|
Nurlanish qonunlari Astrofizik obyektlar nurlanishining spektral tahlili
|
| bet | 2/2 | | Sana | 29.01.2024 | | Hajmi | 124,92 Kb. | | #148156 |
Bog'liq Nurlanish qonunlari DwiVC3IqVGpqI9t7h9n8PFLPLdAJmpbCTU2xgmfd, samastayatelniy yangi 23, НИШОНОВА МАХБУБА ХАМИРЖОН КИЗИ, Gravitatsiya usulda boyitish haqida umumiy ma’lumotlar, Metallurgik pechlarda qo\'llaniladigan o\'tga bardosh materiallar4.7-Rasm. Absolyut qora jism nurlanishining 12,000 K, 9000 K va 6000 K tepmeraturalardagi intensivliklari taqsimotlari.
|
4.7-rasmdan ko‘rishimiz mumkinki, maksimal intensivlikning to‘lqin uzunligi umumiy intensivlikning ko‘payishi bilan kichiklashar ekan (egri chiziq ostidagi yuzaga teng). Plank funksiyasini ga nisbatan differensiallash va hosilaning nol qiymatini aniqlash orqali maksimal intensivlikga mos keladigan to‘lqin uzunligini topishimiz mumkin. Natijada Vinning siljish qonuniga kelamiz:
bu erda Vinning siljish doimiysi teng:
Biz huddi shu protsedurani funksiyasining maksimumini topish uchun qo‘llashimiz mumkin. Ammo bu yo‘l bilan topilgan chastotasi (4.24) beraligan chastotasidan farq qiladi. Buning sababi shundan iborat-ki, intensivliklar chastota birligi yoki to‘lqin uzunligi birligida berilgan, shu bilan birga chastota va to‘lqin uzunliklari orasidagi bog‘lanish nochiziqlidir.
To‘lqin uzunlik maksimumga yaqin yoki dan ancha katta bo‘lganda Plank funksiyasi soddaroq ifodalar yordamida approksimatsiyalanishi mumkin. (yoki ) bo‘lganda, quyidagiga egamiz:
Bu holda Vinn approksimatsiyasiga ega bo‘lamiz:
bo‘lganda, quyidagiga egamiz:
bu esa o‘z navbatida Reley-Djins approksimatsiyasini beradi
Bu ayniqsa radioastronomiyada juda qo‘l keladi.
Klassik fizika faqatgina Reley-Djins approksimatsiyasini aytib bera oladi. Agarda (4.26) barcha to‘lqin uzunliklari uchun haqiqiy bo‘lganda, to‘lqin uzunlik nolga yaqinlashganda, intensivlik, kuzatuvlarga qarama-qarshi bo‘lib, barcha chegaralar ortida ham oshgan bo‘lar edi.
Astrofizik obyektlar nurlanishining spektral tahlili
Spektral taxlil astrofizika qo‘llaniladigan usullar orasida osmon jismlarining fizik tabiatini tadqiq qilish borasida alohida ahamiyat kasb etadi. O‘tgan asrning o‘rtalarida yulduz va planetalarning fizik tabiati spektral metod yordamida o‘rganishni italiyalik astronom Sekki boshlab berdi. Astronomiyada yangi bu metodning qo‘llanishi, osmon jismlarining temperaturasini, ximik tarkibini, magnit maydoni kuchlanganligini, harakat tezligini, masofasini va boshqa talay yoritgichga tegishli fizik parametrlarni aniqlashga imkon berib, katta yutuqlarni qo‘lga kiritilishiga sabab bo‘ldi.
Osmon jismlari spektri asosan uch tur bo‘lishi mumkin: 1) Tutash spektri, 2) Chiziqli nurlanish (emission), 3) yutilish spektri.
Kimyoviy tarkibigi bog‘liq bo‘lmagan holda cho‘g‘langan qattiq, suyuq holatdagi jismlar hamda katta bosim va yuqori temperaturadagi ionlashgan gaz tutash spektrni beradi. Bunday xollarda nurlanish barcha to‘lqin uzunligida kuzatilib, har bir to‘lqin uzunligiga mos nurlanish yasagan spektrof tirqishining tasviri bir biriga tutashib, tutash spektrni beradi.
Cho‘g‘langan gaz holatdagi modda ayrim to‘lqin uzunliklaridagina nurlanib, bu nurlar prizmadan o‘tishda turli burchak ostida sinadi va natijada kamera linzasidan o‘tgach, turli ranglarda tirkishning alohida-alohida tasvirlarni yasaydi. Kora fonda birgina yorug chiziqlardan tashkil topgan bunday spektr, chiziqli nurlanish (yoki) emision spektri deyiladi.
Spektrning ko‘rinadigan qismida vodorod atomining chiziqlarini, natriy bug‘ining spektrida esa natriyning qo‘shni ikki sarik chizig‘ini (=5890A va =5896A) hamda temir bugining spektrida minglab temirning chiziqlarini ko‘rish mumkin.
Tutash spektr beradigan yorug‘lik manbaining yo‘liga sovuq bug‘ yoki gaz modda kiritilsa, yutilish spektri hosil bo‘lib, bug‘ yoki gazni tashkil etgan atomlar u cho‘g‘langan holatida qanday to‘lqin uzunliklarida nurlansa shunday to‘lqin uzunligidagi nurlarni yutib, tutash spektrining fonida yutilish chiziqlarini hosil qiladi.
Xulosa
Sayyoralar va ular yo‘ldoshlarining ko‘rinishi Quyosh nurlarining ularni sirtidan qaytishi hisobiga bo‘ladi va Quyosh nurlari sayyora sirtdan qaytishidan oldin va keyin uning atmosferasini kesib o‘tadi. Shuning uchun ham sayyora va uning yo‘ldoshlari spektrida Quyosh spektriga qo‘shimcha uning (yoki yo‘ldoshining) atmosferasiga tegishli yutilish chiziqlari hosil bo‘ladi. Bu yutilish chiziqlarining tahlili, sayyora atmosferasining kimyoviy tarkibi, bosimi, temperaturasi va boshqa fizik xarakteristikalari haqida ma’lumot beradi.
Deyarli barcha astronomik obyektlarning spektrida nisbatan intensive bo’lgan vodor chiziqlarini kuzatish mumkin. Spektrning optik diapazonida vodorodning Balmer seriyasi kuzatiladi. Bunda Hα to’lqin uzunlikning 6563 Å to’g’ri kelib, u qizil chiziq ham deyiladi. Undan tashqari, havorang Hβ (λ = 4861 Å) va 2 ta binafsha rangli Hγ (λ = 4340 Å) hamda Hδ (λ = 4102 Å) chziqlari yaxshi kuzatiladi. Spektrning ultrabinafsha sohasida Layman seriyasi, infraqizil sohada esa Pashen va Brekket seriyalari mavjud.
Foydalanilgan adabiyotlar
Бакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И., Общий курс астрономии, М.: Наука, 2000.
Куликовский П.Г., Справочник любителя астрономии, М.: Наука, 1971.
Астрономик календарь – доимий қисми;
йиллик астрономик календарь;
тригонометрик функция ва логарифмлар жадваллари;
|
| |
