Фраунгоферові лінії

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Найважливіші Фраунгоферові лінії видимої ділянки електромагнітного спектру.

Фраунгоферові лінії — лінії поглинання видимі на фоні неперервного спектру сонця та зірок. Були відкриті і досліджені німецьким фізиком Йозефом Фраунгофером у 1814 у при спектроскопічних спостереженнях Сонця. Фраунгофер виділив і позначив понад 570 ліній, причому сильні лінії отримали літерні позначення від A до K, а слабші були позначені рештою літер. В наш час[Коли?] астрономи виділяють у спектрі Сонця тисячі фраунгоферових ліній.

За спектром ліній поглинання можна судити про хімічний склад зоряних атмосфер. У 1859 у Кірхгоф і Бунзен довели, що ідентифіковані лінії спектру емісії однозначно характеризують хімічні елементи, які їх випромінюють. Так було показано, що в атмосфері Сонця присутні такі елементи, як водень, залізо, хром, кальцій, натрій та ін. в різних стадіях іонізації. Саме на Сонці вперше спектроскопічними методами було відкрито гелій. На основі цього було встановлено також зв'язок ліній поглинання — Фраунгоферових ліній, на спектрі адсорбції з певним хімічним елементом, чи його іоном.

В даний час спектральні лінії позначаються довжиною хвилі і хімічним елементом, якому вони належать. Наприклад, Fe I 4383,547 Å позначає лінію нейтрального заліза з довжиною хвилі 4383,547 ангстрем. Але для найсильніших ліній збереглися позначення, введені Фраунгофером. Так, найсильнішими лініями сонячного спектра є лінії H і K іонізованого кальцію.


Позначення Елемент Довжина хвилі (Å) Обозначение Елемент Довжина хвилі (Å)
y O2 8987,65 c Fe 4957,61
Z O2 8226,96 F Hβ 4861,34
A O2 7593,70 d Fe 4668,14
B O2 6867,19 e Fe 4383,55
C Hα 6562,81 G' Hγ 4340,47
a O2 6276,61 G Fe 4307,90
D1 Na 5895,92 G Ca 4307,74
D2 Na 5889,95 h Hδ 4101,75
D3 або d He 5875,618 H Ca II 3968,47
e Hg 5460,73 K Ca II 3933,68
E2 Fe 5270,39 L Fe 3820,44
b1 Mg 5183,62 N Fe 3581,21
b2 Mg 5172,70 P Ti II 3361,12
b3 Fe 5168,91 T Fe 3021,08
b4 Fe 5167,51 t Ni 2994,44
b4 Mg 5167,33


У таблиці символами Hα, Hβ, Hγ і Hδ позначені перші чотири лінії Серії Бальмера атома водню. Лінії D1 і D2 — це широко відомий«натрієвий дублет», пара добре помітних сонячних ліній.

Слід зауважити, що в літературі є протиріччя у значенні деяких позначень. Так символом d позначають як блакитну лінію заліза 4668,14 Å, так і жовту лінію гелію (позначається також D3) 5875,618 Å. Також лінія e може належати як залізу, так і ртуті. Для того, щоб піти від двозначності необхідно завжди вказувати елемент, якому належить лінія, наприклад «лінія e ртуті».

Використання[ред.ред. код]

Спектр сонця знятий за допомогою дифракційної ґратки Ешелле з лініями Фраунгофера

На основі точно визначених довжин Фраунгоферових ліній їх використовують для визначення показника заломлення та дисперсії (Число Аббе) оптичних матеріалів. Визначення температури далеких об'єктів базується на розподілі інтенсивностей спектру Фраунгоферових ліній, яку можна визначити за допомогою розподілу Больцмана. Наприклад якщо при спостережені Фраунгоферових ліній видно лінії серії Бальмера, це значить що температура настільки висока, що частина атомів водню досягла збудженого стану з основним квантовим числом n = 2. При температурі поверхні сонця 6000 К, кожний 108 атом водню є у збудженому стані з n = 1.

Посилання[ред.ред. код]

Фраунгоферові лінії на science.jrank.org (англ.)