Эмиссионная линия
Cтраница 1
Эмиссионные линии с максимумами при к 350 - 450 кэВ были обнаружены в спектрах неск. Они интерпретируются кал АЛ двухфотонного АИ, сдвинутые на 50 - 150 каВ из-за гравитац. Сравнительная узость линий накладывает ограничения на темп-ры ( kT50 кэВ) и магн. [1]
Эмиссионные линии возникают довольно далеко от центра ( 1017 - 101 см), поэтому осн. [2]
 |
Эмиссионный спектр атомов ртути, возбужденных в маломощном электрическом разряде. [3] |
Эти эмиссионные линии являются характеристическими для ртути и могут быть использованы для ее качественного обнаружения в пробе. Даже если в пробе присутствуют другие элементы, идентификация ртути все же возможна, потому что каждый элемент дает характеристический спектр узких линий, которые в принципе не накладываются на линейчатый спектр ртути. Поэтому атомный спектрохимический анализ является мощным инструментом качественного элементного анализа. Более того, интенсивность каждой спектральной линии может быть связана с концентрацией соответствующего компонента пробы. Обычно количественный спектрохимический анализ проводят эмпирически, используя стандарты для калибровки и определенные экспериментальные условия. [4]
Исследование эмиссионных линий в спектрах туманностей и звездных оболочек дает много сведений о характере источника свечения ( в частности, о температуре звезды, возбуждающей свечение, если оно связано с флуоресценцией) и о состоянии излучающего газа. Так, например, о плотности газа можно судить по яркости туманности, которая определяется числом фотонов, излучаемых ею в той или иной спектральной линии. Частота встреч зависит от того, насколько велика скорость частиц ( определяемая температурой газа) и какова концентрация частиц в газе. Количество испускаемых единицей объема туманности за одну секунду фотонов определяется по интенсивности линии. Эту же величину в зависимости от температуры и плотности газа находят путем расчетов по известным характеристикам атомов. Сравнение наблюдаемой величины с выводами теории дает значения температуры и плотности газа, составляющего данную туманность. Указанным путем получили, что в 1 см3 объема планетарной туманности содержится 103 - 104 атомов, а концентрация атомов в светлых диффузных туманностях в 10 - 100 раз меньше. [5]
Ширины эмиссионных линий ( водорода, углерода и др. хим. элементов) свидетельствуют о больших скоростях внутр. [6]
Расположение максимумов эмиссионных линий вблизи 400 кэВ с небольшим разбросом лучше всего объясняется тем, что это - излучение аннигиляции электрон-позитрошшх пар, испытывающее сильное красное смещение в гравитац. [8]
Поскольку самообращение эмиссионных линий указывает на их абсорбционные свойства, то представляют интерес и работы [65, 66], авторы которых обнаружили сильное самообращение линий иттербия, тулия, тербия и урана, а также линий кюрия и ряда других актинидов и лантанидов. Последняя работа интересна также и в том отношении, что в качестве источника возбуждения спектров применялись безэлектродные лампы, содержащие пары йодидов изучаемых элементов. [9]
Для получения узких эмиссионных линий спектра лампы и для обеспечения максимальной эффективности измерений и, следовательно, высокой чувствительности сила тока лампы должна быть оптимальной. Увеличение силы тока приводит к увеличению яркости лампы, но при этом одновременно расширяются линии, поэтому чувствительность анализа понижается. Оптимальный ток обеспечивает максимальный срок жизни лампы, большую яркость и максимальную чувствительность анализа. [10]
Прежде всего число эмиссионных линий элемента в дуге постоянного тока ( наиболее подходящем источнике для определения следов элементов) зависит от положения элемента в периодической системе. Щелочные элементы характеризуются очень простым спектром, состоящим из десятка линий, расположенных в широкой ( от ультрафиолетовой до инфракрасной) области спектра. Спектры же переходных элементов ( таких, как уран) имеют в той же области тысячи линий. При температурах плазмы дуги единственный электрон на последней орбите атомов щелочных металлов переходит на более высокую орбиту и атомы возбуждаются. По возвращении электрона на основную или промежуточные орбиты излучается одна линия, характерная для данного перехода. В атоме урана несколько электронов, находящихся в разных оболочках, переходят при возбуждении на высшие орбиты. Большое число участвующих в переходах электронов и соответствующих уровней энергии приводит к возникновению многочисленных характеристических линий спектра урана. Можно считать, что число линий в спектре элемента обратно пропорционально чувствительности анализа. [11]
В NGC 4151 обнаружены узкие переменные эмиссионные линии, к-рые хорошо видны в минимуме блеска около резонансной линии CIV. Эти линии не могут возбуждаться фотоионизацией и, по-видимому, возникают в струях, скорость движения вещества в к-рых ок. На частоте 15 ГГц в NGC 4151 видны структуры на расстояниях в десятки и сотни парсек, к-рые интерпретируются как джеты - образной формы. Аналогичные джеты, часто односторонние, наблюдаются и в др. О. Возможный период прецессии джетов 104 - 10е лет. [12]
Эти два процесса образования эмиссионных линий с центральной депрессией следует различать. [13]
Для получения максимальной интенсивности эмиссионной линии или максимального поглощения необходимо выбрать горючий газ, подобрать оптимальное значение скорости потока газа. [14]
 |
Фотография ядра галактики М31. [15] |
Страницы: 1 2 3 4 5