Application ng spectral analysis sa pag-aaral ng uniberso. Mga pamamaraan ng ecoview ng spectral analysis sa astronomy

Ang spectral analysis sa astronomy ay nakakakita ng aplikasyon pangunahin sa pagtukoy ng kemikal na komposisyon at pisikal na estado ng mga celestial na katawan at sa pagtukoy ng kanilang paggalaw sa linya ng paningin, iyon ay, sa tuwid na linya na nagkokonekta sa lupa at katawan (tingnan ang Doppler phenomenon). Sa unang kaso, ang mga pangunahing batas ng spectral analysis ay inilalapat; Ang spectra ng isang pinagmumulan ng liwanag ay may tatlong uri: 1) tuloy-tuloy, kapag ang pinagmumulan ng liwanag ay isang solid o likidong katawan, kahit papaano ay dinadala sa glow, o gaseous din, lalo na ang isang halo ng mga gas, kung ang presyon nito ay sapat na mataas; ang isang tuluy-tuloy na spectrum sa huling kaso ay hindi nakuha sa lupa, ngunit ang posibilidad nito ay ipinahiwatig ng mga eksperimento kung saan ang mga parang multo na linya ng ilang mga sangkap ay pinalawak na may pagtaas ng presyon ng gas na nagpapalabas ng liwanag; 2) isang line spectrum ng radiation, na binubuo ng isang mas malaki o mas maliit na bilang ng mga maliliwanag na linya (bawat linya ay isang imahe ng slit ng isang spectral apparatus sa isang hiwalay na kulay ng isang tiyak na haba ng daluyong); ito ay nakukuha kung ang pinagmumulan ng liwanag ay isang gas na kahit papaano ay dinadala sa glow: ang mga eksperimento ay hindi pa nakakahanap ng dalawang magkaibang gas na magbibigay ng parehong spectrum; Ito ang batayan para sa kakayahang matukoy ang kemikal na komposisyon ng gas o pinaghalong mga gas kung saan ang liwanag ay nagmumula sa line spectrum ng radiation; sa kabilang banda, ang mga eksperimento ay nagpakita na ang ilang mga gas ay may hindi isang spectrum, ngunit marami, at ito ay depende sa paraan ng gas ay dinadala sa glow; Posibleng ipagpalagay na ang pag-asa na ito ay nalalapat sa lahat ng mga gas, ngunit hindi pa ito natuklasan sa eksperimento sa lahat ng mga ito. Hindi sa lahat ng ganoong kaso tiyak na naitatag kung ano ang sanhi ng impluwensya sa pagbabago sa spectrum. Ang mga ito ay kadalasang iniuugnay sa mga pagkakaiba sa temperatura, mga pagkakaiba sa enerhiya kung saan, sa isang proseso o iba pa (pagpapainit, pagpasa ng electric current), ang ilaw ay ibinubuga ng mga atomo ng gas: nabanggit, halimbawa, na sa ilang mga gas, nang walang isang pangunahing pagbabago sa pag-aayos ng mga linya ng liwanag sa kanilang spectra, ang relatibong liwanag ng mga indibidwal na linya ay nagbabago bilang, halimbawa, ang kapangyarihan ng electric discharge kung saan ang gas ay dinadala sa glow ay nagbabago; Bukod dito, ang liwanag ng ilang mga linya ay tumataas sa pagtaas ng discharge power, habang para sa iba pang mga linya ito ay bumababa; ang isang katulad na pagbabago sa liwanag ng ilang mga linya ay sinusunod kapag inihambing ang spectra na nakuha sa pamamagitan ng pag-init ng mga singaw ng mga angkop na metal na may pagtaas sa temperatura mula 1 ½ hanggang 2 ½ libong degree. Ang mga resulta ng mga pag-aaral na ito ay minsan ginagamit sa astronomiya upang hatulan ang mga kondisyon kung saan ang iba't ibang mga makinang na gas ay matatagpuan sa mga celestial na katawan; gayunpaman, ang kanilang paggamit ay hindi lubos na tiwala, dahil ito ay nagdududa na ang mga kondisyon para sa pagkinang ng mga gas sa celestial body ay ganap na tumutugma sa limitadong teknikal na mga pamamaraan na posible pa ring gamitin sa mga makalupang laboratoryo. Dito nagbubukas ang isang malawak na larangan para sa karagdagang mga eksperimento at teoretikal na pananaliksik; 3) ang ikatlong uri ng spectra, ang absorption spectrum, ay nakukuha kapag ang liwanag mula sa isang light source na gumagawa ng tuloy-tuloy na spectrum, bago pumasok sa slit ng isang spectral device, ay dumaan sa isang layer ng mga gas, sa partikular na mga makinang. Pagkatapos ay karaniwang lumilitaw ang mga madilim na linya sa spectrum sa mismong mga lugar kung saan ang mga gas na ito, kapag nagliliwanag sa sarili, ay gumagawa ng mga liwanag na linya. Kaya, mula sa mga madilim na linyang ito posible upang matukoy ang likas na katangian ng mga gas kung saan dumadaan ang liwanag. Ngunit ang pagpasa ng liwanag sa pamamagitan ng mga gas ay hindi palaging nagiging sanhi ng kapansin-pansing mga linya ng pagsipsip; at, higit pa, ang relatibong intensity ng mga linya ng pagsipsip ay hindi lubos na tumutugma sa kamag-anak na ningning ng mga maliliwanag na linya ng parehong mga gas. Isang matalim na halimbawa: ang helium ay unang natuklasan sa araw kasama ang liwanag na linya nito sa spectrum ng chromosphere, ngunit walang madilim na linya ng helium sa ordinaryong spectrum ng araw. Samakatuwid, mula sa kawalan ng mga madilim na linya ng anumang gas sa spectrum ng isang celestial body, hindi pa maaaring tapusin ng isa na wala o isang maliit na halaga ng gas na ito sa kapaligiran nito; ang mga pisikal na kondisyon ay maaaring maging tulad na hindi ito maaaring magpakita mismo sa pamamagitan ng kapansin-pansing pagsipsip ng liwanag. Tulad ng sa maraming iba pang mga kaso, positibong ebidensya lamang ang maaasahan, hindi negatibong ebidensya. Sa pamamagitan ng paglalapat ng mga pangunahing batas na ito ng spectral analysis, natuklasan ang komposisyon ng iba't ibang celestial bodies o mga bahagi nito (tingnan ang araw, mga bituin, kometa, nebulae).

Ang impluwensya ng iba't ibang mga kadahilanan sa lokasyon sa spectrum at ang hitsura ng mga parang multo na mga linya, na natuklasan sa panahon ng pananaliksik sa mga makalupang laboratoryo, ay nakakahanap din ng aplikasyon sa astronomiya; halimbawa, ang pagbabago sa wavelength ng mga linya depende sa presyon ng gas ay ginagawang posible upang humigit-kumulang na hatulan ang presyon ng atmospera sa mga celestial na katawan, sa pag-aakalang walang ibang mga dahilan ang naroroon. Ang impluwensya ng magnetic field sa spectrum ng gas na dumadaan dito (tingnan ang Zeman phenomenon) ay nakahanap din ng aplikasyon sa astronomy; Sa pamamagitan ng pag-aaral ng polariseysyon ng mga madilim na linya sa spectrum ng mga sunspot, natuklasan ang magnetic fraction sa mga ito, at pagkatapos ay ang magnetic field ng araw sa pangkalahatan. Ang pagpapasiya ng paggalaw sa linya ng paningin sa batayan ng Doppler phenomenon (tingnan) ay nakakahanap ng malawak na aplikasyon, lalo na sa iba't ibang mga isyu na may kaugnayan sa mga bituin at araw (tingnan ang mga bituin, XXI, 34, 35, 38; araw).

Sa pagtatapos ng ika-19 na siglo, ang teoretikal at eksperimentong pananaliksik ay nagtatag ng mga batas ng radiation (tingnan) ang tinatawag na. ganap na itim na katawan; ang pag-asa ng dami ng enerhiya na ibinubuga ng isang katawan sa temperatura nito at ang distribusyon ng enerhiya sa iba't ibang bahagi ng spectrum at wavelength ay natukoy. Ang paggamit ng mga batas na natagpuan sa kasong ito sa spectra ng mga celestial na katawan ay naging posible, siyempre, sa kaso ng self-luminous body, iyon ay, ang araw at mga bituin, upang matukoy, hindi bababa sa humigit-kumulang, ang mga temperatura ng kanilang nagpapalabas ng mga ibabaw.

Sa wakas, sa kamakailang mga panahon, ang spectral analysis ay nakahanap ng isang espesyal na aplikasyon sa astronomy, lalo na sa pagtukoy ng mga distansya ng mga bituin mula sa araw. Sa pamamagitan ng isang purong geometriko na pamamaraan (tingnan ang mga bituin, XXI, 27) ang mga distansya ng ilang daang bituin mula sa araw ay unti-unting natukoy; bilang karagdagan, ang kanilang nakikita, maliwanag na ningning ay tinutukoy sa tinatawag na mga stellar magnitude (tingnan ang mga bituin, XXI, 23); ang mga maliwanag na magnitude na ito ay nakasalalay, siyempre, sa aktwal na ningning ng mga bituin, ngunit gayundin sa kanilang distansya mula sa araw: sa katunayan, ang isang maliwanag na bituin ay maaaring magmukhang malabo kung ito ay napakalayo sa atin; sa kabaligtaran, ang isang mahina ay maaaring magmukhang maliwanag kung ito ay mas malapit sa atin. Ngunit kung malalaman din ang maliwanag na ningning at distansya, maihahambing natin ang aktwal na ningning ng mga bituin, kung ano ang magiging mga ito kung lahat sila ay nasa parehong distansya mula sa araw. Ang distansiyang ito ay kumbensiyonal na kinuha na 2,062,648 beses ang layo ng lupa mula sa araw; tumutugma ito sa isang taong paralaks na eksaktong 0.1 arcsecond; ang magnitude ng bawat bituin, ang haka-haka na inilipat sa ganoong distansya, ay tinatawag na "ganap" na magnitude ng bituin na ito. At kapag inihambing ang spectra ng mga bituin ng parehong uri ng spectral (tingnan ang mga bituin, XXI, 31, 32), ngunit magkaibang "ganap" na mga magnitude, natagpuan na ang ilang mga linya ng spectrum, sa kanilang intensity at lapad, ay nasa isang tiyak na paraan na nauugnay sa ganap na magnitude; upang mula sa kanilang relatibong intensity ay matutukoy ng isa ang "absolute" na halaga. Kapag ang koneksyon na ito ay ipinahayag sa pamamagitan ng isang mathematical formula o sa pamamagitan lamang ng isang pagguhit, kung gayon ang intensity ng mga linya sa spectrum ng anumang bituin ng bituin na ito ay mas malaki o mas mababa kaysa sa distansya kung saan ang "ganap" na liwanag ay tumutugma, ibig sabihin, ang distansya na may paralaks na 0.1 arcsecond, at samakatuwid ay matutukoy mo ang distansya ng bituin na ito. Ang pamamaraang ito, na binalangkas ni Kohlschütter at binuo nang detalyado ni Adams, ay nakahanap ng higit at higit pang aplikasyon sa astronomiya sa mga nakaraang taon.

Ang mga bituin ay mayroon ding spectra, at sila ay direktang nauugnay sa spectra ng mga monad, na nagmumula sa mga espirituwal na impulses upang sila ay sumailalim sa ebolusyon sa mga materyal na katawan ng stellar (5m) at planetary (3m) na mga mundo.
Sa astronomiya, mayroong spectral classification ng mga bituin ayon sa ilang pisikal na katangian. Ang pinakakaraniwan ay ang isang ito:

Ang ideya ng spectra ay nakakatulong na subaybayan ang mga ugnayan ng mga sibilisasyon sa isa't isa at sa Earth at sa mga pangunahing portal o lugar ng kapangyarihan nito. Ang spectrum ng isang lugar ng kapangyarihan ay katulad ng spectrum ng isang bituin may mga halimbawa sa paksa tungkol sa.

Nagbibigay-daan din ito sa iyo na bumuo ng mas malinaw na ideya ng ​​iba't ibang VC at lutasin ang ilang mga hindi pagkakaunawaan na aktibong nagpapatuloy sa esoteric na kapaligiran. Bilang isang tuntunin, ang ideya ng mga sibilisasyon ay kadalasang napaka-abstract at malabo. Dito, siyempre, hindi ko nilalayon na sabihin sa maikling salita ang lahat ng mga detalye tungkol sa EC, ngunit maaari nating makilala sa pagitan ng mga pangunahing uso at impluwensya - bilang panimula, sa pamamagitan ng paglilimita sa mga sibilisasyon ng mga indibidwal na bituin (at mga sistema ng bituin) sa ang konstelasyon sa pamamagitan ng spectra.

Bilang halimbawa, kunin natin konstelasyon Orion, kung saan mayroong talagang napakaraming magkakaibang mundo. Itinuturing ng ilan na ang Orion ang tahanan ng mga reptilya, ilan sa mga kulay abo, at ilan sa mga Slav at Aryan. Ang katotohanan ay nasa gitna.

Sa ibaba ay isinasaalang-alang namin ang mga pangunahing bituin sa konstelasyon:

Rigel- asul-puting supergiant, triple star. Spectrum ng enerhiya: Rigel A - madilim na asul sa puti, Rigel B - puti sa asul, Rigel C - asul sa puti. Mga sibilisasyon ng isang malinaw na ipinahayag na uri ng teknolohiya. Mayroong maraming kulay-abo at iba pang mga robotic na karera, ang chipping at cyborgization ay karaniwan. Pangunahing mga zone ng impluwensya sa Earth: St. Petersburg, England, USA. Ang isang kapansin-pansing halimbawa ng isang kinatawan ng sibilisasyong ito ay si Peter I, na isa rin sa mga pangunahing tagalikha nito - pinanumbalik niya ang St. Petersburg, aktibong nagsulong ng teknikal na pag-unlad at "mga halaga ng Europa." Mula roon, ang mga paglalarawan ng mga mundo ay nai-broadcast kung saan ang teknikal na "pag-unlad" ay umabot sa sukdulan nito, madalas sa isang dystopian vein: Huxley, Asimov, bahagyang ang "Matrix" na mga pelikula, atbp. Ang antas ng panginginig ng boses ay 3.5 sa 100. (ang antas ay ipinahiwatig sa kasalukuyang sandali, habang nililinis ito ay tataas ito) Para sa paghahambing, ang Earth ay may antas na 5, ang Araw ay may 14 hanggang ngayon.

Betelgeuse- pulang supergiant. Ang spectrum ng enerhiya ay madilim na orange sa turkesa. Ang mga agresibong sibilisasyon na may binibigkas na kontrol ng reptilya, ang sistema ay malapit sa teokrasya ng mga Hudyo noong panahon ng Lumang Tipan. Aktibo silang nakikipaglaban sa iba pang mga sibilisasyon, nag-aayos ng mga reptile landings sa lupa. Nauugnay sa Illuminati at mga paring Hudyo. Ang mga pangunahing spheres ng impluwensya ay Egypt, Israel, Georgia (Mountain Jews), partly Spain at lahat ng "lugar ng kapangyarihan" ng Repts. Gayunpaman, wala itong mataas na antas ng teknokrasya (ginagamit nila ang mga Rigellian bilang mga katulong, ngunit hindi sila mismo ang nagpapatupad ng teknikal na pamamahala). Ito rin ay isang pagkakamali na maniwala na sa sistema ng Betelgeuse at Orion sa kabuuan ay mayroon lamang mga reptilya. Marami ring normal na tao doon, bagama't kailangan nilang mamuhay sa loob ng umiiral na sistema. Antas ng panginginig ng boses 8.

Bellatrix - asul-puting supergiant. Ang spectrum ng enerhiya ay ginto sa madilim na asul. Ang sibilisasyon ay espirituwal at techno-fiery. Walang mataas na antas ng teknokrasya, ang sistemang panlipunan ay malapit sa Persia noong sinaunang panahon, ang ideolohiya ay malapit sa Zoroastrianismo. Sila ay mga aktibong manlalaro sa dalawahang laro, na gumagamit ng mga hologram at virtual na mundo upang mapataas ang mga vibrations at maimpluwensyahan ang mga kalaban. Mga globo ng impluwensya - Iran, bahagyang India at Ukraine. Antas ng panginginig ng boses 13.

Alnilam - asul na supergiant. Asul na spectrum ng enerhiya sa dilaw. Technogenic-magical na sibilisasyon. Nakararami ang sistema ng caste na may kapangyarihan ng mga mandirigmang kshatriya. Sinusunod niya ang isang agresibong patakaran, aktibong nakikilahok sa lahat ng mga salungatan, ang kulto ng Kali bilang diyosa ng pagkawasak at iba pang madilim na kulto ay laganap. Isa sa mga tinubuang-bayan ng mga lahi ng ahas ng naga. Mga globo ng impluwensya - India, Ukraine. Sa una (bago ang pagkuha ng mga reptilian) - ang mga ninuno ng mga mamamayan ng South Aryan, tulad ng kay Bellatrix. Antas ng panginginig ng boses 6.

Alnitak - asul na supergiant, triple star. Spectrum ng enerhiya: Alnitak A - asul sa madilim na asul, Alnitak B - madilim na asul sa asul, Alnitak C - asul sa madilim na asul. Isa ring malinaw na teknokrasya, higit pa kaysa sa sistema ni Rigel. Buong kapangyarihan ng mga kulay abo. Ang isang makabuluhang bahagi ng technogenic na kontrol ng iba pang mga sibilisasyon, kabilang ang lupa, ay dumaan sa bituin na ito. Mayroon ding mga computer control system para sa mga pansamantalang sangay at kamalayan ng mga tao. Ang pangunahing saklaw ng impluwensya ay ang USA. Antas ng panginginig ng boses 2.5.

Saif - puting-asul na bituin. Energy spectrum dark green sa black. Ang pangunahing lugar ng suporta para sa mga reptilya sa ika-5 dimensyon. Ang bituin ay mahalagang isang butas ng enerhiya kung saan ang pandaigdigang kundalini na ahas ay tumagos, na sumusuporta sa reptilian genetics. Mayroon ding mga incubator para sa mga itlog ng reptilya, mga puno ng ahas - mga generator ng mga anyo ng reptilya at mga emanations ng kamalayan para sa pagkakatawang-tao sa mga pisikal na katawan, atbp. Puro reptilian location, walang tao. Antas ng panginginig ng boses 1.

Mintaka- isang asul na supergiant, isang maramihang bituin, ay binubuo ng dalawang asul-puting higante. Enerhiya spectrum dilaw sa asul. Ang sibilisasyon ay espirituwal na may binibigkas na mapaglarong aspeto, at ang pares na istraktura ng bituin mismo ay nauugnay sa duality at paglalaro ng magkasalungat. Ang chess ay lalo na iginagalang. Bilang isang energetic na istraktura, ang chessboard ay tumatagos sa buong bituin at umaabot sa Earth at marami pang ibang sibilisasyon. Masasabi mong ito ang mundo ng mga manlalaro ng chess. Ang chess ay ginagamit doon hindi lamang bilang libangan, kundi bilang isang aktibong paraan ng mahiwagang pagkontrol sa katotohanan. Sa pangkalahatan, isang medyo mataas na antas ng kultura, katulad ng sibilisasyon ng mga dakilang Mughals sa panahon nito. Mga globo ng impluwensya - India, Ukraine, Gitnang Silangan. Antas ng panginginig ng boses 11.

Spectrum at spectral analysis.

Banayad na pagpapakalat

Pagpapakalat ng liwanag (decomposition of light) - eksperimento na natuklasan ni Isaac Newton noong 1672. Napansin ni Newton ang isang kulay ng bahaghari sa paligid ng mga bituin na nakikita kapag tiningnan sa pamamagitan ng isang teleskopyo. Ang pagmamasid na ito ay nagtulak sa kanya na mag-eksperimento at lumikha ng isang bagong aparato - isang spectroscope. Itinuro ni Newton ang isang sinag ng liwanag sa isang prisma. Upang makakuha ng mas puspos na guhit, ang bilog na butas ay pinalitan ng isang slotted.

Ang light dispersion (light decomposition) ay isang hanay ng mga phenomena na sanhi ng pag-asa ng absolute refractive index ng isang substance sa frequency (o wavelength) ng liwanag (frequency dispersion), o, ang parehong bagay, sa pamamagitan ng dependence ng phase speed. ng liwanag sa isang substance sa frequency (o wavelength).

Ang pagpapakalat ay ang pagkakaiba sa mga bilis ng phase ng pagpapalaganap ng mga light ray ng iba't ibang mga wavelength sa isang transparent na substansiya - isang optical medium. Ang puting liwanag na dumadaan sa isang glass prism ay nabubulok sa isang spectrum. Ang resultang spectrum ay tinatawag na dispersive.

Sa ngayon, ang mga teleskopyo ay gumagamit ng mga kumplikadong instrumento na tinatawag na spectrograph. Naka-install ang mga ito sa likod ng focus ng lens ng teleskopyo. Dati, ang lahat ng spectrograph ay gumagamit ng mga prism upang mabulok ang liwanag, ngunit ngayon ang mga prisma ay napalitan ng isang diffraction grating, na nagde-decompose din ng puting liwanag sa isang spectrum. Ang spectrum na ito ay tinatawag na diffraction spectrum.

Ang pinakasimpleng at pinakakaraniwang halimbawa ng reflective diffraction gratings sa pang-araw-araw na buhay ay isang compact disc. Sa ibabaw nito ay may isang track sa anyo ng isang spiral na may pitch na 1.6 microns sa pagitan ng mga liko. Humigit-kumulang isang katlo ng lapad (0.5 µm) ng track na ito ay inookupahan ng isang recess (ito ang naitala na data), na nakakalat sa liwanag na insidente dito, at humigit-kumulang dalawang-katlo (1.1 µm) ay isang hindi nagalaw na substrate na sumasalamin sa liwanag. Kaya, ang isang compact disc ay isang reflective diffraction grating na may panahon na 1.6 microns.

Spectral analysis

Ang pamamaraan ng spectral analysis ay nagbibigay ng iba't ibang impormasyon tungkol sa mga celestial body. Ang spectral analysis ay nangangailangan ng liwanag, sa pamamagitan ng pagsusuri kung saan maaari mong malaman ang kemikal na komposisyon ng bituin, ang temperatura nito, ang presensya at lakas ng isang magnetic field, ang bilis ng paggalaw sa linya ng paningin, atbp. Ang spectral analysis na ginagamit sa astrophysics ay ang pangunahing pamamaraan para sa pag-aaral ng mga bagay na pang-astronomiya.

Ang spectral analysis ay isang paraan para sa pagtukoy ng kemikal na komposisyon ng isang substance mula sa spectrum nito.

Mga uri ng spectra

Line spectrum ng radiation. Kung magdagdag ka ng isang piraso ng asbestos, na binasa ng isang solusyon ng ordinaryong table salt, sa maputlang apoy ng isang gas burner, kung gayon kapag pinagmamasdan ang apoy sa pamamagitan ng isang spectroscope, makikita mo kung paano sumiklab ang isang maliwanag na dilaw na linya laban sa background ng isang halos hindi nakikitang tuloy-tuloy na spectrum ng apoy. Ang dilaw na linyang ito ay ginawa ng sodium vapor, na nabuo kapag ang mga molekula ng table salt ay nasira sa apoy. Ang line spectra ay nagbibigay ng lahat ng mga sangkap sa gas na atomic (ngunit hindi molekular) na estado (mga gas at singaw).

Patuloy na spectrum. Ang tuluy-tuloy na pagkakasunud-sunod ng mga kulay na nagbabago sa isa't isa, na nagreresulta mula sa pagkabulok ng liwanag dahil sa repraksyon sa isang prisma, ay isang tuluy-tuloy na spectrum. Ang tuluy-tuloy na spectra ay ginawa ng mainit na solids, likido o siksik na gas. Ang spectrum ng bituin ay binubuo ng tuloy-tuloy na spectrum na pinagsalubong ng mga linya ng pagsipsip.

Line absorption spectrum. Ang mga madilim na linya ng pagsipsip ay maaaring maobserbahan laban sa background ng tuluy-tuloy na spectrum. Ang radiation mula sa isang mas mainit na katawan, na dumadaan sa isang rarefied cold medium na may tuloy-tuloy na spectrum, ay bumubuo ng mga linya ng pagsipsip. Ang mga unang obserbasyon ng line absorption spectra sa solar spectrum ay ginawa ni Wollaston noong 1802. Ngunit hindi siya makapagbigay ng paliwanag sa kanila. Nang maglaon, ang mga linyang ito ay tinawag na "Fraunhofer" na mga linya bilang parangal sa German physicist na, noong 1814, pinamamahalaang ipaliwanag ang kanilang hitsura.

May guhit na spectra. spectra na binubuo ng mga indibidwal na banda na katangian ng emission at absorption spectra ng mga molekula. Molecular spectra, optical emission at absorption spectra, pati na rin ang Raman spectra ng liwanag na kabilang sa libre o mahinang nakagapos na mga molekula. Ang molecular spectra ay may kumplikadong istraktura. Ang mga karaniwang molekular na spectra ay may mga guhit; ang mga ito ay sinusunod sa paglabas at pagsipsip at sa Raman na scattering sa anyo ng isang hanay ng higit pa o hindi gaanong makitid na mga banda sa ultraviolet, nakikita at malapit sa infrared na mga rehiyon, na nasira na may sapat na kapangyarihan sa paglutas ng mga instrumento ng parang multo ginamit sa isang hanay ng mga linyang malapit ang pagitan. Ang tiyak na istraktura ng molecular spectra ay naiiba para sa iba't ibang mga molekula at, sa pangkalahatan, nagiging mas kumplikado habang ang bilang ng mga atomo sa molekula ay tumataas. Para sa napakakomplikadong molekula, ang nakikita at ultraviolet spectra ay binubuo ng ilang malawak na tuluy-tuloy na banda; ang spectra ng naturang mga molekula ay magkatulad sa isa't isa.

Pagtuklas ng helium

Noong Agosto 18, 1868, sa panahon ng kabuuang solar eclipse, unang ginalugad ng French scientist na si Pierre Jansen sa lungsod ng Guntur sa India ang chromosphere ng Araw. Sa oras ng pagmamasid, nagawa niyang ayusin ang kanyang spectroscope upang posible na maobserbahan ang korona ng araw hindi lamang sa panahon ng mga eklipse, kundi pati na rin sa mga ordinaryong araw. Ang mga kasunod na obserbasyon ay nagsiwalat, kasama ang mga linya ng hydrogen (asul, cyan at pula), isang maliwanag na dilaw na linya na may wavelength na 588 nm (mas tiyak na 587.56 nm). Sa una, napagkamalan ni Jassen at ng mga astronomong nagmamasid na kasama niya ang linya ng sodium D. Ngunit sa paglaon ay posible na maitatag na ang maliwanag na dilaw na linyang ito ay hindi nag-tutugma sa linya ng sodium at hindi kabilang sa alinman sa mga dating kilalang elemento ng kemikal. Noong Oktubre 20, 1868, si Norman Lockyer, na hindi alam ang pagtuklas ni Pierre Jansen habang nagsasagawa ng pag-aaral ng solar spectrum, ay natuklasan ang isang hindi kilalang dilaw na linya. Pagkalipas ng dalawang taon, iminungkahi ni Lockyer, sa pakikipagtulungan ng English chemist na si Edward Frankland, kung saan siya nagtrabaho, na bigyan ang bagong elemento ng pangalan na "helium" (mula sa sinaunang Greek helios - "sun"). Kalaunan ay natuklasan ang helium sa Earth.

PAGE_BREAK--Ang kabuuang radiation ng Araw ay natutukoy sa pamamagitan ng pag-iilaw na nalilikha nito sa ibabaw ng Earth - humigit-kumulang 100 thousand lux kapag ang Araw ay nasa zenith nito. Sa labas ng kapaligiran, sa average na distansya ng Earth mula sa Araw, ang pag-iilaw ay 127 thousand lux. Ang maliwanag na intensity ng Araw ay 2.84 10527 kandila. Ang dami ng enerhiya na dumarating sa isang minuto sa isang lugar na 1 cm, na inilagay patayo sa mga sinag ng araw sa labas ng atmospera sa average na distansya ng Earth mula sa Araw, ay tinatawag na solar constant. Ang kapangyarihan ng kabuuang radiation ng Araw ay 3.83 10526 watts, kung saan humigit-kumulang 2 10 517 watts ang nahuhulog sa Earth, ang average na liwanag ng ibabaw ng Araw (kapag sinusunod sa labas ng kapaligiran ng Earth) ay 1.98 1059 nits, ang liwanag ng ang sentro ng solar disk ay 2.48 1059 nits. Ang liwanag ng solar disk ay bumababa mula sa gitna hanggang sa gilid, at ang pagbaba na ito ay nakasalalay sa haba ng daluyong, upang ang liwanag sa gilid ng solar disk para sa liwanag na may wavelength na 3600 A ay 0.2 ang liwanag ng sentro nito, at para sa 5000 A ito ay tungkol sa 0.3 ang liwanag ng gitnang disk ng Araw. Sa pinakadulo ng solar disk, ang liwanag ay bumaba ng isang factor na 100 sa mas mababa sa isang arcsecond, kaya ang gilid ng solar disk ay lumilitaw na napakatalim.
Ang spectral na komposisyon ng liwanag na ibinubuga ng Araw, iyon ay, ang pamamahagi ng enerhiya sa gitna ng Araw (pagkatapos isaalang-alang ang impluwensya ng pagsipsip sa atmospera ng daigdig at ang impluwensya ng mga linya ng Fraunhofer), sa pangkalahatang mga termino ay tumutugma sa enerhiya pamamahagi sa radiation ng isang ganap na itim na katawan na may temperatura na humigit-kumulang 6000 K. Gayunpaman, sa ilang mga bahagi ng spectrum mayroong mga kapansin-pansing paglihis. Ang pinakamataas na enerhiya sa spectrum ng Araw ay tumutugma sa isang wavelength na 4600 A. Ang spectrum ng Araw ay isang tuluy-tuloy na spectrum, na may higit sa 20 libong mga linya ng pagsipsip (Fraunhofer lines) na nakapatong dito. Mahigit sa 60% ng mga ito ay kinilala sa mga parang multo na linya ng mga kilalang elemento ng kemikal sa pamamagitan ng paghahambing ng mga wavelength at relatibong intensity ng linya ng pagsipsip sa solar spectrum na may laboratory spectra. Ang pag-aaral ng mga linya ng Fraunhofer ay nagbibigay ng impormasyon hindi lamang tungkol sa kemikal na komposisyon ng solar atmosphere, kundi pati na rin sa mga pisikal na kondisyon sa mga layer na iyon kung saan ang ilang partikular na pagsipsip ay nabuo. Ang nangingibabaw na elemento sa Araw ay hydrogen. Ang bilang ng mga helium atom ay 4-5 beses na mas mababa kaysa sa hydrogen. Ang bilang ng mga atomo ng lahat ng iba pang elemento na pinagsama ay hindi bababa sa 1000 beses na mas mababa kaysa sa bilang ng mga atomo ng hydrogen. Kabilang sa mga ito, ang pinaka-sagana ay oxygen, carbon, nitrogen, magnesium, iron at iba pa. Sa spectrum ng Araw ay maaari ding matukoy ang mga linyang kabilang sa ilang mga molekula at mga libreng radikal: OH, NH, CH, CO at iba pa.
Ang mga magnetic field sa Araw ay pangunahing sinusukat sa pamamagitan ng paghahati ni Zeeman ng mga linya ng pagsipsip sa solar spectrum. Mayroong ilang mga uri ng magnetic field sa Araw. Ang kabuuang magnetic field ng Araw ay maliit at umabot sa lakas ng 1 ng ganito o ganoong polarity at nagbabago sa paglipas ng panahon. Ang patlang na ito ay malapit na nauugnay sa interplanetary magnetic field at ang istraktura ng sektor nito.
Ang mga magnetic field na nauugnay sa aktibidad ng solar ay maaaring umabot ng ilang libong intensity sa mga sunspot. Ang istraktura ng mga magnetic field sa mga aktibong rehiyon ay napakasalimuot. Mayroon ding mga lokal na magnetic region na may lakas ng field na daan-daan sa labas ng mga sunspot. Ang mga magnetic field ay tumagos sa parehong chromosphere at solar corona.
Ang mga proseso ng magnetogasdynamic at plasma ay may malaking papel sa Araw.
Sa temperatura na 5000-10000 K, ang gas ay sapat na ionized, ang conductivity nito ay mataas, at dahil sa napakalaking sukat ng solar phenomena, ang kahalagahan ng electromechanical at magnetomechanical na mga pakikipag-ugnayan ay napakataas.
Atmosphere ng araw
Ang kapaligiran ng Araw ay nabuo sa pamamagitan ng mga panlabas, nakikitang mga layer. Halos lahat ng radiation ng araw ay nagmumula sa ibabang bahagi ng atmospera nito, na tinatawag na photosphere. Batay sa mga equation ng radiative energy transfer, radiative at lokal na thermodynamic equilibrium at ang naobserbahang radiation flux, posible na theoretically bumuo ng isang modelo ng pamamahagi ng temperatura at density na may lalim sa photosphere. Ang kapal ng photosphere ay halos tatlong daang kilometro, ang average na density nito ay 3,104-5 kg ​​/ m. Ang temperatura sa photosphere ay bumababa habang lumilipat tayo sa higit pang mga panlabas na layer, ang average na halaga nito ay tungkol sa 6000 K, sa hangganan ng photosphere ito ay tungkol sa 4200 K. Ang presyon ay nag-iiba mula 21054 hanggang 1052 n/m.
Ang pagkakaroon ng convection sa subphotospheric zone ng Araw ay ipinapakita sa hindi pantay na liwanag ng photosphere at ang nakikitang granularity nito - ang tinatawag na granulation structure. Ang mga butil ay maliliwanag na mga spot ng higit pa o mas kaunting bilog na hugis. Ang laki ng mga butil ay 150 - 1000 km, ang buhay ay 5 - 10 minuto, ang mga indibidwal na butil ay maaaring maobserbahan sa loob ng 20 minuto. Minsan ang mga butil ay bumubuo ng mga kumpol hanggang sa 30 libong kilometro ang laki. Ang mga butil ay 20-30% na mas maliwanag kaysa sa mga intergranular na espasyo, na tumutugma sa isang pagkakaiba sa temperatura ng isang average na 300 K. Hindi tulad ng iba pang mga pormasyon, sa ibabaw ng Araw ang granulation ay pareho sa lahat ng heliographic latitude at hindi nakasalalay sa aktibidad ng solar. Ang mga bilis ng magulong paggalaw (mga turbulent na bilis) sa photosphere ay, ayon sa iba't ibang kahulugan, 1–3 km/sec. Ang mga quasiperiodic oscillatory motions sa direksyon ng radial ay nakita sa photosphere. Nangyayari ang mga ito sa mga lugar na may sukat na 2–3 libong kilometro na may tagal ng humigit-kumulang limang minuto at isang velocity amplitude na humigit-kumulang 500 m/sec. Pagkatapos ng ilang mga panahon, ang mga oscillation sa isang partikular na lugar ay namatay, pagkatapos ay maaari silang bumangon muli. Ipinakita rin ng mga obserbasyon ang pagkakaroon ng mga selula kung saan nagaganap ang paggalaw sa pahalang na direksyon mula sa gitna ng selula hanggang sa mga hangganan nito. Ang bilis ng naturang mga paggalaw ay halos 500 m/sec. Ang mga sukat ng mga cell - supergranules - ay 30 - 40 libong kilometro. Ang posisyon ng mga supergranules ay tumutugma sa mga selula ng chromospheric network. Sa mga hangganan ng supergranules, ang magnetic field ay pinahusay.
Ipinapalagay na ang mga supergranules ay sumasalamin sa mga convective cell na may parehong laki sa lalim ng ilang libong kilometro sa ibaba ng ibabaw. Sa una ay ipinapalagay na ang photosphere ay gumagawa lamang ng tuluy-tuloy na radiation, at ang mga linya ng pagsipsip ay nabuo sa reversal layer na matatagpuan sa itaas nito. Nang maglaon ay natagpuan na ang parehong parang multo na mga linya at isang tuloy-tuloy na spectrum ay nabuo sa photosphere. Gayunpaman, upang gawing simple ang mga kalkulasyon sa matematika kapag kinakalkula ang mga parang multo na linya, minsan ginagamit ang konsepto ng isang inverting layer.
Ang mga sunspot at faculae ay madalas na nakikita sa photosphere.
Sunspots
Ang mga sunspot ay mga madilim na pormasyon, kadalasang binubuo ng mas madilim na core (umbra) at ang nakapalibot na penumbra. Ang mga diameter ng mga spot ay umabot sa dalawang daang libong kilometro. Kung minsan ang lugar ay napapalibutan ng isang magaan na hangganan.
Ang mismong mga iskarlata na batik ay tinatawag na mga pores. Ang haba ng buhay ng mga spot ay mula sa ilang oras hanggang ilang buwan. Ang spectrum ng mga sunspot ay naglalaman ng higit pang mga linya ng pagsipsip at mga banda kaysa sa spectrum ng photosphere na kahawig nito ang spectrum ng isang bituin ng spectral type KO. Ang mga paglilipat ng mga linya sa spectrum ng mga spot dahil sa epekto ng Doppler ay nagpapahiwatig ng paggalaw ng bagay sa mga spot - pag-agos sa mas mababang antas at pag-agos sa mas mataas na antas, ang bilis ng paggalaw ay umabot sa 3 libong m/sec. Mula sa mga paghahambing ng intensity ng mga linya at ang tuluy-tuloy na spectrum ng mga spot at ang photosphere, sumusunod na ang mga spot ay 1-2 thousand degrees mas malamig kaysa sa photosphere (4500 K at mas mababa). Bilang resulta, laban sa background ng photosphere, lumilitaw na madilim ang mga spot, ang liwanag ng core ay 0.2 - 0.5 ng liwanag ng photosphere, at ang liwanag ng penumbra ay humigit-kumulang 80% ng liwanag ng photospheric. Ang lahat ng sunspot ay may malakas na magnetic field, na umaabot sa lakas na 5 libong ester para sa malalaking sunspot. Kadalasan, ang mga spot ay bumubuo ng mga grupo na, sa mga tuntunin ng kanilang magnetic field, ay maaaring unipolar, bipolar at multipolar, iyon ay, naglalaman ng maraming mga spot ng iba't ibang polarities, madalas na pinagsama ng isang karaniwang penumbra. Ang mga grupo ng mga sunspot ay palaging napapalibutan ng mga faculae at flocculi, ang mga prominenteng solar flare ay minsan nangyayari malapit sa kanila, at ang mga pormasyon sa anyo ng mga helmet ray at mga tagahanga ay sinusunod sa solar corona sa itaas ng mga ito - lahat ng ito ay magkasamang bumubuo ng isang aktibong rehiyon sa Araw. Ang average na taunang bilang ng mga naobserbahang sunspot at aktibong mga rehiyon, pati na rin ang average na lugar na inookupahan ng mga ito, ay nagbabago sa isang panahon na humigit-kumulang 11 taon.
Ito ay isang average na halaga, ngunit ang tagal ng mga indibidwal na cycle ng solar na aktibidad ay mula 7.5 hanggang 16 na taon. Ang pinakamalaking bilang ng mga spot na sabay-sabay na nakikita sa ibabaw ng Araw ay nag-iiba nang higit sa dalawang beses para sa iba't ibang mga cycle. Ang mga spot ay pangunahing matatagpuan sa tinatawag na royal zone, na umaabot mula 5 hanggang 30° heliographic latitude sa magkabilang panig ng solar equator. Sa simula ng solar activity cycle, ang latitude ng lokasyon ng sunspot ay mas mataas, at sa dulo ng cycle ay mas mababa ito, at sa mas mataas na latitude ay lumilitaw ang mga spot ng bagong cycle. Mas madalas, ang mga bipolar na grupo ng mga sunspot ay sinusunod, na binubuo ng dalawang malalaking sunspot - ang ulo at ang mga kasunod, na may kabaligtaran na magnetic polarity, at ilang mas maliit. Ang mga headspot ay may parehong polarity sa buong solar activity cycle na ito ay magkasalungat sa hilaga at timog na hemisphere ng Araw. Tila, ang mga spot ay mga depression sa photosphere, at ang density ng matter sa kanila ay mas mababa kaysa sa density ng matter sa photosphere sa parehong antas.
Mga tanglaw
Sa mga aktibong rehiyon ng Araw, ang mga faculae ay sinusunod - maliwanag na photospheric formations na nakikita sa puting liwanag higit sa lahat malapit sa gilid ng solar disk. Karaniwan, lumilitaw ang mga flare bago ang mga batik at nananatili nang ilang oras pagkatapos mawala. Ang lugar ng mga flare area ay maraming beses na mas malaki kaysa sa lugar ng kaukulang grupo ng mga spot. Ang bilang ng mga faculae sa solar disk ay depende sa yugto ng solar activity cycle. Ang faculae ay may pinakamataas na contrast (18%) malapit sa gilid ng solar disk, ngunit hindi sa pinakadulo. Sa gitna ng solar disk, ang mga faculae ay halos hindi nakikita, ang kanilang kaibahan ay napakababa. Ang mga sulo ay may isang kumplikadong fibrous na istraktura, ang kanilang kaibahan ay nakasalalay sa haba ng daluyong kung saan ginawa ang mga obserbasyon. Ang temperatura ng mga sulo ay ilang daang degree na mas mataas kaysa sa temperatura ng photosphere, ang kabuuang radiation mula sa isang square centimeter ay lumampas sa photospheric ng isa ng 3 - 5%. Tila, ang mga sulo ay tumaas nang medyo sa itaas ng photosphere. Ang average na tagal ng kanilang pag-iral ay 15 araw, ngunit maaaring umabot ng halos tatlong buwan.
Chromosphere
Sa itaas ng photosphere ay isang layer ng kapaligiran ng Araw na tinatawag na chromosphere. Kung walang mga espesyal na teleskopyo, ang chromosphere ay makikita lamang sa panahon ng kabuuang solar eclipses bilang isang pink na singsing na nakapalibot sa isang madilim na disk sa mga minutong iyon kung kailan ganap na sakop ng Buwan ang photosphere. Pagkatapos ay maaaring maobserbahan ang spectrum ng chromosphere. Sa gilid ng solar disk, ang chromosphere ay lumilitaw sa tagamasid bilang isang hindi pantay na strip kung saan ang mga indibidwal na ngipin ay nakausli - chromospheric spicules. Ang diameter ng mga spicules ay 200-2000 kilometro, ang taas ay halos 10,000 kilometro, ang bilis ng pagtaas ng plasma sa spicules ay hanggang 30 km/sec. Mayroong hanggang 250 libong spicules sa Araw sa parehong oras. Kapag sinusunod sa monochromatic na ilaw, ang isang maliwanag na chromospheric network ay makikita sa solar disk, na binubuo ng mga indibidwal na nodules - maliit na may diameter na hanggang 1000 km at malaki na may diameter mula 2000 hanggang 8000 km. Ang malalaking nodule ay mga kumpol ng maliliit. Ang mga sukat ng grid cell ay 30-40 libong kilometro.
Ito ay pinaniniwalaan na ang mga spicule ay nabuo sa mga hangganan ng mga selula ng chromospheric network. Bumababa ang density sa chromosphere sa pagtaas ng distansya mula sa gitna ng Araw. Bilang ng mga atom sa isang kubo. ang sentimetro ay nag-iiba mula 10515 0 malapit sa photosphere hanggang 1059 sa itaas na bahagi ng chromosphere. Ang isang pag-aaral ng spectra ng chromosphere ay humantong sa konklusyon na sa layer kung saan nangyayari ang paglipat mula sa photosphere patungo sa chromosphere, ang temperatura ay dumaan sa isang minimum at, habang ang taas sa itaas ng base ng chromosphere ay tumataas, ito ay nagiging katumbas ng 8-10 thousand Kelvin, at sa taas na ilang libong kilometro umabot ito sa 15-20 thousand Kelvin.
Ito ay itinatag na sa chromosphere mayroong isang magulong paggalaw ng mga masa ng gas na may bilis na hanggang 15 1053 m/sec. Sa chromosphere, ang mga plume sa mga aktibong rehiyon ay nakikita bilang mga light formation, karaniwang tinatawag na flocculi. Sa pulang linya ng hydrogen spectrum, ang mga madilim na pormasyon na tinatawag na mga filament ay malinaw na nakikita. Sa gilid ng solar disk, ang mga filament ay nakausli sa kabila ng disk at nakikita laban sa kalangitan bilang mga maliwanag na prominenteng. Kadalasan, ang mga filament at prominences ay matatagpuan sa apat na zone na matatagpuan simetrikal na may kaugnayan sa solar equator: mga polar zone sa hilaga ng +40° at timog ng -40° heliographic latitude at low-latitude zone sa paligid ng √ (30°) sa simula ng solar activity cycle at √ (17°) sa end cycle. Ang mga filament at prominence ng mga low-latitude zone ay nagpapakita ng isang mahusay na tinukoy na 11-taong cycle, ang kanilang maximum ay tumutugma sa maximum ng mga sunspot.
Sa mataas na latitude prominences, ang pag-asa sa mga yugto ng solar activity cycle ay hindi gaanong binibigkas ang maximum na nangyayari dalawang taon pagkatapos ng maximum ng mga spot.
Ang mga filament, na mga tahimik na prominence, ay maaaring umabot sa haba ng solar radius at umiiral para sa ilang mga rebolusyon ng Araw. Ang average na taas ng mga prominence sa itaas ng ibabaw ng Araw ay 30-50 libong kilometro, ang average na haba ay 200 libong kilometro, at ang lapad ay 5 libong kilometro. Ayon sa pananaliksik ni A.B. Severny, ang lahat ng mga prominence ay maaaring nahahati sa 3 grupo ayon sa likas na katangian ng kanilang paggalaw: electromagnetic, kung saan ang mga paggalaw ay nagaganap kasama ang mga nakaayos na curved trajectories - magnetic field lines; magulo, kung saan nangingibabaw ang mga kaguluhang paggalaw (mga bilis ng pagkakasunud-sunod na 10 km/sec); pumuputok, kung saan ang sangkap ng paunang tahimik na katanyagan na may magulong paggalaw ay biglang ibinubog nang may pagtaas ng bilis (na umabot sa 700 km/sec) ang layo mula sa Araw. Ang temperatura sa prominences (filament) ay 5-10 thousand Kelvin, ang density ay malapit sa average na density ng chromosphere. Ang mga filament, na aktibo, mabilis na nagbabago ng mga prominence, ay karaniwang nagbabago nang malaki sa loob ng isang oras o kahit na minuto. Ang hugis at likas na katangian ng mga paggalaw sa prominences ay malapit na nauugnay sa magnetic field sa chromosphere at solar corona.
Ang solar corona ay ang pinakalabas at pinakamahinang bahagi ng solar atmosphere, na umaabot sa ilang (higit sa 10) solar radii. Hanggang 1931, ang corona ay maaari lamang maobserbahan sa panahon ng kabuuang solar eclipses sa anyo ng isang silvery-pearl glow sa paligid ng disk ng Araw na tinatakpan ng Buwan. Ang mga detalye ng istraktura nito ay malinaw na namumukod-tangi sa korona: helmet, fan, coronal rays at polar brush. Matapos ang pag-imbento ng coronagraph, ang solar corona ay nagsimulang obserbahan sa labas ng mga eklipse. Ang kabuuang hugis ng corona ay nagbabago sa yugto ng solar activity cycle: sa mga taon ng pinakamababa ang korona ay malakas na pinahaba sa kahabaan ng ekwador, sa mga taon ng pinakamataas na ito ay halos spherical. Sa puting liwanag, ang liwanag ng ibabaw ng solar corona ay isang milyong beses na mas mababa kaysa sa liwanag ng gitna ng solar disk. Ang glow nito ay nabuo pangunahin bilang resulta ng pagkakalat ng photospheric radiation ng mga libreng electron. Halos lahat ng mga atomo sa corona ay ionized. Ang konsentrasyon ng mga ion at libreng electron sa base ng korona ay 1059 na mga particle bawat 1 cm Ang pag-init ng korona ay isinasagawa nang katulad ng pag-init ng chromosphere. Ang pinakamalaking paglabas ng enerhiya ay nangyayari sa ibabang bahagi ng korona, ngunit dahil sa mataas na thermal conductivity, ang corona ay halos isothermal - ang temperatura ay bumaba nang napakabagal. Ang pag-agos ng enerhiya sa corona ay nangyayari sa maraming paraan.
Sa ibabang bahagi ng korona, ang pangunahing papel ay ginagampanan ng pababang paglipat ng enerhiya dahil sa thermal conductivity. Ang pagkawala ng enerhiya ay sanhi ng pag-alis ng pinakamabilis na mga particle mula sa korona. Sa mga panlabas na bahagi ng korona, karamihan sa enerhiya ay dinadala ng solar wind - isang daloy ng coronal gas, ang bilis nito ay tumataas nang may distansya mula sa Araw mula sa ilang km/sec sa ibabaw nito hanggang 450 km/sec sa ang layo ng Earth. Ang temperatura sa corona ay lumampas sa 1056 K. Sa mga aktibong layer ng corona, ang temperatura ay mas mataas - hanggang sa 1057 K. Ang tinatawag na coronal condensation ay maaaring mabuo sa itaas ng mga aktibong rehiyon, kung saan ang konsentrasyon ng mga particle ay tumataas ng sampu-sampung beses. Bahagi ng radiation sa loob ng corona ay ang mga emission lines ng multiply ionized atoms ng iron, calcium, magnesium, carbon, oxygen, sulfur at iba pang kemikal na elemento. Ang mga ito ay sinusunod pareho sa nakikitang bahagi ng spectrum at sa ultraviolet na rehiyon. Ang solar corona ay bumubuo ng solar radio emission sa hanay ng metro at X-ray emission, na pinalaki ng maraming beses sa mga aktibong rehiyon. Tulad ng ipinakita ng mga kalkulasyon, ang solar corona ay wala sa equilibrium sa interplanetary medium.
Ang mga stream ng mga particle ay nagpapalaganap mula sa corona patungo sa interplanetary space, na bumubuo ng solar wind. Sa pagitan ng chromosphere at corona ay may medyo manipis na layer ng paglipat, kung saan ang isang matalim na pagtaas ng temperatura ay nangyayari sa mga halaga na katangian ng corona. Ang mga kondisyon sa loob nito ay tinutukoy ng daloy ng enerhiya mula sa corona bilang resulta ng thermal conductivity. Ang transition layer ay ang pinagmumulan ng karamihan ng ultraviolet radiation ng araw.
Ang chromosphere, transition layer, at corona ay gumagawa ng lahat ng naobserbahang paglabas ng radyo mula sa Araw. Sa mga aktibong rehiyon, nagbabago ang istraktura ng chromosphere, corona at transition layer. Ang pagbabagong ito, gayunpaman, ay hindi pa sapat na pinag-aralan.
pagpapatuloy
--PAGE_BREAK--Sa mga aktibong rehiyon ng chromosphere, ang biglaang at medyo panandaliang pagtaas ng liwanag ay napapansin, na nakikita sa maraming parang multo na linya nang sabay-sabay. Ang mga maliliwanag na pormasyon na ito ay tumatagal mula sa ilang minuto hanggang ilang oras. Ang mga ito ay tinatawag na solar flares (dating kilala bilang chromospheric flares). Ang mga pagkislap ay pinakamahusay na nakikita sa liwanag ng linya ng hydrogen, ngunit ang pinakamaliwanag kung minsan ay nakikita sa puting liwanag. Sa spectrum ng isang solar flare mayroong ilang daang mga linya ng paglabas ng iba't ibang elemento, neutral at ionized. Ang temperatura ng mga layer na iyon ng solar atmosphere na nagbibigay ng ningning sa mga chromospheric lines ay (1–2) x1054 K, sa mas mataas na layer - hanggang 1057 K. Ang density ng mga particle sa flare ay umaabot sa 10513 -10514 sa isang cubic sentimetro. Ang lugar ng mga solar flare ay maaaring umabot sa 10515 m Karaniwan, ang mga solar flare ay nangyayari malapit sa mabilis na pagbuo ng mga grupo ng mga sunspot na may magnetic field ng kumplikadong pagsasaayos. Sinamahan sila ng pag-activate ng mga hibla at flocculi, pati na rin ang mga paglabas ng mga sangkap. Sa isang flash, isang malaking halaga ng enerhiya ang inilabas (hanggang sa 10521 - 10525 joules).
Ipinapalagay na ang enerhiya ng isang solar flare sa una ay naka-imbak sa magnetic field at pagkatapos ay mabilis na inilabas, na humahantong sa lokal na pag-init at pagbilis ng mga proton at electron, na nagiging sanhi ng karagdagang pag-init ng gas, ang glow nito sa iba't ibang bahagi ng electromagnetic radiation. spectrum, at ang pagbuo ng isang shock wave. Ang mga solar flare ay gumagawa ng isang makabuluhang pagtaas sa ultraviolet radiation mula sa Araw at sinasamahan ng mga pagsabog ng X-ray radiation (kung minsan ay napakalakas), mga pagsabog ng radio emission, at ang paglabas ng mga high-energy na carpuscle hanggang sa 10510 eV. Minsan ang mga pagsabog ng X-ray radiation ay sinusunod nang hindi tumataas ang glow sa chromosphere.
Ang ilang mga flare (tinatawag silang proton flares) ay sinamahan ng mga partikular na malalakas na daloy ng mga energetic na particle - mga cosmic ray ng solar na pinagmulan.
Ang mga proton flare ay lumilikha ng panganib para sa mga astronaut na lumilipad, na bumabangga sa mga atomo ng shell ng barko habang ang mga energetic na particle ay bumubuo ng X-ray at gamma radiation, kung minsan ay nasa mapanganib na mga dosis.
Ang antas ng aktibidad ng solar (ang bilang ng mga aktibong rehiyon at mga sunspot, ang bilang at kapangyarihan ng mga solar flare, atbp.) ay nagbabago sa isang panahon na humigit-kumulang 11 taon. Mayroon ding mahinang pagbabagu-bago sa magnitude ng maxima ng 11-year cycle na may panahon na humigit-kumulang 90 taon. Sa Earth, ang isang 11-taong cycle ay maaaring masubaybayan sa isang bilang ng mga phenomena ng organic at inorganic na kalikasan (magnetic field disturbances, auroras, ionospheric disturbances, mga pagbabago sa rate ng paglago ng mga puno na may panahon na humigit-kumulang 11 taon, na itinatag sa pamamagitan ng alternating kapal. ng taunang singsing, atbp.). Ang mga makalupang proseso ay naiimpluwensyahan din ng mga indibidwal na aktibong rehiyon sa Araw at ang panandaliang, ngunit kung minsan ay napakalakas na mga flare na nangyayari sa kanila. Ang buhay ng isang hiwalay na magnetic region sa Araw ay maaaring umabot sa isang taon. Ang mga kaguluhan sa magnetosphere at itaas na kapaligiran ng Earth na dulot ng rehiyong ito ay nauulit pagkatapos ng 27 araw (na may panahon ng pag-ikot ng Araw na naobserbahan mula sa Earth). Ang pinakamalakas na pagpapakita ng aktibidad ng solar - solar (chromospheric) flares ay nangyayari nang hindi regular (karaniwan ay malapit sa mga panahon ng maximum na aktibidad), ang kanilang tagal ay 5-40 minuto, bihirang ilang oras. Ang enerhiya ng isang chromospheric flare ay maaaring umabot sa 10,525 joules ng enerhiya na inilabas sa panahon ng isang flare, 1-10% lamang ang nagmumula sa electromagnetic radiation sa optical range. Kung ikukumpara sa kabuuang radiation ng Araw sa optical range, ang flare energy ay hindi mataas, ngunit ang short-wave radiation ng flare at ang mga electron na nabuo sa panahon ng flare, at kung minsan ang solar cosmic rays, ay maaaring gumawa ng isang kapansin-pansing kontribusyon sa X -ray at carpuscular radiation ng Araw. Sa panahon ng pagtaas ng aktibidad ng solar, ang X-ray radiation nito ay tumataas sa hanay na 30 -10 nm sa pamamagitan ng dalawang kadahilanan, sa hanay na 10 -1 nm ng 3-5 beses, sa hanay na 1-0.2 nm ng higit sa isang daang beses. Habang bumababa ang wavelength ng radiation, tumataas ang kontribusyon ng mga aktibong rehiyon sa kabuuang radiation ng Araw, at sa huli sa mga ipinahiwatig na saklaw, halos lahat ng radiation ay dahil sa mga aktibong rehiyon. Ang mga hard X-ray na may wavelength na mas mababa sa 0.2 nm ay lumilitaw sa solar spectrum sa maikling panahon lamang pagkatapos ng mga flare. Sa hanay ng ultraviolet (haba ng daluyong 180–350 nm), ang solar radiation ay nagbabago lamang ng 1–10% sa loob ng 11-taong cycle, at sa hanay na 290–2400 nm ito ay nananatiling halos pare-pareho at umaabot sa 3.6 10526 watts.
Ang patuloy na enerhiya na natanggap ng Earth mula sa Araw ay nagsisiguro sa nakatigil na thermal balance ng Earth. Ang aktibidad ng solar ay hindi gaanong nakakaapekto sa enerhiya ng Earth bilang isang planeta, ngunit ang mga indibidwal na bahagi ng radiation mula sa chromospheric flares ay maaaring magkaroon ng malaking epekto sa maraming pisikal, biophysical at biochemical na proseso sa Earth.
Ang mga aktibong rehiyon ay isang malakas na pinagmumulan ng corpuscular radiation. Ang mga particle na may mga enerhiya na humigit-kumulang 1 keV (pangunahin ang mga proton) na nagpapalaganap sa mga linya ng interplanetary magnetic field mula sa mga aktibong rehiyon ay nagpapahusay sa solar wind. Ang mga pagtaas (gusts) ng solar wind ay umuulit pagkatapos ng 27 araw at tinatawag na paulit-ulit. Ang mga katulad na daloy, ngunit may mas malaking enerhiya at densidad, ay lumalabas sa panahon ng mga flare. Nagdudulot sila ng tinatawag na sporadic disturbances ng solar wind at umabot sa Earth sa pagitan ng oras mula 8 oras hanggang dalawang araw. Ang mga proton na may mataas na enerhiya (mula sa 100 MeV hanggang 1 GeV) mula sa napakalakas na "proton" na mga flare at mga electron na may enerhiya na 10–500 keV, na bahagi ng solar cosmic rays, ay dumarating sa Earth sampung minuto pagkatapos ng mga flare; Maya-maya ay dumating ang mga nahulog sa "mga bitag" ng interplanetary magnetic field at lumipat kasama ng solar wind. Ang short-wave radiation at solar cosmic rays (sa matataas na latitude) ay nag-ionize sa atmospera ng daigdig, na humahantong sa mga pagbabago sa transparency nito sa ultraviolet at infrared range, pati na rin sa mga pagbabago sa mga kondisyon para sa pagpapalaganap ng short-wave radio waves ( sa ilang mga kaso, ang mga kaguluhan sa mga short-wave na komunikasyon sa radyo ay sinusunod).
Ang pagpapalakas ng solar wind na dulot ng flare ay humahantong sa compression ng magnetosphere ng Earth sa solar side, pagtaas ng mga alon sa panlabas na hangganan nito, bahagyang pagtagos ng solar wind particle malalim sa magnetosphere, muling pagdadagdag ng mga high-energy na particle sa radiation ng Earth. sinturon, atbp. Ang mga prosesong ito ay sinamahan ng pagbabagu-bago sa intensity ng geomagnetic field (magnetic storm), aurora at iba pang geophysical phenomena na sumasalamin sa pangkalahatang kaguluhan ng magnetic field ng Earth. Ang epekto ng mga aktibong proseso sa Araw (solar storms) sa geophysical phenomena ay isinasagawa kapwa sa pamamagitan ng short-wave radiation at sa pamamagitan ng magnetic field ng Earth. Tila, ang mga salik na ito ay ang mga pangunahing para sa physicochemical at
biological na proseso. Hindi pa posible na masubaybayan ang buong kadena ng mga koneksyon na humahantong sa 11-taong periodicity ng maraming mga proseso sa Earth, ngunit ang naipon na malawak na makatotohanang materyal ay walang pag-aalinlangan tungkol sa pagkakaroon ng mga naturang koneksyon. Kaya, ang isang ugnayan ay itinatag sa pagitan ng 11-taong cycle ng solar na aktibidad at mga lindol, mga ani ng agrikultura, ang bilang ng mga sakit sa cardiovascular, atbp. Ang mga data na ito ay nagpapahiwatig ng patuloy na pagkilos ng solar-terrestrial na koneksyon.
Ang mga obserbasyon sa Araw ay isinasagawa gamit ang maliit o katamtamang laki ng mga refractor at malalaking sumasalamin na teleskopyo, kung saan ang karamihan sa mga optika ay nakatigil, at ang mga sinag ng araw ay nakadirekta sa pahalang o tower mount ng teleskopyo gamit ang isa o dalawang gumagalaw na salamin. Isang espesyal na uri ng solar telescope ang nalikha - isang out-of-eclipse coronagraph. Sa loob ng coronagraph, ang Araw ay nagdidilim na may espesyal na opaque na screen. Sa isang coronagraph, ang dami ng nakakalat na liwanag ay nababawasan ng maraming beses, kaya ang mga pinakalabas na layer ng atmospera ng Araw ay maaaring obserbahan sa labas ng isang eclipse. Ang mga solar teleskopyo ay madalas na nilagyan ng narrow-band na mga filter na nagpapahintulot sa mga obserbasyon sa liwanag ng isang solong parang multo na linya. Nagawa na rin ang mga neutral density na filter na may variable na radial transparency, na ginagawang posible na obserbahan ang solar corona sa layo na ilang solar radii. Karaniwan, ang mga malalaking solar telescope ay nilagyan ng malalakas na spectrograph na may photographic o photoelectric na pag-record ng spectra. Ang spectrograph ay maaari ding magkaroon ng magnetograph - isang aparato para sa pag-aaral ng Zeeman splitting at polarization ng spectral lines at pagtukoy ng magnitude at direksyon ng magnetic field sa Araw. Ang pangangailangan na alisin ang paghuhugas ng epekto ng kapaligiran ng Earth, pati na rin ang mga pag-aaral ng solar radiation sa ultraviolet, infrared at ilang iba pang mga rehiyon ng spectrum na nasisipsip sa kapaligiran ng Earth, ay humantong sa paglikha ng mga orbital observatories sa labas ng kapaligiran. , na ginagawang posible na makakuha ng spectra ng Araw at mga indibidwal na pormasyon sa ibabaw nito sa labas ng kapaligiran ng Earth.

Ang landas ng Araw sa gitna ng mga bituin
Araw-araw, sumisikat mula sa abot-tanaw sa silangang kalangitan, ang Araw ay dumadaan sa kalangitan at muling nawawala sa kanluran. Para sa mga residente ng Northern Hemisphere, ang paggalaw na ito ay nangyayari mula kaliwa hanggang kanan, para sa mga taga-timog, mula kanan hanggang kaliwa. Sa tanghali ang Araw ay umabot sa pinakamataas na taas nito, o, gaya ng sinasabi ng mga astronomo, nagtatapos. Tanghali ang itaas na rurok, at mayroon ding mas mababang isa - sa hatinggabi. Sa aming kalagitnaan ng latitude, ang mas mababang kulminasyon ng Araw ay hindi nakikita, dahil ito ay nangyayari sa ilalim ng abot-tanaw. Ngunit sa kabila ng Arctic Circle, kung saan ang Araw kung minsan ay hindi lumulubog sa tag-araw, maaari mong obserbahan ang parehong upper at lower climaxes.
Sa geographic pole, ang araw-araw na landas ng Araw ay halos kahanay sa abot-tanaw. Lumilitaw sa araw ng vernal equinox, ang Araw ay sumisikat nang mas mataas at mas mataas para sa isang-kapat ng taon, na naglalarawan ng mga bilog sa itaas ng abot-tanaw. Sa araw ng summer solstice naabot nito ang pinakamataas na taas nito (23.5˚). Sa susunod na quarter ng taon, hanggang sa taglagas na equinox, ang Araw ay bumababa. Ito ay isang polar na araw. Pagkatapos ay darating ang polar night sa loob ng anim na buwan. Sa kalagitnaan ng latitude, ang maliwanag na araw-araw na landas ng Araw ay nagpapalit-palit sa pagitan ng pag-ikli at pagtaas sa buong taon. Ito ay hindi bababa sa araw ng winter solstice, at pinakamaganda sa araw ng summer solstice. Sa mga araw ng equinox
Ang araw ay nasa celestial equator. Kasabay nito, tumataas ito sa silangang punto at lumulubog sa kanlurang punto.
Sa panahon mula sa spring equinox hanggang sa summer solstice, ang lokasyon ng pagsikat ng araw ay bahagyang lumilipat mula sa punto ng pagsikat ng araw sa kaliwa, sa hilaga. At ang punto ng paglubog ng araw ay lumalayo mula sa kanlurang punto patungo sa kanan, bagama't din sa hilaga. Sa solstice ng tag-init, lumilitaw ang Araw sa hilagang-silangan, at sa tanghali ito ay nagtatapos sa pinakamataas na altitude nito para sa taon. Ang araw ay lumulubog sa hilagang-kanluran.
Pagkatapos ay ang mga lokasyon ng pagsikat at paglubog ng araw ay lumipat pabalik sa timog. Sa araw ng winter solstice, ang Araw ay sumisikat sa timog-silangan, tumatawid sa celestial meridian sa pinakamababang altitude nito at lumulubog sa timog-kanluran. Dapat itong isaalang-alang na dahil sa repraksyon (iyon ay, ang repraksyon ng mga light ray sa atmospera ng lupa), ang maliwanag na taas ng luminary ay palaging mas malaki kaysa sa tunay.
Samakatuwid, ang araw ay sumisikat nang mas maaga at ang paglubog ng araw ay mas maaga kaysa sa kung wala ang isang kapaligiran.
Kaya, ang araw-araw na landas ng Araw ay isang maliit na bilog ng celestial sphere, parallel sa celestial equator. Kasabay nito, sa buong taon ang Araw ay gumagalaw na may kaugnayan sa celestial equator, alinman sa hilaga o timog. Ang araw at gabi na bahagi ng kanyang paglalakbay ay hindi pareho. Ang mga ito ay pantay lamang sa mga araw ng mga equinox, kapag ang Araw ay nasa celestial equator.
Ang pananalitang “ang landas ng Araw sa gitna ng mga bituin” ay tila kakaiba sa ilan. Pagkatapos ng lahat, hindi mo makikita ang mga bituin sa araw. Samakatuwid, hindi madaling mapansin na ang Araw ay dahan-dahan, nang humigit-kumulang 1˚ bawat araw, na gumagalaw sa mga bituin mula kanan pakaliwa. Ngunit makikita mo kung paano nagbabago ang hitsura ng mabituing kalangitan sa buong taon. Ang lahat ng ito ay bunga ng rebolusyon ng Earth sa paligid ng Araw.
Ang landas ng nakikitang taunang paggalaw ng Araw laban sa background ng mga bituin ay tinatawag na ecliptic (mula sa Greek na "eclipse" - "eclipse"), at ang panahon ng rebolusyon kasama ang ecliptic ay tinatawag na sidereal year. Ito ay katumbas ng 265 araw 6 oras 9 minuto 10 segundo, o 365.2564 average na araw ng araw.
Ang ecliptic at ang celestial equator ay nagsalubong sa isang anggulo na 23˚26" sa mga punto ng spring at autumn equinox. Karaniwang lumilitaw ang Araw sa una sa mga puntong ito noong Marso 21, kapag ito ay dumaan mula sa southern hemisphere ng kalangitan patungo sa ang hilaga Sa pangalawang - noong Setyembre 23, kapag ito ay dumaan mula sa hilagang hemisphere sa timog Sa punto ng ecliptic na pinakamalayo sa hilaga, ang Araw ay nangyayari sa Hunyo 22 (summer solstice), at sa timog -. sa Disyembre 22 (winter solstice) Sa isang leap year, ang mga petsang ito ay inililipat ng isang araw.
Sa apat na punto sa ecliptic, ang pangunahing isa ay ang vernal equinox. Ito ay mula dito na ang isa sa mga celestial coordinate ay sinusukat - kanang pag-akyat. Nagsisilbi rin itong bilang ng sidereal time at ang tropikal na taon - ang tagal ng panahon sa pagitan ng dalawang magkasunod na daanan ng gitna ng Araw hanggang sa vernal equinox. Tinutukoy ng tropikal na taon ang pagbabago ng mga panahon sa ating planeta.
Dahil ang punto ng vernal equinox ay mabagal na gumagalaw sa mga bituin dahil sa precession ng axis ng mundo, ang tagal ng tropikal na taon ay mas mababa kaysa sa tagal ng sidereal na taon. Ito ay 365.2422 average na araw ng araw. Mga 2 libong taon na ang nakalilipas, nang tipunin ni Hipparchus ang kanyang star catalog (ang unang bumaba sa amin sa kabuuan nito), ang vernal equinox ay matatagpuan sa konstelasyon ng Aries. Sa ating panahon, lumipat na ito ng halos 30˚ sa konstelasyon na Pisces, at ang punto ng taglagas na equinox ay lumipat mula sa konstelasyon na Libra patungo sa konstelasyon na Virgo. Ngunit ayon sa tradisyon, ang mga punto ng equinox ay itinalaga ng mga nakaraang palatandaan ng nakaraang mga konstelasyon na "equinox" - Aries at Libra. Ang parehong bagay ay nangyari sa mga punto ng solstice: ang tag-araw sa konstelasyon na Taurus ay minarkahan ng tanda ng Kanser, at ang taglamig sa konstelasyon na Sagittarius ay minarkahan ng tanda ng Capricorn.
At sa wakas, ang huling bagay ay nauugnay sa maliwanag na taunang paggalaw ng Araw. Ang Araw ay dumadaan sa kalahati ng ecliptic mula sa spring equinox hanggang sa taglagas na equinox (mula Marso 21 hanggang Setyembre 23) sa loob ng 186 na araw. Ang ikalawang kalahati, mula sa taglagas at tagsibol equinox, ay tumatagal ng 179 araw (180 sa isang leap year). Ngunit ang mga kalahati ng ecliptic ay pantay: bawat isa ay 180˚. Dahil dito, ang Araw ay gumagalaw nang hindi pantay sa kahabaan ng ecliptic. Ang hindi pagkakapantay-pantay na ito ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng mga pagbabago sa bilis ng paggalaw ng Earth sa isang elliptical orbit sa paligid ng Araw. Ang hindi pantay na paggalaw ng Araw sa kahabaan ng ecliptic ay humahantong sa iba't ibang tagal ng mga panahon. Para sa mga residente ng hilagang hemisphere, halimbawa, ang tagsibol at tag-araw ay anim na araw na mas mahaba kaysa sa taglagas at taglamig. Ang Earth noong Hunyo 2–4 ay matatagpuan 5 milyong kilometro ang haba mula sa Araw kaysa noong Enero 2–3, at gumagalaw nang mas mabagal sa orbit nito alinsunod sa ikalawang batas ni Kepler. Sa tag-araw ang Earth ay tumatanggap
Mayroong mas kaunting init mula sa araw, ngunit ang tag-araw sa Northern Hemisphere ay mas mahaba kaysa sa taglamig. Samakatuwid, ang Northern Hemisphere ng Earth ay mas mainit kaysa sa Southern Hemisphere.
Mga solar eclipse
Sa sandali ng lunar new moon, ang isang solar eclipse ay maaaring mangyari - pagkatapos ng lahat, ito ay sa panahon ng bagong buwan na ang Buwan ay dumadaan sa pagitan ng Araw at Earth. Alam ng mga astronomo nang maaga kung kailan at saan ang isang solar eclipse ay inoobserbahan, at iulat ito sa mga astronomical na kalendaryo.
Isang satellite lang ang nakuha ng Earth, pero anong satellite! Ang Buwan ay 400 beses na mas maliit kaysa sa Araw at 400 beses lamang na mas malapit sa Earth, kaya sa kalangitan ang Araw at Buwan ay lumilitaw na mga disk na may parehong laki. Kaya sa panahon ng kabuuang solar eclipse, ganap na tinatakpan ng Buwan ang maliwanag na ibabaw ng Araw, na iniiwan ang buong solar atmosphere na nakalantad.
Eksakto sa takdang oras at minuto, sa pamamagitan ng madilim na salamin ay makikita mo kung paano gumagapang ang isang itim na bagay papunta sa maliwanag na disk ng Araw mula sa kanang gilid, at kung paano lumilitaw ang isang itim na butas dito. Ito ay unti-unting lumalaki hanggang sa wakas ang solar circle ay naging anyo ng isang makitid na karit. Kasabay nito, ang liwanag ng araw ay mabilis na humina. Narito ang Araw ay ganap na nagtatago sa likod ng isang madilim na kurtina, ang huling sinag ng araw ay napupunta, at ang kadiliman, na tila mas malalim at mas biglaan, ay kumalat sa paligid, na nagpalubog sa tao at sa buong kalikasan sa tahimik na pagkagulat.
Ang Ingles na astronomo na si Francis Bailey ay nagsasalita tungkol sa eclipse ng Araw noong Hulyo 8, 1842 sa lungsod ng Pavia (Italy): “Nang mangyari ang kabuuang eclipse at agad na lumabas ang sikat ng araw, biglang lumitaw ang ilang uri ng maliwanag na ningning sa paligid ng madilim na katawan ng ang Buwan, katulad ng isang korona o isang halo sa paligid ng ulong santo
Walang mga ulat ng mga nakaraang eklipse ang naglalarawan ng anumang bagay na tulad nito, at hindi ko inaasahan na makikita ang karilagan na ngayon ay nasa aking mga mata. Ang lapad ng korona, batay sa circumference ng disk ng Buwan, ay katumbas ng humigit-kumulang kalahati ng diameter ng buwan. Tila binubuo ito ng maliwanag na sinag. Ang liwanag nito ay mas siksik malapit sa pinakadulo ng Buwan, at habang lumalayo ito, ang mga sinag ng korona ay humihina at mas manipis. Ang pagpapahina ng ilaw ay natuloy nang maayos kasabay ng pagtaas ng distansya. Ang korona ay ipinakita sa anyo ng mga beam ng tuwid na mahina na mga sinag; ang kanilang mga panlabas na dulo ay pinaypayan; ang mga sinag ay hindi pantay na haba. Ang korona ay hindi mamula-mula, hindi perlas, ito ay ganap na puti. Ang mga sinag nito ay kumikinang o kumikislap na parang apoy ng gas. Gaano man katingkad ang kababalaghang ito, gaano man kasaya ang napukaw nito sa mga manonood, mayroon pa ring isang bagay na nakakatakot sa kakaiba, kamangha-manghang palabas na ito, at lubos kong nauunawaan kung gaano nabigla at natakot ang mga tao noong panahong nangyari ang mga pangyayaring ito. ganap na hindi inaasahan.
pagpapatuloy
--PAGE_BREAK--

Spectral analysis - ang pinakamakapangyarihang tool para sa pag-aaral ng mga bagay sa kalawakan.

Ang isang aparato para sa pagkuha ng isang spectrum - isang spectroscope ay binubuo ng isang collimator, isang prisma at isang teleskopyo (Fig.). Ang isang makitid na hiwa ay naka-install sa harap na bahagi ng collimator, na nakaharap sa pinagmumulan ng liwanag. Ang isang diverging beam ng ray ay napupunta mula dito papunta sa collimator tube. Ang slit ay matatagpuan sa pangunahing pokus ng collimator lens, upang ang isang parallel beam ng ray ay lumabas mula sa collimator.

Ano ang mangyayari kung ididirekta natin ang sinag ng mga sinag na ito sa lens ng ikatlong bahagi ng spectroscope - ang teleskopyo?

Kinokolekta ng lens nito ang mga sinag sa pangunahing pokus nito at dito nabuo ang isang imahe ng slit; maaari nating suriin ito sa pamamagitan ng eyepiece at makita ang isang malinaw na imahe ng entrance slit ng spectroscope.

Ang isang tatsulok na glass prism ay inilalagay sa pagitan ng mga lente ng collimator at ng teleskopyo upang ang repraktibo na gilid nito ay parallel sa slit. Ang prism ay nagre-refract ng isang parallel stream ng mga sinag na naganap dito mula sa collimator lens, na nagpapalihis nito patungo sa base nito. Sa kasong ito, ang mga sinag ng iba't ibang kulay ay pinalihis nang iba, depende sa haba ng daluyong, tulad ng sumusunod mula sa formula (3.2). Kaya, ang prisma ay nabubulok ang liwanag sa isang hanay ng mga solong kulay (monochromatic) na sinag ng mga sinag. Sa halip na isang imahe ng slit sa focal plane ng teleskopyo ng spectroscope, maraming mga multi-colored na imahe ng slit ang nabuo, katabi ng bawat isa at ipinamamahagi alinsunod sa mga pagbabago sa mga wavelength, ibig sabihin, isang rainbow strip ng spectrum. Ang direksyon kung saan nakaunat ang spectrum ay tinatawag na direksyon ng pagpapakalat. Ito ay malinaw kung bakit ang spectroscope slit ay dapat na medyo makitid. Kung palakihin natin ang slit, magkakapatong ang magkatabing mga monochromatic na imahe sa isa't isa at ang spectrum ay magiging "blur."

Sa panahon ng mga visual na obserbasyon sa pamamagitan ng isang spectroscope, nakikita natin ang isang bahaghari na guhit ng spectrum. Kung, sa halip na isang eyepiece, ang isang cassette ay inilagay sa focal plane ng teleskopyo, kung gayon ang teleskopyo ay magiging isang photographic camera, at ang spectroscope sa isang spectrograph - isang aparato na malawakang ginagamit ng mga astrophysicist. Totoo, sa tulong nito ay nakakakuha sila ng isang itim at puting imahe ng spectrum, ngunit hindi ito gaanong nakakasagabal sa pagkuha ng maraming impormasyon tungkol sa mga celestial na katawan.

kanin. aparatong spectroscope

Ang spectrum ng radiation na ibinubuga ng isang mainit na solid o isang likido na pinainit hanggang sa kumikinang ay tuloy-tuloy. Kung titingnan mo sa pamamagitan ng spectroscope ang filament ng isang electric light bulb, makikita mo ang isang maliwanag na guhit ng bahaghari, na tinatawag na tuloy-tuloy na spectrum. May mga pamamaraan na ginagawang posible upang masukat ang intensity ng radiation sa iba't ibang mga wavelength. Pagkatapos, i-plot ang wavelength R sa horizontal axis, at ang radiation intensity (energy) E1 sa vertical axis, makakakuha tayo ng graph na tinatawag na energy distribution curve sa spectrum (Fig. 74). Ang hugis ng curve na ito ay higit sa lahat ay nakasalalay sa temperatura ng emitter. Para sa mga sinag na may maikling wavelength, ang enerhiya na Eλ ay maliit. Habang tumataas ang wavelength, tumataas ang enerhiya at sa isang tiyak na wavelength λmax ay umabot sa maximum; Sa karagdagang pagtaas sa haba ng daluyong, bumababa ang enerhiya ng radiation. Lumalabas na ang temperatura T at λ, max ay nauugnay sa bawat isa sa pamamagitan ng formula

T x λ Max = pare-parehong halaga.

Ang formula na ito ay nagpapahayag ng batas ni Wien ( Kasama sa formula ang ganap na temperatura G, na sinusukat mula sa temperatura t = -273° sa Celsius na sukat.) Ito ay sumusunod mula dito na ang bahagyang pinainit na mga katawan ay naglalabas ng mahahabang alon (infrared) na mga sinag, habang ang mga napakainit na katawan ay naglalabas ng asul at kahit violet na sinag. Sa pamamagitan ng pag-aaral ng pamamahagi ng enerhiya sa spectrum, posibleng matukoy ang temperatura ng mga bituin. Ito ay isa sa mga gawain na itinakda mismo ng astrospectroscopy.

Gayunpaman, ginagawang posible ng mga spectral na pag-aaral na makakuha ng mas mayamang impormasyon tungkol sa mga celestial body. Ang katotohanan ay ang isang pinainit na rarefied gas, na dinadala sa isang glow, ay hindi naglalabas ng isang tuloy-tuloy na spectrum, ngunit isang line spectrum, na binubuo ng isang tiyak na hanay ng makitid, halos monochromatic spectral na mga linya. Ang mga maliwanag na linya ay tinatawag na mga linya ng paglabas. Kaya, halimbawa, kung magdagdag ka ng ordinaryong table salt sa apoy ng burner, ito ay magiging isang matinding dilaw na kulay. Sa spectroscope makikita natin ang dalawang maliwanag na dilaw na emission spectral lines, na itinalagang D 1 at D 2, na ibinubuga ng pinainit na sodium vapor, na bahagi ng table salt. Ang spectrum ng bakal, na binago sa mataas na temperatura sa isang gas na estado, ay lalong mayaman sa mga linya.

Ang mga detalyadong atlase at katalogo ng mga linya ng parang multo ng mga elemento ng kemikal ay naipon, at nakakatulong ito upang magsagawa ng isang spectral na pagsusuri ng isang sangkap, upang malaman kung anong mga elemento ng kemikal ang naroroon dito.

Dapat itong isipin na bilang karagdagan sa mga linya ng paglabas, ang pagsipsip, madilim na mga linya ng pagsipsip ay sinusunod din, na sumasakop sa parehong mga lugar sa spectrum. Madali silang obserbahan sa laboratoryo kung gagawin mo ang eksperimentong ito. Ang pagmamasid sa tuluy-tuloy na spectrum ng isang pinainit na solidong katawan sa pamamagitan ng isang spectroscope, inilalagay namin sa landas ng mga sinag, sa pagitan ng katawan na ito at ng hiwa ng spectroscope, ang apoy ng isang burner na puspos ng sodium vapor. Sa halip ng dalawang maliwanag na dilaw na linya ng paglabas ng sodium, makikita natin laban sa background ng tuluy-tuloy na spectrum ang dalawang madilim na linya D 1 at D 2, dahil ang mga singaw at gas ay may kakayahang sumipsip ng parehong radiation na sila mismo ay naglalabas.

Ang uri ng line spectrum at ang mga wavelength ng mga spectral na linya ay nakasalalay sa mga katangian ng isang ibinigay na atom. Tulad ng alam mo, ang isang atom ng anumang elemento ng kemikal ay binubuo ng isang sentral, positibong sisingilin na nucleus na napapalibutan ng mga electron. Ang electron na hindi gaanong mahigpit na nakagapos sa nucleus ay mas madaling pumayag sa mga panlabas na impluwensya - ito ay tinatawag na optical electron. Ang electron na ito ay may kakayahang sumipsip ng radiation energy incident sa atom mula sa labas; "nag-iimbak" ng karagdagang enerhiya, binabago nito ang paggalaw nito, na nagiging isang nasasabik na estado. Maaari rin itong maging excited na estado bilang resulta ng mga banggaan ng isang atom sa isa pang atom o electron, na hindi maiiwasan sa panahon ng thermal motion.

Itinatag ng atomic physics na ang bawat atom ay may sariling partikular na discrete energy level, at ang electron, sa panahon ng mga transition nito, ay maaaring "manatili" lamang sa kanila. Ang bawat isa sa mga antas ay maaaring italaga ng isang tiyak na numero—ang pangunahing numero ng quantum; Ang mas mataas na antas na ito ay matatagpuan, mas malaki ang enerhiya nito. Tukuyin natin ang enerhiya na katumbas ng quantum number k ng E k, at sa quantum number i ng E i at ipagpalagay na ang E k ay mas malaki kaysa sa E i. Hayaan, higit pa, ang optical electron ay nasasabik sa estado E k . Ayon sa mga batas ng atomic physics, ang isang elektron ay hindi maaaring manatili sa isang nasasabik na estado sa loob ng mahabang panahon (maliban sa ilang partikular na antas ng enerhiya) at pagkatapos ng ika-1000 ng isang segundo, dapat itong kusang lumipat, tulad ng sinasabi nila, na kusang lumipat sa ibang estado na may mas kaunting enerhiya.

Ipagpalagay natin na siya ay lumipat din sa isang estado na may enerhiya E i. Ang paglipat na ito ay sinamahan ng paglabas ng isang photon, ang enerhiya nito ay katumbas ng pagkakaiba ek - ei. Ang photon ay magkakaroon ng frequency vfti, na kinakalkula ng formula

Hν ki = E k - E i (3.5)

Kung saan ang h ay ang pare-pareho ng Planck, katumbas ng 6.6 X 10-27 erg "x sec. Ang photon ay hindi lamang isang frequency, kundi pati na rin ang isang wavelength λ = c: ν, kung saan ang c ay tumutukoy sa bilis ng liwanag.

Kaya, bilang resulta ng paglipat na ito, ang optical electron ay maglalabas ng discrete spectral line na mayroong wavelength λ ki. Kaya, ang isang line emission spectrum ay nabuo mula sa iba't ibang mga transition ng isang optical electron.

Sa isang normal, hindi nasasabik na estado, ang elektron ay may lakas ng pinakamalalim na antas, na tinutukoy namin ng E±. Ngayon ipagpalagay natin na ang radiation ng iba't ibang mga frequency v ay bumabagsak sa atom mula sa labas. Maaari bang makuha ng isang optical electron ang radiation ng anumang dalas, ibig sabihin, anumang wavelength? Siyempre hindi, at narito kung bakit.

Ang isang ibinigay na atom ay may mga sumusunod na "pinapayagan" na mga antas ng enerhiya, na isinulat namin sa pagtaas ng pagkakasunud-sunod:

E 1 , E 2 , E 3 ,...E i ,...,E k ,...,E ∞

Ang isang electron ay maaaring sumipsip ng radiation lamang ng mga frequency na tumutugma sa mga transition

E 2 - E 1 = hν 21, E 3 - E 1 = hν 31, E 4 - E 1 = hν 41, atbp.

Ang lahat ng mga transition na ito ay tumutugma sa mga discrete spectral na linya na may mga wavelength

λ 21, λ 31, λ 41, atbp.,

Na kung saan magkasama ay bumubuo ng isang serye ng mga parang multo na linya na tumutugma sa pagsipsip ng radiation ng isang elektron sa panahon ng paglipat nito mula sa parehong antas ng enerhiya E 1.

Kung, bago sumipsip ng enerhiya ng radiation, ang optical electron ay nasasabik na at, halimbawa, nasa isang estado na may enerhiya E 2, kung gayon maaari itong sumipsip ng mga bahagi ng enerhiya

E 3 - E 2 = hν 32, E 4 - E 2 = hν 42, E 5 - E 2 = hν 52

Iyon ay, muli isang hanay ng mga discrete frequency (samakatuwid, discrete wavelength), ngunit sa oras na ito ng ibang serye, na may mas mababang antas ng enerhiya na E2.

Sa pagbubuod ng sinabi, napapansin namin na mayroong walang katapusan na maraming serye ng mga parang multo na linya para sa isang partikular na atom, dahil maaari silang magsimula sa anumang antas ng enerhiya. Sa pagsasagawa, ang isang tao ay nakatagpo lamang ng isang maliit na bilang ng mga serye, dahil habang ang quantum number na tumutugma sa pinakamababang antas ng enerhiya na tumutukoy sa isang partikular na serye ay tumataas, ang buong serye ay lumilipat pa sa infrared na bahagi ng spectrum, mas mataas ang "initial" quantum. bilang ng isang ibinigay na serye.

Ngunit hindi dapat isipin ng isa na ang isang atom, bilang resulta ng isang pagkilos ng pagsipsip ng enerhiya ng isang elektron, ay maaaring sumipsip ng lahat ng radiation ng kaukulang mga wavelength na magagamit nito. Bilang resulta ng isang kaganapan sa pagsipsip, isang parang multo na linya lamang ang nabuo. Gayunpaman, kung mayroong maraming mga atom at sila ay inilagay sa isang larangan ng radiation na may malawak na pagkakaiba-iba ng mga frequency, kung gayon ang lahat ng mga linya ng pagsipsip na pinagsama ng serye na inilarawan sa itaas ay lilitaw sa tuluy-tuloy na spectrum ng radiation na ito. Kasabay nito, ang radiation na may mga intermediate na wavelength ay hindi masipsip, at para dito ang "ulap" ng mga atomo ay transparent. Upang malinaw na maunawaan ang mga sistematiko ng mga parang multo na linya ng isang naibigay na elemento ng kemikal, ang likas na pinahihintulutang mga antas ng enerhiya ay nakaayos sa anyo ng isang diagram. Ang gayong diagram para sa mga atomo ng hydrogen ay ipinapakita sa Fig. Kung mas malaki ang reserbang enerhiya ng optical electron, mas mataas ang antas na matatagpuan. Samakatuwid, ang mga paglipat mula sa ibaba hanggang sa itaas na antas ay tumutugma sa mga pagkilos ng pagsipsip, ibig sabihin, ang pagbuo ng isang linya ng pagsipsip (ibig sabihin, linya ng pagsipsip). Sa panahon ng mga transition mula sa itaas hanggang sa ibaba, isang emission spectral line ang ilalabas.

Sa kaliwa ng bawat antas ay minarkahan ang mga pangunahing numero ng quantum - ang mga bilang ng mga antas 1, 2, 3, 4, 5 at 6. Ang susunod, mas mataas na antas ay dapat na may bilang na 7, 8, 9, atbp. ad infinitum. Habang tumataas ang mga numero ng quantum, papalapit ang mga antas, at ang antas ng enerhiya na minarkahan ng oo ay tumutugma sa isang walang katapusang malaking numero ng quantum. Kung ang isang elektron sa isang hindi nasasabik na estado E 1 ay sumisipsip ng enerhiya na naaayon sa antas na ito, pagkatapos ay nawalan ito ng koneksyon sa atom at lumayo mula dito sa kalawakan, at ang atom ay nagiging ionized, na nakakakuha ng labis na singil sa kuryente. Kalkulahin natin ang enerhiyang ito at ang dalas ng absorbed radiation ν∞ 1 . Pagkatapos, ayon sa formula (3.5) hν∞ 1 = E ∞ - E 1 . Ang frequency ν∞ 1 ay tinatawag na frequency ng "head" ng serye. Ito ay tumutugma sa wavelength ν∞ 1.

Hayaan ngayon ang optical electron ay nasasabik na sa E 2 na estado. Pagkatapos, upang ionize ang isang atom, ang elektron ay dapat sumipsip ng enerhiya

E ∞ - E 2 = hν∞ 2,

Alin ang tumutugma sa frequency ν∞ 2 at wavelength λ∞ 2. Ito ang wavelength ng pangalawang serye ng ulo. Kaya, ang bawat isa sa mga serye ay may sariling ulo.

Ngunit ang isang elektron ay maaari ring sumipsip ng mas malaking enerhiya, iyon ay, kahit na mas mahirap na radiation na may mas maikling wavelength.

Pagkatapos ay iiwan nito ang atom na may natitirang enerhiya na 1/2 mυ 2, na maaaring kalkulahin gamit ang formula

1/2 mυ 2 = hν - (E ∞ - E i) , (3.6)

Kung saan ang E i ay tumutukoy sa enerhiya ng antas kung saan ang elektron ay nasa sandali ng pagsipsip ng photon.

Kaya, bilang karagdagan sa spectrum ng linya, nabuo din ang isang tuluy-tuloy na spectrum.

Ang hydrogen ay isa sa mga pinakakaraniwang elemento ng kemikal sa Uniberso, at kakailanganin nating makatagpo ang mga katangian nito nang higit sa isang beses sa hinaharap. Samakatuwid, tingnan natin ito nang mas detalyado.

Ang pagiging nasa normal na estado Er, ang isang optical electron ay maaaring sumipsip ng radiation na may wavelength na 1216 angstroms ( Ang Angstrom ay isang yunit ng haba na katumbas ng 10 -8 cm.). Isang Lyman series absorption line ang nabuo, na tinatawag na Lyman-alpha (L α) line. Ang elektron ay napupunta sa isang nasasabik na estado na naaayon sa antas ng enerhiya E 2.

Kapag ang enerhiya E 3 - E 1 ay nasisipsip, ang electron ay gumagalaw sa ikatlong antas: isang linya ay nabuo na may wavelength na 1026 A at tinatawag na Lyman-beta line (Lβ). Ang wavelength nito ay mas maikli kaysa sa L α. Sa panahon ng paglipat mula sa unang antas hanggang sa ika-apat, ang parang multo na linya L γ, na may haba ng daluyong na 973 A, ay hinihigop ng karagdagang mga paglipat mula sa estado ng E 1 na humahantong sa hitsura ng buong serye ng Lyman, na kumukulong sa ulo nito. isang wavelength na 912 A. Mula sa wavelength na ito hanggang Sa gilid ng mas maiikling alon, ang rehiyon ng tuluy-tuloy na pagsipsip ay nagmumula sa sarili nitong. Kapag sumisipsip ng mas mahirap na radiation, ang hydrogen atom ay nagiging ionized.

Sa ilalim ng mga kondisyong terrestrial, ang serye ng Lyman ay hindi maaaring maobserbahan sa spectra ng mga celestial body, dahil ang short-wavelength na bahagi ng spectrum na may wavelength na mas mababa sa 3200 A ay ganap na hinihigop ng atmospera ng lupa. Kaya, ang serye ng Lyman ay maaaring maobserbahan sa mga laboratoryo o sa labas ng atmospera ng daigdig mula sa mga satellite at orbital observatories. Ito ay isa sa mga gawain ng extra-atmospheric astronomy.

Ang mga paglipat ng elektron mula sa pangalawa (nasasabik) na antas hanggang sa mas mataas ay nagbubunga ng sikat na serye ng Balmer, na hindi hinihigop ng atmospera. Ito ay malinaw na nakikita sa spectra ng maraming bituin.

Kapag ang isang optical electron ay pumasa mula sa pangalawa hanggang sa ikatlong antas, isang H α absorption line ay nabuo, na matatagpuan sa pulang rehiyon ng spectrum. Ang linya ng pagsipsip ng Hp ay nabuo kapag ang isang elektron ay pumasa mula sa ikalawang antas hanggang sa ikaapat; mayroon itong mas maikling wavelength kaysa sa H α. Sinusundan ito ng H γ, H δ, atbp. Ang buong serye ng Balmer ay nagtatagpo sa ulo nito, na may wavelength na 3646 A. Sa mas maiikling wavelength muli tayong nakatagpo ng isang rehiyon ng tuluy-tuloy na pagsipsip, na humahantong sa ionization ng atom. Sa pagkakataong ito ang elektron ay umalis sa atom mula sa ikalawang antas, mula sa nasasabik na estado.

Kapag ang isang elektron ay lumipat mula sa ikatlong antas hanggang sa mas mataas, isang serye ng mga linya ng Paschen-Bak spectral ay nabuo, na matatagpuan sa infrared na rehiyon ng spectrum.

Sa ngayon ay nakikipag-usap tayo sa spectrum ng atomic absorption. Ang lahat ng nasa itaas ay maaaring ilapat sa emission spectra ng radiation. Kung ang isang electron ay nasa itaas na nasasabik na estado na may enerhiya E k, kung gayon maaari itong, tulad ng sinabi namin, na naglalabas ng isang photon ng dalas ν ki, na bumalik sa isang mas mababang antas ng enerhiya E i. Ang isang maliwanag na linya ng paglabas ay lilitaw sa spectrum. Sa kasong ito, madalas na mayroong "pagpapalit" ng isang photon sa ilan na may mas mababang mga frequency. Magbigay tayo ng isang tiyak na halimbawa. Ipagpalagay natin na, bilang resulta ng pagsipsip ng radiation, ang optical electron ng hydrogen atom ay gumagalaw mula sa normal na antas E 1 hanggang sa antas na may enerhiya E 4 . Ito ay tumutugma sa pagsipsip ng L γ spectral line. Pagkatapos nito, ang nasasabik na optical electron ay maaaring magkaroon ng apat na posibilidad para sa kusang paglipat sa mas mababang antas ng enerhiya:

1) paglipat mula sa ika-apat na antas hanggang sa una, kung saan ang parehong parang multo na linya L γ ay ibinubuga;

2) paglipat mula sa ikaapat na antas hanggang sa pangalawa, at pagkatapos ay mula sa pangalawa hanggang sa una; dalawang parang multo na linya H β at L α ay ibinubuga;

3) paglipat mula sa ikaapat na antas hanggang sa ikatlo, at pagkatapos ay mula sa ikatlo hanggang sa una; dalawang parang multo na linya ang ibinubuga: Paschen - Buck α at H β;

4) paglipat mula sa ikaapat na antas hanggang sa pangatlo, pagkatapos ay mula sa ikatlo hanggang sa pangalawa, at pagkatapos ay mula sa pangalawa hanggang sa una; tatlong spectral na linya ng Paschen - Buck α, H α at L α ay ibinubuga.

Ang hindi pangkaraniwang bagay na ito ay sinusunod sa rarefied cosmic gas. Tandaan na kapag ang isang photon ay nahati sa ilan, ang bawat isa sa mga nagresultang spectral na linya ay may mas mahabang wavelength kumpara sa na-absorb.

Ang isang mas detalyadong pag-aaral ng atomic spectra at ang istraktura ng mga shell ng elektron ng mga atom ay humantong sa konklusyon na ang bawat antas ng enerhiya E k ay tumutugma sa pangunahing numero ng quantum. k, ay binubuo ng ilang mga sublevel. Ang mga ito ay nailalarawan, bilang karagdagan sa pangunahing quantum number, sa pamamagitan ng pangalawang quantum number at medyo naiiba sa bawat isa sa dami ng enerhiya; mayroon na silang iba't ibang enerhiya, na nagku-cluster sa paligid ng E k . Ayon sa mga batas ng atomic physics, hindi lahat ng paglipat sa pagitan ng mga sublevel ay maaaring isagawa, o, gaya ng sinasabi nila, pinapayagan. May mga kaso kapag ang isang excited na optical electron, pagkatapos na maglabas ng pinahihintulutang spectral line, ay pumasok sa isang sublevel kung saan walang pinahihintulutang exit patungo sa mas malalim na antas ng enerhiya, at ito ay natigil sa estadong ito sa loob ng mahabang panahon. Pagkatapos ay sinasabi nila na ang elektron ay umabot sa isang superstable, metastable na antas.

Gayunpaman, hindi alam ng mga batas ng atomic physics ang mga ganap na pagbabawal. Kung ipinagbabawal ang paglipat mula sa antas ng metastable sa pamamagitan ng radiation, hindi ito nangangahulugan na hindi ito maaaring mangyari. Ang katotohanan ay ang oras ng paninirahan ng isang elektron sa isang antas ng metastable ay mas mahaba kaysa sa isang normal na antas. Kung sa panahong ito ay walang panlabas na dahilan (halimbawa, isang banggaan sa isa pang atom o karagdagang pagsipsip ng isang photon) ang nag-aalis ng electron mula sa metastable na antas, pagkatapos ay babalik ito sa kanyang normal na estado, na naglalabas ng isang "ipinagbabawal" na parang multo na linya.

Upang makagawa ng gayong paglipat, ang gas ay dapat na napakabihirang at ang panlabas na radiation ay dapat na medyo mahina. Ito ay nangyayari, halimbawa, malapit sa planetary nebulae at sa solar corona.

Sa hydrogen atom, ang pinakamalalim na antas ng enerhiya E 1 ay binubuo ng dalawang sublevel, na naiiba sa dalawang posibleng magkaibang direksyon ng pag-ikot ng electron sa paligid ng axis. Bagama't kaunti ang pagkakaiba ng mga antas na ito sa enerhiya, ang isa sa mga ito ay bahagyang mas mataas at metastable. Ang isang maliit na pagkakaiba sa mga halaga ng enerhiya ay humahantong, alinsunod sa formula (3.5), sa katotohanan na sa kaso ng paglabas ng isang ipinagbabawal na linya, ang dalas nito ay dapat na maliit, at samakatuwid ang haba ng daluyong ay dapat na mahaba. Sa katunayan, ang isang hydrogen atom, na nasa kalawakan, ay naglalabas ng "linya ng radyo" na may wavelength na 21 cm.

Ngayon ay lumipat tayo sa paglalarawan ng molecular absorption spectra. Binubuo ang mga ito ng higit pa o hindi gaanong malawak na mga banda na matatagpuan sa mga katangian ng spectral na rehiyon ng isang partikular na molekula. Ang bawat isa sa mga banda ay binubuo ng napakalaking bilang ng mga parang multo na linya, na napakalapit sa isa't isa na maaari lamang silang paghiwalayin gamit ang mga instrumentong parang multo na may napakalaking dispersion.

Ang molecular spectra ay napag-aralan nang mabuti sa mga laboratoryo sa terrestrial, at ginagawa nitong posible na hatulan ayon sa uri ng spectrum ang kemikal na komposisyon ng medium na sumisipsip ng liwanag kung saan dumadaan ang radiation. Ang mga molekula ay bumubuo at nagiging matatag sa medyo mababang temperatura, halimbawa, sa mga shell ng malamig (pula) na mga bituin at sa mga atmospheres ng mga planeta.

Ngayon ay dapat nating banggitin ang isa pang kababalaghan kung saan nakabatay ang maraming mahahalagang konklusyon ng astrophysics. Pinag-uusapan natin ang prinsipyo ng Doppler, ayon sa kung saan, kapag ang isang ilaw na mapagkukunan ay gumagalaw sa linya ng paningin, ang mga wavelength ng mga parang multo na linya ay nagbabago sa proporsyon sa bilis. Kung ang normal (laboratory) na wavelength ng anumang spectral na linya ay katumbas ng A.0, at ang naobserbahang wavelength ay λ, kung gayon ang formula ay wasto

Sa loob nito, ang c ay nagsasaad ng bilis ng liwanag, at υ r - radial velocity, katumbas ng projection ng spatial velocity papunta sa linya ng paningin. Kung lumayo ang pinagmumulan ng liwanag, tumataas ang mga wavelength, at kung lumalapit ito, bumababa ang mga wavelength. Gaya ng madaling makita mula sa formula (3.7), ang mga radial velocities ng isang umuurong na pinagmumulan ng liwanag ay positibo, habang ang mga nasa paparating na pinagmumulan ng liwanag ay negatibo.

Sa ngayon ay pinag-uusapan natin ang tungkol sa mga pag-aaral sa laboratoryo ng spectra. Kapag pinag-aaralan ang spectra ng mga celestial body, ang ilang mga espesyal na kondisyon ay dapat isaalang-alang.

Ang mga bituin, kabilang ang Araw, ay malalaking akumulasyon ng mga gas na bagay na pinainit sa isang mataas na temperatura. Sa kanilang mga panlabas na bahagi, ang densidad at presyon ng gas ay mababa, ngunit mabilis itong tumataas habang lumalalim sila sa kailaliman. Mabilis ding tumataas ang temperatura. Sapat na sabihin na kung sa mga panlabas na layer ng Araw ang temperatura ay malapit sa anim na libong degree, pagkatapos ay malapit sa gitna nito ay umabot sa ilang milyong degree. Ang bilis ng thermal movement ng gas dito ay napakataas na ang banggaan ng mga atom ay humantong sa kanilang kumpletong ionization. Ipinapakita ng mga kalkulasyon na ang naturang sangkap ay hindi masyadong transparent sa radiation. Sa pag-akyat natin sa mga panlabas na layer, bumababa ang opacity at, sa wakas, nakatagpo natin ang layer kung saan dumarating sa atin ang radiation na nakikita natin. Ang layer na ito ay tinatawag na photosphere.

Ang photosphere ay naglalabas ng thermal radiation na may tuloy-tuloy na spectrum; ito ay lumitaw dahil sa magulong thermal na paggalaw ng mga sisingilin na particle - mga electron at ions.

Sa itaas ng photosphere mayroong mas bihira at mas malamig na mga layer kung saan ang radiation na nagmumula sa photosphere ay hinihigop. Dito nabuo ang spectrum ng pagsipsip na inilarawan sa itaas. Kaya, sa pamamagitan ng pag-aaral ng kemikal na komposisyon ng mga bituin mula sa kanilang spectra, pinag-aaralan natin ang komposisyon ng mga stellar atmosphere, ngunit hindi ang mga stellar interior.

Sa parehong paraan, sa pamamagitan ng pag-aaral ng mga karagdagang spectral na linya na lumilitaw sa spectrum ng isang partikular na planeta, kung ihahambing sa spectrum ng Araw, pinag-aaralan natin ang kemikal na komposisyon ng atmospera nito.

Karagdagan pa, hindi natin dapat kalimutan na ang atmospera ng lupa ay bahagyang sumisipsip ng ilang spectral na linya at banda, na tinatawag na telluric. Ang pagsipsip na ginawa ng mga molekula ng oxygen at singaw ng tubig ay lalong malakas.

Posible ba para sa isang amateur astronomer na pag-aralan ang spectra ng mga celestial body?

Siyempre, maraming mga problema, tulad ng, halimbawa, ang pagtukoy ng radial velocities, na nangangailangan ng paggamit ng napaka-kumplikado, malakas at mamahaling kagamitan, ay hindi malulutas ng isang baguhan. Kasabay nito, ang ilang mga spectral na obserbasyon ay maaaring isagawa gamit ang napakahinhin, minsan gawang bahay, mga instrumento.