|
2.2QUYOSH KO’RINADIGAN SPEKTRLAR
Shunday qilib, yulduzlardan ko’rinadigan yorug’lik iro zl emissiya chiziqlariga qarab va shu chiziqlarni er yuzidagi turli xil elementlarning (va ularning izotoplarining) emissiya chiziqlari bilan taqqoslash orqali o’sha yulduzdagi elementlarni aniqlash uchun ishlatilishi mumkin. Ushbu taniqli chiziq to’lqin uzunliklari shu yulduzning to’lqin uzunliklarining qizil (yoki ko’k) siljishiga qarab, shu yulduzning erga nisbatan harakatini aniqlash uchun ham ishlatilishi mumkin. Keyinchalik, bizning quyoshimiz xuddi shu to’lqin uzunliklarida (quyoshdagi elementlarga asoslangan holda) ko’rsatilishi kerak bo’lgan aniq spektrli chiziqlarni chiqaradi, deb taxmin qilish oqilona bo’ladi.
Biroq, quyosh nuri oq rangda (asosan) oq bo’lib ko’rinadi va prizma yordamida ma’lum to’lqin uzunliklarida boshoqlarni (boshqa yulduzlarning emissiya spektrini tahlil qilish asosida) ko’rishni kutganidan ko’ra, ko’rinadigan spektr bo’ylab ranglarning rang-barangligini ko’rsatadi. Xo’sh, agar Quyoshdagi to’liq spektrli yorug’lik Yer yuzida paydo bo’lishiga nima sabab bo’lmoqda, agar men taxmin qilayotgan narsa quyoshning o’zida termoyadroviydan hosil bo’lgan o’ziga xos iro zl chiziqlar bo’lsa?
Ishonchim komilki, men tushungan narsamni yo’qotib qo’yayapman, lekin bu nima ekanligini bilmayman. Men tushunaman (bu savoldan: Quyosh spektridagi “A” Fraunhofer chizig’I qanchalik chuqur? Quyosh yoki Er atmosferasidanmi?) Yer atmosferasi yorug’likning o’ziga xos to’lqin uzunliklarini yutadi, ammo nega quyosh nuri bo’ylab izchil bo’lishi kerak uning ko’rinadigan spektri, agar odatdagi yulduz nuri ma’lum spektr to’lqin uzunliklarida hosil bo’lsa?
Yulduz spektridagi spektral chiziqlarni ko'rib chiqsak, aslida emissiya chiziqlarini emas, balki yutilish chiziqlarini qidiramiz. Yulduz spektri odatda qora tanaga o'xshaydi, doimiy va silliq. Shu bilan birga, yulduz atmosferasida chiqarilgan nurlarning bir qismini yutadigan elementlar mavjud; bular biz kuzatadigan spektrda xarakterli yutilish chiziqlarini hosil qiladi.
Yulduzlarning spektri qora tanaga o’xshashligining sababi bor. H- xiralik quyosh fotosferasining bir qismi keng chastotalar uchun iro jihatdan qalinligini anglatadi. Bu o’z navbatida emissiya endi bir nechta elementlarga mos keladigan
bir nechta chastotalardan kelib chiqmasligini anglatadi. Ushbu spektr doimiy ravishda ko’rinadi va shuning uchun qora tanaga o’xshaydi.
Sizga etishmayotgan narsa shundaki, prizmaning o’lchamlari nisbatan tor iro zl chiziqlarni echish uchun etarli emas. Bundan tashqari, termoyadroviy reaktsiyalar natijasida hosil bo’ladigan yorug’lik uzoq vaqt davomida quyosh yuzasiga etib bormaydi va u tarqalib ketadi va yo’l davomida ko’p marta bo’linadi va termoyadroviy belgilarini ularning kelib chiqishiga olib tashlaydi. U erda termoyadroviy sodir bo’layotganiga ishonchimiz komil bo’lishining sababi shundaki, biz quyoshdan deyarli to’siqsiz chiqadigan va termoyadroviy jarayondan kutilgan spektrga ega quyosh neytrinosini aniqlay olamiz.
Ko’proq ma’lumot olish uchun Kirchhoffning spektroskopiya qonunlarini ko’rib chiqing.
Quyosh spektriga qaytish. Atmosferadan mustaqil ravishda quyoshni yutish chiziqlarini o’lchash qobiliyatiga ishonchimiz komil bo’lishi uchun bir nechta sabablar bor. Birinchidan, biz quyoshga qaraydigan atmosfera miqdori quyoshning osmondagi burchagiga bog’liq (bu tushuncha havo massasi). Shunday qilib, agar biz quyoshni har xil burchak ostida kuzatib tursak va yutilish havo massasi bilan qanday o’zgarishini kuzatib tursak, spektrni yana nol havo massasiga ekstrapolyatsiya qilishimiz mumkin. Ikkinchidan, Quyosh spektridagi yutilish chiziqlari orqali birinchi bo’lib topilgan kamida bitta element mavjud: geliy (yunon xudosi Helios nomi bilan atalgan), shuning uchun biz amalga oshirayotgan o’lchovlar fizikaga to’g’ri keladi. Haqiqat. Uchinchidan, biz atmosferadan yuqori bo’lgan sun’iy yo’ldoshlar yordamida o’lchovlarni amalga oshirdik.
Bu erda ikkita savol beriladi. Shon-Leyk birinchisiga murojaat qiladi – quyosh nurida g’ayrioddiy narsa yo’q; u spektrda turli xil kimyoviy elementlar tufayli ko’plab qorong’u yutish chiziqlari mavjud. Ularni ko’rish uchun sizga etarli darajada yuqori spektrli o’lcham (yuqori dispersiya) kerak.
Quyosh nurlari fotosferadan keladi. Biz yorug'lik bilan markazda nima bo'layotganini ko'rmayapmiz. Quyosh markazida chiqadigan yorug'lik deyarli darhol qayta so'riladi. Fotonlar qochib qutulishning o'rtacha imkoniyatiga ega bo'lganda, ko'rinadigan sirt qaerdaligini aniqlaydi. Boshqacha qilib aytganda, fotosfera yorug'likning xiraligi (ichkariga qarab harakatlanish) tez o'sib boradigan nuqtani belgilaydi.
Ushbu xiralik to’lqin uzunliklarida bir xil emas. Spektral chiziq bo’lgan joyda, atomda elektronga o’tish tufayli u yuqori bo’ladi. Ushbu to’lqin uzunliklarida fotonlar faqat fotosferada yuqori, salqinroq haroratda chiqarilsa qochib qutula oladi. Bunday yorug’lik boshqa to’lqin uzunliklariga qaraganda kamroq kuchli, shuning uchun biz “yutilish chizig’I” ni ko’ramiz.
Absorbsion chiziqlardan tashqarida fotosfera xiraligi pastroq bo’lishi kerak, ammo nolga teng emas. Bu erda asosiy xiralik H $ ^ {-} $ ioni bilan bog’liq bo’lgan o’tishsiz o’tishlar tufayli yuzaga keladi. Elektronlar ionlar va atomlardan tashqarida egallashi mumkin bo’lgan erkin holatlarning doimiyligiga ega, shuning uchun bunday jarayonlar to’lqin uzunliklarining uzluksiz diapazonida sodir bo’ladi. Ushbu assimilyatsiya jarayonlarining teskari tomoni (ya’ni erkin chegaralangan emissiya) doimiy emissiya spektrini ta’minlaydi.
Shuning uchun Quyoshning spektri har xil haroratdagi materialga bog’liq (shu sababli ham) emas qora tanli). Absorbsiya chizig’idagi fotonlar (ular qora emas, shunchaki zaif), ehtimol 4500K da chiqadi, doimiylikdagi fotonlar esa issiq mintaqalardan, ehtimol 6000K dan iro z ko’proq keladi.
Agar H $ ^ {-} $ ioni bo’lmaganida, Quyosh biroz kichikroq, issiqroq va yutilish chiziqlari chuqurroq ko’rinardi. Ammo Quyoshning chuqurroq va issiq qatlamlarida uzluksiz yutilish va emissiya manbalarini ta’minlaydigan boshqa bog’lanmagan yoki erkin jarayonlar baribir mavjud bo’lar edi.
Do'stlaringiz bilan baham: |
