Спектр переменных

Отсутствие в спектре какой-либо характеристической полосы доказывает отсутствие соответствующей группировки только при условии, что данная полоса всегда имеет высокую интенсивность. Заключения об отсутствии групп, имеющих в ИК-спектре переменное или слабое поглощение (С=С, 5—5, С=С, С=Ы), надо делать с осторожностью и лишь после второй съемки нужного участка с увеличенной толщиной слоя вещества. Весьма желательной в таких случаях является съемка спектров комбинационного рассеяния, так как неактивные в ИК-спектрах колебания обычно активны в спектрах КР (см. гл. 11). [c.82]

Райхбаум Я. Д. О фотометрии спектров переменной яркости и спектральных линий малой интенсивности Изв. АН СССР. Серия физ., 1945, 9, № 6, с. 765—768. Резюме на англ. яз. 1248 [c.55]

Здесь к = ь 2> з ) X = ж1,Ж2,жз , каждое ка (а = 1,2,3) кратно некоторому основному волновому числу по пространственной координате ж , а 1 к < К означает -К < ка < и таким образом задаются конечные границы спектра переменных v(x, ) и (x, ). Поскольку эти поля действительны, [c.60]

Общая схема спектральных измерений. Если в качестве спектрального прибора используется монохроматор, то распределение энергии f x) можно установить путем развертки во времени диспергированного излучения этот процесс называется сканированием спектра. Скорость сканирования определяется скоростью движения непрерывной последовательности квазимонохроматических изображений входной щели в плоскости выходной. При таком исследовании спектра переменную л в выражении (11.3) можно отождествить с частотой v при сканировании спектра V будет функцией времени v = v t). [c.218]

Уже первая фотография спектра долгопериодической звезды, полученная в Гарвардской обсерватории 1885 г. с объективной призмой, обнаружила присутствие ярких водородных линий. Этой звездой была о Кита (типа Мбе). Теперь известно, что яркие водородные линии систематически обнаруживаются в спектрах долгопериодических переменных классов М и 5 в периоды их максимального блеска. Эти линии присутствуют также в спектрах переменных типов К и N. но условия для их наблюдения значительно хуже. [c.22]

На стащюнарном электроде постояннотоковые составляющие изменяются еще медленнее. Поэтому частотный спектр переменного сигнала расположен в области значительно более высоких частот, чем спектр постояннотоковых составляющих. В такой ситуации достаточно просто реализуется частотная фильтрация (селекция) переменной составляющей сигнала - с помощью частотноизбирательного синхронного демодулятора, формирующего постоянное напряжение, пропорциональное амплитуде переменного сигнала. Это напряжение образуется за счет выпрямления сигнала и его последующего усреднения за достаточно большое число периодов, при которых напряжение Е остается постоянным (при ступенчатой развертке) или изменяется несущественно (при линейной развертке). [c.360]

Рис. 4-12. Влияние на ИК-спектры переменных параметров прибора а — полосы поглощения при 861 и 903 см при разной ширине спектральной щели (указана на спектрах) б — спектр, записанный при разных скоростях развертки эффективное время полной развертки 8 мин (Л), 11 мин (Б), 16 мин (В), 3 ч (Г) (Plenum Press [22]).

В спектре переменной 5 Цефея изменяющиеся интенсивности 11 линий Мп I были измерены Кри-гером (Р97). У большого числа линий Мп I в солнечном спектре Абтом была обнаружена сверхтонкая структура (Р302). В спектре сверхгиганта а Ориона, типа М, интересная асимметрия линий [c.75]

Многочисленные яркие линии ГеП систематически наблюдаются в спектрах переменных звезд типа Т Тельца (Р190). Они особенно интенсивны у 1 и Волка и 112 Тельца. [c.78]

А может присутствовать в спектрах переменных звезд типа Ме Р351). [c.80]

Четыре слабые линии излучения N11 были отмечены в спектрах переменных звезд типа Т Тельца (Р190). Около десяти линий появляются в спектрах долгопериодической переменной звезды R Андромеды (Р208) и X Лебедя около максимума блеска и сохраняются некоторое время даже при уменьшении последнего их поведение напоминает [c.82]

Последняя линия Ьа I — X 6249,92 А — очень слабо проявляется в спектрах солнечных пятен. Единственным другим наблюдением линий Ьа I в астрономических спектрах является, по-видимому, наблюдение Сэнфорда в спектрах переменных звезд типа N вблизи минимума блеска (N108). Сильнейшими линиями, наблюдавшимися им, были линии [c.98]

Справочник химика 21

Химия и химическая технология