Cтраница 2
Эп - экспозиция, при которой производилось фотометрированиемногоатомных линий углерода ( в относительных единицах); / - интенсивность сравниваемой линии при экспозиции Эп; / х-интенсивность линии сравнения при экспозиции 9i А / г - ширина сравниваемой линии при экспозиции Эп, AAi - ширина линии сравнения при экспозиции Э, F - изотопный фактор, учитывающий распространенность всех изотопов углерода. [16]
Таким образом, с помощью РРЛ, в основном линий углерода, было получено большое количество информации об областях частичной ионизации, которые являются промежуточным слоем между ионизованным и нейтральным газом. Данные наблюдений хорошо согласуются с теоретической моделью области фотодиссоциации ( ОФД), которые образуются на границе молекулярных облаков с НП-областями ( Тиленс и Холленбах, 1985), и в целом дают достаточно обоснованную картину структуры и взаимосвязи указанных компонентов МЗС. При этом, однако, полученная с помощью РРЛ точность определения физических условий в областях частичной ионизации явно недостаточна. Это очевидно из табл. 3.4, где приведенные значения температуры и плотности для областей СП допускают разброс в несколько раз. [17]
Основным критерием выбора условий при их регулировке служит равноинтенсивность линии углерода с линией кислорода 4275 5 А при содержании углерода 1 % в стальном образце. [18]
Те и Ne не надо постулировать - они определяются по линиям углерода. Возможность такого метода определения ( н должна зависеть только от интенсивности космических лучей и чувствительности измерений. [19]
Полученный в результате наблюдений спектр, усредненный по четырем линиям приведен на рис. 3.49. Линия углерода состоит из двух компонентов, относящихся к скоростям рукавов Персея и Ориона. [20]
Поэтому во время наблюдения необходимо регулировать освещение с помощью кон-денсорной линзы, добиваясь, чтобы интенсивность линии углерода была наибольшей; только в этот момент и следует производить оценку интенсивности. На рис. 158, полученном со стилоскопом СЛ-3, изображена картина спектра, видимая в окуляр при таком освещении. В этом случае спектральные линии не простираются на все поле зрения, а сосредоточены в сравнительно узкой полоске спектра, так как изображение искры освещает только центральную часть щели. Возле линии углерода ICj есть слабая размытая линия, которая видна только при малых содержаниях углерода; она полностью сливается с ICj при увеличении интенсивности последней. А, но можно предполагать, что здесь налагаются: слабая линия Fel о4264 22 А и размытые линии Felll ( двукратно ионизованного железа) А4263 81 и Fell 4263 89 А. [21]
РРЛ углерода в герцах и Кельвинах соответственно, Д 158 и Т ] 58 - аналогичные значения для линии углерода 158 мкм; T g 3 55 TC - яркостная температура фона, где Те включает излучение области НИ, если она находится за областью СП. [22]
В Великобритании запатентованы: способ актива-ционного анализа с облучением нейтронами и определением содержания кремния, алюминия, железа; способ анализа теплоты сгорания угля на конвейере с регистрацией линий углерода и водорода и рассеянного у-излучения; анализатор состава угля с источником нейтронов, пробой толщиной 10 - 50 см, двумя соосными ( друг в друге) сцинтилляторами и регистратором двух спектров. [23]
Кроме того, имея в виду показанную выше нелинейность в сравнительно узкой области УФЭС, не следует слишком полагаться на величины для этой области, отнесенные к ls - линии углерода, находящейся на расстоянии нескольких сотен электронвольт. [24]
На этих волнах интенсивность линий углерода очень сильно зависит от температуры СП-области. [25]
HI областей, более разреженных и теплых, быстро сходит на нет. По этой причине формирование линий углерода происходит лишь в небольшой части объема холодной МЗС, где атомар ный газ более плотен. [26]
Линии углерода с наиболее высокими на сегодняшний день уровнями переходов были приняты в Харькове на радиотелескопе УТР-2. На рис. 2.39 показана усредненная спектрограмма линий углерода С7б4о С7б8о, полученная Коноваленко ( 1990) в диапазоне 14 7 МГц в направлении на Кассиопею А. [27]
Области СП могут образоваться не только в комплексах с НП-областями, но и в холодных облаках МЗС, облучаемых фоновым межзвездным УФ-излучением. Интенсивность УФ-излучения, а соответственно и линий углерода, в этом случае существенно слабее, поэтому области СП, не ассоциированные с областями НИ, наблюдать труднее. Тем не менее от нескольких таких источников РРЛ углерода были приняты. [28]
Как пока зало картирование, центроид излучения в линии углерода был смещен от излучения в линии водорода, радиальные скорости углерода часто отличались от скоростей водорода, ширины ли ний были разными. Хотя линии углерора были пространствен но ассоциированы с линиями водорода, они вероятно исходили не от самого газа областей НИ. По этим причинам Цукерман и Пальмер ( 1968) предположили, что линии возникают во внеш них частях плотных областей HI, граничащих с НП-областями. В случае NGC2024, в частности, они предположили, что линия углерода возникает в той же самой области, где наблюдалось И К-из л учение. [29]
Линии, наблюдаемые во всех спектрах, должны быть, по всей вероятности, линиями кальция. Линии фтора должны наблюдаться только во втором спектре, линии углерода - только в третьем, линии водорода - только в четвертом. Линии кислорода могут наблюдаться в третьем и четвертом спектрах. Однако если дуга, исследуемая с помощью спектроскопа, находится в воздухе, они могут присутствовать во всех спектрах. [30]