Спектры звезд

Задача 10.7. Сигналы внеземных цивилизаций сначала интересовали только фантастов, придумавших десятки видов сигнализации от астрального тока до гравитационных волн. В 50-е годы поисками космических сигна.10в занялась наука. Гигантские антенны радиотелескопов упорно прослушивали небо. Астрофизики терпеливо изучали спектры звезд — нет ли оптических сигналов .. Парадокс сигналы должны быть, ибо нет [c.185]

Спектр звезд зависит не только от химического состава, но и от их температуры. Различие температур вызывает разнообразное состояние атомов химических элементов в атмосфере звезды. Последнее обстоятельство определяет главным образом большие разновидности спектров звезд. Поясним это положение несколькими примерами. Звезды класса М имеют температуру, поверхности около 3000° это самые холодные звезды плоской составляющей Галактики. При такой температуре могут существовать некоторые химические соединения, такие, как окись титана, которые образуют в спектре широкие полосы поглощения. Звезды классов К и G имеют температуру поверхности 4000—6000°. В спектрах этих звезд преобладают линии атомов металлов. В звездах класса F температура поверхности равна около 7500°, вследствие чего возможна ионизация атомов металлов. Поэтому в спектрах звезд этого [c.48]

Спектры звезд согласно исторически сложившейся классификации делятся на 10 классов, обозначаемых латинскими буквами в следующем порядке [c.979]

Принадлежность звезды к данному спектральному классу определяется видом линейчатого спектра звезды. Температура убывает от класса О к классу М. Каждый спектральный класс делится на 10 подклассов, обозначаемых арабскими цифрами от О до 9, которые ставятся после буквы, например, РО, М5. Иногда дают еще более дробную классификацию (О 7,3 или К 0,2). Спектральный класс связан с цветом звезды [c.979]

Астроспектрографы. Особую группу дифракционных спектрографов составляют астроспектрографы. В качестве примера рассмотрим прибор АСП-14, предназначенный для детального исследования спектров звезд при большой и средней дисперсии. [c.154]

В определенных условиях, если, например, через гелий под давлением 1/4—1 мм рт ст пропустить искру от больших лейденских банок, он испускает линии, которые не принадлежат ни к одной из рассмотренных серий. Аналогичные линии были также найдены в спектрах звезд.. Такой спектр, получающийся в разрядной трубке только за счет искры, называют искровым спектром гелия, в отличие от обычного дугового спектра. Линии искрового спектра точно отвечают тем линиям, появления которых следует ожидать как на основании теории Вора, так и в соответствии о принципами волновой механики для однократно ионизированных атомов гелия, если предположить что они отличаются от атомов водорода только тем, что ядро атома гелия имеет вдвое больший положительный заряд по сравнению с ядром атома водорода. Линии искрового спектра гелия описываются уравнением (13а) на стр. 110, если принять 2=2 и М=А (атомный вес гелия). В полном согласии с теорией для константы Ридберга в случае гелия получается несколько большее значение, чем в случае водорода, а именно по спектроскопическим измерениям [c.134]

Спектроскопия инфракрасная 283 Спектры звезд 737 [c.540]

В спектрах звезд можно обнаружить линии, свидетельствующие о наличии там лишь простейших соединений типа СЫ, Сг, Т10 и т. п. При еще более высокой температуре и эти молекулы исчезают — остаются лишь ионизированные атомы водорода, гелия, кальция, натрия и др. [c.199]

Великий интерес и обширность астрофизических определений, касающихся солнца, комет, звезд, туманностей и т. п., делает ату новую область естествознания весьма важною.. . [396]. . . Большинство звезд дают ясный спектр водорода, в звездных туманностях виден, кроме того, обыкновенный спектр азота. Из сведений о спектрах звезд Локьер выводит их систему, показывая, что одни из звезд находятся в периоде повышающейся температуры (образования или сложения), другие — охлаждения. Вообще же в астрофизических наблюдениях спектров небесных светил виден один из интереснейших предметов новейшего естествознания. [c.391]

Азот вслед за водородом, гелием и кислородом является четвертым по распространенности элементом Солнечной системы. Азот обнаружен в спектрах звезд, в том числе в фотосфере Солнца, в метеоритах, кометах, солнечном ветре и в межзвездных облаках газа. Молекулярный азот наблюдается в атмосферах Венеры и Марса, а аммиак характерен для Юпитера и Сатурна. Во всех космических объектах азот встречается только в восстановленном состоянии. [c.7]

Так впервые были получены сведения о составе Солнца. Впоследствии исследовались также спектры звезд и туманностей. Не менее триумфальными были наблюдения спектров земных объектов. [c.13]

Возникновение этого разряда вызывается действием быстропеременного электромагнитного поля на свободные электроны в газе, которые под влиянием этого поля приобретают поступательное движение. Ионизация газа осуществляется в нем в основном за счет соударений свободных электронов или метастабильных атомов с молекулами газа. В этом разряде можно легко достигнуть большой степени диссоциации водорода и таких концентраций возбужденных атомов Н , которые обычно встречаются лишь в спектрах звезд р]. [c.142]

В спектрах планетарных туманностей и звезд класса О наблюдаются только линии испускания гелия. В спектрах звезд классов О—В линии испускания гелия все более и более вытесняются линиями поглощения. Гелиевые линии наблюдаются также и в спектрах звезд класса Б8. Начиная с подкласса АО и далее линии гелия целиком отсутствуют. [c.16]

Я приведу здесь Гарвардскую таблицу (табл. 2) различных по спектрам звезд, дающую нам достаточное представление о сложности этого явления. [c.18]

Причина, по которой исключительно яркие линии излучения сравнительно редки в звездных спектрах, заключается в том, что граница непрозрачной фотосферы является внешней границей звезды. Следующая за фотосферой атмосфера, даже если она весьма протяженна, обычно либо очень разрежена, либо очень охлаждена и поэтому не может дать значительного излучения. Относительно небольшой объем газа в том случае, когда это излучение достаточно интенсивно, может, конечно, добавлять наблюдаемые яркие линии в звездные спектры эта возможность заслуживает внимания, особенно при изучении ярких линий водорода и других элементов в спектрах звезд позднего типа. [c.20]

В спектрах звезд и планет обнаружены многочисленные соединения водорода. Линии гидроксильного радикала ОН заметны в спектре поглощения Солнца, в спектре излучения ночного неба и голов комет. Более подробно об этом рассказано в разделе, посвященном кислороду. [c.25]

Несколько темных линий нейтрального гелия были хорошо известны в звездных спектрах до того, как сам элемент выделен в 1895 г. в лаборатории. Поскольку они были обнаружены в спектрах некоторых горячих голубых звезд в созвездии Ориона, их часто называли орионовыми линиями , хотя последний термин употребляют иногда и для линий других элементов, систематически появляющихся в спектрах звезд вместе с линиями гелия АС1). [c.27]

А (уровень 25>5). В многочисленных звездных спектрах одна или несколько из этих линий необыкновенно резки и сильны это указывает на то, что они возникают в областях с особенно малой плотностью. Вилсон обнаружил замечательный пример этого явления в спектрах звезд в туманности Ориона (N54). Он установил также, что в некоторых спектрах звезд Вольф—Райе сдвинутая линия [c.27]

Темные, линии гелия никогда не наблюдались в спектрах звезд спектрального типа, более позднего, чем А, за исключением Солнца. Желтая ли- [c.28]

Линии около 4770 А в голубой части с уровня Зб- Р° на Солнце очень слабы они несколько сильнее у звезд типа F, особенно тех из них, которые имеют высокую светимость, например у а Киля и а Персея (А44, 46). В спектрах звезд этих типов разрешенные инфракрасные линии, вероятно, сильны. [c.34]

Дублет около 4267 А систематически обнаруживается в излучении в спектрах звезд Вольф— Райе и газовых туманностей (А78, 81)-, обычно он виден также в аномальных звездах типа Ве. [c.35]

N68) нашли, что линия X 5696 А является сильнейшей яркой линией в спектре звезды HD 192639 (типа 07f). [c.35]

Цвет звезд определяется характером их спектров, оэтому спектральный анализ играет огромную роль ри изучении звезд. Спектры звезд характерны тем, то у них на непрерывный фон наложены многочислен-ые темные и светлые линии, причем комбинации этих иний никогда не бывают одинаковыми для двух звезд. i e спектры известных нам звезд могут быть располо-кены в непрерывной последовательности. Это указы- ает на единство звезд, а также, как мы увидим дальше, ja последовательность их эволюции, которая сопровож-1ается постепенным изменением их спектров. Все звездные спектры разбиты на десять классов, их последовательность выражается следующим образом [c.48]

На основе анализа спектров звезд исследован их химический состав. Как правило, они состоят из водородной и гелиевой плазмы (т. е. йонизированного газа). Остальные элементы присутствуют как бы в виде примесей. [c.12]

SI 2. Клеман [2433] при исследовании спектра, возбуждаемого в печи Кинга, заполненной кремнием, обнаружил в области 4600—6700 А сложный полосатый спектр, который оказался идентичным с зелено-голубыми полосами, наблюдавшимися ранее в спектрах звезд [c.673]

На солнце и звездах возможен термоядерный синтез технеция. Спектральные линии технеция были в 1951 г. обнарулсены в спектре Солнца, а в 1952—1953 годах — в спектрах звезд. [c.268]

Существуют два хороших примера квадрупольных мультиплетов в спектре Ре II, найденных Мериллом 1) в спектре звезды "Ц Киля. Это —> ЗсШзЮ и [c.248]

Если бы поглощающею средою была материя всего небесного пространства, то спектры звезд были бы одинаковыми со спектрами солнца, а Гюггенс, Локьер и др. показали, что только для немногих звезд это сходство существует большинство же дает спектры иного характера, чем солнце, с темными и светлыми линиями и полосами — в разных классах звезд различными, что разбирается в той части астрономии, которая называется астрофизикою. [c.348]

Химический состав зве-здных атмосфер практически одинаков и подобен составу солнечной атмосферы. Однако спектры звезд изменяются с изменением температуры. Так, в спектрах самых горячих звезд (классы О и В , томп-ра 25000° и значительно выше) наблюдаются линии ионизованных гелия и кислорода, а т 1Кже слабые линии водорода появляются линии ионизованного азота. В спектрах менее горячих звезд (класс А>>, темп-ра 11000°) наблюдаются исключительно интенсивные и широкие линии водорода, появляются слабые линии ионизованного кальция и др. металлов. В спектрах звезд подобных или близких Солнцу (классы F и G , темп-ра 6000—7500°) видны полноразвитые многочисленные линии металлов. Наконец, в спектрах холодных звезд (классы К и М , темп-ра 3600—4500°) очень сильны линии кальция, появляются молекулярны,е полосы, в том числе окиси титана, а также N, СН и ОН. В недрах звезд, так же как и Солнца, происходят реакции преобразования водорода в гелий с освобождением термоядерной энергии. [c.369]

Высокое разрешение необходимо при анализе спектров, богатых линиями (сплавы на основе железа, редкоземельные элементы). Особенно высокая дисперсия и разрешающая способность необходимы при изучении тонкой структуры спектральных линий, измерении их контуров, исследовании допплеровского смещения линий в спектрах звезд и т. п. При исследовании спектров слабых свечений (комбинационное рассеяние света, люминесценция) необходима большая светосила (1 5) — (1 2). Сверхсветосильные спектрографы (с относительным отверстием 1 1,5 и выше) применяются при исследовании спектров ночного неба, а в астрофизике — при изучении спектров слабых звезд и туманностей. Наоборот, светосила может быть совсем низкой (1 40 и менее) при изучении спектров таких ярких источников излучения, как Солнце. [c.70]

Подтверждение сложности атома ученые видели при изучении физических свойств элементов — оптических, электрических, магнитных свойств вещества. Так, например, основным результатом спектральных исследований явилась констатация гомологии спектров сходных элементов (Дж. Чиампчиан, Г. Гартли и др.). На этом основании был сделан вывод, что сходные элементы состоят качественно из одинаковой материи . Еще более определенные выводы делались на основе астрофизических исследований (Н. Локьер, У. Крукс). Так, известный английский ученый Н. Локьер в 1873 г. в статье О спектрах звезд и о природе элементов утверждал, что элементы являются особыми полимерными состояниями водорода. Ход его рассуждений таков чем выше температура звезды, тем проще ее спектр. С понижением температуры из атомов водорода образуются металлические элементы сначала с наименьшими атомными массами, затем тяжелые, после чего появляются неметаллы и соединения последних с металлами. [c.56]

Для энергии диссоциации АЮ приводились самые различные величины. Изучение преддиссоциации в спектрах приводит обычно к очень низким значениям. Так, Герцберг (1949а) на основании преддиссоциации в 5 2-со-стоянии АЮ считает, что Z)O(AIO) около 3.75 эв, а Розен (Rosen, 1951) из преддиссоциации в Z S-состоянии полагает, что Z>o (A10) должна быть меньше 0.93 эв. Последняя величина не может быть правильна, так как спектральные исследования показали, что в спектрах звезд присутствуют наряду с такими устойчивыми молекулами, как TiO, ZrO, ВО, и АЮ. [c.192]

Темные водородные линии бальмеровской серии имеются в спектрах почти всех звезд, за исключением небольшого числа очень горячих и небольшого числа очень холодных. Они преобладают в спектрах звезд ранних типов, иногда являясь единственными линиями, которые можно обнаружить на обычных спектрограммах. Благодаря особому значению линий его спектра, а также и по другим причинам, водороду было уделено значительно больше внимания, чем любому другому элементу, как с точки зрения наблюдений, так и теории. Наиболее интенсивные бальмеровские линии поглощения обнаружены в звездах от типа АО до А2 с температурой возбуждения в атмосфере около 10 000° К. В атмосферах очень горячих звезд, где Г > 25 000°, водород, потенциал ионизации которого равен 13,5 эв, почти полностью ионизован и его линии чрезвычайно слабы. В атмосфере самых холодных звезд, где Г < 3000°, все водородные атомы обычно находятся в основном состоянии и могут поглощать лишь в лайманов-ской серии, расположенной в далеком ультрафиолете. Темные водородные линии весьма разнооб- [c.18]

При больших квантовых числах линии бальмеровской серии начинают располагаться теснее и сливаются в сплошной спектр ), который простирается несколько дальше теоретической границы серии. Квантовая теория дает объяснение тому факту, что граница серии не имеет никаких видимых особенностей. Сплошное водородное поглощение около границы бальмеровской серии может служить характерным признаком ультрафиолетового спектра звезд типа А его интенсивность имеет обратную корреляцию с абсолютной величиной. Численное значение интенсивности может быть получено сравнением наблюдаемой интенсивности в начале серии с интенсивностью, экстраполированной (на основе опытных данных или по закону излучения абсолютно черного тела) от точек с большей длиной волны, которые не подверглись поглощению (15,8 Р130, 213, 1124). Водородный континуум имеется в излучении планетарных туманностей и в некоторых звездах типа В с сильными линиями излучения в спектрах. [c.19]

Во многих Ве-спектрах яркая линия Н имеет значительную интенсивность в форме линии наблюдается большое разнообразие, и во многих спектрах звезд есть интересные особенности. Структура этих линий заслуживает более тщательного фотометрического исследования, тем то, которое сделано до сих пор. Бальмеровский декремент (прогрессивное уменьшение интенсивности при [c.21]

Молекулы, содержаи1ие атом углерода, играют все возрастающую роль в спектрах звезд по мере продвижения к холодному концу в последовательности наблюдаемых звездных температур. В спектрах желтых звезд с промежуточными температурами (классов F, G и К) полосы поглощения, обязанные циану N и углеводороду СН, проявляются с умеренной интенсивностью. Среди [c.35]

Справочник химика 21

Химия и химическая технология