Sterrekunde

Ongeveer H $ _ alfa $ en H $ _ beta $ lyne in astronomiese voorwerpe se spektra

Ongeveer H $ _  alfa $ en H $ _  beta $ lyne in astronomiese voorwerpe se spektra


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Oor die algemeen kan daar 'n lynverhouding tussen die twee lyne wees.

As H $ alpha $ sterk is, is dit heel moontlik dat ons ook H $ _ beta $ kan sien.

Is dit moontlik dat ons H $ _ beta $ kan sien, maar H $ _ alpha $ nie kan sien nie? In watter soort omgewings kan dit gebeur?


In 'n normale steratmosfeer, waar die temperatuur met die hoogte daal, dink ek dit is nie moontlik nie.

H-alfa-absorpsie ontstaan ​​deur die $ n = 2 $ tot $ n = 3 $ oorgang; H-beta vanaf die $ n = 2 $ na $ n = 4 $ oorgang. Albei oorgange word dus beheer deur die aantal atome in die $ n = 2 $ laer vlak.

Die absorpsie-koëffisiënt vir 'n oorgang kan in proporsionele terme geskryf word deur (in plaaslike termodinamiese ewewig) $$ alpha_ nu propto nu B_ {lu} n_l (1 - exp [-h nu / kT]), $ $ waar $ B_ {ul} $ die Einstein-absorpsie-koëffisiënt is, $ n_l $ die populasie van die laer energievlak en $ nu $ is die fotonfrekwensie wat ooreenstem met die oorgang.

Met behulp van die bekende verband tussen die Einstein-emissie- en absorpsiekoëffisiënte en waardes vir die emissiekoëffisiënte wat hier gevind word, kan ons 'n verhouding van absorpsiekoëffisiënte vir 'n gegewe temperatuur skat.

$$ frac { alpha_ {H beta}} { alpha_ {H alpha}} = frac {g_ {n = 4}} {g_ {n = 3}} frac {A_ {H beta} } {A_ {H alpha}} links ( frac { nu _ { alpha}} { nu _ { beta}} regs) ^ 2 links ( frac {1 - exp (-h nu_ { beta} / kT)} {1- exp (-h nu _ { alpha} / kT} right), $$ waar $ A_X $ die Einstein-emissie-koëffisiënte is en die statistiese gewigte $ g_n $ word gegee $ 2n ^ 2 $.

As ons dus $ nu_ alpha = 4.57 times10 ^ {14} $ Hs, $ nu _ { beta} = 6.17 times10 ^ {14} $ Hz, $ A_ {H alpha} simeq 10 ^ {neem 8} $ s $ ^ {- 1} $, $ A_ {H beta} simeq 3 keer 10 ^ {7} $ s $ ^ {- 1} $, dan $$ frac { alpha_ {H beta}} { alpha_ {H alpha}} = 0,29 links ( frac {1 - exp (-29642 / T)} {1 - exp (-21956 / T)} regs) $$

Dus as $ T $ (in Kelvin) klein is, is die verhouding ongeveer 0,3. As $ T $ groot word, neem die verhouding toe, maar bo $ T sim 12.000 $ K word al die waterstof geïoniseer.

Dit is dus in termodinamiese ewewig baie moeilik om 'n omstandigheid te vervaardig waar die optiese diepte in die H $ beta $ lyn groter is as die in die H $ alpha $ lyn.

[Ek sal dankbaar wees as iemand my kan vertel of die verhouding wat ek hierbo bereken het, korrek is, aangesien ek dit in geen enkele verwysing kon vind nie en dit van nuuts af moes uitwerk].


As 'n klein byvoeging tot Rob Jeffries se uitstekende antwoord, sal ek daarop let dat u waarskynlik ook nie 'n scenario van 'H-beta, maar geen H-alfa' vir emissielyne kan kry nie. Die emissielyne is die omgekeerde van die absorpsielyne, dus om H-beta-emissie sonder H-alfa te hê, moet u $ n = 4 $ tot $ n = 2 $ oorgange hê sonder ook $ n = 3 $ tot $ n = 2 $ oorgange. Maar selfs al sou u op een of ander manier op magiese wyse kon reël dat al u H-atome op die $ n = 4 $ -vlak was, sou sommige daarvan oorgaan na $ n = 3 $ en dan na $ n = 2 $, sodat u regtig nie vermy H-alfa-emissie.

Verder is stofuitwissing slegter op korter golflengtes, dus stofuitwissing kan u in beginsel die voorkoms van H-alfa-emissie sonder H-beta-emissie gee, maar nie omgekeerd nie.