Линии фраунгоферовы

Как и в случае фраунгоферовой дифракции от одной щели, распределение интенсивности для дифракционной решетки в зависимости от угла дифракции можно также изобразить графически и аналитически. Все колебания, идущие от разных ш,елей в направлении гр =-- О, имеют одинаковые амплитуды и фазы колебания. Следовательно, все векторы амплитуд будут направлены вдоль одной линии и результирующая амплитуда будет [c.145]

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]

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

О. А. Мельников. Гравитационные красные сдвиги фраунгоферовых железных линий в центре диска Солнца.— Изв. Главн. астроном, обе., Пулково, 1964, т. 23, вып. 5, стр. 3—20. [c.371]

Длины волн фраунгоферовых линий определены с очень большой степенью точности,и поэтому в спектроскопии ими иногда пользуются в качестве реперов (нормалей) для градуировки шкал длин волн. [c.237]

ФРАУНГОФЕРОВЫ ЛИНИИ- ФРЕНЕЛЯ ФОРМУЛЫ [c.367]

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]

При долгих экспозициях в хорошо освещенном помещении диффузный дневной свет, проникнув в щель, может дать изображение солнечного спектра с наиболее интенсивными фраунгоферовыми линиями, особенно с Н- и /С-линиями Са +. Если на это не обращено внимание, то их можно ошибочно отнести к спектру поглощения изучаемого источника. [c.232]

Ньютон исследовал спектр Солнца. Другие раскаленные тела дают аналогичные сплошные спектры. Однако известно, что некоторые вещества, будучи на гретыми в пламени, окрашивают его в какой-либо цвет, то есть демонстрируют только часть спектра (медный паяльник нагревается на газовой горелке и делает ее пламя зеленым). В 1802 г. Волластон заметил дискретные черные линии в спектре солнечного света и, таким образом, первым наблюдал то, что мы теперь называем фраунгоферовыми линиями. [c.22]

Рис. 13.8. Линейчатые спектры излучения некоторых элементов и спектр поглощения верхними слоями атмосферы Солнца (фраунгоферовы линии)

Обращение спектральных линий испускания и поглощения атомы данного химического элемента поглощают те спектральные линии (точнее, частоты), которые они сами испускают. Газовая оболочка, окружающая Солнце,— хромосфера и земная атмосфера поглощают ряд линяй в непрерывном спектре излучения Солнца, и в сплошном спектре Солнца наблюдаются многочисленные темные фраунгоферовы линии ). [c.385]

Длины волн главных фраунгоферовых линий [c.173]

Показатели преломления для длин волн, соответствующих некоторым фраунгоферовым линиям [c.174]

Фраунгоферовы линии 144 Функция волновая собственная 78 --- колебательная 85 [c.548]

В нек-рых случаях возможны наложения линейчатого спектра на сплошной. Напр., в спектрах Солнца и звёзд на С. с. испускания могут накладываться как дискр. спектр поглощения фраунгоферовы линии), т к и дискр. спектр испускания (в частности, спектр, линии испускания атома И). [c.716]

Щель является од1юн из существенных частей спектральных (призменным, дифракционный) нрнборон. Она служит для получения так называемых спектральных ЛИНИН — максимумов дифракционной картины, соответствующей данной длнне волны. Принцип действия щели основан на явлении фраунгоферовой дифракции от одной щели, где дальнейшее ее сужение начиная с определенной ширины приводит к размытию изображения щели — к появлению дифракционной картины. Каждый максимум дифракционной картины называется спектральной линией, соотвегс1вующей данной длине волны к. В зависимости от конкретно поставленной задачи ширину щели, состоящей из двух подвижных ножей, меняют от нескольких тысячных до нескольких десятых (иногда и больше) миллиметра. [c.154]

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]

Структура солнечной атмосферы (рис. 45.6) такова, Фотосфера — слой толщиной около 500 км, в котором формируется непрерывное излучение с0 спектр0м, близким к спектру излучения черного тела. На это излучение накладываются узкие линии поглощения — фраунгоферовы линии (табл. 45.2). [c.1199]

Гелий был впервые открыт на Солнце путем идентификации фраунгоферовых линий — поглощенных длин 1ЮЛН в солнечном спектре. Линии, которые соответство-1 али наиболее известным в то время (1868 г.) элементам, были идентифицированы, однако остальные линии отождествить не удалось, и они были приписаны новому элементу, который впоследствии получил название гелия (от греческого гелиос — Солнце). [c.291]

ЛИНЕЙЧАТЫЕ СПЕКТРЫ — оитические спектры испускания и поглощения, состоянще из отдельных спектральных линий. Л. с. являются атомные спектры, спектры. звёздных атмосфер см. Фраунгоферовы линии), спектры органич. молекул при низких темп-рах в спец. условиях (см, Шпольского эффект). См. также ст. Спсктральная линия. [c.591]

Выше, в самых поверхностных слоях С., энергия вновь переносится излучением. Излучение, приходящее от С. к внеш. наблюдателю, возникает в чрезвычайно тонком поверхностном слое --- фотосфере, имеющей толщину (1/2000) Д 350 км. Располагающиеся над фотосферой хромосфера и корона практически свЬбодно пропускают непрерывное оптич. излучение фотосферы (близкое к излучению абсолютно чёрного тела с темп-рой ок. 6000 К). Верх, часть фотосферы и переходную область между фотосферой и хромосферой иногда называют обращающим слоем. Этот слой прозрачен для частот непрерывного спектра. Однако в нек-рых частотах, определяемых строением образующих слой атомов, слой непрозрачен. Излучение на этих избранных частотах рассеивается или поглощается обращающем слоем, и в спектре появляются линии поглощения, к-рые иногда называют фраунгоферовыми линиями. Практически вся энергия излучения Солнца заключена в непрерывном излучении фотосферы, приходящемся на интервал длин волн от 1500 А до 0,5 см. [c.589]

Оптическое и УФ-нзлученне — непрерывное излучение, изрезанное фраунгоферовыми линиями. В диапазоне 800—180 нм содержится ок. /j всей энергии, излучаемой С. В УФ-диапазоне становятся заметными вариации излучения, связанные с солнечной активностью, В солнечном спектре отождествлена более 30000 линий поглощения. Энергия, поглощаемая в этих линиях, составляет 30% энергии непрерывного излучения в УФ-диапазоне, доходит до 40—50% в диапазоне 300—400 нм и постепенно уменьшается к красной области спектра. Наблюдается также ряд полос простейших молекул СН, N, СО и др. Эти линии возннкают в области температурного минимума между фотосферой и хромосферой, а также над пятнами, [c.594]

В нек-рых случаях возможны наложения линейчатого спектра на сплошной. Наир., в снектрах Солнца и звёзд на С. с. испускания могут накладываться как дискретный спектр поглощения (фраунгоферовя линии), так и дискретный спектр испускания (в частности, спектральные линии испускания атома Н). [c.651]

Видимый о1апаэон (3 10 Гц<у< 10 Гц 3000 А<Х< < мкм). Для выделения видимого Ф. к. и. из наблюдаемого диффузного излучения необходимо вычесть излучение относительно близких источников эмиссию атмосферы, зодиакальный свет (свет Солнца, рассеянный на межпланетной пыли), интегральный свет звёзд Галактики. Эмиссия атмосферы. становится несущественной при наблюдениях за пределами земной атмосферы. При наземных наблюдениях для её исключения вводят поправку, основанную на исследованиях пропускания атмосферы под разными углами к зениту. Вклад зодиакального света можно в принципе учесть, запуская космич. аппараты перпендикулярно плоскости эклиптики на расстояние 1 а. е., т. е. в область, где практически нет межпланетной пыли. Другой, более доступный ныне путь состоит в использовании моделей свечения зодиакальной пыли, а также в наблюдениях видимого Ф. к. и. во фраунгоферовых линиях, где слабо излучение Солнца и поэтому ослаблен зодиакальный свет. Проводятся интенсивные исследования свойств зодиакального света с ракет и спутников с целью выделения видимого Ф. к. и. Третий фактор можно оценить по ф-ции светимости и пространств, распределению звёзд в Гклактике. Этот фактор вносит гл. неопределенность при исследовании внегалактич, компонента оптич. свечения неба. [c.337]

Ллойда при сложении коге-рентных колебаний на пластинке получается плоская Кр,. .прозрачная синусоидальная решетка. При освещении решетки параллельным монохроматическим лучом наблюдается фраунгоферова дифракция (рис. 3.46), и дифракционная картина в виде спектральных линий регистрируется на фотопленке SWR. Разрешающая сила Эг=/оИУ, где fo=2dlLXo (d- расстояние от щели до зеркала, L — расстояние от щели до экрана, w — ширина решетки). В спектре водородной лампы было обнаружено две [c.180]

Для уменьшения хроматической аберрации используют комбинации собирающих и рассеивающих линз из сортов стекла с различающейся дисперсией. Устранить ее для всего спектра невозможно. Обычно стремятся совместить изображения для каких-либо двух длин волн, выбор которых определяется назначением оптической системы. В приборах для визуальных наблюдений ахрома-тизацию производят для фраунгоферовых спектральных линий F(V = 480 нм) и С (Яс = 656 нм), при этом во всей видимой части спектра аберрация будет значительно ослаблена. [c.358]

Теория рассеяния излучения в спектральной линии — одна из важных глав теоретической астрофизики [77]. Она развивалась, начиная с двадцатых годов нашего столетия. Сначала рассматривалось образование фраунгоферовых линий поглощения без рассеяния. Согласно модели атмосферы Шварцшильда—Шустера над фотосферой, где формируется непрерьшный спектр, располагается слой, содержащий поглощающие в линиях атомы. При этом в центре пинии поглощение наибольшее и убывает согласно профилю поглощения. Это давало возможность качественно объяснить величины эквивалентных ширин линий. Однако профили линий этой теорией воспроизводились неадекватно. Необходимо было учесть рассеяние. [c.136]

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]

Широкое применение С. а. находит в астрофизике. Спектральные линии являются единственными вестниками о составе небесных тел. С. а. внешних частей солнца и других звезд, испускающих сплошные спектры, производится по фраунгоферовым линиям (см.). Состав туманностей и звезд, испускающих линейчатые спектры, производится путем сравнения линий спектров с линиями земных элементов. Этим методом установлено, что туманности состоят преимущественно из легких газов водорода, гелия и т. д. До последнего времени в спектрах многих туманностей оставался ряд линий, которые не удавалось идентифицировать с линиями известных элементов на этом основании предполагалось существование гипотетич. элементов, напр, небулия . В настоящее время удалось показать, что эти линии принадлея ат известным элементам (высокоионизированным азоту, кислороду и т. д.), т. ч. отпадает необходимость допускать существование в туманностях элементов, неизвестных на земном шаре. Вид спектральных линий (их ширина, смещение и т. д.) позволяет судить о физических условиях на поверхности небесных тел и об их радиальных скоростях. [c.304]

СПЕКТРОГЕЛИОГРАФ, прибор для фотографирования солнца в монохроматическом свете (см.), представляет спектрограф (см.) со щелью, имеющий большую дисперсию (см.), в котором весь спектр, за исключением определенной фраунгоферовой линии (см.), закрыт непрозрачным экраном со второй узкой щелью, пропускающей лишь лучи данной длины волпы. С. приставляется к рефрактору (см.), дающему изображение солнца. Первая обыкновенная щель С. направляется по хорде поперек изображения, а позади второй щели помехцается фотографич. пластинка, на к-рой фотографируются лишь те места выделенной хорды, где имеются светя1циеся пары того химич. элемента, спектральная линия к-рого выделена второй щелью. Двигая изображений солнца по первой щели и в то же время передвигая фотографич. пластинку под второй щелью с координированной скоростью, получают ряд последовательных прилегающих монохроматич. полосок, дающих в общей сложности сплошную фотографию солнечной поверхности с распределением па- [c.304]

Исключения, например, когда в спектре испус кания присутствуют линии, отсутствующие в спектре поглощении, объясняются в рамках квантовой механики. Наиболее ярким примером спектра поглощения являются фраунгоферовы линии — темные полосы на фоне непрерывного солнечного спектра. Их возникновение обусловлено газами, составляющими корону Солнца (см. рис. 13.8). [c.221]

ФРАУНГОФЕРА ДИФРАКЦИЯ, дифракция практически плоской световой волны на неоднородности (напр., отверстии в экране), размер к-рой Ь много меньше диаметра первой из зон Френеля УzK Ь< У zk (дифракция в параллельных лучах), где z — расстояние точки наблюдения до экрана. Названа в честь нем. физика Й. Фраунгофера (J. Fraunhofer). Подробнее см. Дифракция света. ФРАУНГОФЕРОВЫ ЛЙНИИ, 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. в ИК, УФ и в видимой областях солн. спектра, мн. из них отождествлены со спектр, линиями известных хим. элементов. В табл. приведены наиболее интенсивные Ф. л. в видимой области. [c.832]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...