الفلك

مصدر لتحديد خطوط امتصاص الهيدروجين بالمر

مصدر لتحديد خطوط امتصاص الهيدروجين بالمر



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

أنا أعمل على مهمة ، حيث يتعين علي تصنيف النجوم باستخدام البيانات الأولية للتلسكوب. أحاول الآن معايرة نسبة البكسل إلى أرمسترونج ، ولهذا أحتاج إلى تحديد خطوط الامتصاص الموجودة على النجم.

لقد قمت بالبحث لمدة يومين حتى الآن ، ولم أتمكن من العثور على مصدر معلومات "جدير بالثقة" / تأكيد حول مكان تعيين خطوط امتصاص Balmer لنجم مثل النجم الموجود في الصورة (أنا متأكد من ذلك) H alpha (الموجود في أقصى اليمين) ، و beta (في الأعلى) و gamma (سأقول ذلك الموجود على يسار H beta) بارزة جدًا).

حتى الآن ، أثق في هذه الصفحة للقيام بذلك. هل هناك مصدر حقيقي للمعلومات ، سواء أكان كتابًا أو صفحة ويب مؤسسية أو شيء من هذا القبيل ، حيث يمكنني تأكيده ويمكنني الرجوع إليه في مهمة؟ هل أنا مخطئ في موقف سلسلة Balmer؟


تصوير الكون

كما تعلمت في مقدمة إلى مختبر التحليل الطيفي ، تمتص العناصر المختلفة أطوال موجية مختلفة من الضوء. واحدة من أكثر الميزات الطيفية شيوعًا في علم الفلك هي الخطوط الطيفية للهيدروجين ، والتي تسمى خطوط بالمير.

تم تسمية الخطوط ، من الأطول إلى الأقصر طولًا موجيًا: خطوط الهيدروجين ألفا وبيتا وجاما ودلتا وإبسيلون (أو في تدوين مبسط & ndash H & # 945 ، H & # 946 ، H & # 947 ، H & # 948 ، H & # 949) سوف تحدد مجموعتك هذه الخطوط الطيفية في طيف نجمي.

تمرين: خطوط انبعاث الهيدروجين

افتح برنامج Spectra Suite ولاحظ خطوط انبعاث الهيدروجين في العينة من الدائرة.

املأ الجدول مع ذروة الموجة لجميع خطوط الهيدروجين المرصودة في الأنبوب الطيفي.

افحص طيف نجمك. كم عدد خطوط الانبعاث التي تلاحظها؟ كم عدد خطوط الامتصاص؟

هل يمكنك تحديد أي من الخطوط الطيفية في نجمك على أنه هيدروجين باستخدام الأطياف المرصودة في الجزء 1؟

ملاحظة: عند استخدام هذا الجدول والمؤامرة للجزء 3 ، من المهم أن تدرك أن ترتيب الأسطر لا يتغير. سيسمح لك هذا القسم من المعمل برؤية العلاقة بين الطول الموجي وألوان الضوء المرئي ، وسيساعدك على التعرف على مطياف البصريات المحيطية.

& # 8226 يمكنك تجميد الرسم البياني للطيف في SpectraSuite لأخذ قراءات مفصلة عن طريق النقر على مخطط الطيف والضغط على زر الإيقاف المؤقت.


سلسلة Balmer هي الاسم الذي يطلق على سلسلة من خطوط الانبعاث الطيفي لذرة الهيدروجين التي تنتج عن انتقالات الإلكترون من مستويات أعلى وصولاً إلى مستوى الطاقة مع الرقم الكمي الأساسي 2. هناك أربعة انتقالات مرئية في النطاق الموجي البصري وهي أعطيت تجريبيا بواسطة صيغة Balmer. تعميم هذا هو صيغة Rydberg ، والتي تعطي أيضًا خطوطًا أخرى للهيدروجين خارج المنطقة الضوئية للطيف الكهرومغناطيسي:

أين هو الطول الموجي ، هل ثابت ريدبرج للهيدروجين (1.0968 & # 215 10 ^ 7 لكل متر) و و هي الأعداد الصحيحة المقابلة للأرقام الكمية الأساسية المشاركة في الانتقال مع & GT .

تم تصنيف سلسلة انتقالات Balmer باستخدام الأحرف اليونانية مع يمثل = 1, يمثل = 2 ، وما إلى ذلك ، فإن الانتقالات الأربعة الأولى هي كما يلي:

=(-) انتقال اسم
()
1 3-2 ح 6563
2 4-2 ح 4861
3 5-2 ح 4341
4 6-2 ح 4102

نظرًا لأن الهيدروجين هو العنصر الأكثر وفرة في الكون ، فإن خطوط Balmer هي سمة شائعة في علم الفلك البصري و H الأحمر. الخط المقابل لانتقال الإلكترون من = 3 إلى = 2 مستوى الطاقة يعطي اللون الوردي / الأحمر المميز في الصور ذات الألوان الحقيقية للمناطق المتأينة في السدم الكوكبية وبقايا المستعرات الأعظمية والمشاتل النجمية.

1-400x275.jpg "/>

صورة ملونة خاطئة لبقايا المستعر الأعظم 63 أ. تعيينات اللون هي: Chandra (جميع النطاقات) (أزرق) ، CTIO الأرضية H (أخضر) ، سبيتزر 4.5 ميكرون (أصفر) ، سبيتزر 8.0 ميكرون (أحمر).
الائتمان: NASA / JPL-Caltech / CXC / NOAO / AURA / NSF

تتضمن السلاسل الأخرى في عائلة الهيدروجين لخطوط الانبعاث خط لايمان (انتقالات إلى = 1) ، باشن (انتقالات إلى = 3) ، Brackett (انتقالات إلى = 4) و Pfund (انتقالات إلى = 5).

دراسة علم الفلك عبر الإنترنت في جامعة سوينبورن
جميع المواد محفوظة لشركة Swinburne University of Technology باستثناء ما تم تحديده.


تقنيات تشخيص البلازما

VI.B الإشعاع من الإلكترونات المقيدة

تنبعث الذرات والأيونات ومكونات الشوائب في البلازما إشعاعًا عندما تخضع الإلكترونات المقيدة لتحولات ذرية من مستوى طاقة إلى آخر. يتميز الانتقال بانبعاث الإشعاع في خط طيفي ضيق. يمكن الحصول على معلومات مختلفة عن خصائص البلازما من شدة الخطوط الملحوظة وشكل الخطوط. سيتم مناقشة كل حالة على حدة.

VI.B.1 كثافة الخط الطيفي

يوفر قياس الكثافة المطلقة لخط طيفي تقديرًا لكثافة الأنواع الذرية. نظرًا لأن شدة الخط هي قياس كثافة الحالة المثارة ، فإن نموذج التوازن المناسب الذي يربط كثافة الحالة المثارة بكثافة الحالة الأرضية يسمح بتحديد كثافة الأنواع. يستخدم هذا للحصول على معلومات حول شوائب البلازما وكذلك نسب وفرة الذرات المكونة.

يمكن استخدام الشوائب في البلازما الساخنة لتوفير تقدير تقريبي لدرجة حرارة الإلكترون. وذلك لأن حالة تأين ذرة الشوائب هي دالة قوية لدرجة حرارة الإلكترون. يحتاج المرء إلى توخي الحذر عند إجراء هذا القياس لأن معرفة الوفرة النسبية لذرة الشوائب ليست دقيقة وقد لا تكون الشوائب في توازن التأين. بالإضافة إلى ذلك ، قد تكون هناك اختلافات جسيمة في درجة حرارة الإلكترون في جميع أنحاء البلازما. نتيجة لذلك ، قد يستنتج المرء درجة حرارة الإلكترون بشكل غير صحيح بافتراض أن الإشعاع ينبعث بشكل موحد من حجم البلازما.

من الطرق الجيدة لتقدير درجة حرارة الإلكترون قياس النسبة النسبية لشدة الخط من نفس النوع من البلازما ، أو لقياس نسبة شدة الخط إلى السلسلة المتصلة. هذا القياس مهم في البلازما الفيزيائية الفلكية بالإضافة إلى بلازما المختبر. يوضح الشكل 6 مثالاً لقياس درجة حرارة الإلكترون المعتمد على الوقت في تجربة شعاع البلازما. يتم جمع الضوء من بلازما الهيدروجين المحصورة مغناطيسيًا بواسطة عدسة ويتم إدخالها في مطياف محزوز ، والذي يشتت الفوتونات وفقًا لطولها الموجي. كثافة H المعتمدة على الوقتγ يتم قياس خط سلسلة Balmer في وقت واحد مع شدة الإشعاع المستمر. تستخدم كابلات الألياف الضوئية لنقل الطيف من مقياس الطيف ليتم قياسه باستخدام أنابيب مضاعفة ضوئية في هذه الحالة. لوحظ أن نسبة الخط إلى الاستمرارية تتناقص عندما يتم حقن حزمة بروتون نشطة في البلازما (الشكل 6). تم قياس زيادة في درجة حرارة الإلكترون من 5 إلى 6 فولت ، بما يتوافق مع تسخين البلازما بسبب تصادم كولوم بين بروتونات الحزمة وإلكترونات البلازما في التجربة.

الشكل 6. رسم تخطيطي لقياس شدة خط إلى متصل لدرجة حرارة الإلكترون في تجربة شعاع بلازما (أعلى). يشير القياس المعتمد على الوقت إلى أن نسبة الشدة تقل عندما يتم تسخين البلازما بواسطة حزمة بروتون في الوقت المناسب ر ب (الأسفل).

VI.B.2 شكل الخط الطيفي

يتغير شكل الخط الطيفي المنبعث عند حدوث عمليات فيزيائية مختلفة. يمكن استخدام هذه التغييرات للتأكد من المعلومات المتعلقة بمعلمات البلازما وقيم المجال الكهربائي والمغناطيسي في المنطقة المجاورة للقياس. يتميز شكل الخط الطيفي عادةً بتوزيع لورنتزيان. يأخذ هذا التوزيع في الاعتبار توسيع الخط الطبيعي الذي يحدث بسبب انتشار طاقة الحالات الكمومية للذرة. العرض الكامل بنصف الحد الأقصى (FWHM) هو الطريقة الشائعة لوصف عرض الخط ويرتبط بعمر الحالة المثارة للذرة.

ينتج عن الحركة الحرارية للذرات في البلازما انزياح دوبلر لتردد الإشعاع المنبعث. يظهر هذا كتوسيع لتوزيع الخط الطيفي. يسمح قياس نصف عرض دوبلر للفرد بالتحقق من درجة حرارة الأيونات للأنواع التي يتم قياسها.

عملية أخرى تؤدي إلى توسيع توزيع الخط الطيفي هي توسيع الضغط. يُعرف هذا أيضًا باسم التوسيع الاصطدام أو Stark وهو أكثر انتشارًا في الكثافة العالية ودرجات الحرارة المنخفضة (ن & gt 10 15 سم −3 ، تي ه ≤ 4 فولت) بلازما. ينشأ هذا التأثير من تأثير المجال الكهربائي للجسيمات بالقرب من الذرة المشعة. يتم إزاحة تردد الإشعاع بسبب التأثير المربك للمجالات الكهربائية العشوائية ، والتي تسمى انزياح ستارك. إذا كانت معلمات البلازما بحيث يكون تحول ستارك هو آلية التوسيع السائدة ، فيمكن التأكد من قياس كثافة الإلكترون من عرض الخط. في بلازما الانصهار عالية الحرارة ، يكون لتوسيع ستارك تأثير ضئيل عند مقارنته بتوسيع دوبلر.

إن التشخيص الذي يكتسب أهمية ، خاصة في مفاعلات البلازما ذات التردد اللاسلكي (RF) المستخدمة في معالجة المواد ، هو التألق. تعتمد طريقة التشخيص هذه على الاضطراب النشط لسكان الحالة المتحمسين للحصول على معلومات إضافية من خط الإشعاع المنبعث. يحدث التألق الناجم عن الليزر (LIF) عندما يتم تشعيع حجم صغير من البلازما بمصدر كهرومغناطيسي يتم ضبطه على خط طنين من ذرة مكونة للبلازما (الشكل 7). الأنواع الذرية التي يمكن الوصول إليها عن طريق تقنيات التألق بالليزر محدودة بقابلية ضبط الطول الموجي وقوة المصادر المتاحة. تعتبر ذرات المعادن المحايدة ذات أهمية للعديد من أنظمة معالجة البلازما. تمتلك هذه الأنواع العديد من التحولات المسموح بها بين المناطق القريبة من الأشعة فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء القريبة من الطول الموجي. يستخدم ليزر الصبغ النبضي القابل للضبط بشكل عام كمصدر إشعاع لهذه التحقيقات. التألق الناجم عن الليزر هو تقنية حساسة للغاية للحصول على دقة مكانية زمنية وثلاثية الأبعاد لكثافة العدد.

الشكل 7. رسم تخطيطي لتجربة التألق الناجم عن الليزر في مفاعل البلازما RF.

تكتسب أشعة الليزر تحت الحمراء القابلة للضبط أهمية باعتبارها مسابر حساسة للأنواع في معالجة البلازما. المصدر الأكثر استخدامًا للضبط المستمر هو ليزر الصمام الثنائي. تستخدم هذه الليزرات لتحديد عدد من الجزيئات الثابتة والجذور الحرة والأيونات من أطياف امتصاص الليزر. من الممكن الحصول على درجات حرارة انتقالية للذرات من عرض خط الامتصاص وكثافة العدد من قياس المقاطع العرضية لامتصاص الأشعة تحت الحمراء المطلقة. من عيوب هذه الطريقة كتشخيص عام للبلازما أنه من الصعب للغاية ضبط نطاق طيفي واسع. هذا يحد من الأنواع التي يمكن اكتشافها. بالإضافة إلى ذلك ، نظرًا لأن المصادر المستخدمة مستمرة وليست نبضية ، فلا يمكن الحصول على المعلومات المعتمدة على الوقت في النظام الزمني المهم الذي يقل عن 100 نانوثانية.

أخيرًا ، يؤدي وجود مجال مغناطيسي مضمن في البلازما إلى انقسام خطوط الانبعاث. يمكن استنتاج حجم المجال من حجم الانقسام بسبب تأثير زيمان. يمكن ملاحظة الانفصال حتى عن إشعاع الخط الطبيعي ، من حيث المبدأ. يرتبط هذا التشخيص بشكل أساسي بتجارب البلازما المحصورة مغناطيسيًا في التوكاماك والفيزياء الفلكية. تكمن الصعوبة الرئيسية في ضمان سيطرة انقسام الخط على توسيع دوبلر. يمكن استخدام تقنيات التألق بالرنين لتعزيز كثافة الانبعاث المرصودة.


مصدر لتحديد خطوط امتصاص الهيدروجين بالمر - علم الفلك

كواكب المشترى شديدة الحرارة (UHJs) هي كواكب خارجية عملاقة شديدة التعرض للإشعاع مع درجات حرارة عالية جدًا في جانب النهار ، مما يؤدي إلى التفكك الحراري لمعظم الأنواع الجزيئية. من المتوقع أن تكون ذرة الهيدروجين المحايدة واحدة من الأنواع الرئيسية في الغلاف الجوي العلوي من UHJs. تم اكتشاف الهيدروجين المحايد في العديد من UHJs من خلال مراقبة امتصاص خط Balmer. في هذا العمل ، أبلغنا عن أربع عمليات رصد عبور لـ UHJ WASP-33b ، تم إجراؤها باستخدام مطياف CARMENES و HARPS-North ، واكتشاف خطوط Hα و H and و Hγ في طيف الإرسال الكوكبي. يبلغ عمق الامتصاص في طيف الإرسال Hα المشترك للمراحل الأربعة 0.99 ± 0.05٪ ، وهو ما يتوافق مع نصف قطر فعال يبلغ 1.31 ± 0.01 R p. يشير امتصاص Hα القوي إلى أن الخط يستكشف الغلاف الحراري على ارتفاعات عالية. قمنا أيضًا بتركيب خطوط Balmer الثلاثة باستخدام نموذج PAWN ، بافتراض أن الغلاف الجوي هيدروديناميكي وفي توازن ديناميكي حراري محلي. استرجعنا درجة حرارة الغلاف الحراري ١٢٢٠٠-١٠٠٠ + ١٣٠٠ كلفن ومعدل فقدان الكتلة Ṁ = 1011.8 -0.5 +0.6 جم ث -1. يتوافق معدل فقدان الكتلة المرتفع الذي تم استرداده مع سيناريو الهروب من الغلاف الجوي "الذي يحركه Balmer" ، حيث يتم امتصاص إشعاع Balmer النجمي المستمر في الأشعة فوق البنفسجية القريبة بشكل كبير بواسطة ذرات الهيدروجين المثارة في الغلاف الحراري الكوكبي.


العنوان: مرطب الهيدروجين المحول إلى الأحمر ونظام خط الامتصاص القابل للاستقرار في الكوازار المصغر SDSS J112526.12 + 002901.3: تدفق داخلي على نطاق فرسخ؟

من المقبول على نطاق واسع تراكم الوسط بين النجوم على الثقوب السوداء المركزية فائقة الكتلة كمصدر للطاقة العملاقة التي تطلقها نوى المجرة النشطة. ومع ذلك ، فقد تم تأكيد بعض الأدلة القائمة على الملاحظة بشكل مباشر مما يدل على وجود التدفقات الوافدة. يقدم نظام خط الامتصاص في أطياف الكوازار SDSS J112526.12 + 002901.3 مثالًا مثيرًا للاهتمام حيث تم العثور على خطوط امتصاص الهيدروجين التي نادرًا ما يتم اكتشافها وخطوط الامتصاص القابلة للاستقرار وهي منقولة إلى الأحمر إلى إطار راحة الكوازار جنبًا إلى جنب مع خطوط امتصاص المعادن منخفضة التأين Mg ii ، Fe ii ، إلخ. تشير الملاحظات الطيفية SDSS المتكررة إلى سرعة عرضية أصغر من السرعة الشعاعية. وبالتالي فإن حركة وسيط الامتصاص يهيمن عليها إنفال. تقدم خطوط He i * مسبارًا قويًا لقوة التدفق المؤين ، بينما تشير خطوط Balmer إلى بيئة كثيفة. بمساعدة محاكاة التأين الضوئي ، نجد أن وسيط الامتصاص يتعرض للإشعاع بمعامل التأين U ≈ 10، والكثافة n (H) ≈10 سم. وبالتالي فإن وسيط الامتصاص يقع على بعد ∼4 قطعة من المحرك المركزي. وفقًا للتشابه في المسافة والظروف المادية بين وسيط الامتصاص والحلقة ، فإننا نقترح بشدة نظام خط الامتصاص باعتباره أكثر & raquo مرشحًا لتدفق التدفق الداخلي ، والذي ينشأ في السطح الداخلي للحلقة. وقوو أقل


مصدر لتحديد خطوط امتصاص الهيدروجين بالمر - علم الفلك

على الرغم من أن الهيدروجين يحتوي على إلكترون واحد فقط ، إلا أن الإلكترون يمكنه القفز بين العديد من مستويات الطاقة المختلفة. يوضح الجدول أدناه الطول الموجي للضوء الذي سينبعث أو يمتص للانتقال بين مستوى طاقة وآخر. اقرأ الجدول بالقراءة لأسفل من مستوى واحد في الأعلى وإلى اليمين من مستوى واحد على اليسار. على سبيل المثال ، يتطلب الانتقال بين n = 2 و n = 1 أن ينبعث أو يمتص فوتون بطول موجة 1216 و Aringngstroms.

ن = 1 ن = 2 ن = 3 ن = 4 ن = 5
ن = 1 - 1216 و Aring 1026 وأرينج 973 و Aring 950 و Aring
ن = 2 - - 6563 & آرينج 4861 وأرينج 4340 وأرينج
ن = 3 - - - 18756 و Aring 12821 & آرينج

الرسم البياني أدناه هو طريقة أخرى لعرض المعلومات في الجدول. يُظهر الملصق الموجود على المحور ص مستوى الطاقة. تُظهر الأسهم القفزات في مستوى الطاقة لانتقالات الإلكترون المحتملة.

الانتقال الأكثر فائدة لعلماء الفلك هو الانتقال في المنتصف ، حيث تقفز الإلكترونات لأعلى من n = 2 أو إلى الأسفل إلى n = 2. تسمى هذه التحولات سلسلة Balmer ، بعد الفيزيائي الذي درسها لأول مرة. والسبب في كونها مفيدة للغاية هو أن الأطوال الموجية المنبعثة أو الممتصة هي أطوال موجية للضوء المرئي.

كيف ينطبق هذا على الأطياف؟ تذكر الأطياف التي صنفتها في النشاط الأخير. إذا نظرت إلى أحد الأطياف مرة أخرى ، يجب أن تلاحظ واديًا واضحًا عند حوالي 6500 & Aringngstroms - الطول الموجي للانتقال الأول في سلسلة Balmer (ن = 3 إلى ن = 2). يسمي علماء الفلك هذا الانتقال H & alpha (Hydrogen-alpha) ، ويطلقون على توقيعه في طيف النجم خط H & alpha.

السؤال 5. الطيف أدناه هو طيف نجم نموذجي. انقر فوق الارتباط لمشاهدة إدخال نظرة سريعة للنجمة. يوجد أسفل الطيف منظر مكثف للمنطقة حوالي 6560 و Aringngstroms.

طيف النجم النموذجي. انقر على الطيف لرؤية نسخة أكبر.

رأيت في الجدول والرسم البياني أعلاه أن انتقال H & alpha عند 6563 & Aringngstroms. لذلك ، يُظهر العرض المكبر خط H & alpha للطيف. هل يحتوي هذا النجم الذي يظهر طيفه هنا على ضوء أكثر عند الطول الموجي H & alpha ، أو ضوء أقل؟ كيف علمت بذلك؟

السؤال 6. بالنظر إلى إجابتك على السؤال 5 ، هل الخط H & alpha في هذا الطيف هو خط انبعاث أم خط امتصاص؟ كيف علمت بذلك؟

يتم إنتاج خط امتصاص H & alpha عندما يمتص الهيدروجين الضوء ، لذلك يجب أن يكون هناك هيدروجين في النجم. عندما ترى خط امتصاص ، فإن ما يحدث بالفعل هو أن الهيدروجين الموجود في الطبقة الخارجية للنجم يمتص الطاقة القادمة من أعمق في النجم.

لكن الاكتشاف الذي حققته مذهل - لقد ربطت ما ترصده في نجم بعيد بما تلاحظه حول الذرات التي تمت دراستها هنا على الأرض. لقد حددت عنصرًا في نجم ، وهو نفس العنصر المعروف من هنا على الأرض.

السؤال 7. انظر مرة أخرى إلى الطيف من السؤال 4. هل يمكنك العثور على الأسطر المسمى H & beta و H & gamma و H & delta؟ ما هي الانتقالات التي تعتقد أن هذه الخطوط تتوافق معها؟


العلم على عتبة داركم

ما مدى سخونة هذا النجم؟ فكر بتخمين واسع.

حسنًا ... آسف ، لكنني & # 8217m سأوقفك للحظة فقط للتأكد من أننا & # 8217 م جميعًا نستخدم Kelvins. مقياس كلفن يشبه مقياس سلزيوس ، باستثناء الماء يتجمد عند 273 كلفن بدلاً من 0 ℃. 0 ك هو الصفر المطلق، وهي نظرية بحتة وغير موجودة & # 8217t.

الآن هل يمكنك تخمين درجة حرارة هذا النجم & # 8217s؟

سأقدم لك تلميحًا آخر. هذه صورة حقيقية ، لذا فمن المستحيل لهذا النجم أن يكون أي نجم غير شمسنا. ما مدى حرارة شمسنا برأيك؟

حسنًا ... سأخبرك & # 8217. & # 8217s حوالي 5800 كلفن ، والتي - بالنسبة لمن ليسوا على دراية بكلفنز - تبلغ حوالي 5527. كندة مجنونة ، أليس كذلك؟

السؤال التالي. كيف لنا أن نعرف هذا؟ أعني ، ليس الأمر كما لو أننا وضعنا مقياس حرارة في سطح الشمس وقمنا بقياسه بالفعل ، أليس كذلك؟

حق. لكن علماء الفلك لديهم مقياس حرارة خاص بهم في الفضاء الخارجي ، ويتعلق ذلك بالخطوط الطيفية للشمس.

للتلخيص من آخر مشاركة لي ، الخطوط الطيفية هي خطوط تظهر على طيف. يشمل هذا الطيف كل الإشعاع على الطيف الكهرومغناطيسي ، مثل الضوء المرئي.

توضح أطياف الامتصاص جميع الأطوال الموجية للإشعاع المنبعث من جسم ما مثل النجم ، باستثناء الخطوط المظلمة التي تعبر الطيف حيث تشتت ذرات معينة الإشعاع وتمنعه ​​من الوصول إلى علماء الفلك وأدوات # 8217.

من ناحية أخرى ، فإن أطياف الانبعاث مظلمة تمامًا باستثناء عدد قليل من الخطوط الساطعة حيث تصدر الذرات في الغاز الساخن إشعاعات بأطوال موجية محددة.

تصدر الذرات أطوال موجية معينة من الضوء عندما تتصادم مع ذرات أخرى أو تمتص فوتونًا من الضوء ، مما يثير إلكتروناتها ...

وتكتسب هذه الإلكترونات المثارة الطاقة لانتزاع نفسها بعيدًا عن النواة المركزية والقفز صعودًا واحدًا أو أكثر مستويات الطاقة.

أي ذرة واحدة لديها أطنان من مستويات الطاقة. عادةً ما تجلس الإلكترونات بالقرب من النواة بقدر ما يمكن أن تتلاءم معها. ولكن ، بالنظر إلى الكمية المناسبة من الطاقة بالضبط ، يمكنهم ذلك انتقال إلى مستوى طاقة مختلف.

دعونا نلقي نظرة على مستويات الطاقة المختلفة للذرة.

يمكن أن تنتقل الإلكترونات إلى مستوى طاقة أعلى من أي انخفاض مستوى الطاقة. سوف نركز فقط على مستويات الطاقة الثلاثة الأولى.

تعتبر التحولات إلى أي مستوى طاقة من مستوى الطاقة الأول جزءًا مما نسميه سلسلة ليمان. وبالمثل ، تعتبر التحولات من مستوى الطاقة الثاني جزءًا من سلسلة بالمر. والانتقالات من مستوى الطاقة الثالث هي جزء من سلسلة باشن.

يعرف علماء الفلك بالضبط مكان العثور على هذه السلاسل على طيف الامتصاص أو الانبعاث. هنا & # 8217s طيف هيدروجين يظهر خطوطًا من سلسلة ليمان وبالمر وباشن.

هذه ليست خطوط امتصاص ولا خطوط انبعاث فهي توضح فقط مكان ظهور هذه الخطوط إما طيف امتصاص أو انبعاث. فقط بضعة أسطر في سلسلة Balmer مرئية للعين البشرية.

في هذا المنشور ، دع & # 8217s نركز على سلسلة Balmer - تحديدًا للهيدروجين. تحتوي ذرة الهيدروجين على إلكترون واحد فقط ، لذا تفضل أن تكون في مستوى الطاقة الأول.

لكن هذا الإلكترون يجب أن ينتقل إلى مستوى الطاقة الثاني لإنتاج خطوط بالمر.

في النجم ، الطريقة الوحيدة لإلكترون الهيدروجين & # 8217s للوصول إلى مستوى الطاقة الثاني هي عن طريق الاصطدام مع إلكترون آخر & # 8217s واكتساب طاقة كافية بهذه الطريقة. يحدث هذا في جميع النجوم - النجوم بحكم تعريفها ساخنة بدرجة كافية للعديد من التصادمات.

ولكن هنا & # 8217s المصيد. قد تكون كل النجوم ساخنة بدرجة كافية للعديد من التصادمات ، لكن عدد الاصطدامات سيظل مختلفًا من نجمة إلى أخرى. ويعتمد ذلك على درجة الحرارة.

النجم الأكثر برودة يحتوي على ذرات أقل إثارة قليلًا ، ولا تتصادم كثيرًا بنفس القدر. سيكون هناك عدد أقل من ذرات الهيدروجين مع إلكترونهم على مستوى الطاقة الثاني. هذا يعني أن خطوط Balmer ستكون أقل دراماتيكية وأقل كثافة.

النجم الأكثر سخونة هو نفسه - ستكون الاصطدامات أكثر احتمالًا ، لكن الذرات & # 8217 الإلكترون غالبًا ما يتم إجبارها على الوصول إلى مستوى الطاقة الثالث. فازت تلك الإلكترونات & # 8217t بإنتاج خطوط Balmer.

بهذه الطريقة ، يعرف علماء الفلك أن خطوط بالمر ستكون الأقوى في النجوم ذات درجة الحرارة المتوسطة. غالبية الذرات في هذه النجوم تنبعث منها خطوط بالمر.

بالرغم من ذلك ، هناك مشكلة واحدة في هذا الرسم البياني. هل تستطيع ان تراه؟

ألق نظرة على الخط الأسود المنقط - الخط الأفقي. إنه & # 8217s يشير إلى قوة خط محددة لخطوط Balmer. لكنها تتوافق مع نقطتين على الرسم البياني - واحدة عند حوالي 20000 كلفن والأخرى عند حوالي 8000 كلفن.

هذا & # 8217s فرق كبير. ما مدى سخونة هذا النجم؟

من أجل معرفة ذلك ، علينا سحب المزيد من خطوط Balmer - تلك التي تنتجها ذرة مختلفة عن الهيدروجين.

تظهر جميع هذه المنحنيات قوة خطوط Balmer ، لكنها & # 8217re تظهر خطوط Balmer لعناصر مختلفة. ماذا يعني ذلك؟ لقد أظهروا عدد الذرات في هذا النجم التي تحتوي على إلكترونات على مستوى الطاقة الثاني ، بغض النظر عن نوع الذرة.

من السهل الآن معرفة مدى سخونة النجم.

إذا كنت تعلم أن خطوط الهيدروجين بالمر ذات قوة متوسطة ، فيمكنك & # 8217t التأكد من درجة حرارة النجم — حتى تعرف أن خطوط الهيليوم قوية للغاية ، على سبيل المثال. ثم تعرف أن النجم يقترب من 20000 كلفن.

تساعد خطوط أكسيد التيتانيوم أيضًا. لاحظ أن أكسيد التيتانيوم ليس عنصرًا — إنه & # 8217s جزيء. معظم النجوم شديدة الحرارة لدرجة أن الجزيئات تتفكك قبل أن تتواجد لفترة طويلة. فقط النجوم الأكثر برودة يمكن أن يكون لها جزيء مثل أكسيد التيتانيوم.

هناك & # 8217s عيب واحد لكل هذا. يمكننا فقط استخدام خطوط Balmer لمعرفة درجة حرارة سطح النجوم. في الداخل ، النجوم هي ملايين الدرجات - أسخن بكثير من درجة حرارة 20000 كلفن.

لكن أي طاقة منتجة في الداخل لا تتمكن & # 8217t من اختراق الطبقة السطحية. أي طاقة يمكننا رؤيتها يجب أن تكون قد هربت من النجم ووصلت إلى أدواتنا ، لذلك تم إنتاجها على السطح.

هناك العديد من أنواع النجوم المختلفة مرتبة حسب درجة الحرارة واللون. لقد تم تنظيمهم في أنواع طيفية محددة ، وأنا أغطيهم في رسالتي التالية.


الملخص

لقد أبلغنا عن اكتشاف Balmer الهيدروجين غير النجمي وخطوط امتصاص الهيليوم الثابتة المصاحبة لنظام خط امتصاص عابر وعالي السرعة (0.05c) في الأطياف البصرية لحدث اضطراب المد والجزر (TDE) AT2018zr (z = 0.071). في أطياف الأشعة فوق البنفسجية تلسكوب هابل الفضائي ، يوجد أيضًا امتصاص لخطوط التأين العالية والمنخفضة بهذه السرعة ، مما يجعل AT2018zr يشبه BALQSO منخفض التأين. نستنتج أن ميزات الامتصاص العابر هذه من المرجح أن تنشأ في التدفقات الخارجة السريعة التي تنتجها TDE بدلاً من امتصاصها بواسطة الحطام غير المنضم. وفقًا لصورة التدفق الخارجي ، نحن قادرون على إعادة إنتاج انبعاث Hα المسطح في وسط يتمدد كرويًا دون التذرع بالوصفة النموذجية للقرص الإهليلجي. نُبلغ أيضًا عن مظهر ضيق (

1000 كم ^ (- 1)) انبعاث N III λ4640 و He II λ4686 و Hα و Hβ في الأطياف البصرية المتأخرة لـ AT2018zr ، والتي قد تكون نتيجة لتصلب الأشعة فوق البنفسجية في أوقات متأخرة ، كما لاحظ Swift. بما في ذلك AT2018zr ، نجد معدل ارتباط مرتفع (ثلاثة من أربعة) من BALs في أطياف الأشعة فوق البنفسجية لـ TDE. يشير هذا إلى أن التدفقات الخارجة قد تكون موجودة في كل مكان بين TDEs وأقل حساسية لتأثيرات زاوية الرؤية مقارنة بتدفقات QSO الخارجة.


سلسلة Balmer

سلسلة Balmer أو خطوط Balmer في الفيزياء الذرية ، هي تسمية واحدة من مجموعة من ست سلاسل مختلفة مسماة تصف انبعاثات الخط الطيفي لذرة الهيدروجين. تم حساب سلسلة Balmer باستخدام معادلة Balmer ، وهي معادلة تجريبية اكتشفها Johann Balmer في عام 1885.

يعرض الطيف المرئي للضوء من الهيدروجين أربعة أطوال موجية ، 410 نانومتر ، 434 نانومتر ، 486 نانومتر ، و 656 نانومتر ، والتي تتوافق مع انبعاثات الفوتونات بواسطة الإلكترونات في الحالات المثارة التي تنتقل إلى المستوى الكمي الموصوف بواسطة رقم الكم الرئيسي ن يساوي 2. [1] هناك أيضًا عدد من خطوط Balmer فوق البنفسجية ذات أطوال موجية أقصر من 400 نانومتر.

خطوط طيف انبعاث الهيدروجين المرئية في سلسلة Balmer. H-alpha هو الخط الأحمر على اليمين. يعتبر الخطان الموجودان في أقصى اليسار من الأشعة فوق البنفسجية لأن أطوالهما الموجية تقل عن 400 نانومتر.

تتميز سلسلة Balmer بانتقال الإلكترون من ن ≥ 3 إلى ن = 2 أين ن يشير إلى عدد الكم الشعاعي أو عدد الكم الأساسي للإلكترون. تتم تسمية الانتقالات بالتسلسل بالحرف اليوناني: ن = 3 إلى ن = 2 تسمى H-α ، 4 إلى 2 هي H-β ، 5 إلى 2 هي H-، و 6 إلى 2 هي H-δ. نظرًا لأن الخطوط الطيفية الأولى المرتبطة بهذه السلسلة تقع في الجزء المرئي من الطيف الكهرومغناطيسي ، يشار إلى هذه الخطوط تاريخيًا باسم & # 8220H-alpha & # 8221 ، & # 8220H-beta & # 8221 ، & # 8220H-gamma & # 8221 و وهكذا ، حيث H هو عنصر الهيدروجين.

على الرغم من أن الفيزيائيين كانوا على دراية بالانبعاثات الذرية قبل عام 1885 ، إلا أنهم كانوا يفتقرون إلى أداة للتنبؤ بدقة بمكان ظهور الخطوط الطيفية. تتنبأ معادلة بالمر بخطوط امتصاص / انبعاث الهيدروجين الأربعة بدقة عالية. ألهمت معادلة Balmer & # 8217s معادلة Rydberg كتعميم لها ، وهذا بدوره أدى بالفيزيائيين إلى العثور على سلسلة Lyman و Paschen و Brackett التي تنبأت بخطوط امتصاص / انبعاث أخرى للهيدروجين الموجودة خارج الطيف المرئي.

الخط الطيفي الأحمر المألوف لـ H-alpha لغاز الهيدروجين ، وهو الانتقال من الغلاف ن = 3 لقذيفة سلسلة Balmer ن = 2 ، أحد الألوان البارزة للكون. إنه يساهم بخط أحمر ساطع في أطياف الانبعاث أو سديم التأين ، مثل سديم أوريون ، والتي غالبًا ما تكون مناطق H II موجودة في مناطق تشكل النجوم. في الصور ذات الألوان الحقيقية ، يكون لهذه السديم لون وردي واضح من مجموعة خطوط Balmer المرئية التي ينبعث منها الهيدروجين.

في نموذج Rutherford Bohr المبسط لذرة الهيدروجين ، تنتج خطوط Balmer من قفزة إلكترونية بين مستوى الطاقة الثاني الأقرب إلى النواة ، وتلك المستويات أبعد. يظهر هنا انبعاث فوتون. ينتج الانتقال الموضح هنا H-alpha ، السطر الأول من سلسلة Balmer. بالنسبة للهيدروجين (Z = 1) ينتج عن هذا الانتقال فوتون بطول موجة 656 نانومتر (أحمر).

في وقت لاحق ، تم اكتشاف أنه عندما يتم فحص الخطوط الطيفية لطيف الهيدروجين بدقة عالية جدًا ، يتم العثور عليها على أنها أزواج متقاربة. يسمى هذا الانقسام البنية الدقيقة. كما وجد أن الإلكترونات المثارة يمكن أن تقفز إلى سلسلة Balmer ن= 2 من المدارات حيث ن كان أكبر من 6 ، ينبعث منه ظلال من البنفسجي عند القيام بذلك.

تعتبر سلسلة Balmer مفيدة بشكل خاص في علم الفلك لأن خطوط Balmer تظهر في العديد من الأجسام النجمية بسبب وفرة الهيدروجين في الكون ، وبالتالي تُرى بشكل شائع وقوية نسبيًا مقارنة بخطوط العناصر الأخرى.

يعتمد التصنيف الطيفي للنجوم ، والذي هو أساسًا تحديد درجة حرارة السطح ، على القوة النسبية للخطوط الطيفية ، وسلسلة Balmer على وجه الخصوص مهمة جدًا. يمكن تحديد الخصائص الأخرى للنجم من خلال التحليل الدقيق لطيفه بما في ذلك الجاذبية السطحية (المرتبطة بالحجم المادي) والتركيب.

نظرًا لأن خطوط Balmer تُرى بشكل شائع في أطياف الكائنات المختلفة ، فغالبًا ما تُستخدم لتحديد السرعات الشعاعية بسبب إزاحة دوبلر لخطوط Balmer. هذا له استخدامات مهمة في جميع أنحاء علم الفلك ، من اكتشاف النجوم الثنائية ، والكواكب الخارجية ، والأجسام المدمجة مثل النجوم النيوترونية والثقوب السوداء (عن طريق حركة أقراص عدم تراكم الهيدروجين حولها) ، وتحديد مجموعات من الأجسام ذات الحركات المماثلة والأصل المفترض (المجموعات المتحركة ، عناقيد النجوم ، عناقيد المجرات ، والحطام الناتج عن الاصطدامات) ، وتحديد المسافات (في الواقع الانزياحات الحمراء) للمجرات أو الكوازارات ، وتحديد الأجسام غير المألوفة من خلال تحليل طيفها.

يمكن أن تظهر خطوط Balmer كخطوط امتصاص أو انبعاث في طيف ، اعتمادًا على طبيعة الكائن المرصود. في النجوم ، تُرى خطوط Balmer عادةً في الامتصاص ، وهي & # 8220 Strongest & # 8221 في النجوم مع درجة حرارة سطح تبلغ حوالي 10000 كلفن (النوع الطيفي A). في أطياف معظم المجرات الحلزونية وغير المنتظمة ، ومجموعات النوى المجرية النشطة ، ومناطق H II والسدم الكوكبية ، فإن خطوط Balmer هي خطوط انبعاث.

في الأطياف النجمية ، غالبًا ما يتم خلط خط H-epsilon (الانتقال 7-2) مع خط امتصاص آخر ناتج عن الكالسيوم المتأين المعروف من قبل علماء الفلك بـ & # 8220H & # 8221 (التسمية الأصلية التي قدمها Fraunhofer). وهذا يعني أن الطول الموجي H-epsilon & # 8217s قريب جدًا من CaH عند 396.847 نانومتر ، ولا يمكن حله في أطياف الدقة المنخفضة. يتم أيضًا خلط خط H-zeta (الانتقال 8-2) مع خط هيليوم محايد يُرى في النجوم الساخنة.


الفصل الخامس: نمذجة الأجواء النجمية

6.1 التوسيع الطبيعي والحراري: ملفات تعريف Voigt
- المقاطع العرضية ، وكفاءة الامتصاص ، والعمق البصري
- المساهمة في توسيع وظائف إعادة التوزيع والتفاف
- المظهر الجانبي "الطبيعي" ، الحراري ، الاضطراب ، الضغط ، الدوران
- اشتقاق ملف الامتصاص الطبيعي ، اللورنزي
- الثوابت الذرية: الطول الموجي المركزي ، قوة المذبذب ، ثوابت التخميد
- وظيفة إعادة التوزيع الحراري ، عرض دوبلر ، بارامترات ب
- ملف Voigt ، إعادة النظر في منحنى النمو
- تأثير إعادة توزيع الاضطرابات الدقيقة على منحنى النمو

6.2 توسيع الضغط والتناوب وقوى الأمن الداخلي
- إدخال تأثيرات الضغط وتوسيع الضغط
- نظرة عامة على ستارك الخطي ، الرنين ، ستارك التربيعي ، فان دير فال
- أمثلة على توسيع الضغط في الخطوط النجمية
- اشتقاق الكبح الاصطدام / الضغط: نظرية التأثير
- وظيفة إعادة توزيع الضغط وتوسيع نطاق الضغط ودرجة الحرارة
- تقريب Weisskppf (Ala Mihalas)
- stark splitting in Balmer hydrogen lines
- the total absorption cross section, convolution of redistributions funcs
- modeling absorption lines, chi-square method to obtain parameters
- rotational broadening in fast rotating stars
- derivation of rotational redistribution function
- examples rotational redistribution functions
- the instrumental spread function, the final measured line profile


شاهد الفيديو: طيف ذرة الهيدروجين وعلاقة بالمر (أغسطس 2022).