We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Ek het 'n referaat gelees oor die differensiële emissiemaatreëls van 'n stel warm O- en B-sterre. Soos die outeurs in Afdeling 3 (bladsy 959) bespreek, het twee sterre, $ tau $ Sco en $ theta ^ 1 $ Ori C, smal emissielyne in vergelyking met ander sterre van dieselfde spektrale tipe. Daar is baie bewyse dat albei sterre jonk is en magnetiese velde het; die sterwinde beweeg langs die veldlyne en bots by die magnetiese ewenaar en veroorsaak skokke en indirek X-straalemissie. Dit is in kontras met die meganisme agter skokvorming in ander O- en B-tipe sterre, waar skokke as gevolg van die lynonstabiliteit oorgang.
Nou is die plasma by die magnetiese ewenaar ongeveer stilstaande vanweë die botsing; dit beteken - as ek dinge reg interpreteer - dat die lyne weinig tot geen verbreding het nie, en dat dit dus relatief smal is. Ander spektrale eienskappe en waarnemings ondersteun hierdie model.
Ek wonder twee dinge:
- Is die teenwoordigheid van sulke relatief smal lyne in die spektra van O- en B-tipe sterre waargeneem in gevalle waar daar geen magneetveld is nie? Baie min O-tipe sterre het beduidende magnetiese velde, en die teorie voorspel dat niemand dit moet doen nie, dus is die sterre die enkele uitsonderings op die reël.
- Indien wel, is daar ander meganismes wat hiervoor verantwoordelik kan wees in gevalle sonder magnetiese velde? Ek gryp na strooitjies vir idees, soos 'n lae botsing.
Ek het met my adviseur gesels, en ons het kort botsingswindskokke (CWS) bespreek wat op die koppelvlak tussen sterwinde in 'n binêre stelsel vorm. Daar word gedink dat hierdie skokke slegs 'n klein bydrae lewer tot die totale X-straalproduksie van die stelsel (sien Gagné et al. (2011)), dus enige smal lyne wat in die plasma geproduseer word - indien daar bestaan - sou nie baie invloed op die gemete spektra. Dit lyk dus asof dit uitgesluit is.
Wys smal lyne in die spektra van O- en B-tipe sterre altyd magnetiese velde aan?
Die smal lyne vereis nie noodwendig 'n magneetveld nie, maar elke groot ster sal een hê.
Ek wonder twee dinge:
- Is die teenwoordigheid van sulke relatief smal lyne in die spektra van O- en B-tipe sterre waargeneem in gevalle waar daar geen magneetveld is nie?
O-tipe hoofreekssterre het 'n hoë metaalvermoë, hulle het 'n magneetveld. Tau Scorpii en Theta$^1$ Orionis C inligting by hul skakels. Die Phys.Org-artikel: "Sterk magnetiese velde wat in die meeste sterre ontdek word" sê:
'' 'N Internasionale groep sterrekundiges onder leiding van die Universiteit van Sydney het ontdek dat sterk magnetiese velde algemeen in sterre voorkom, nie selde soos voorheen gedink nie, wat ons begrip van die ontwikkeling van sterre dramaties sal beïnvloed.'
Hierdie Wikipedia-artikel: "Solar Dynamo" kan enkele aanhalings gebruik, maar dit is wat dit sê:
"Die sondynamo is die fisiese proses wat die son se magnetiese veld genereer. 'N Dinamo, in wese 'n natuurlike elektriese kragopwekker in die binnekant van die son, lewer elektriese strome en 'n magneetveld, volgens die wette van Ampère, Faraday en Ohm, sowel as die wette van hidrodinamika, wat saam die wette van magnetohydrodinamika vorm.Die gedetailleerde meganisme van die sondynamo is nie bekend nie en is die onderwerp van huidige navorsing.
Meganisme
'N Dinamo omskakel kinetiese energie in elektries-magnetiese energie. 'N Elektries geleidende vloeistof met skuifwerk of ingewikkelder beweging, soos turbulensie, kan 'n magnetiese veld tydelik versterk deur middel van die wet van Lenz: vloeistofbeweging relatief tot 'n magneetveld veroorsaak elektriese strome in die vloeistof wat die aanvanklike veld verwring. As die vloeistofbeweging genoegsaam ingewikkeld is, kan dit sy eie magnetiese veld handhaaf, met advective fluid amplification wat in wese diffuse of ohmiese verval balanseer. Sulke stelsels word selfonderhoudende dinamo's genoem. Die son is 'n selfonderhoudende dinamo wat konvektiewe beweging en differensiële rotasie binne die son omskakel in elektries-magnetiese energie.
… ".
- Indien wel, is daar ander meganismes wat hiervoor verantwoordelik kan wees in gevalle sonder magnetiese velde? Ek gryp na strooitjies vir idees, soos 'n lae botsing.
Ons vraag en antwoord: "Verskillende breedte van spektrumlyne vir verskillende groepe sterre" het Rob Jefferies geantwoord.
Dit lyk goed verduidelik in afdeling 3.4 van "Magnetically Confined Wind Shocks in X-strays - a Review" (22 Sept 2015), deur Asif ud-Doula en Yael Nazé, op bladsy 10:
"3.4. Struktuur van beperkte winde, soos geopenbaar deur hoë resolusie spektra
Hoë resolusie spektra kan baie inligting oplewer. Met die huidige instrumentasie kan lynwydtes en verskuiwings met presisies tot enkele tiene km s geëvalueer word$^{−1}$ in die gunstigste gevalle (enkele honderde km s$^{−1}$ meer tipies). Verder is die vergelyking van lyne van H-agtige en He-agtige ione en van komponente van $ f ir $ drieling van He-agtige ione beperk die temperatuur en ligging van die emitterende plasma. Sulke metings is egter tans slegs moontlik vir die helderste X-straalbronne, sodat min magnetiese massiewe sterre in hierdie verband ondersoek is (τ Sco - Mewe et al. 2003; Cohen et al. 2003, θ$^1!$ Ori C - Schulz et al. 2000; Gagné et al. 2005a, b, HD 191612 - Nazé et al. 2007, HD 148937 - Nazé et al. 2008, 2012, β Cep - Favata et al. 2009, IQ Aur - Robrade en Schmitt 2011).
Binne geraasbeperkings is gevind dat die X-straallyne van magnetiese massiewe sterre simmetries is en wêreldwyd nie verskuif is nie. Dit stem goed ooreen met MHD-modelle. In die geval van θ$^1!$ Ori C, globale pasvorm dui egter op klein variasies in snelheid (Gagné et al., 2005a): vanaf -75 km s$^{−1}$ wanneer die ster op ongeveer 100 km s gesien word$^{−1}$ as dit aan die rand gesien word. Hierdie verandering moet bevestig word omdat die foute groot is, maar ook omdat 'n stogastiese variasie nie uitgesluit kan word as slegs een waarneming per fase beskikbaar is nie. As verdere waarnemings bewys lewer dat snelheid met die fase verskil, is verfyning van modelle nodig, aangesien daar tans geen sulke veranderinge voorspel word nie (Gagné et al., 2005a).
Gerapporteerde breedtes van X-straallyne hang grootliks af van die voorwerp en ioon wat oorweeg word. Die smalste breedte tot dusver is gevind vir β Cep, waarvan die lyne deur instrumentale resolusie oorheers word, wat slegs boonste perk op intrinsieke breedtes lewer (<600 km s$^{−1}$, Favata et al., 2009). Groter breedtes, volle breedte teen half-maksimum (FW HM) ∼ 600 - 800 km s$^{−1}$, is gerapporteer vir ione met 'n hoë ionisasiepotensiaal (Mg, Si, S) in τ Sco, θ$^1!$ Ori C, en HD 148937, drie sterre met vinniger winde as β Cep. Sulke breedtes is baie kleiner as waargeneem vir 'normale' O-tipe sterre (FW HM ∼ v∞), waar lyne ontstaan in ingeboude windskokke wat oor die wind versprei is, en dus 'n groter snelheidsbereik dek. Dit dui op die vorming in stadig bewegende plasma, in ooreenstemming met die scenario met beperkte winde. Die meeste MHD-modelle voorspel egter nouer lyne (Gagné et al., 2005a).
Verder lyk lyne van ione met 'n laer ionisasiepotensiaal, veral suurstof, wyer (FW HM ∼ 1800-2000 km s$^{−1}$ Gagné et al., 2005a; Nazé et al., 2007, 2008). Hierdie lyne word geassosieer met koeler plasma, wat 'n ander oorsprong kan hê as warmer plasma. Byvoorbeeld, die dominante warm plasma in θ$^1!$ Daar word vermoed dat Ori C in beperkte winde ontstaan, terwyl die koeler in ingeboude windskokke kan ontstaan soos by normale O-sterre (Gagné et al., 2005a). Hierdie dubbele oorsprong kan ondersteun word deur die verskillende temperature afgelei van die verskillende ione (Schulz et al., 2000). In Of? P-sterre word die spektra egter oorheers deur die koeler komponent, dws beperkte winde gee sagte X-strale in hierdie voorwerpe uit (sien hierbo), maar dit kan nie uitgesluit word dat die huidige foute, wat groot is, ietwat vervaag nie. prent.
In He-like drieling word die verbode lyn onderdruk as die digtheid hoog is of die UV-straling intens is. In die geval van massiewe sterre, is laasgenoemde effek die belangrikste en danksy die verdunning met afstand, kan ons die uitstralende streek opspoor. In τ Sco, θ$^1!$ Ori C, HD 148937, en β Cepword gevind dat die begin van die uitstralende gebied naby die fotosfeer is, by radius r ∼ 1,5 - 3 R$_∗$ vir die eerste drie sterre en r ∼ 4 - 6 R$_∗$ vir laasgenoemde geval. Hierdie waardes is net effens laer as die ooreenstemmende Alfvén-straal van hierdie sterre, en dit lyk dus kwalitatief verenigbaar met MHD-simulasies. In IQ Aur is gevind dat die verbode lyn normaal is, wat dui op 'n formasie radius groter as 7R$_∗$ (Robrade en Schmitt, 2011) - ondanks 'n groot waarde, lyk dit ook versoenbaar met die vermeende ligging van beperkte winde in hierdie ster. ".
Ander leeswerk:
"Die verrassende magnetiese topologie van $ tau $ Sco: fossile restant of dynamo output? "(7 Jun 2006), deur JF Donati, ID Howarth, MM Jardine, P Petit, C Catala, JD Landstreet, JC Bouret, E Alecian, JR Barnes, T Forveille, F Paletou, en N Manset
"Die magneetveld en beperkte wind van die O-ster θ$^{1!}$ Orionis C "(26 Jan 2006), deur G.A. Wade, A.W. Fullerton, J.-F. Donati, J. D. Landstreet, P. Petit, S. Strasser
"X-straalhardheidsverhoudings vir sterre van verskillende spektraaltipes" (2006), deur Meurs, E. J. A., Casey, P., & Norci, L.
Wikipedia - Zeeman-effek
"Magnetiese velde van die A-tipe sterre" (30 Apr. 1958), deur H. W. Babcock
Byna alles wat ons weet oor sterrekundige liggame, het ons geleer deur die bestudering van elektromagnetiese straling. Die bekendste soort elektromagnetiese straling is lig. Lig is 'n golfverskynsel en besit as sulks golflengte en frekwensie. Die produk van golflengte en frekwensie is die snelheid van die lig. Aangesien die snelheid van die lig konstant is, stem 'n toename in golflengte ooreen met 'n afname in frekwensie en omgekeerd. Rooi lig het die langste golflengte wat sigbaar is vir die menslike oog, en violet het die kortste golflengte wat ons kan sien. Die middel van die sigbare spektrum het 'n geel-groen kleur en is die piek van sensitiwiteit van die menslike oog.
Op die golflengtes is die ultraviolet (UV) deel van die spektrum net te kort vir die oog om te sien. Op nog korter golflengtes is x-strale en γ-strale (gammastrale). Aan die langer golflengte van die spektrum is infrarooi (IR) verder as wat ons kan sien. Verder as IR is daar verskillende mikrogolwe en radiogolwe. FM radiogolwe het byvoorbeeld hoër frekwensies en korter golflengtes as AM radiogolwe. Al hierdie golwe is voorbeelde van elektromagnetiese straling.
Terwyl die golfteorie van elektromagnetiese straling baie verklaar, is daar 'n ander teorie dat elektromagnetiese straling van fotone gemaak word, klein deeltjies wat geen massa het nie. In hierdie siening is die energie van 'n foton direk eweredig aan die frekwensie (of omgekeerd eweredig aan die golflengte). Ultraviolet-fotone het genoeg energie om selle in ons vel aansienlik te beskadig. Fotone met hoër frekwensies bevat nog meer energie. Die hoë energie van x-strale laat hulle byvoorbeeld in weefsels dring, wat x-strale 'n uitstekende mediese diagnostiese instrument maak. Ongelukkig maak dieselfde hoë energie x-strale gevaarlik, want as die fotone die liggaam binnedring, kan selle hul energie absorbeer. Die opname van hierdie energie het skade aan selstrukture, veral DNA, tot gevolg. Dit kan lei tot ernstige mutasies wat die dood of kanker veroorsaak. Daarom moet daar baie sorgvuldig wees by die gebruik van x-strale.
Baie astronomiese bronne straal uit in hierdie skadelike dele van die spektrum. Gelukkig blokkeer die atmosfeer van die aarde byna al hierdie gevaarlike strale en voorkom dat hulle die grond bereik. Die aarde se atmosfeer blokkeer ook baie van die IR. Dit is net so goed, want die blokkering gaan beide maniere: IR-straling word sowel as buite gehou. Die blokkering van IR-straling is die kweekhuiseffek wat die aarde se oppervlak baie warmer hou as wat dit andersins sou wees. Alhoewel al hierdie spektrale blokke lewenslank nuttig is, is dit baie jammer vir sterrekunde, omdat baie inligting in die gedeeltes van die spektrum wat geblokkeer word, gedra word.
Na die Tweede Wêreldoorlog is tegnologieë ontwikkel om dele van die spektrum buiten opties te ondersoek. Die radiogedeelte van die spektrum kan vanaf die grond opgespoor word, maar die radiogedeelte het tot ná die Tweede Wêreldoorlog onbenut gebly. In die onmiddellike na-oorlogse era is daar baie vordering gemaak met radiosterrekunde. Daarbenewens het sterrekundiges gedeeltes van die spektrum wat nie vanaf die grond beskikbaar was nie, begin verken met kort vlugte op groot hoogte met gevange Duitse V2-vuurpyle. Later is hierdie soort eksperimente voortgesit met vuurpyle wat in die Verenigde State ontwikkel is en aangevul deur ballonvlugte op groot hoogte. In onlangse jare het verskillende sterrewagte om ons kennis baie uitgebrei deur toegang tot die IR-, UV-, x-strale- en γ-strale te verkry.
Die bekendste sterrewag is miskien die Hubble-ruimteteleskoop (HST). Die HST kan die sigbare en naby UV waarneem. Alhoewel die meeste van hierdie golflengtes vanaf die grond bestudeer kan word, is die HST in 'n baan geplaas om die vaag effekte van die aarde se atmosfeer te vermy. Namate sterlig deur die atmosfeer gaan, verander die digtheid as gevolg van temperatuurveranderings die lig effens anders. Die vinnig veranderende ligpaadjies laat sterre skitter. Fonkelend lei tot vaag beelde. Groot teleskope kan hul volle beeldvermoë nooit besef as gevolg van hierdie vervaag nie. Bokant die aarde se atmosfeer het die HST geen probleem met atmosferiese vervaag nie, dus het dit 'n ongeëwenaarde resolusie.
1. INLEIDING
Magnetisme is 'n belangrike, maar tog onvolledig gekenmerkte en swak verstaanbare bestanddeel van sterfisika. Magnetiese velde speel 'n sleutelrol in sterre-evolusie, insluitend aanwasprosesse by jong sterre, verlies van hoekmomentum en interne vermenging. Die velde van koel sterre beheer dinamiese, energieke verskynsels op steroppervlaktes en beïnvloed die steromgewings, insluitend planetêre stelsels, aansienlik. Begrip, byvoorbeeld, die sikliese gedrag van koel sterre se magnetiese velde is van kritieke belang om die moontlike impak van die sonveranderlikheid op die aardklimaat en die bewoonbaarheid van die eksoplanet te bepaal.
'N Analise van die Zeeman-effek in die spektrumlyne is die enigste bron van direkte inligting oor die sterk punte en topologieë van sterre magnetiese velde. Gedurende die afgelope jare is daar aansienlike vordering gemaak met magnetiese verbreding en Zeeman-Doppler-beeldingstudies (ZDI) van koel sterre. Aan die een kant is meer fisies verfynde en numeries gesofistikeerde ontledingstegnieke ontwikkel. Die aantal voorwerpe wat met hierdie metodes bestudeer is, het aansienlik toegeneem. Dit laat toe om die teenwoordigheid van magnetiese velde in feitlik alle klasse koel sterre vas te stel en onverwagte tendense met sterparameters te openbaar. Boonop het langtermynmonitering van 'n handvol sonagtige sterre eerste direkte waarnemings van magnetiese siklusse opgelewer. Terselfdertyd is 'n paar vreemde verskille tussen die resultate van die toepassing van verskillende diagnostiese metodes geïdentifiseer, wat daarop dui dat sekere aspekte van moderne waarnemings nie ten volle verstaan of selfs verkeerd geïnterpreteer word nie.
Die splinter-sessie "Surface Magnetism of Cool Stars" op die Cool Stars 19-konferensie het 'n omvattende oorsig gegee van onlangse resultate van die direkte studies van magnetiese velde in koel sterre. Spesiale klem is gelê op die bespreking van betroubaarheid en konsekwentheid van verskillende magnetiese aanwysers en die vergelyking van die resultate wat deur verskillende navorsingsgroepe verkry is. In hierdie referaat som ons 'n opsomming van die nuwe resultate wat tydens hierdie sessie aangebied is. Ons begin met 'n bespreking van die beperkings van die wyd gebruikte rekonstruksie-metode vir tomografiese veldtopologie (Afdeling 2). Twee onafhanklike toetse van magnetiese inversies word aangebied vir die gesimuleerde Son-as-ster-spektropolarimetriese waarnemings (Afdelings 2.1 en 2.2), wat 'n realistiese beoordeling van die mate van veldkompleksiteit moontlik maak wat uit moderne waarnemingsdata herwin kan word. Ons bied vervolgens resultate van interferometriese beeldvorming van donker sterrekolle op die oppervlaktes van koel aktiewe sterre aan (afdeling 3) en som nuwe bevindings op van die magnetiese veldstudies van sonvormige sterre (afdeling 4), jong koel sterre (afdeling 5), en lae-massa sterre (Afdeling 6). Opsomming en gevolgtrekkings word in Afdeling 7 gegee.
Bohr se model
In 1913 stel 'n Deense fisikus, Niels Bohr (Nobelprys vir fisika in 1885 & ndash1962, 1922), 'n teoretiese model voor vir die waterstofatoom wat die emissiespektrum daarvan verklaar. Bohr & rsquos-model het slegs een aanname benodig: Die elektron beweeg om die kern in sirkelbane wat slegs sekere toegelate radiusse kan hê. Die vroeëre model van die atoom van Rutherford & rsquos het ook aangeneem dat elektrone in sirkelbane om die kern beweeg en dat die atoom deur die elektrostatiese aantrekking tussen die positief gelaaide kern en die negatief gelaaide elektron gehou word. Alhoewel ons nou weet dat die aanname van sirkelbane verkeerd was, was Bohr & rsquos se insig om voor te stel dat die elektron kon slegs sekere streke van die ruimte beset.
Met behulp van klassieke fisika het Niels Bohr getoon dat die energie van 'n elektron in 'n spesifieke baan deur
waar ( Re ) die Rydberg-konstante is, h is Planck & rsquos konstant, c is die snelheid van die lig, en n is 'n positiewe heelgetal wat ooreenstem met die getal wat aan die baan toegeken is, met n = 1 wat ooreenstem met die baan wat die naaste aan die kern is. In hierdie model n = & infin stem ooreen met die vlak waar die energie wat die elektron en die kern bymekaar hou nul is. Op daardie vlak is die elektron van die kern gebind en is die atoom geskei in 'n negatief gelaaide (die elektron) en 'n positief gelaaide (die kern) ioon. In hierdie toestand is die radius van die baan ook oneindig. Die atoom is geïoniseer.
Figuur ( PageIndex <2> ): Die Bohr-model van die waterstofatoom (a) Die afstand van die baan vanaf die kern neem toe met toenemende n. (b) Die energie van die baan word al hoe minder negatief met toename n.
Tydens die Nazi-besetting van Denemarke in die Tweede Wêreldoorlog, het Bohr na die Verenigde State ontsnap, waar hy verbonde geraak het aan die Atoomenergieprojek.
In sy laaste jare het hy hom toegewy aan die vreedsame toepassing van atoomfisika en die oplossing van politieke probleme as gevolg van die ontwikkeling van atoomwapens.
Namate n afneem, word die energie wat die elektron en die kern aanmekaar hou toenemend negatief, die radius van die baan krimp en meer energie is nodig om die atoom te ioniseer. Die baan met n = 1 is die laagste en die sterkste gebind. Die negatiewe teken in Vergelyking ( ref <6.3.3> ) dui aan dat die elektronkernpaar strenger gebind is as hulle naby mekaar is as wanneer hulle ver van mekaar af is. Omdat 'n waterstofatoom met sy een elektron in hierdie baan die laagste moontlike energie het, is dit die grondtoestand (die mees stabiele rangorde van elektrone vir 'n element of 'n verbinding), die stabielste rangskikking vir 'n waterstofatoom. Namate n toeneem, verhoog die radius van die baan die elektron verder van die proton, wat lei tot 'n minder stabiele rangskikking met 'n hoër potensiële energie (Figuur ( PageIndex <2a> )). 'N Waterstofatoom met 'n elektron in 'n baan met n & gt 1 is dus in 'n opgewekte toestand. Enige ordening van elektrone wat hoër is as die grondtoestand: die energie daarvan is hoër as die energie van die grondtoestand. Wanneer 'n atoom in 'n opgewekte toestand 'n oorgang na die grondtoestand ondergaan in 'n proses wat verval genoem word, verloor dit energie deur 'n foton uit te gee waarvan die energie ooreenstem met die verskil in energie tussen die twee toestande (Figuur ( PageIndex <1> ) ).
Figuur ( PageIndex <3> ): Die emissie van lig deur 'n waterstofatoom in 'n opgewonde staat. (a) Lig word uitgestraal wanneer die elektron 'n oorgang ondergaan vanaf 'n baan met 'n hoër waarde van n (met 'n hoër energie) na 'n baan met 'n laer waarde van n (teen laer energie). (b) Die Balmer-reeks emissielyne is te danke aan oorgange van wentelbane met n & ge 3 na die baan met n = 2. Die verskille in energie tussen hierdie vlakke stem ooreen met die lig in die sigbare gedeelte van die elektromagnetiese spektrum.
Dus die verskil in energie (& DeltaE) tussen twee bane of energievlakke word gegee deur ( Delta E = E_ As n2 & gt n1, is die oorgang van 'n hoër energietoestand (wentelbaan met 'n groter radius) na 'n laer energietoestand (wentelbaan met kleiner radius), soos getoon deur die stippelpyl in deel (a) in Figuur ( PageIndex <3> ). Vervang hc/ & lambda vir & DeltaE gee Kanselleer hc aan beide kante gee Behalwe vir die negatiewe teken, is dit dieselfde vergelyking wat Rydberg eksperimenteel verkry het. Die negatiewe teken in vergelykings ( ref <6.3.5> ) en ( ref <6.3.6> ) dui aan dat energie vrygestel word as die elektron vanaf 'n baan beweeg n2 om te wentel n1 omdat wentelbaan n2 het 'n hoër energie as wentelbaan n1. Bohr bereken die waarde van ( Re ) uit fundamentele konstantes soos die lading en massa van die elektron en die Planck-konstante en kry 'n waarde van 1.0974 & keer 10 7 m & minus1, dieselfde getal wat Rydberg behaal het deur die emissiespektra te analiseer. Ons kan nou die fisiese basis vir die Balmer-reeks lyne in die emissiespektrum van waterstof ( ( PageIndex <3b> ) verstaan) die lyne in hierdie reeks stem ooreen met oorgange van hoër-energiebane (n & gt 2) na die tweede baan (n = 2). Die waterstofatome in die monster het dus energie van die elektriese ontlading geabsorbeer en verval van 'n hoër-energie opgewekte toestand (n & GT 2) na 'n laer-energie toestand (n = 2) deur 'n foton van elektromagnetiese straling af te gee waarvan die energie presies ooreenstem. tot die verskil in energie tussen die twee toestande (Figuur ( PageIndex <3a> )). Die n = 3 tot n = 2 oorgang gee aanleiding tot die lyn by 656 nm (rooi), die n = 4 na n = 2 oorgang na die lyn by 486 nm (groen), die n = 5 na n = 2 oorgang na die lyn by 434 nm (blou), en die n = 6 tot n = 2 oorgang na die lyn by 410 nm (violet). Omdat 'n monster waterstof 'n groot aantal atome bevat, hang die intensiteit van die verskillende lyne in 'n lynspektrum af van die aantal atome in elke opgewekte toestand. By die temperatuur in die gasontladingsbuis is meer atome in die n = 3 as die n & ge 4 vlakke. Gevolglik is die oorgang n = 3 tot n = 2 die intensste lyn, wat die kenmerkende rooi kleur van 'n waterstofafskeiding lewer (Figuur ( PageIndex <1a> ). Ander families van lyne word geproduseer deur oorgange van opgewekte toestande met n & gt 1 na die baan met n = 1 of na wentelbane met n & ge 3. Hierdie oorgange word skematies getoon in Figuur ( PageIndex <4> ) Figuur ( PageIndex <4> ): Elektron-oorgange verantwoordelik vir die verskillende reekse lyne waargeneem in die emissiespektrum van waterstof. Die Lyman-reeks lyne is te danke aan oorgange van wentelbane met hoër energie na die laagste energie-baan (n = 1) hierdie oorgange laat baie energie vry, wat ooreenstem met bestraling in die ultraviolet gedeelte van die elektromagnetiese spektrum. Die reekse van Paschen, Brackett en Pfund is te danke aan oorgange van wentelbane met hoër energie na wentelbane met n = 3, 4 en 5, onderskeidelik laat hierdie oorgange aansienlik minder energie vry, wat ooreenstem met infrarooi straling. (Bane word nie volgens skaal geteken nie.) In hedendaagse toepassings word elektronoorgange gebruik in die tydsberekening wat presies moet wees. Telekommunikasiestelsels, soos selfone, hang af van tydsberekeningse wat binne 'n miljoenste sekonde per dag akkuraat is, net soos die toestelle wat die Amerikaanse kragnetwerk beheer. GPS (Global Positioning System) seine moet akkuraat wees tot 'n miljardste van 'n sekonde per dag, wat gelykstaande is aan die verkryging of verlies van nie meer as een sekonde in 1.400.000 jaar nie. Om tyd te kwantifiseer, moet u 'n gebeurtenis vind met 'n interval wat gereeld herhaal word. Om die akkuraatheid te bereik wat benodig word vir moderne doeleindes, het fisici hulle na die atoom gewend. Die huidige standaard wat gebruik word om horlosies te kalibreer, is die sesiumatoom. Onderverkoelde sesiumatome word in 'n vakuumkamer geplaas en gebombardeer met mikrogolwe waarvan die frekwensies noukeurig beheer word. As die frekwensie presies reg is, absorbeer die atome genoeg energie om 'n elektroniese oorgang na 'n hoër-energietoestand te ondergaan. Verval na 'n laer-energie-toestand straal uit. Die mikrogolf frekwensie word voortdurend aangepas en dien as die klok & rsquos slinger. In 1967 is die tweede gedefinieer as die tydsduur van 9,192,631,770 ossillasies van die resonansiefrekwensie van 'n sesiumatoom, die sesiumklok. Navorsing is tans aan die gang om die volgende generasie atoomhorlosies te ontwikkel wat beloof om nog meer akkuraat te wees. Sulke toestelle sal wetenskaplikes in staat stel om verdwynende flou elektromagnetiese seine wat deur senuweebane in die brein geproduseer word, te monitor en geoloë om variasies in swaartekragvelde te meet, wat mettertyd skommelinge veroorsaak, wat help om olie of minerale te ontdek. Voorbeeld ( PageIndex <1> ): The Lyman Series Die sogenaamde Lyman-reeks lyne in die emissiespektrum van waterstof stem ooreen met oorgange van verskillende opgewekte toestande na die n = 1 baan. Bereken die golflengte van die laagste energie-lyn in die Lyman-reeks tot drie beduidende figure. In watter streek van die elektromagnetiese spektrum kom dit voor? Gegee: baan met die laagste energie in die Lyman-reeks Gevra vir: golflengte van die Lyman-lyn met die laagste energie en ooreenstemmende gebied van die spektrum Ons kan die Rydberg-vergelyking gebruik om die golflengte te bereken: A Vir die Lyman-reeks, n1 = 1. Die lyn met die laagste energie is die gevolg van 'n oorgang vanaf die n = 2 tot n = 1 wentelbaan omdat hulle die naaste aan energie het. Dit blyk dat spektroskopiste (mense wat spektroskopie bestudeer) cm -1 eerder as m -1 as 'n algemene eenheid gebruik. Golflengte is omgekeerd eweredig aan energie, maar frekwensie is direk eweredig, soos getoon deur Planck se formule, E = h ( nu ). Spectroscopists praat dikwels oor energie en frekwensie as ekwivalent. Die cm-1 eenheid is besonder gerieflik. Die infrarooi bereik is ongeveer 200 - 5.000 cm -1, die sigbare van 11.000 tot 25.000 cm -1 en die UV tussen 25.000 en 100.000 cm -1. Die eenhede van cm -1 word golftalle genoem, alhoewel mense dit dikwels as omgekeerde sentimeter verbaliseer. Ons kan die antwoord in deel A omskakel na cm -1. [ lambda = 1.215 keer 10 ^ <& minus7> m = 122 nm ] Hierdie emissielyn word Lyman alpha genoem. Dit is die sterkste atoomemissie-lyn van die son en dryf die chemie van die boonste atmosfeer van al die planete wat ione produseer, deur elektrone van atome en molekules te stroop. Dit word volledig deur die suurstof in die boonste stratosfeer geabsorbeer en dissosieer O2 molekules tot O-atome wat met ander O reageer2 molekules om stratosferiese osoon te vorm B Hierdie golflengte is in die ultraviolet streek van die spektrum. Oefening ( PageIndex <1> ): The Pfund Series Die Pfund-reeks lyne in die emissiespektrum van waterstof stem ooreen met oorgange van hoër opgewekte toestande na die n = 5 wentelbaan. Bereken die golflengte van die tweede lyn in die Pfund-reeks tot drie beduidende syfers. In watter streek van die spektrum lê dit? Antwoord: 4.65 & keer 10 3 nm infrarooi Die Bohr & rsquos-model van die waterstofatoom het 'n presiese verklaring gegee vir die waargenome emissiespektrum. Die volgende is sy belangrikste bydraes tot ons begrip van die atoomstruktuur: Ongelukkig kon Bohr nie verduidelik nie hoekom die elektron moet beperk word tot bepaalde wentelbane. Ten spyte van baie gepeuter, soos om aan te neem dat wentelbane ellipse eerder as sirkels kan wees, kan sy model ook nie die emissiespektra van enige ander element as waterstof kwantitatief verklaar nie (Figuur ( PageIndex <5> )). In werklikheid het Bohr & rsquos-model net gewerk vir spesies wat net een elektron bevat: H, He +, Li 2 +, ensovoorts. Wetenskaplikes het 'n fundamentele verandering in hul manier van dink oor die elektroniese struktuur van atome nodig gehad om verder te gaan as die Bohr-model. Tot dusver het ons eksplisiet slegs die emissie van lig deur atome in opgewekte toestande oorweeg, wat 'n emissiespektrum produseer ('n spektrum wat geproduseer word deur die emissie van lig deur atome in opgewekte toestande). Die omgekeerde, absorpsie van lig deur atome van die grondtoestand om 'n opgewekte toestand te produseer, kan ook voorkom, wat 'n absorpsiespektrum lewer ('n spektrum wat geproduseer word deur die absorpsie van lig deur grondtoestandatome). Omdat elke element kenmerkende emissie- en absorpsiespektra het, kan wetenskaplikes sulke spektra gebruik om die samestelling van materie te ontleed. Wanneer 'n atoom lig uitstraal, verval dit tot 'n laer energietoestand wanneer 'n atoom lig absorbeer, is dit opgewonde tot 'n hoër energietoestand. Die geomagnetiese stormperiodes wat in hierdie studie beskou word, is as volg: Geval 1: 1. 17–20 Maart 2013 Geval 2: 1. 17–20 Maart 2015 Soos geïllustreer in Figuur 1, bestaan Case van Van Allen Probe B om 527–535, terwyl Case omwentelings 2 469–2 477 bestaan. Vir L-doppe van belang in die huidige werk, naamlik 3 ≤ L ≤ 6, Van Allen Probe B is basies aan die nag geleë vir beide sake en. Tydprofiele van die Dst en Kp indekse vir gevalle en word onderskeidelik in die onderste twee panele van figuur 3 en 6 gegee. Saak behels 'n sterk storm met minimum Dst = −132 nT. Die hooffase strek van 06:00 UT, 17 Maart tot 21:00 UT, 17 Maart, en die herstelfase gedurende 18–20 Maart 2013 word oorweeg. Substormaktiwiteit, soos aangedui deur Kp vlakke, is sterk gedurende die hooffase en swak tydens die herstelfase. Saak bestaan uit 'n ernstige storm met die minimum Dst = −223 nT. Die hooffase vind plaas gedurende 07:30 UT, 17 Maart tot 22:45 UT, 17 Maart, en die herstelfase gedurende 18–20 Maart 2015 word oorweeg. Substormaktiwiteit is uiters belangrik gedurende die hooffase en bly sterk gedurende die herstelfase. In die beskrywing van Gevalle en as onderskeidelik 'sterk' en 'ernstige' storms, het ons die klassifikasie van magnetiese storms deur Loewe en Prölss (1997) gebruik. We should note here in fact that the physical concept that we are addressing in this paper, namely, self-limiting of trapped particle fluxes by wave scattering, is not necessarily associated only with storms. For instance, this concept is also valid during moderate substorm activity in the absence of magnetic storms. Figure 2 provides a broad overview of the variation of proton differential flux intensity at energies E = 55 keV, 100 keV, and 600 keV, with respect to L-shell, over the duration of the magnetic storm periods Cases and . For Case , at E = 55 keV, 100 keV, following initiation of the storm, there is a broad increase in flux over the L-shell range In the upper eight panels of Figure 3 we show proton (differential) spectra for Case at L = 3, 4, 5, and 6 for outbound and inbound satellite passes, with the spectra color-coded according to orbit number and universal time. In the lower panels showing the time profiles of the Dst en Kp indices, the vertical colored lines indicate times of apogee of RBSP-B. In general, a broad increase in spectral intensity is apparent over the course of the storm over most L-shells and energies. In particular, we observe the strong relatively flat spectrum over energies 50 keV–200 keV, at Figure 4 shows detailed time variations of proton fluxes for Case over the course of the storm, for inbound passes, at each energy E = 44.7 keV, 99.4 keV, 180.5 keV, and 597.6 keV, for the L-shells L = 3, 4, 5, and 6. The colored rectangular region in each panel represents the duration of the main phase of the storm. The strong flux at E = 44.7 keV is maintained or increased at each L-shell during the storm. We note, in particular, the significant increases in flux, by about an order of magnitude over prestorm values, for energies E = 99.4 keV and E = 180.5 keV at L = 4. At E = 597.6 keV the relatively low prestorm flux does not significantly increase at any L-shell over the course of the storm. Figure 5 shows detailed time profiles of proton fluxes for Case at the same energies and L-shells as Figure 4, but for outbound passes. Overall, Figures 4 and 5 indicate very similar behavior of the proton flux variations over the storm as measured during the inbound and outbound satellite passes. Figure 6 shows proton spectra for Case in an identical format to that used in Figure 3 for Case . Many features of the proton spectra shown in Figures 3 and 6 are similar, including the general intensification of the spectra during the course of the storm. However, the proton spectra in Figure 6, the case of a severe storm, differ from the spectra in Figure 3 in two significant ways. First, strong enhancements in spectra not only occur for L = 4 and 5 but also occur at L = 3. Second, the range of energies over which the enhanced spectra are largely “flat” is from 50 keV to approximately 300 keV. Time profiles of the proton fluxes for Case at each of the energies E = 44.7 keV, 99.4 keV, 180.5 keV, and 597.6 keV for each L-shell, L = 3, 4, 5, and 6 are shown in Figure 7 for inbound passes and Figure 8 for outbound passes. We note, in particular, that at L = 3, the increase in flux for E = 99.4 keV is by 2 orders of magnitude, and for E = 180.5 keV, the increase in flux is well in excess of 1 order of magnitude over prestorm values. Even for this severe storm, at E = 597.6 keV, proton fluxes do not increase significantly at any L-shell. The new, totally unexpected type of daytime high frequency VLF emission was discovered in the VLF observations at the Kannuslehto station (L ∼ 5.5) at the frequencies above 4–6 kHz after the filtering out strong atmospherics (sferics) which hid like a curtain all natural VLF emissions at the same frequencies. These new high-frequency VLF emissions typically occur as a chaotic sequence of a number of short (∼1–3 min) burst-like right-hand polarized structures or single short patches with the total duration up to few hours. A rich collection of different spectral shapes of these new high-frequency VLF patches is shown. Sometimes they were very complex, sometimes they exhibited a strange feature of a about 1–2 min QP repetition of the individual signal looking like a dotted line. The dynamic spectrum of the high-frequency VLF patches became more complex if there was a small magnetic substorm observed on the night side of the Earth in the same time. The spectral peculiarities of the dynamic spectra of the new VLF patches and its variability arise the questions of the temporal and spatial details of the wave-particle interactions in the magnetosphere plasma. The studied VLF patches were observed only under quiet or weakly disturbed space weather conditions, but during small negative values of the Dst index, indicating the presence of a certain excess of the radiation belt electrons. The VLF observations at KAN were compared with those obtained at the Lovozero (LOZ) station, located at similar geomagnetic latitude, but about 400 km eastward. The results showed the common source of the individual VLF patches, and the location of its ionospheric exit area can change with time. We suppose that these new discovered high-frequency VLF patches are generated deep in the magnetosphere at much lower L values than the observation site. The details of the mechanism of generation and propagation of these waves remain unknown. However, these waves behavior represents an important subject for theoretical investigations of the plasma processes in the Earth's geomagnetic environment. An appearance of high frequency VLF patches could be an indirect indicator of a local enhancement of electron fluxes in the radiation belt that are not directly measured and may occur even in the absence of visible geomagnetic disturbances. Further researches may shed new light on wave-particle interactions occurring in the Earth's radiation belts.
Figuur ( PageIndex <5> ): die emissiespektrum van elemente in vergelyking met waterstof. Hierdie beelde toon (a) waterstofgas, wat tot waterstofatome in die afvoerbuis (b) neon en (c) kwik verstuif word. Die sterkste lyne in die waterstofspektrum is in die verre UV Lyman-reeks wat begin by 124 nm en onder. Die sterkste lyne in die kwikspektrum is by 181 en 254 nm, ook in die UV. Dit word nie getoon nie.
3 RBSPICE-B Waarnemings
, which is maintained throughout the recovery phase at E = 600 keV, there is a relatively insignificant increase in flux as a result of the storm, and the flux remains at a low level over all L-shells during the storm. For Case , at E = 55 keV, 100 keV, there is a broad increase in flux over L-shells, 
, due to the storm at E = 600 keV, dependent on L-shell, fluxes undergo a net loss or insignificant increase as a result of the storm.
, that is produced over the recovery period. We also observe that at each L-shell for which both outbound and inbound spectra are shown in Figure 3, the outbound and inbound spectra show very similar behavior. No proton data are available at L = 3 for the outbound passes in Case .
5 Conclusion
