Наличие спектральных линий в спектре Солнца позволяет определить его химический состав. Проще всего определяется качественный состав на основании совпадения длин волн солнечных линий с длинами волн разных химических элементов, определенными в лаборатории. Правда, эта задача не всегда проста, так как в справочнике лабораторных длин волн в ближайших окрестностях длины волны исследуемой солнечной спектральной линии может оказаться несколько линий химических элементов. Например, в окрестностях солнечной линии справочник дает линии: Выбор из этих пяти линий делается в пользу четвертой, так как в спектре железа эта линия должна быть сильной, а на Солнце наблюдается много других линий железа, которые теоретически должны быть слабее этой. Отождествление наблюдаемой линии с линией отвергается, так как на Солнце не наблюдаются другие линии теоретически более сильные. Отождествление с линией CIII также отпадает, так как в солнечной атмосфере не может быть много дважды ионизованных атомов углерода у них слишком высок потенциал ионизации — 24,3 эВ. По той же причине отпадает отождествление с Arll и остается только Lall ,44, так как в солнечном спектре отождествлено около линий Lall, но они слабы, и эта может присутствовать лишь в виде слабой линии внутри сильной линии железа. Рассмотренная бленда легко расшифровывается; к сожалению, так бывает не всегда. Можно ли отсюда сделать вывод, что остальные 20 элементов, встречающихся в природе, на Солнце отсутствуют? Нет, такой вывод совершенно неправилен. В действительности относительно спектров некоторых элементов лабораторные сведения не полны, а наблюдения слабых линий в спектре Солнца не вполне надежны. У некоторых элементов, даже довольно распространенных в природе, например , наиболее сильные линии резонансные; см. Очень хороший пример тому дает второй по распространенности в природе элемент — гелий, который во фраунгоферовом спектре Солнца вовсе отсутствует или дает предельно слабые линии. Для его возбуждения на ближайший уровень после основного нужна энергия до 20 эВ. Такой энергией обладают всреднем частицы газа при температуре около К. Конечно, найдутся частицы, равно как и кванты света, с такой энергией и при температуре 6—8 тыс. Кельвинов, но они будут крайне немногочисленны. Таким образом линии гелия, образующиеся при переходе с наиболее вероятного основного уровня на ближайшие возбужденные, приходятся на длины волн , и А, т. Переходы же между отдельными возбужденными уровнями атома гелия, хотя и соответствуют видимой области спектра, как, например, но не приводят к образованию заметной линии поглощения потому, что участвующие в этом процессе атомы слишком малочисленны. Так оной случилось с гелием: Линии излучения легче обнаруживаются. Впрочем, нельзя отрицать и важной роли того фактора, что в верхней атмосфере Солнца имеется явно избыточное возбуждение многих атомов, в том числе и гелия. СОЛНЦЕ ВНЕШНИЙ ВИД СОЛНЦА. АКТИВНЫЕ ОБЛАСТИ НА СОЛНЦЕ. ИХ МАССЫ КРАСНОЕ СМЕЩЕНИЕ В СПЕКТРАХ ГАЛАКТИК ЗАКОН ХАББЛА. ПЛАНЕТЫ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ МЕРКУРИЙ ВЕНЕРА.
Нужно ли обрезать яблоню весной
Химический состав солнца
Философия менеджмента г эмерсона значение его идей
Атмосфера и химический состав солнца
4 формы политического участия граждан
Химический состав Солнца
Как ухаживать за декоративной пальмой
Состав Солнца
Установить операционную систему windows 10
Химический состав солнца
Образец дефектной ведомости дорог
Состав Солнца
Иж юпитер 4 технические характеристики
Химический состав солнца
Разработка и согласование технических условий
Состав Солнца
Оформление писем деловой переписки
Химический состав Солнца
Вещи для кукол барби