разл. фотохим. реакции (окисление, восстановление, полимеризация н т. д.), что послужило основой для фотохимии. Люминесценция под действием У. и. используется для создания люминесцентных ламп, светящихся красок, в люминесцентном анализе, дефектоскопии. У. и. применяется в криминалистике и искусствоведении. Способность разл. веществ к избират. поглощению У. и. используется для обнаружения вредных примесей в атмосфере и в УФ-микроскопии. [c.221]

Рис. 7.21. Примеры рентгеновских спектров Солнца (а) и звезды UXARI (й --г) п области 12 — 20 нм с различным спектральным разрешением 0,1 нм а. б) 0,026 нм (а) 2 10 нм (г) [интенсивность I указана в относительных единицах]

С начала нашего столетия, когда астроном Дж. Хейл наблюдал зеемановское расш,епление линий в спектре Солнца, мы знаем, что солнечные пятда представляют собой области с магнитным по лем до 4500 Гс, которые кажутся более темными вследствие своей пониженной температуры 4400 К, тогда как температура солнечной фотосферы (видиг мой поверхности Солнца) равна 6100 К. Считается, что понижение температуры вызывается магнитным [c.206]

Исследователи наблюдали лишь малую часть колебательного спектра Солнца, и это очень затрудняет идентификацию колебаний с периодами от 5 мин до нескольких часов. Но при измерениях солнечного диаметра, проводимых с точностью порядка одной угловой миллисекунды, выявляются, по видимому устойчивые флуктуации с периодами от 5 до 60 мин Правда, некоторые исследователи выражают сомнения в том, что это осцилляции солнечного происхож- дения, так как их амплитуды меньше флуктуаций, обусловленных рефракцией в земной атмосфере. [c.226]

Данные о распространении Р. в природе основываются на анализах 1 600 минералов и горных пород и 60 метеоритов. Специфич. ре-ниевых минералов не найдено. Содержание Р. в минералах колеблется от 2,1-IO" (в некоторых молибденитах) до 1-10 (предел чувствительности анализа). На основании анализов метеоритов определяют среднее содержание Р. в доступной части вселенной (и во всем земном шаре) в 3,6-10 . Одну из линий Р. нашли в спектре солнца. Содержание Р. в литосфере 1-10 . Р. находится в литосфере во многих первичных сульфидных породах (самые богатые—молибдениты), нек-рых силикатах (альвит, гадолинит), в ниобиевых, танталовых и других минералах, а также в самородных металлах (платина). [c.304]

О. с. С. и что фраунгоферовы линии образуются в тех же слоях, что и непрерывный спектр Солнца. Однако уравнения переноса излучения иногда математически гораздо легче решаются для модели Шварцшильда — Шустера. Расчеты профилей линий поглощения но [c.472]

Фнг. 151. Полосы Н О в фотографической области инфракрасного спектра солнца [(а) —Х = 9400 А, (6) — Х = 8200А]. Приведена интерпретация только некоторых более интенсивных линий при Дт = 1. [c.503]

С помощью такого спектрометра можно увидеть линии Фраунгофера в спектре Солнца. Выберите для этого солнечный день. Положите на землю несколько слоев белой бумаги (больше одного для того, чтобы она была очень белой ) и посмотрите на ее поверхность через ваш спектрометр. Используйте плотную ткань или одеяло, чтобы защитить глаза от рассеянного света. Воспользуйтесь так же краем трубки, чтобы спрятать ослепляюще яркий свет нулевого порядка. Ширину щели сделайте равной 0,5 мм. Заметьте, что непрерывный спектр Солнца пересечен несколькими темными линиями. Если вы их не видите, попытайтесь подрегулировать ширину щели, чтобы добиться лучшей освещенности. Другой метод заключается в том, чтобы покрыть очень узкую щель несколькими слоями вощеной бумаги (или кальки) и смотреть на небо вблизи Солнца, меняя интенсивность света степенью приближения к направлению на Солнце. [c.469]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...