We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Die spektraaltipe sterre het 'n OBAFGKM-klas, tesame met 'n getal, van 0 tot 9. Volgens Wikipedia (onderstaande voorbeeld), hoe laer die getal, hoe warmer en massiewer is die ster, maar absorberingslyne word nie ingesluit nie. As ons dan na die tweede beeld kyk, kan ons sien dat verskillende spektraaltipes verskillende absorpsielyne het. Ek wonder dus: is die subspektrale tipes (getalle) gebaseer op temperatuur en / of massa of absorpsie / spektrale lyne?
Die spektrale klasse (O, B, A, F, G, K, M) en hul tien subtipes (0 tot 9) was aanvanklik slegs bedoel as differensiators van die spektrale tipe. Annie Jump Cannon was die skepper van hierdie stelsel. Deur haar werk vir / met Edward Pickering het sy byna 'n derde van 'n miljoen sterre oor 'n paar dekades ingedeel. Sy (en baie ander) het nie besef dat dit eintlik 'n temperatuurskaal was nie - die klassifikasies was gebaseer op die spektrumlyne wat Cannon waargeneem en in kategorieë gesorteer het. Dit was eers met Cecilia Payne se werk, en veral haar doktorale proefskrif, dat iemand besef het dat die OBAFGKM-stelsel (en die subklasse waarmee dit saamgevoeg is) eintlik 'n temperatuurskaal was.
Payne se werk het getoon dat die verskil in spektraaltipe nie te wyte was aan verskillende hoeveelhede elemente nie, maar hoofsaaklik aan die temperature van sterre. Dit het ook gelei tot die besef dat sterre van veel meer helium en waterstof gemaak is as ander elemente. Die professor wat haar tesis beoordeel het, Henry Russell, het haar bevindings egter as onmoontlik afgemaak, aangesien die implikasies destyds baie van die hedendaagse kennis gehad het. Na 'n paar jaar het Russell besef dat Payne gelyk het, en het sy werk geprys en haar die ontdekking toegeskryf.
(Opmerking: daar is 'n wonderlike episode van die TV-reeks Kosmos - die nuwe een met Neil DeGrasse Tyson - genaamd "Sisters of the Sun" wat baie goed in hierdie verhaal duik. As u tyd het, sal ek dit beslis aanbeveel - dit is 'n wonderlike horlosie.)
Is die sub-spektraaltipes (1,… 9) gebaseer op temperatuur- of spektrale lyne? - Sterrekunde
- Hersiening van Atoomstruktuur
- Vlakke (wentelbane) gemerk deur n = 1,2,3.
- Waterstof Bohr-radius: r = 0,0529 nm n^2
- Waterstofenergievlakke: E = -13,6 eV / n^2
- Golflengtes: 91,18 nm / L = 1 /n_low ^ 2 - 1 /n_op ^ 2
- Ionisering = verwydering van elektron
- Waterstofionisasie by energie gt 13.6 eV (91.18 nm)
- Helium enkeljonisasie by 24,6 eV (50,4 nm)
- Helium is volledig geïoniseer by 54,4 eV (22,8 nm)
- U kan 2 pasn^ 2 elektrone op die dop van die vlak n
- Onderskei en benoem elektrone deur kwantumgetallen (radiaal), l en m (hoekig), en draai s
- U kan 2 elektrone in elke baan plaas (n,l, m) solank hulle teenoorgestelde draai het s=+/- 1/2
- Die aantal l etiketteer die elektronbane, of waar die elektron op die dop geleë is:
- l= 0 is die s-orbitaal, wat 2 elektrone bevat. Die elektron sal waarskynlik ook onder enige hoek op die dop gevind word.
- l= 1 is die p-orbitaal, wat 6 elektrone bevat. Die p-elektrone is aan weerskante van 3 loodregte asse gekonsentreer.
- Die ander orbitale is d (l= 2), f (l= 3), ens.
- Warm goed gloei
- Hoe warmer dinge is, hoe helderder gloei dit
- Hoe warmer dinge is, hoe blouer gloei dit
- Temperatuur meet die gemiddelde kwadraat snelheid (kinetiese energie) van die atome in 'n stof wat rondkrabbel
- Die temperatuur in sterrekunde word gemeet in grade Kelvin (K). 'N Verandering van 1 K is dieselfde as 'n verandering van 1 C. 0 K is absolute nul (geen atoombeweging), 273 K = 0 C (water vries), 373 K = 100 C (water kook).
- Die kenmerkende spektrum wat gegenereer word deur 'n warm ondeursigtige vaste stof, vloeistof of gas word die genoem termiese swart liggaams spektrum
- Die swartliggaamspektrum bereik 'n maksimum helderheid by 'n golflengte gegee deur 3x10 ^ 6 nm / T
- Die totale energie wat deur 'n swartliggaamstraler by temperatuur T vrygestel word, is eweredig aan T ^ 4
- Die maat van uitgestraalde energie per eenheidseenheid is die Watt (W), met 1 W = 1 J / s.
- 'N Warm digte (ondeursigtige) vaste stof, vloeistof of gas produseer 'n deurlopende spektrum -> termiese swartliggaamstraling
- 'N Gas met lae digtheid wat opgewek word deur bestraling of botsings, sal spektrale lyne uitstraal -> emissielynspektrum
- 'N Koeler gas met 'n lae digtheid voor 'n warm kontinuubron absorbeer spektrumlyne -> absorpsie-lynspektrum
- Kan volgens die oppervlaktemperatuur T klassifiseer
- Golflengte van piek van termiese kontinuum kan ru waarde vir temperatuur gee
- Die soorte lyne wat in spektrum gesien word, is 'n beter aanduiding van temperatuur
- Elke spesifieke lyn is die sterkste by 'n bepaalde temperatuur, sodat die oorgangsenergie ietwat hoër is as die gemiddelde termiese kinetiese energie. Te lae temperatuur, nie genoeg atome in die onderste vlak van oorgang nie, want dit is op laer vlakke. Te hoë temperatuur is op hoër vlakke.
- Kan geïoniseerde spesies multi-elektronatome by die regte temperature sien.
- By die hoogste temperature word die waterstof geïoniseer en lyne van helium oorheers.
- By die laagste temperature kan molekules in die koelste buitenste dele vorm en molekulêre absorpsielyne oorheers die spektrum.
- Vir die meeste sterre van medium temperatuur is die Balmer-waterstoflyne die belangrikste spektrale kenmerk
- Spektralklasse: O, B, A, F, G, K, M (dalende temperatuur)
- Elke spektrale klas word in subklasse 0-9 verdeel
- Die son is spektraal tipe G2 (T = 5800 K)
- Lyne kan gebruik word om ons te vertel van die snelheid van die gas wat dit vrygestel het.
- Omdat lig 'n golf is en die snelheid van lig konstant is, kan die beweging van die ligbron slegs die golflengte verander.
- As 'n bron na u toe beweeg, sien u 'n korter golflengte.
- As 'n bron van u af wegbeweeg, sien u 'n langer golflengte.
- As 'n bron loodreg op u beweeg, sien u geen verandering in golflengte nie.
- Die breukverandering in golflengte is gelyk aan die snelheid gedeel deur die ligspoed (v / c), ten minste vir v baie minder as c. Wanneer v 'n beduidende fraksie van c word, moet u die relatiwiteitsteorie van Einstein gebruik om dit reg te kry.
- As u 'n lyn meet waarvan u weet dat dit op 'n sekere golflengte is (soos Lyman Alpha op 91,18 nm) op 'n effens ander golflengte, kan u die snelheid van die bron relatief tot ons aflei!
- Hierdie snelheidsgeïnduceerde verandering in golflengte word die genoem Doppler-effek.
- Die Doppler-effek veroorsaak dat treinfluitjies en motorhorings 'n hoër toonhoogte het as hulle naderkom, dan 'n laer toonhoogte as u verby ry en weggaan.
Dit is welbekend dat dit gloei as jy goed verhit! As u die brander op u elektriese stoof na hoog draai, begin dit rooi gloei. 'N Vlam is helder en brandende kole gloei rooi. As u al gesien het hoe yster of staal in 'n oond verhit word, weet u dat dit rooi, geel, blou, dan witwarm en terselfdertyd helderder en helderder word as u dit tot hoër en hoër temperature verhit.
Daar is natuurlik 'n verband met temperatuur en liguitstraling. Hoe warmer iets is, hoe helderder gloei dit, en hoe "blouer" is die kleur wat die lig uitstraal.
Die temperatuur van 'n liggaam is 'n maatstaf vir hoe vinnig die atome en molekules daarin kronkel. Hoër temperatuur beteken hoër gemiddelde snelheid (eintlik gemiddelde kwadraat-snelheid). In die fisika word die temperatuur gemeet aan die hand van 'n skaal genaamd die Kelvin-skaal (K). Dit is dieselfde grade in die celsius- of Celsius-skaal (C) ('n verandering van 1 K = 1 C), maar gemeet vanaf absolute nul (nul snelheid, 0 K = -273 C = -460 F) in plaas van vanaf die vriespunt water (0 Celsius = 273 Kelvin = 32 F). Dus kook water op 373 K (100 C = 212 F).
Toe ons die energievlakke van waterstof bespreek, het ons die feit gebruik dat die kinetiese energie van 'n deeltjie eweredig is aan die kwadraat van die snelheid:
As u die verspreiding van kinetiese energieë van atome in 'n gas by 'n temperatuur T is, vind u 'n verspreiding met 'n hoogtepunt van 'n kenmerkende kinetiese energie, met min atome teen lae energie (snelhede) en min atome teen hoë energie (snelhede). Die gemiddelde kinetiese energie (ons dui 'n gemiddelde hoeveelheid X aan by & lt X & gt):
waar k Boltzmann se konstante is (k = 8,6 x 10 ^ -5 eV / K). In meer bruikbare terme,
Omdat die elektriese krag deur fotone oorgedra word, blyk dit dat wanneer u 'n krag op 'n elektron uitoefen en dit versnel, dit 'n foton sal uitstraal. Die feit dat versnellende elektrone altyd straling uitstraal, is 'n belangrike aspek in astonomie, en ons sal meer as een keer daarna terugkeer. Op hierdie punt is dit belangrik dat botsings tussen atome die elektrone in die buitenste skulpe kan laat versnel en sodoende straling kan uitstraal. Die spektrum van hierdie 'termiese' straling hang af van die termiese verspreiding van snelhede en dus kinetiese energieë van die atome in die materiaal.
As 'n materiaal ondeursigtig is, dit wil sê as byna al die fotone wat deur 'n atoom in die materie uitgestraal word, geabsorbeer en weer uitgestraal word deur ander atome in die stof voordat dit deur die oppervlak ontsnap, dan sal die energie van die straling in ewewig kom met die energie in die termiese bewegings van die opgewekte elektrone.
Spektrale eienskappe van hoë-orde elementtipes vir implisiete groot wervelsimulasie
Die gebruik van hoë-orde-skemas neem steeds toe, met huidige metodes wat robuuster en betroubaarder word. Die oplossing van komplekse onstuimige vloei met behulp van Large Eddy Simulation (LES) en Direct Numerical Simulation (DNS) kan doeltreffender bereken word met hoëordemetodes soos die Flux Reconstruction-benadering. Ons gebruik die implisiete vorm van LES, wat ILES genoem word, waarin die numeriese verdeling van die ruimtelike skema passief hoëfrekwensiemodusse filter, en geen turbulensie-model op subskaalskaal eksplisiet geïmplementeer word nie. Gegewe die inherente driedimensionele gedrag van onstuimige vloei, is dit dus belangrik om die spektrale eienskappe van ruimtelike diskretiserings in drie dimensies te verstaan. Die verspreidings- en dissipatiewe eienskappe van heksahedra-, prismatiese en tetraëder-elementtipes word met behulp van Von Neumann-analise vergelyk. Hierdie vergelyking word op 'n vryheidsbasis uitgevoer om te bepaal of hulle geskik is vir ILES in terme van berekeningskoste. Ons neem dispersieverhoudings waar wat nie-gladde gedrag vertoon vir tetraëdriese en prismatiese elemente. Daarbenewens word die periodisiteit van die verspreidingsverhoudings in een dimensie oor die algemeen nie in driedimensionele konfigurasies waargeneem nie. Semilogaritmiese plotte van die numeriese fout word aangebied. Ons merk op dat die hoeveelheid numeriese verspreiding en verspreiding deur heksahedrale elemente die minste is, gevolg deur prisma's en uiteindelik tetraëdra. Ons bekragtig ons analise om die resultate wat op berekeningsdomeine met die vergelykende berekeningskoste verkry is, te vergelyk met DNS-data. Heksahedrale elemente stem die beste ooreen met die verwysingsdata, gevolg deur prismatiese en uiteindelik tetraëder elemente, wat ooreenstem met die spektrale analise.
Dit is 'n voorskou van intekenaarinhoud, toegang via u instelling.
Vennootname:
Lees die twee figure. Het u dit gedoen? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp
- U kyk deur die kijklens aan die smalle punt en wys die vierkantige opening (wat eintlik 'n opening in die gleuf het) op die bron wat as 'n wit lyn lyk.
In hierdie taak bestudeer ons die lynspektrum wat geproduseer word deur 'n verdunde natriumgas (Na) in 'n natriumdamplamp.
'N Lynspektrum bestaan uit 'n diskrete stel lyne wat soort is van die beelde van die spleetopening van die spektroskoop.
- U kyk deur die kijklens aan die smal punt en wys ronde swart diafragma a die bron wat as 'n geel streep voorkom.
Miskien moet u tot 8 atoomspektrale lyne sien, wat waarskynlik onopgeloste veelvuldige lyne is. Sommige lyne kan taamlik dof wees.
Let op of u die geel Na I-dublet (d.w.s. natrium (Na I) D-lyne) kan oplos. U moet moontlik die kake van die opening met die bogenoemde skroef verstel.
Lees die twee figure. Het u dit gedoen? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp
As vereenvoudigde sintetiese sonkragspektrum (in beeldvoorstelling) met die Fraunhofer-lyne word in die onderstaande figuur vertoon (plaaslike skakel / algemene skakel: fraunhofer_lines.html).
Die Fraunhofer-lyne is die mees prominente sonabsorpsielyne en is die eerste wat ontdek is.
Aangesien hulle ontdek is voordat hulle met atome en molekules geïdentifiseer kon word, is hulle met letters aangedui. Die letters het vasgesteek.
Het u dit gelees? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp
- Opmerking: Mizar is lastig, want dit bestaan uit 'n dubbelster met komponent "sterre" Mizar A en Mizar B en elke komponent "ster" is 'n spektroskopiese binêre: Mizar A wat bestaan uit Mizar Aa en Mizar Ab Mizar B wat bestaan uit Mizar Ba en Mizar Bb. Mizar A is baie helderder as Mizar B en albei sy binêre metgeselle is A2V-sterre met 'n fotosferiese temperatuur T = 9000 (200) K.
- Gaan op die rekenaar op u rekenaar VIREO / lêer / aanmelding en voer die naam van u groepleier in vir die groepnaam.
Die KLASSIFIKASIEVENSTER het drie grafieke van Intensiteit versus Golflengte met golflengte in angstroms (& Aring). Let op 1 nm = 10 & Aring en die sigbare band fiduciale reeks = 4000-7000 & Aring.
'N Lys met standaard hoofreekssterre sal regs van die KLASSIFIKASIEVENSTER.
Die lys is NIE voltooi: NIE alle spektrale subtipes word getoon: gewoonlik slegs spectrale subtipe 0 en 5. U sal so goed moontlik moet interpoleer om die spektrale subtipes te klassifiseer. NIE gelys. Miskien is dit met 'n bietjie verbeelding moontlik om die spektrale subtipes 1-3 en 6-9 te klassifiseer.
Die spektra van gemerkte standaardster op die lys en die een daaronder word onderskeidelik in die boonste en onderste grafieke vertoon.
Die spektra is absorbsielynspektra. Die bakke is die absorpsies in die intensiteitsvoorstelling van 'n sprektrum.
Blaai deur die beskikbare standaardster-spektra deur op die standaardsternaam te kliek: O ster na M ster.
Dinge wat u met die KLASSIFIKASIEVENSTER (CW) en SPEKTRALE LYNTAFEL (SLT):
- Links kliek op 'n spektrumlyn in die SLT om 'n vertikale rooi lyn op die grafieke op die CW tot die golflengte van die spektrale lyn. Die spektrale lyn in die SLT word in blou uitgelig. As daar 'n dwarshaar op 'n grafiek is, word dit vernietig deur hierdie aksie.
- Dubbelklik op die spektrumlyn in die SLT skep 'n inligtingkassie oor die spektraallyn. Die inligtingkassie-inligting word bygewerk na inligting oor nuut gekose spektrumlyne en verdwyn slegs wanneer dit eksplisiet gesluit is.
- Klik met die linkermuisknop op 'n punt in 'n grafiek om 'n dwarshaar te skep / te skuif na / na daardie punt en plaas die vertikale rooi lyn deur die punt. N boks op die CW toon die genormaliseerde intensiteit op die punt. Die normalisering is op 1 op die vertikale as van die grafieke (slegs aangedui deur die grootste regmerkie) waarna die hoogste intensiteit in die getoonde stertspektrum (indien daar een is) genormaliseer word. Die naaste spektraallyn aan die golflengte van die dwarshaar in die SLT word in blou uitgelig.
Die spektrum daarvan sal op die middelste grafiek getoon word.
Gaan Lêer / vertoon / wys verskil. Die boonste grafiek toon die standaard sterre spektrum en die onderste grafiek toon die verskil spektrum: d.w.s. die boonste spektrum minus die middelste spektrum.
Blaai nou op en af in die standaardsterlys. As die verskil so plat as moontlik is soos deur die oog beoordeel, pas u 'n standaardster op HD 124320.
Sê nou jy het twee ewe goeie pasvorms. Dit moet vir aangrensende standaardsterre wees? Dan moet HD 124320 tussen die twee standaardsterre in spektraaltipe lê
In werklikheid kry HD 124320 'n ewe goeie pas van die A1-ster en die A5-ster. 'N Mens interpoleer dus om die subtipe te vind. Dit lyk asof HD 124320 'n bietjie nader aan A1 is as A5, en ons skatting is dus A2.
Ons voer A2 vir HD 124320 in Tabel in: Beste pas spektrumsoorte hieronder.
In hierdie taak beantwoord u vrae oor die katalogus-geïdentifiseerde ster wat u in Tabel geklassifiseer het: Best Fit Spectral Tipes in Taak 8. Onthou dat al hierdie sterre hoofreekssterre is.
- is die meeste / minste helder? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
- het die hoogste / laagste oppervlaktemperatuur? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
- het die grootste / kleinste radius? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
- is die meeste soos die Son? WENK: Klik op Sun om die Sun-klassifikasie te vind. & nbsp & nbsp & nbsp ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
Konsert A (frekwensie 440 Hz) is die algemene standaard vir musiekstemming vir musiekhoogte. Sê nou jy het 'n 1 meter vibrerende snaaruitgee-konsert gehad, 'n klank as die basiese. Wat is die fasesnelheid van die vibrerende snaargolwe? Let daarop dat u 'n numeriese waarde en sy eenheid moet gee.
WENK: U moet die gedeelte Gekwantiseerde state tot hiertoe gelees het --- soos u moes --- en u moet 'n bietjie algebra doen oor die frekwensieformule in die figuur hierbo (algemene skakel algemene skakel: standing_waves.html) om 'n formule te kry met v_phase = iets in algebraïese simbole. Let ook daarop dat eenhede net soos algebraïese simbole behandel word, aangesien dit algebraïese simbole is.
Gestel 'n kwantumharmoniese ossillator doen 'n oorgang tussen die n = 7 en die n = 3 energievlakke en stuur 'n foton ('n deeltjie lig) uit wat die verlore energie wegdra. Hoeveel energie het die foton in eenhede van & # 295 & omega? WENK: U moet die formule in die figuur hierbo gebruik (loca skakel / algemene skakel: qm_harmonic_oscillator.html).
- Lees bostaande onderafdeling Sterk atoomoorgange en die figuur met die neutrale waterstofGroetriese diagram in die figuur hierbo (plaaslike skakel / grotrian_01_00_H_I.html). Het u dit gedoen? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp
Wat is volgens u die sterkste en swakste atoomwaterstoflyne in emissie in die sigbare band (fiduciale reeks 0.4-0.7 & mamma) wat die fiduciale reeks 'n bietjie uitbrei? WENK: Onthou Taak 6, onderafdeling Strong Atomic Transitions, en die neutrale waterstof-Grotriese diagram wat in die figuur hierbo getoon word (plaaslike skakel / grotrian_01_00_H_I.html). & nbsp & nbsp & nbsp _____________________, _____________________
Die onderste energievlak van die He I 5876 & Aring-lyn is die boonste energievlak van die _____________________ lyn wat in die ________________ golflengteband is. WENK: U moet die Grotriese diagram van He I hierbo raadpleeg (plaaslike skakel / grotrian_02_00_He_I.html).
Atoomlyne wat ontstaan uit die grondtoestand van hul oueratoom is gewoonlik baie sterk omdat die grondtoestand gewoonlik die mees besette van enige energievlak is.
Nou kom die Ca II H & K-lyne en die Ca II 7291 & Aring en 7323 & Aring-lyne albei uit die grondtoestand van Ca II. Die Ca II H & K-lyne is egter gewoonlik baie sterker. VERDUIDELIK waarom met die kort antwoord in sinvorm. WENK: U moet die onderafdeling Strong Atomic Transitions en Grotrian diagram van Ca II lees (plaaslike skakel / algemene skakel: grotrian_20_01_Ca_II.html).
Watter atoomgetal Z sou u verwag dat die elemente relatief swak spektraallyne in astrofisiese spektra het? Hoekom? WENK: U moet die onderafdeling Die kosmiese samestelling en die figuur van die sonkomposisie hierbo raadpleeg (plaaslike skakel / algemene skakel: solar_composition.html) en let op waar daar algemene afname is na 'n definitiewe laer oorvloedgedrag (uitgesluit net bokant Z = 1).
Let daarop dat die verwagting van swakker spektrale lyne vir hoog genoeg Z slegs 'n algemene een is. Intrinsieke eienskappe van sommige atome vir die hoë Z-streek kan sommige van hul spektrumlyne in sommige omstandighede baie sterk maak.
3 Spektroskopiese metodes
[11] In hierdie afdeling sal ons die drie spektroskopiese metodes beskryf wat gebruik word, tesame met die toepaslike omvang daarvan, om die rotasie (gas) temperatuur van laboratoriumlugplasmas wat geproduseer word by druk (0,1 mbar (≃70 km) ≤ p ≤2 mbar te bepaal. (≃45 km)), soortgelyk aan dié waaronder TLE-lugplasmas in die aardatmosfeer geproduseer word.
3.1 Gastemperatuur deur spektrale analise van lae druk lug en N2Plasmas
3.1.1 Rotasiestruktuur van
3.1.2 Subbandkoppieke van vibrasie-oorgange
[13] Gegewe 'n sekere (v ′ , v ″) Band van die eerste positiewe groep van N2, dit wil sê (of bloot N2- 1PG), Simek en DeBenedictis [1995] stel 'n metode voor om die gastemperatuur te skat. Dit is gebaseer op die gebruik van die verhoudings van die intensiteit van drie geselekteerde pieke (Ek1, Ek2, en Ek3) gevorm deur die drie subbandkoppe van die (3,0) oorgang. Die boonste N2(B 3 Πg) staat, met spin- en orbitale kwantumgetalle S= 1 en Λ = 1, bestaan uit (2-δ0, Λ) (2 S + 1) = 6 elektroniese substate, waar (e,f) dui die pariteit van die staat aan en Ω = | Λ + Σ | met Σ wat (2 S + 1) waardes van −S tot + S neem. Die δ0, Λ is 'n Kronecker-delta (gelyk aan 1 as Λ = 0 en 0 vir alle ander waardes).
[14] Die metode voorgestel deur Simek en DeBenedictis [1995] maak gebruik van twee hooffeite: (i) die relatiewe populasies van die substate in die N2(B 3 Πg) elektroniese toestand temperatuurafhanklik is en (ii) die subbandkoppe wat deur individuele takke gevorm word, goed in golflengtes geskei is [Simek, 1994 ].
[15] Die metode is uitgebrei vir ander 1PG-bande [Simek, 1994] en laat dit eintlik toe om drie (v ′ , v ″) Bande van die N2 - 1PG wat ooreenstem met (2,0), (1,0) en (0,0) oorgange, wat gewoonlik sterker intensiteite in die 1PG-spektrum toon, vergeleke met die (3,0) -band. Die golflengte-interval vir elk van die geselekteerde (v ′ , v ″) Bande is (678–690 nm) vir (3,0), (760–780 nm) vir (2,0), (870–900 nm) vir (1,0) en (1020–1060 nm) (0,0).
[16] Wanneer u die metode met behulp van die (3,0) of (2,0) bande toepas, moet u die verhoudings van die intensiteit van die tweede neem (Ek2) en derde (Ek3) bereik die intensiteit van die eerste subbandkop (Ek1) van 'n gegewe band, dit wil sê 'n mens moet eksperimenteel skat R21=Ek2/Ek1 = f1(Δλ,TR) en R31=Ek3/Ek1 = f2(Δλ,TR) in elke geval. As 'n mens eerder die (1,0) of (0,0) bande wil gebruik, dan, benewens R21 en R31, kan 'n mens ook bepaal R41=Ek4/Ek1 = f3(Δλ,TR), dit wil sê die verhouding van die vierde piekintensiteit (Ek4) tot die intensiteit van die eerste subbandkop (Ek1) van die (1,0) of (0,0) band onderskeidelik. Een keer R21, R31, en R41 is bekend vir enige van hierdie twee groepe, Simek [1994] het 'n prosedure verskaf om te bereken T21=T21(R21, Δλ), T31=T31(R31, Δλ) en T41=T41(R41, Δλ) op 'n manier dat, vir 'n gegewe spektrale resolusie (Δλ), die gemiddelde waarde van T21, T31, en T41 verskaf die rotasie (gas) temperatuur. Al die gegewens en koëffisiënte wat nodig is om dit vinnig te implementeer TR beramingsmetode kan gevind word in Simek en DeBenedictis [1995] vir die (3,0) band en in [Simek, 1994] vir die (2,0), (1,0) en (0,0) bande. Die posisie van die Ek1, Ek2, Ek3, en Ek4 pieke is gegee deur Simek [1994] en word nou in Tabel 1 weergegee.
Band Ek1 Ek2 Ek3 Ek4 (0,0) 1050.0–1051.2 1047.5–1048.5 1045.6–1046.4 1053.0–1054.5 (1,0) 890.5–891.5 888.8–889.4 887.5–888.1 893.4–894.0 (2,0) 774.8–775.4 773.5–774.1 771.0–771.6 - (3,0) 687.0–687.6 686.0–686.6 685.2–685.8 - [17] Die metode voorgestel deur Simek en DeBenedictis [1995] kan baie gebruik word sedert die N2 - 1PG is een van die mees toeganklike bandstelsels van N2strek van die rooi tot die nabye infrarooi. Daarbenewens, aangesien die metode handel oor optiese emissies van die N2 - 1PG, kan dit toegepas word om die rotasie (gas) temperatuur te bepaal in 'n verskeidenheid lugplasmas wat in 'n wye reeks druk geproduseer word, van 0,03 mbar (≃ 75 km hoogte) tot hoë druk (selfs atmosferiese druk), solank die rotasie -vertaling ontspanningstyd by die oorweegde druk bly baie kleiner as die kenmerkende tyd (τq) van die botsing (blus) de-opwekking. Verder laat dit die rotasietemperature (gas) in die omgewing 200–1500 K toe (met 'n stap van d)T= 25 K) met behulp van medium spektrale resolusies wat afhanklik is van die N2- 1PG (v ′ , v ″) Band gekies. In die besonder word die beste sensitiwiteit van die metode behaal as u spektrale resolusies gebruik in die reekse 0,1-0,2 nm vir die (3,0) band en 0,2-0,3 nm vir die (2,0), (1,0), en (0,0) bande. Laer spektrale resolusies kan gebruik word, hoewel die sensitiwiteit van die metode afneem. Die laagste aanbevole spektrale resolusies is onderskeidelik 0,5, 0,6, 0,68 en 0,76 nm vir die (3,0), (2,0), (1,0) en (0,0) bande [Simek, 1994 ].
[18] Sedert 1995 bied TLE-spektroskopie-veldtogte verskillende spektra van die N2 - 1PG sigbare en naby infrarooi optiese emissies wat die spektrale reeks tussen 540 en 900 nm dek. Hierdie spektroskopiese opnames is gedoen met spektrale resolusies van 13 nm (by 900 nm) en 9 nm (by 620 nm) Morrill et al. [1998] vir 57 km hoogte sprite spektrum en 7 nm (oor die hele ontleed reeks van 619–897 nm) vir 53 km hoogte sprite spektrum, 9 nm (540–800 nm) [Mende et al., 1995], 10 en 6 nm (540–840 nm) [Hampton et al., 1996] en 3 nm (640–820 nm), wat die beste resolusie tot dusver gebruik is [Kanmae et al., 2007]. Die vraestelle deur Morrill et al. [1998] en Bucsela et al. [2003] het sprite-tendril (53 en 57 km) spektroskopiese waarnemings behandel en voorlopige spektrale gegewens van die N2 - 1PG (1,0) band tot ≃ 900 nm. Soos deur die outeurs erken, is hul resultate rakende 57 km-hoogtespektrum egter beïnvloed deur sensitiwiteitskalibreringsfoute, terwyl dié van die 53 km-hoogtespektrum meer seker was in dieselfde spektraalbereik [Bucsela et al., 2003]. Hierdie resultate dui daarop dat die (3,0) en (2,0) bande van die N2 - 1PG is die mees toeganklike bande om die rotasie (gas) temperatuur af te lei met behulp van die metode wat voorgestel word Simek en DeBenedictis [1995]. Spektrale resolusies van een orde van hoër as die wat tot dusver in TLE-spektroskopie-veldtogte gebruik is, is egter nodig om die rotasie-struktuur van die verskillende N gedeeltelik op te los.2 - 1PG (v ′ , v ″) Bande gekies.
3.1.3 Spektrale aanpassing van Rovibronic-bande
[22] Vir die elektroniese state N2(B 3 Πg) en elke rotasievlak N is onderverdeel in drie subvlakke met kwantumgetalle J ooreenstem met J=N−1, J=N en J=N+1 wat onderskeidelik ooreenstem met die rotasie-energieë,, en. Vir die rotasie-energieë van elk van die drie substate van 3 Π-toestande, het ons die uitdrukkings gebruik Budo [1935], geldig vir enige mate van spin-ontkoppeling [Herzberg, 1950]. Vir die drie substate van die onderste 3 Σ elektroniese toestand het ons die formules gebruik vir die rotasie-energie-terme vanaf Mulliken [ 1930 ] & Roux et al. [1990]. Om te bereken,, en, het ons die wentelbaan (Av = 0 vir) rotasie- en sentrifugale spektroskopiese konstantes van die N2(B 3 Πg) en state gegee deur Roux et al.[1983]. Die elektroniese energieë Te′ En Te″ Van onderskeidelik die N2(B 3 Πg) en elektroniese toestande, tesame met die spektroskopiese konstantes (ωe, ωexe, ωeye en ωeZe), wat nodig is om die vibrasie-energieterme van die N te evalueer2(B 3 Πg) en elektroniese toestande, is geneem uit Naghizadeh-Kashani et al. [2002]. Vir 'n gegewe (v ′ ,v Transition) oorgang binne die N2- 1PG, die golflengtes van elk van die 27 rotasie lyne betrokke by a (J ′ ,J ″) Rotasieband is, waar νev(cm -1) = (Te′−Te″)+G ′ (v ′ )−G ″ (v ″) Met 1 ≤k,l≤ 3 en ΔJ=J ′ −J ″. Gegewe die rotasievlakke J ′ En J ″, Die drie moontlike oorgange tussen die subrotasionele vlakke (k,l) van, onderskeidelik, (J ′ ,J ″), Stem ooreen met die vervulling van ΔJ= −1 (tak P), 0 (tak V) en +1 (tak R) keuringsreëls. Uiteindelik het ons drie toegelaat rotasie-oorgange in elk van die nege pare (k,l).
3.2 Eksperimentele kwantifisering van vibrasieverspreidingsfunksies
[24] Om die VDF van N eksperimenteel te verkry2(B 3 Πg) uit laboratoriumdata het ons sintetiese spektra van N aangebring2 1PG na die eksperimentele spektra wat met verskillende druk (0,1-2 mbar) met lae resolusie (2 nm) opgeneem is. Vir so 'n pasvorm het ons die rotasie (gas) temperatuur gebruik as gevolg van vorige aanpassing van sekere rovibroniese bande, soos (3,0) en (2,0), by medium (0,45 nm) spektrale resolusie van laboratorium-HC-ontladingsspektra.
[25] Die resulterende VDF's is vergelyk met dié wat vir sprites aangeteken is deur onderskeidelik Bucsela et al. [2003] op 53 km en Kanmae et al. [2007] op 53 en 74 km. Daarbenewens sal ons huidige VDF-laboratoriumresultate vergelyk met beskikbare voorspellings van sprite en halo-VDF-model [Gordillo-Vázquez, 2010 Luque en Gordillo-Vázquez, 2011 Gordillo-Vázquez et al., 2011 Gordillo-Vázquez et al., 2012] waar 'n gastemperatuur van 220 K aanvaar word.
HIC - Hipparcos-insetkatalogus
Die Hipparcos Input Catalog is saamgestel as die waarnemingsprogram vir die Hipparcos-astrometrie-missie van die Europese Ruimte-agentskap. Die vereistes van die projek in terme van volledigheid, lugbedekking, astrometriese en fotometriese akkuraatheid, sowel as die nodige optimalisering van die wetenskaplike impak, het gelei tot 'n uitgebreide poging om bestaande data saam te stel en te homogeniseer, om bronne en identifikasies uit te klaar, en waar benodig word, om nuwe data te versamel wat ooreenstem met die vereiste akkuraatheid.
Dit het gelei tot 'n ongekende katalogus van sterre-gegewens, insluitend die huidige inligting oor posisies, regte bewegings, groottes en kleure, en (waar beskikbaar) spektraltipes, radiale snelhede, veelvuldigheid en veranderlikheidsinligting. Die katalogus is volledig tot goed gedefinieerde groottelimiete en bevat 'n deeglike steekproef van die belangrikste sterrekategorieë wat buite die grense in die sonkraggebied voorkom. Die groottes varieer van 7,3 tot 9 mag as 'n funksie van die galaktiese breedtegraad en die spektrale tipe, en daar is geen sterre wat flouer is as ongeveer V = 13 mag nie.
Die 118209 sterre van die Hipparcos Input Catalogue is gekies uit ongeveer 214000 verskillende kandidate wat in ongeveer 214 waarnemingsprogramme voorkom.
Katalogus Bibcode
Verwysings
Grense
Hic_Number
Die lopende nommer van die Hipparcos Input Catalog. Die ster-inskrywings word georden deur die HIC-getal te verhoog, wat basies volg op die volgorde van die regter hemelvaart van die voorwerp (Equinox J2000), onafhanklik van deklinasie. Daar is een inskrywing in die hoofkatalogus wat ooreenstem met elke satellietdoel, ongeag die moontlike veelheid van die ster. As die ster 'n komponent is van 'n bekende dubbele of meervoudige stelsel, bied die parameters 'Component' en 'Target' verdere inligting.Naam
'N Naam vir die ster gebaseer op kruisidentifikasies met ander katalogusse en / of verwysings soos volg: As die ster 'n veranderlike ster is, dan is die' Naam 'sy veranderlike sternaam (' Vstar Naam '), anders word die ster genoem met sy HD / HDE-nommer, SAO-nommer, BD-nommer, AGK3 / CPC-nommer, FK * / IRS-nommer, CD-nommer, CPD-nommer, CCDM-nommer, of 'n nommer wat uit 'n ander katalogus geneem word, soos gelys onder die parameter 'Eerste ID' , in daardie volgorde, as een gegee word. As geen kruisidentifikasies vir 'n ster gegee word nie, word die naam leeg gelaat.Komponent
Die komponent (e) wat oorweeg word. 'N Letter (of letters) in hierdie veld dui aan dat die ster deel is van 'n bekende dubbele of meervoudige stelsel. In die geval van 'n dubbele stelsel met goed geskeide komponente, dui 'A' of 'B' aan dat die invoer ooreenstem met die komponent. In die geval van 'n & quotjoint & quot-inskrywing, dui letters aan watter van die komponente van die stelsel beskou word (bv. 'AB', 'AC', 'APB', ens.).Teiken
Die satelliet-teiken in geval van gesamentlike toegang: komponent, fotosentrum (j) of meetkundige middelpunt (g). Terwyl die ligging van die & kwotsatelliet-teiken & quot (die deel van die lug waarop die detektor vir die spesifieke waarneming gesentreer is) goed gedefinieër is vir enkele sterre, aangesien dit die beste skatting is van die ster se posisie in die tydperk van die satellietwaarneming, is die situasie nie so eenvoudig vir dubbel- of meervoudige stelsels nie. Die keuse van die teikenposisie vir sulke stelsels kan weesRA
Die regte hemelvaart van die ster.Des
Die deklinasie van die ster.Tydperk
Die tydvak vir die pos.RA_Fout
Die gemiddelde fout van die regte hemelvaart.Dec_Fout
Die gemiddelde fout van die deklinasie.Pos_Source
Die bron van die posinligting.Die posisies en behoorlike bewegings in die HIC is afgelei van die volgende bronne:
CRA_2000
Die regte hemelvaart in hr min sekonde vir J2000.CDec_2000
Die afname in deg min sekonde vir J2000.LII
Die galaktiese lengte in desimale grade.BII
Die galaktiese breedtegraad in desimale grade.Ecliptic_Longitude
Die ekliptiese lengte in desimale grade.Ecliptic_Latitude
Die ekliptiese breedte in desimale grade.CRA_1950
Die regte hemelvaart binne uur en min vir B1950.CDec_1950
Die deklinasie in degboogmin boogsek vir B1950.RA_1950_Deg
Die regte hemelvaart in desimale grade vir B1950.Des_1950_Deg
Die afname in desimale grade vir B1950.Prop_RA
Die regte beweging in Right Ascension, in boogsek per jaar, J2000.Prop_Dec
Die regte beweging in deklinasie, in boogsek per jaar, J2000.Fout_RA_Prop
Die fout van die regte beweging in Right Ascension, in boogsek per jaar.Fout_Dec_Prop
Die fout van die regte beweging in deklinasie, in boogsek per jaar.Prop_Source
Die bron van die regte bewegingsinligting.Die regte bewegings en posisies in die HIC is afgelei van die volgende bronne:
Hmag
Die grootte in die Hipparcos fotometriese stelsel. 'Hipparcos-grootte' word gedefinieer deur die slaagband van die Hipparcos-hoofopsporingsketting wat wissel van 340 tot 850 nm. Hierdie breëbandstelsel lewer groottes naby aan die visuele V-grootte, maar toon residue met betrekking tot V, veral vir rooi sterre.Var_Code1
Die eerste syfer van die veranderlikheidskode. Die veranderlikheidskode bied inligting oor bekende of vermoedelike veranderlike sterre. Die eerste syfer kan die volgende waardes hê:Var_Code2
Die tweede element van die veranderlikheidskode. Twee kategorieë foto-elektriese standaarde word onderskei:Vmag_Fout
Die fout van die V-grootte.BV_Fout
Die fout van die B-V-kleur.Fotobron
Die bron van die fotometrie-inligting. Die fotometriese gegewens in die HIC is afgelei van die volgende bronne:Spect_Type
Die spektraaltipe en helderheidsklas.Spektraltipes is vanaf SIMBAD of uit ander bronne geneem en volg dus verskillende klassifikasiestelsels (MK, HD, ens.). In die geval van die MK-klassifikasiestelsel van Morgan et al. (1943) word die spektraaltipe, helderheidsklas en eienaardigheidskode gegee met die volgende benamings:
Vir helderheidsklas word die volgende benamings gebruik: Ia0, Ia, Iab, Ib vir superreuse II vir helder reuse III vir reuse IV vir subreuse en V vir dwerge. Die sub-dwerge word aangedui as 'sd' gevolg deur die spektrale tipe, of klas IV.
Besonderhede van die spektra word in kleinletters opgemerk: `e` vir emissielyne` m` vir verbeterde metaallyne `n` vir newelagtige lyne` p` vir eienaardigheid in die chemiese samestelling `s` vir skerp lyne` sh` vir die bestaan van 'n dop 'v' vir variasies in die spektrum 'w' vir swak lyne. `CN` dui op sterre met 'n afwyking in die sianogeen-oorvloed.
Die volgende tekens word ook gebruik:
Spect_Source
Die bron van die spektrale tipe data. Die spektrale tipe en helderheidsklasinligting in die HIC is afgelei van die volgende bronne:Parallaks
Die parallaks in milli-boogsek.Fout_Parallaks
Die waarskynlike fout van parallaks in milli-boogsek.Tik_Parallaks
Die tipe parallaks: 'T' vir trigonometrie, 'D' vir dinamies.Radiaal_Vel
Die radiale snelheid in km / sek. Positiewe waardes dui op resessie.Kwaliteit_Radiaal_Vel
Die kwaliteit van die radiale snelheid is afgelei van die inligting in die GCRV (Wilson 1953) en die katalogus van Evans (1978), waarvolgens die geskatte gemiddelde waarskynlike foute gebaseer is op drie faktore: die aantal waarnemings, die verspreiding van die spektrograaf wat gebruik word. , en die onderlinge ooreenkoms tussen afsonderlike bepalings. & quot Die radiale snelhede word deur vyf waardes soos volg gekenmerk:Source_Radial_Vel
Die bron van die radiale snelheidsdata. Die radiale snelheidsinligting is saamgestel uit die volgende bronne:Vstar_Name
Die veranderlike sternaam, GCVS of NSV.Var_Type
Die tipe veranderlikheid.Die gegewens oor die veranderlikheidstipe is geneem uit die GCVS- en NSV-katalogusse. Die afkortings volg uit die hoofklasse van wisselvalligheid: eruptiewe, polsende, roterende, kataklismiese, verduisterende en X-straal veranderlike ster. Die sleutel tot veranderlikheidskodes is beskikbaar by die HEASARC.
Var_Tydperk
Die tydperk van variasie in dae.Vmag_Max
Die V-grootte by maksimum helderheid.Vmag_Min
Die V-grootte by minimum helderheid.Kode_Vmag_Fout
Die gekodeerde fout van die V-grootte by maksimum en minimum helderheid. Hierdie kode gee 'n skatting van die akkuraatheid van die V-groottes by die maksimum en minimum helderheid in Vmag_Max en Vmag_Min. Die kode kan die volgende waardes hê:Ander_Kode
Die kode wat die groottes en kleur vir Hmag, Vmag en B-V gee. Hierdie inligting word gegee vir sterre met 'n veranderlikheidskode van '3' of '4', wanneer die nodige inligting oor die helderheidskurwe beskikbaar was. Dit word soos volg gekodeer:Data vir 'CCDM Number', 'CCDM Component', 'Pos Angle', 'Separation', 'Mag Diff' en 'System Code' is geneem uit 'n voorlopige weergawe van die & quotCatalogue of the Components of Double and Multiple Stars & quot (CCDM) , Dommanget et al., Ter voorbereiding). Die CCDM- en HIC-nommers bied die skakel tussen die hoofkatalogus en aanhangsel 1, wat die data bevat vir individuele komponente van dubbele en meervoudige stelsels waarvoor ten minste een komponent in die hoofkatalogus opgeneem is.
CCDM_Komponent
Die CCDM-komponente in ag geneem. Die eerste letter kom ooreen met die & quotreference & quot-komponent, waarteen die skeiding en grootteverskil bereken word.CCDM_Pos_Angle
Die posisiehoek, in grade, tussen die CCDM-komponente wat oorweeg word. `N`,` S`, `F`,` P`, `NP`,` SP`, `NF`,` SF` mag gebruik word.CCDM_Skeiding
Die skeiding, in boogsek, tussen CCDM-komponente in ag geneem.CCDM_Mag_Diff
Die grootteverskil tussen komponente wat oorweeg word.Die & quotmagnitude-verskil & quot wat hier gegee word, word bereken uit die beskikbare voorlopige weergawe van die CCDM en stem moontlik nie ooreen met die gegewe data vir die V-grootte ('Vmag'). As die & quotreference & quot-komponent swakker is as die tweede een, is hierdie verskil negatief.
CCDM_System_Code
Inligting oor orbitale stelsels:DM-identifikasienommers vir sterre in die Bonner Durchmusterung, die Cordoba Durchmusterung en die Cape Photographic Durchmusterung word gegee na aanleiding van die HD-konvensie. As die sone van die DM-nommer tussen +90 grade en -22 grade is, word die BD-nommer gebruik.
DM-identifikasienommers vir sterre in die Bonner Durchmusterung, die Cordoba Durchmusterung en die Cape Photographic Durchmusterung word gegee na aanleiding van die HD-konvensie. As die sone van die DM-nommer tussen -23 grade en -51 grade is, word die CD-nommer gebruik.
DM-identifikasienommers vir sterre in die Bonner Durchmusterung, die Cordoba Durchmusterung en die Cape Photographic Durchmusterung word gegee na aanleiding van die HD-konvensie. As die sone van die DM-nommer tussen -52 grade en -90 grade is, word die CPD-nommer gebruik.
Kruisidentifikasies word aan sterre in die HD Catalogue gegee (Cannon & amp Pickering 1918-24) en sy twee uitbreidings. HD-nommers wissel van 1 tot 225300 HDE-nommers is tussen 225301 en 272150 (Cannon 1925-36) en van 272151 tot 359083 (Cannon & amp Walton Mayall 1949).
Fk_ID
Die FK5 / FK5 Ext / FK4 Sup of IRS (AGK3R / SRS) nommer.Kruisidentifikasies word gegee aan sterre in die Fifth Fundamental Catalogue (FK5, Fricke et al. 1988), die uitbreiding daarvan (FK5 Ext, Fricke et al. 1991), die FK4 Supplement (FK4 Sup, Fricke 1963) en aan die International Reference Stars (IRS), wat bestaan uit die AGK3R (Smith 1980) en SRS (Smith et al. 1990) katalogusse met die volgende kodes:
Kruisidentifikasies word aan sterre in die AGK3 Catalogue gegee vir delta groter as -2,5 grade (Dieckvoss et al. 1975) en andersins aan sterre in die CPC Catalogue (Jackson & amp Stoy 1954-68) soos volg:
Kruisidentifikasies word aan sterre in die SAO-katalogus gegee (Smithsonian Institution 1966).
Eerste_ID
Die eerste van twee geselekteerde identifiseerders. Die afkortings en hiërargie vir die identifiseerders is soos volg: GL, GJ, G, LHS, LTT, LP, L, BPM, CF, McC.Tweede_ID
Die tweede van twee geselekteerde identifiseerders. Afkortings en hiërargie vir die identifiseerders is dieselfde as vir die `Eerste ID '.Ster_ID
'N Identifiseerder vir sterre in galaktiese oop trosse LMC / SMC en C, IRC, PK en WD. Die sleutel tot die identifiseerders is beskikbaar by die HEASARC.Eerste aantekening
Die letter 'S' is vir 'n opname-ster 'C' dui aan dat 'n identifikasiekaart in die dowwe ster Atlas (Bylaag 2) gegee word en 'T' dui aan dat die ster 'n opname-ster is, en dat 'n identifikasiekaart verskaf word, `S` en` C`.
Laboratorium 10: Stellar Spectra
Krediet / toestemming: vir teks, en kopie David Jeffery. Vir figure ens., Soos gespesifiseer met die figuur ens. / Slegs vir lees en gebruik deur die instrukteurs en studente van die UNLV-astronomielaboratoriumkursus.
Dit is 'n laboratoriumoefening sonder waarnemings.
- (Slegs RMI): RMI-kwalifikasie: as u dit doen NIE het 'n drukker of doen NIE As u papier wil mors, moet u die Verslagvorm met die hand in gedrukte vorm vir u eie gebruik. : Slegs toegang tot laboratoriuminstrukteurs. : Slegs toegang tot laboratoriuminstrukteurs.
- Prep Taak: Taak 10: Fasesnelheidsberekening. : Slegs toegang tot laboratoriuminstrukteurs. : Slegs toegang tot laboratoriuminstrukteurs. : Slegs toegang tot laboratoriuminstrukteurs.
- Links kliek op 'n spektrumlyn in die SLT om 'n vertikale rooi lyn op die grafieke op die CW tot die golflengte van die spektrale lyn. Die spektrale lyn in die SLT word in blou uitgelig. As daar 'n dwarshaar op 'n grafiek is, word dit vernietig deur hierdie aksie.
- Dubbelklik op die spektrumlyn in die SLT skep 'n inligtingkassie oor die spektraallyn. Die inligtingkassie-inligting word bygewerk na inligting oor nuut gekose spektrumlyne en verdwyn slegs wanneer dit eksplisiet gesluit is.
- Klik met die linkermuisknop op 'n punt in 'n grafiek om 'n dwarshaar by / tot op daardie punt te skep / skuif en plaas die vertikale rooi lyn deur die punt. N boks op die CW toon die genormaliseerde intensiteit op die punt. Die normalisering is op 1 op die vertikale as van die grafieke (slegs aangedui deur die grootste regmerkie) waarna die hoogste intensiteit in die getoonde stertspektrum (indien daar een is) genormaliseer word. Die naaste spektraallyn aan die golflengte van die dwarshaar in die SLT word in blou uitgelig.
- is die meeste / minste helder? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
- het die hoogste / laagste oppervlaktemperatuur? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
- het die grootste / kleinste radius? & nbsp & nbsp & nbsp ________________ / ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
- is die meeste soos die Son? WENK: Klik op Sun om die Sun-klassifikasie te vind. & nbsp & nbsp & nbsp ________________ & nbsp & nbsp & nbsp
- Enkele teleskoop: hierdie modus is die klassieke optiese opstelling van die sterrewag / instrument, waarin die etue gedefinieer word deur die effektiewe versamelarea van die hoofspieël ATele en die ooreenstemmende vaste hoek en Omega.
- Interferometer: hierdie modus word gekenmerk deur 'n eendag wat eweredig is aan die aantal antennas (bv. ALMA), waarin ATele = nTele& sdot & pi & sdot [DTele/2] 2 .
- Coronagraph: In 'n koronagraafmodel word die sterrestrome verswak deur die kontras, terwyl die planeet- en agtergrondhandtekeninge verswak word deur die koronagraaf-oordragfunksie, wat afhanklik is van die werkhoek (L / D). Die gebruiker kan gedetailleerde oordragfunksies vir die koronagrawe bied, terwyl PSG kurwes vir verskeie sterrewagte het. Aan die ander kant kan die gebruiker die binne-werkhoek (IWA) van die coronagraph verskaf, maar die coronagraph-kerndeurset moet dan by die totale stelseldeurset ingesluit word. Wanneer 'n IWA-waarde verskaf word, neem PSG aan dat die deurvoer minimaal (kontras) is binne die helfte van die binne-werkhoek (IWA), dit bereik 50% van die kerndeurset by die IWA en bereik die kern 1,5 keer die IWA. Tersaaklik vir hierdie modus is ook die "Exozodi" -vlak, wat die vlak van zodiacal stof in die eksoplanetêre stelsel aandui aan die Aarde se zodiacal fluxs (sien hieronder).
- AOTF + -rooster: hierdie modus kenmerk teleskoop / instrumente waarin 'n Acousto-Optical-Tunable-Filter (AOTF) tussen die ingangsoptika en die spektroskopiese rooster (bv. ExoMars / TGO) geleë is. Die AOTF kan met 6-parameters beskryf word (slegs die middelpunt word benodig): middelpunt [cm -1], breedte [cm -1], sidelobes faktor, basis, gauss breedte [cm -1], faktor. Die rooster word beskryf met 2 parameters: middelpunt [cm -1, benodig] en breedte [cm -1].
- LIDAR-stelsel: in hierdie modus word die "laser" -bron in die FOV ingespuit as 'n addisionele stralingsstroom, met die straal [FWHM] wat die laserdivergensie van die bron beskryf, en DTele die deursnee van die ontvanger. Twee parameters beskryf die laserintensiteit, die piekvermoë [W] en die dienssiklus [%] (AAN / AAN + UIT). Die integrasietyd word vir die volledige spektraalscan beskou, dus 'n integrasietyd van 1 sek vir 100 spektrale punte sal ooreenstem met 'n integrasietyd van 10 ms per spektraalpunt. Die standaardkas gaan van die veronderstelling uit dat die ontvanger saam met die laserbron vir nadir / observatoriumgeometrieë (met die oppervlak as 'n Lambertiaan), terwyl PSG vir ledemate meet, aanvaar dat die ontvanger aan die ander kant van die okkultasie geleë is. By die invoer van 'n tweede waarde in die dienssiklusveld, definieer 'n mens dat die ontvanger / bron ook vir ledemaatgeometrie gekollokeer word, met hierdie addisionele waarde wat die reflektiwiteit van die reflektor aan die ander kant van die okkultasie definieer.
Sommige take kan voor die laboratoriumperiode voltooi word. Dit sal nuttig wees om sommige daarvan voor die laboratoriumperiode te doen.
U kan egter 'n eksemplaar voor die tyd druk, veral as u van vooraf dele wil doen. In hierdie geval moet u dalk vergoed vir opdaterings.
Die laboratoriumoefening self is NIE ooit in die laboratorium gedruk. Dit kan bosse doodmaak en die Lab-oefening is ontwerp om 'n aktiewe webdokument te wees.
Algemene opmerkings oor die voorbereiding van vasvrae word gegee by.
Vir DavidJ se laboratoriumafdelings doen die vasvravoorbereiding al die items wat hier gelys word en toets dit self met die voorbereidingsvasvra.
Om die leeswerk aan te vul en / of aan te vul, moet u egter ten minste die inleiding lees van 'n voorbeeld van die artikels wat aan die volgende sleutelwoorde ens. Gekoppel is, sodat u sommige sleutelwoorde, ens. Kan definieer en / of verstaan op die vlak van ons klas.
'N Verdere lys van sleutelwoorde wat u is NIE nodig om na te kyk --- maar dit sal nuttig wees om dit te doen --- is:
Dit neem ongeveer 20 minute voordat die natriumdamplamp opwarm.
Die natriumdamplamp is meestal veilig toegebou. U moet tog versigtig wees om dit aan te raak as dit warm is.
Lees die twee figure. Het u dit gedoen? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp
- U kyk deur die kijklens aan die smalle punt en wys die vierkantige opening (wat eintlik 'n opening in die gleuf het) op die bron wat as 'n wit streep lyk.
In hierdie taak bestudeer ons die lynspektrum wat geproduseer word deur 'n verdunde natriumgas (Na) in 'n natriumdamplamp.
'N Lynspektrum bestaan uit 'n diskrete stel lyne wat soort is van die beelde van die spleetopening van die spektroskoop.
- U kyk deur die kijklens aan die smalle punt en wys ronde swart diafragma a die bron wat as 'n geel streep voorkom.
Miskien moet u tot 8 atoomspektrale lyne sien, wat waarskynlik onopgeloste veelvuldige lyne is. Sommige lyne kan taamlik dof wees.
Let op of u die geel Na I-dublet (d.w.s. natrium (Na I) D-lyne) kan oplos. U moet moontlik die kake van die opening met die bogenoemde skroef verstel.
Lees die twee figure. Het u dit gedoen? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp
As vereenvoudigde sintetiese sonkragspektrum (in beeldvoorstelling) met die Fraunhofer-lyne word in die onderstaande figuur vertoon (plaaslike skakel / algemene skakel: fraunhofer_lines.html).
Die Fraunhofer-lyne is die prominentste sonabsorpsielyne en is die eerste wat ontdek is.
Aangesien hulle ontdek is voordat hulle met atome en molekules geïdentifiseer kon word, is hulle met letters aangedui. Die letters het vasgesteek.
Let daarop dat klassifikasie van sterre volgens sternspektra (meer spesifiek hul absorpsielynspektra) die beste empiriese manier is (dit wil sê, gebaseer op waarneming) om sterre te klassifiseer. Die sterre spektrum is direk waarneembaar en bevat baie inligting oor 'n ster.
Die spektraaltipes word bespreek in die konteks van die MH-diagram in die onderstaande figuur (plaaslike skakel / algemene skakel: ster_hr_lum.html)
Het u dit gelees? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp
- Opmerking: Mizar is lastig, want dit bestaan uit 'n dubbelster met komponent "sterre" Mizar A en Mizar B en elke komponent "ster" is 'n spektroskopiese binêre: Mizar A wat bestaan uit Mizar Aa en Mizar Ab Mizar B wat bestaan uit Mizar Ba en Mizar Bb. Mizar A is baie helderder as Mizar B en albei sy binêre metgeselle is A2V-sterre met 'n fotosferiese temperatuur T = 9000 (200) K.
- Gaan op die rekenaar op u rekenaar VIREO / lêer / aanmelding en voer die naam van u groepleier in vir die groepnaam.
Die KLASSIFIKASIEVENSTER het drie grafieke van Intensiteit versus Golflengte met golflengte in angstroms (& Aring). Let op 1 nm = 10 & Aring en die sigbare band fiduciale reeks = 4000-7000 & Aring.
'N Lys met standaard hoofreekssterre sal regs van die KLASSIFIKASIEVENSTER.
Die lys is NIE voltooi: NIE alle spektrale subtipes word getoon: gewoonlik slegs spektrale subtipe 0 en 5. U moet so goed moontlik interpoleer om die spektrale subtipes te klassifiseer. NIE gelys. Miskien is dit met 'n bietjie verbeelding moontlik om die spektrale subtipes 1-3 en 6-9 te klassifiseer.
Die spektra van gemerkte standaardster op die lys en die een daaronder word onderskeidelik in die boonste en onderste grafieke vertoon.
Die spektra is absorbsielynspektra. Die bakke is die absorpsies in die intensiteitsvoorstelling van 'n sprektrum.
Blaai deur die beskikbare standaardster-spektra deur op die standaardsternaam te kliek: O ster na M ster.
Dinge wat u met die KLASSIFIKASIEVENSTER (CW) en SPEKTRALE LYNTAFEL (SLT):
Die spektrum daarvan sal op die middelste grafiek getoon word.
Gaan Lêer / vertoon / wys verskil. Die boonste grafiek toon die standaardsterre spektrum en die onderste grafiek toon die verskil spektrum: d.w.s. die boonste spektrum minus die middelste spektrum.
Blaai nou op en af in die standaardsterlys. As die verskil so plat as moontlik is soos deur die oog beoordeel, pas u 'n standaardster op HD 124320.
Wat as jy twee ewe goeie pasvorms het? Dit moet vir aangrensende standaardsterre wees? Dan moet HD 124320 tussen die twee standaardsterre in spektraal tipe lê
In werklikheid kry HD 124320 'n ewe goeie pas van die A1-ster en die A5-ster. 'N Mens interpoleer dus om die subtipe te vind. Dit lyk asof HD 124320 'n bietjie nader aan A1 is as A5, en ons skatting is dus A2.
Ons voer A2 vir HD 124320 in Tabel in: Beste pas spektrumsoorte hieronder.
In hierdie taak beantwoord u vrae oor die katalogus-geïdentifiseerde ster wat u in Tabel geklassifiseer het: Spektrale soorte wat die beste pas in Taak 8. Onthou dat al hierdie sterre hoofreekssterre is.
In hierdie en die volgende gedeeltes gaan ons 'n bietjie in op die besonderhede van energievlakke en atoomoorgange.
Atome, molekules en ione (wat elektries gelaaide atome en molekules is) het interne energietoestande (wat gewoonlik energievlakke genoem word) gekwantifiseer vir hul gebonde elektrone.
Die toestande het eintlik baie kenmerkende parameters, maar die energie wat hulle het (relatief tot 'n gerieflike nulpunt-energie) is gewoonlik die belangrikste een, en dus die algemene naam energievlakke.
Dit word gedikteer deur kwantummeganika --- wat die beste geverifieerde fisiese teorie is.
Daar is foute in berekeninge en in eksperimente, maar niemand het ooit die aanval weerstaan nie.
Dit sou 'n verstommende paradigmaverskuiwing veroorsaak as daar ooit 'n verkeerde voorspelling deur kwantummeganika was.
Helaas, kwantummeganika is baie moeilik om toe te pas, en daar is dus groot gebiede waar ons is KAN NIE haal 'n antwoord daaruit.
Maar daar is baie terreine waar antwoorde gekry kan word, ten minste benaderde.
"Gekwantiseerd" beteken dat die energievlakke 'n diskrete versameling vorm soos heelgetalle en NIE 'n kontinuum soos reële getalle.
In die kwantummeganika het deeltjies 'n golf- sowel as deeltjie-aard. Hierdie feit het die naam die golf-deeltjie-dualiteit.
Die golffunksie van 'n deeltjie (gegewe die konvensionele simbool & Psi, wat die Griekse letter Psi 'si' genoem word) bepaal die verdeling van posisies wat die deeltjie het en alles wat 'n mens oor die deeltjie kan weet.
- In kwantummeganika is deeltjie NIE alles op een plek, maar is in 'n voortdurende superposisie van posisies.
Die deeltjie word dus in die ruimte versprei.
As u nou 'n golf-aard het, lei dit natuurlik tot kwantisering as die stelsel / deeltjie gebind is, dit wil sê die deeltjie KAN NIE reis na die oneindigheid.
Dit geld ook op makroskopiese vlak.
Konsert A (frekwensie 440 Hz) is die algemene standaard vir musiekstemming vir toonhoogte. Sê nou jy het 'n 1-meter-vibrerende snaaruitgee-konsert gehad, 'n klank as die basiese. Wat is die fasesnelheid van die vibrerende snaargolwe? Let daarop dat u 'n numeriese waarde en sy eenheid moet gee.
WENK: U moet die gedeelte Gekwantiseerde state tot hiertoe gelees het --- soos u moes --- en u moet 'n bietjie algebra doen oor die frekwensieformule in die figuur hierbo (algemene skakel algemene skakel: standing_waves.html) om 'n formule te kry met v_phase = iets in algebraïese simbole. Let ook daarop dat eenhede net soos algebraïese simbole behandel word aangesien dit algebraïese simbole is.
Die klassieke voorbeeld van 'n gekwantiseerde kwantummeganiese stelsel is die kwantumharmoniese ossillator.
- 'N Makroskopiese klassieke harmoniese ossillator word geïllustreer in die animasie in die onderstaande figuur (plaaslike skakel / algemene skakel: harmonic_oscillator.html vir die pret.
Gestel 'n kwantumharmoniese ossillator doen 'n oorgang tussen die n = 7 en die n = 3 energievlakke en stuur 'n foton ('n deeltjie lig) uit wat die verlore energie wegdra. Hoeveel energie het die foton in eenhede van & # 295 & omega? WENK: U moet die formule in die figuur hierbo gebruik (loca skakel / algemene skakel: qm_harmonic_oscillator.html).
Die onderstaande figuur (plaaslike skakel / algemene skakel: atoomdiagram_abstrakt.html) gee 'n abstrakte diagram van 'n atoom wat 'n atoomoorgang ondergaan (dit wil sê 'n oorgang tussen energievlakke).
Hulle lyk soos vae klein balletjies.
En daar is 'n goeie rede hiervoor.
Dit is vae klein balletjies.
Hulle het net nie skerp kante nie.
As gevolg hiervan doen beelde van atome dit NIE vertel baie oor die toestande van atome: dit wil sê hul energievlakstruktuur.
Mense gebruik dus dikwels standaard abstrakte diagramme om die atoomenergievlakstruktuur te verstaan.
Die mees standaard is Grotriese diagramme wat ons hieronder in die gedeelte Grotriese diagramme opneem.
In die onderstaande figuur (plaaslike skakel / algemene skakel: atom_gold.html) is 'n beeld van goud --- u sien vae klein balletjies.
Die vertikale as stel energie voor.
Al die ander kenmerkende parameters (gewoonlik kwantumgetalle genoem) word in kolomme opgeneem.
Die energievlakke word voorgestel deur punte of horisontale lynsegmente in die toepaslike kolom.
Moontlike atoomoorgange word deur skuins lyne voorgestel --- behalwe gewoonlik in die belangrike gevalle van atoomwaterstof of waterstofatome. Atoomoorgange binne kolomme is gewoonlik verbode oorgang --- dit kan wel gebeur, maar NIE deur sterk proses --- die sterk proses is verbode --- swakker prosesse kan voorkom.
- Die waterstofatoom en waterstofatome is spesiale gevalle omdat hulle baie energievlakke van dieselfde energie het (dit wil sê degenereerde energievlakke). Die ontaarde energievlakke word net as een gekombineerde vlak getoon en die versameling gekombineerde vlakke maak net een kolom. Die atoomoorgange is nou tussen die gekombineerde vlakke en word deur vertikale lyne voorgestel.
Die zero-energie van die Grotriese diagram word gewoonlik gekies as die grondtoestandsenergie - wat in 'n fundamentele sin is NIE nul, maar 'n nie-nulpunt-energie. Ek dink dit is omdat dit moeilik is om akkurate waardes vir die nulpunt-energie te verkry en om te weet wat die waardes is, is dikwels NIE benodig.
Die elektronvolt (gelyk aan 1,602176565 (35) * 10 ** (- 19) joule) is 'n mikroskopiese eenheid van energie. Dit is die natuurlike eenheid vir energievlakke, aangesien atoomoorgange van buitenste elektrone gewoonlik 1 eV tot binne twee orde van grootte is.
Ons ondersoek Grotriese diagramme en atoomoorgange in die onderafdelings hieronder.
Die waterstof is die algemeenste element in die waarneembare heelal.
Atoomoorgange (AKA-lyne) wat uitstraal om fotone te absorbeer, word dikwels atoomlyne of net lyne genoem - om redes wat ons hieronder sal kry.
Die krag van 'n lyn is vaagweg die effek daarvan op die omringende elektromagnetiese stralingsveld. Die effek kan die emissie of absorpsie van die omringende elektromagnetiese stralingsveld wees.
Hoe sterk 'n lyn is, hang van baie dinge af --- te veel om hier in glorieryke besonderhede in te gaan.
Maar 'n belangrike ding is hoe laag die energie is in die energievlakke wat die boonste en onderste toestande van die lyn vorm.
Hoe laer die energie van hierdie energievlakke, hoe sterker is die lyn.
Dit is omdat hoe laer die energie van die energievlak, hoe meer atome die energievlak inneem. Die grondtoestand-energievlak is gewoonlik die oorweldigendste energievlak.
- Die besetting van energievlakke word dikwels deur temperatuur bepaal.
In werklikheid neem die besetting by die meeste temperature vinnig af namate die energie-vlak van energie styg.
Een gevolgtrekking van die bespreking hierbo is dat atoomoorgange met die onderste energievlak as grondtoestand dikwels baie sterk is.
Verbode lyne kom wel voor (dit wil sê hierdie atoomoorgange gebeur), maar die hoofproses is verbode, en dus is die verbode lyne geneig om swak te wees.
Verbode lyne wat met die grondstaat verbind, is egter geneig om die sterkste verbode lyne te wees. Dit is geneig om baie belangrik te wees as slegs verbode lyne vanaf die laagste energievlakke met die grondtoestand verbind. Hierdie energievlakke het gewoonlik 'n hoë besetting, terwyl die toegelate atoomlyne van hoër energievlakke met lae besetting afkomstig is. Die toegelate atoomlyne kan dus swak word in vergelyking met die verbode lyne in hierdie geval.
- Lees bogenoemde onderafdeling Strong Atomic Transitions en die figuur met die neutrale waterstofGrotriese diagram wat in die figuur hierbo getoon word (plaaslike skakel / grotrian_01_00_H_I.html). Het u dit gedoen? & nbsp & nbsp & nbsp Y / N & nbsp & nbsp & nbsp
Die vertrouensbereik vir sigbare lig in golflengte is 0.4-0.7 & mamma = 400-700 nm = 4000-7000 & Aring.
In werklikheid hang die werklike omvang af van omstandighede en individuele eienskappe. Onder ideale omstandighede vir mense met 'n baie sensitiewe menslike visie, het ons 'n uiters sigbare menslike omvang en kong 310-1050 nm.
Wat is volgens u die sterkste en swakste atoomwaterstoflyne in emissie in die sigbare band (fidusiale reeks 0.4-0.7 & mamma) wat die fiduciale reeks 'n bietjie uitbrei? WENK: Onthou Taak 6, onderafdeling Strong Atomic Transitions, en die neutrale waterstof-Grotriese diagram wat in die figuur hierbo getoon word (plaaslike skakel / grotrian_01_00_H_I.html). & nbsp & nbsp & nbsp _____________________, _____________________
Helium is die 2de grootste element in die waarneembare heelal. Dit is dus belangrik.
Die onderste energievlak van die He I 5876 & Aring-lyn is die boonste energievlak van die _____________________ lyn wat in die ________________ golflengteband is. WENK: U moet die Grotriese diagram van He I hierbo raadpleeg (plaaslike skakel / grotrian_02_00_He_I.html).
- 'Metal' word hier in die astro-jargon-sin gebruik, wat enige element betekenNIEwaterstof of helium.
Kalsium is ook 'n belangrike bestanddeel in baie kontekste, insluitend die lewe soos ons dit ken.
Atoomlyne wat ontstaan uit die grondtoestand van hul oueratoom is gewoonlik baie sterk omdat die grondtoestand gewoonlik die mees besette van enige energievlak is.
Nou kom die Ca II H & K-lyne en die Ca II 7291 & Aring en 7323 & Aring-lyne albei uit die grondtoestand van Ca II. Die Ca II H & K-lyne is egter gewoonlik baie sterker. VERDUIDELIK waarom met die kort antwoord in sinvorm. WENK: U moet die onderafdeling Strong Atomic Transitions en Grotrian diagram van Ca II lees (plaaslike skakel / algemene skakel: grotrian_20_01_Ca_II.html).
Die sterkpunte van atoomlyne in astrofisiese spektra hang onder baie ander dinge af van die oorvloed van die elemente wat daartoe aanleiding gee.
Die kosmiese samestelling is in sekere opsigte welbekend.
Watter atoomgetal Z sou u verwag dat die elemente relatief swak spektraallyne in astrofisiese spektra het? Hoekom? WENK: U moet die onderafdeling Die kosmiese samestelling en die figuur van die sonkragsamestelling hierbo raadpleeg (plaaslike skakel / algemene skakel: solar_composition.html) en let op waar daar algemene afname is na 'n definitiewe laer oorvloedgedrag (uitgesluit net bokant Z = 1).
Let daarop dat die verwagting van swakker spektrumlyne vir hoog genoeg Z net 'n algemene een is. Intrinsieke eienskappe van sommige atome vir die hoë Z-streek kan sommige van hul spektrale lyne in sommige omstandighede baie sterk maak.
Tipes sterre
Sterrekundiges was nog altyd gefassineer deur die verskillende groottes en kleure van sterre wat hulle waargeneem het. In 1817 het 'n Duitse instrumentvervaardiger genaamd Joseph von Fraunhofer 'n spektroskoop aan 'n teleskoop geheg en na die sterre gewys. Hy het bevind dat verskillende sterre verskillende absorpsielyne in hul spektra het. Aanvanklik het sterrekundiges nie verstaan waarom verskillende sterre verskillende absorpsie lyne sou hê nie. In die vroeë 1900's het 'n span sterrekundiges by die Harvard College Observatory egter 'n projek begin om die spektra van honderdduisende sterre te ondersoek. Hulle wou 'n gedetailleerde spektrale klassifikasiestelsel ontwikkel op grond van die absorpsielyne wat hulle sien. Hulle het 'n bestaande spektraalklasstelsel aangepas wat 'n letter van A tot O aan sterre toegeken het, gebaseer op die sterkte van die absorberingslyne van die Balmer-reeks.
Die nuwe stelsel het die klasse in die volgorde herbestel OBAFGKM waar O sterre is die warmste en elke opeenvolgende klas is koeler M die coolste sterre te wees. Elke letter is ook in tiendes van die reeks verdeel deur 'n getal 0-9 aan die einde by te voeg. O sterre is die minste algemene en M is die mees algemene in die hoofreeks van sterre. Sterre naby die begin of einde van hul lewens is nie deel van hierdie klassifikasie nie. Die nuwe klassifikasiestelsel is in die 1920's gepubliseer en het 225 300 sterre ingesluit. Dit is die Henry Draper-katalogus omdat die befondsing vir die projek deur Henry Draper verskaf is.
Baie van die werk aan die projek is gedoen deur Annie Jump Cannon, Williamina Fleming en Antonia Maury en Edward Pickering.
1. Inleiding
[2] Atmosferiese aërosoldeeltjies wysig die aarde se stralingsbalans direk deur sonstraling op te neem en te versprei. Onlangse modellering en veldstudies dui aan dat aerosolligabsorpsie 'n belangrike komponent van klimaatsdwinging is. Die direkte stralingskrag van ligabsorberende aerosole kan byvoorbeeld groter wees as dié van metaan en gelyk aan ongeveer een derde van dié van koolstofdioksied [ Jacobson, 2001]. Waarnemings van 'n eksperiment in die Indiese Oseaan het getoon dat aërosol-geïnduseerde veranderinge in plaaslike stralingsvloei 'n orde van groter kan wees as die wêreldwye gemiddelde dwang deur aërosols of kweekhuisgasse [ Krishnan en Ramanathan, 2002, en verwysings daarin]. Veranderinge in streeksstabiliteit veroorsaak deur atmosferiese verhitting van ligabsorberende aërosols kan grootskaalse sirkulasies en die hidrologiese siklus verander, blykbaar genoeg om die waargenome veranderinge in temperatuur en neerslag in China en Indië te verreken Menon et al., 2002]. Hierdie bevindings beklemtoon die noodsaaklikheid om die rol van aërosolligabsorpsie in klimaatsverandering te verstaan, wat die insluiting van realistiese voorstellings van aerosols en hul stralingskrag benodig. Onlangse beoordelings van klimaatsverandering wys egter op die noodsaaklikheid van beter metings van aerosol atmosferiese massakonsentrasies en optiese eienskappe om onsekerhede in klimaatmodelle te verminder [ Houghton et al., 2001 V. Ramanathan et al., A National Research Imperative White Paper, National Aerosol-Climate Interactions Program, 2002, beskikbaar by http://www-nacip.ucsd.edu/NACIPWhitePaperMay2102.pdf].
[3] Swartkoolstof (BC), 'n belangrike bestanddeel van roet, is die mees doeltreffende ligabsorberende aërosolsoort in die sigbare spektrum. Klimaatmodelle behandel BC gewoonlik as die enigste ligabsorberende aërosolbestanddeel. Ligabsorpsie deur BC word gewoonlik beskou as swak met golflengte [bv. Bergstrom et al., 2002]. Ander aërosolkomponente wat 'n sterker absorpsie spektraale afhanklikheid het, dra by tot absorpsie by korter liggolflengtes. Laboratorium [ Lindberg et al., 1993] en afstandwaarneming [ Dubovik et al., 2002] metings het getoon dat aerosole oor woestyngebiede lig van blou en korter golflengtes (d.w.s. golflengtes van minder as 500 nm) opmerklik absorbeer. Sekere organiese verbindings absorbeer ook in die blou en ultraviolet spektraalstreke [ Jacobson, 1998, 1999]. Pirogene aërosols kan absorbeer as gevolg van gekleurde organiese verbindings [ Mukai en Ambe, 1986], na verwys as "bruin koolstof" "deur Formenti et al. [2003]. Daar is aangetoon dat smeulende verbranding van dennenaalde oplosbare deeltjies produseer (d.w.s. nie BC nie) wat 'n sterk absorpsie spektraal afhanklikheid vertoon [ Patterson en McMahon, 1984]. Net so is getoon dat lae-temperatuur steenkoolverbranding deeltjies produseer met 'n sterk absorpsie golflengte afhanklikheid [ Verband, 2001 Bond et al., 1999a].
[4] Die rol van organiese koolstof (OC) in ligabsorpsie is nie deeglik ondersoek nie. Aërosol-ligabsorpsie word gewoonlik gemeet op 'n enkele golflengte waar daar van BC verwag word om die primêre absorbeerder van lig te wees, byvoorbeeld by 570 nm met behulp van die deeltjie-roetabsorpsiefotometer (PSAP) [ Bond et al., 1999b] of op 880 nm met behulp van die etalometer [ Hansen et al., 1984]. In die mate wat OC sigbare lig absorbeer, kan dit 'n onbeduidende bydraer lewer tot direkte aërosol-stralingskrag. As die ligabsorberingsspektrale afhanklikheid van aërosols onderskat word in modelle, sal die aerosol-positiewe stralingskrag onderskat word [ Verband, 2001]. Verder kan die uitsterwing van aërosol van ultraviolet sonlig troposferiese osoonkonsentrasies verminder deur verminderde fotolisesnelhede [ Jacobson, 1999 Vuilleumier et al., 2001 Martin et al., 2003]. Aangesien die wêreldwye gemiddelde stralingskrag van troposferiese osoon vergelykbaar is met die van BC [ Houghton et al., 2001], kan aërosol-uitsterwing in die ultraviolet spektrale streek klimaatsverandering beïnvloed, benewens atmosferiese fotochemie en luggehalte.
[5] In hierdie studie het ons die spektrale afhanklikheid van en die rol van OC in aerosolligabsorpsie gemeet. Eksperimente het twee aerosolbronne ingesluit wat aansienlik bydra tot atmosferiese massakonsentrasies: motorvoertuie, insluitend dieselvragmotors en -busse, en verbranding van biomassa, insluitende brandende savanne en hout. Resultate wat hierin bespreek word, dui aan dat hierdie aerosoltipes duidelike ligabsorpsie-eienskappe vertoon wat verband hou met die samestelling daarvan. Resultate word aangebied tesame met 'n oorsig van verwante bevindings uit vorige studies en besprekings van onsekerheid.
Stralingsoordragmonsterneming (homogene atmosferiese / oppervlak-eienskappe, heterogene geometrieë)
Simulasies wat die hele waarneembare skyf omvat, benodig submonsterneming om die diversiteit in invals- en emissiehoeke behoorlik vas te lê. Spesifiek, wanneer die FOV baie kleiner is as die objekskyf (bv. Waarnemings, ledemate, okkultasie en opsoek), is 'n enkele stel meetkundige parameters gewoonlik voldoende wanneer u die berekening van die stralingsoordrag uitvoer. Die probleem is dat die FOV in hierdie geval 'n wye verskeidenheid beligtings- en oppervlakte-eienskappe (byvoorbeeld, die FOV is vergelykbaar en / of groter as die objekskyf) steek, moet u simulasies van stralingsoordrag oor verskillende geometrieë bereken. dan geïntegreer om 'n enkele totale planetêre vloed te lewer. Standaard definieer PSG tans een stel meetkundige parameters en een stralingsoordrag-berekening per simulasie, maar tog het ons 'n algoritme in PSG geïntegreer waarmee die waarneembare skyf in sub-afdelings van soortgelyke invals- / emissiehoeke kan submonsters word.
Die algoritme word as invoer geneem N, of die skyf-steekproefneming parameter (in die teikengedeelte ingevoer), wat die aantal hoekbakke vir die invals- en emissiehoeke definieer. Aangesien hierdie hoeke wissel van 0 tot 90, sal 'n N = 5 lei tot 'n onderverdeling met bakke van 18 & deg en lei tot 22 verskillende stralingsoordraggebiede, soos beskryf in die onderstaande figuur. Die berekeningsvereiste skaal kwadraat met N, dus moet 'n bewuste keuse gemaak word tussen akkuraatheid en prestasie. Die standaard is N = 1, wat lei tot tipiese foute van minder as 5% in vloed, terwyl N = 3 tipiese foute laer as 1% bereik, en N = 10 die vloednauwkeurigheid beter as 0,1% bereik.
Metode van skyfmonsterneming: wanneer die balk 'n wye reeks invals- en emissiehoeke monster, kan PSG die waarneembare skyf in onderafdelings van soortgelyke invals- / emissiehoeke verdeel. Die steekproefparameter (N, skyf-steekproefneming) definieer die aantal hoekbakke vir die invals- en emissiehoeke. Gewoonlik bereik N = 3 foute laer as 1% en N = 10 bereik 'n vloednauwkeurigheid beter as 0,1%. Atmosferies in onewewig (nie-LTE)
waar n die populasies van die boonste (u) en onderste (l) vlakke is, g die statistiese gewigte, T die plaaslike kinetiese temperatuur, Clu en Cul die botsings- en ontspanningsyfers onderskeidelik, Blu en Aul synde Einstein-koëffisiënte vir foto-absorpsie en spontane emissie, en & rho die aanstootlike opwekkingsstroom. Die Einstein-koëffisiënte is stralende eienskappe van die betrokke vlakke, terwyl die botsingskoerse afhang van die plaaslike temperatuur (& alfa √T) en digtheid. Botsings oorheers die stralingsprosesse by hoë druk (C & Gt Aul of C & Gt Blu), en die relatiewe populasies van die vlakke kan eenvoudig beskryf word deur Maxwell – Boltzmann-statistieke (LTE), afhangend van die plaaslike kinetiese temperatuur. In streke met sterk eksterne stralingsvelde (& rho), en meer gereeld botsings (C & Lt Aul of C & Lt Blu), begin die stralingsparameters om die energiebalans van die molekule en sy emitterende spektrum (nie-LTE) te definieer.
Soos mooi saamgevat deur Appleby (1990), begin nie-LTE relevant raak vir metaan in die atmosfeer van reuse-planete (bv. Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus) in die mesosfeer by druk onder 0,1 mbar. In CO2 ryk atmosfeer (bv. Mars, Venus), die doeltreffende botsingstempo vir hierdie molekuul, hou LTE tot baie laer digthede (> 1 ubar, Lopez-Puertas & López-Valverde 1995). In die atmosfeer van warm reuse sal sterker stralingsvelde hierdie limiet dieper in die atmosfeer bring, terwyl hoër kinetiese temperature LTE verder in die atmosfeer sal hou. Chemiese reaksies lei ook molekules in hoogs opgewonde nie-ewewigstoestande, waaruit diagnostiese fotone vrygestel word, soos die geval is met die dagglans O2(1 & Delta) emissie wat die fotodestruksie van O volg3 in aardse atmosfeer (Novak et al. 2002).
Implementering van nie-LTE in PSG: die stralingsoordragmodule van PSG, PUMAS, maak dit moontlik om nie-ewewigtige populasies vir die energievlakke in te neem, en dit sal gebruik word om die ondeursigtigheids- en bronfunksies vir elke ro-vibrasievlak by elke laag te bereken (Kutepov et al. 1998). Spesifiek laat PSG toe om die mees algemene geval van nie-LTE te modelleer, waarin die vibrasievlakke in onewewig is, terwyl die rotasiepopulasies in ewewig is. Vir die doel moet die gebruiker vertikale profiele van trillingstemperatuur [K] (bereken ten opsigte van die grondtoestand) vir elke isotopoloog en trilband, in die vorm van "Tvib [MOL: ISO: IDvib]" (MOL: HITRAN) molekulêre ID, ISO: Isotopoloog ID, IDVib: vibrasieband-ID soos gedefinieer vir die isotopoloog [sien vibrasiebande in die lynlyshulp]). Byvoorbeeld, "Tvib [6: 1: 7]" sal ooreenstem met die v3 = 1-vlak van die hoofisotoop van CH4.
Modellering van nie-LTE-bestraling: Aangesien die atmosfeer gebombardeer word deur hoë-energie-fotone van hul maatsterre, straal die boonste lae doeltreffend uit via nie-LTE-prosesse. Hierdie onewewigtigheid is waargeneem op baie planete in ons sonnestelsel (getoon word die opsporing van nie-LTE-metaan in Jupiter Encrenaz et al. 1996 Drossart et al. 1999), en is beslis aktief in baie atmosfeer van eksoplanete. Instrumentparameters
In hierdie afdeling definieer die gebruiker die gewenste eienskappe van die sintetiese spektra (golflengtebereik, resolusie, gewenste stralingsvloei, geraasprestasie, ens.). Wanneer daar waargeneem word met grondgebaseerde observatoriums, laat PSG die sintetiese spektra toe deur telluriese absorpsie. Die instrument het toegang tot 'n databasis van telluriese transmissies wat vooraf bereken is vir 5 hoogtes en 4 kolomme water vir elke geval (20 gevalle altesaam). Die instrument kan ook berekeninge (en sein-ruis-verhouding) bereken deur besonderhede oor die detector en die teleskoopprestasie te verskaf.
Instrumentmodel: Ons het 14 sleutelparameters geïdentifiseer wat voldoende is om die algehele vermoëns en prestasies van 'n spesifieke teleskoop / instrumentkombinasie te beskryf, en ons is nou besig om 'n databasis van instrumentmodelle op te stel wat die gebruiker sal help om die basiese parameters die instrument.
Stralings- en golflengte-eenhede
PSG laat sintetiese vloeistowwe toe in 'n wye verskeidenheid moontlike eenhede. Die konstantes wat vir die omskakeling gebruik word, is: & lambda is die golflengte in mikron (& mamma), c is die snelheid van die lig (299792458 m / s), ASR is boogsekondes 2 per steradiaan (4.2545166E + 10), h is die konstante van Planck (6.6260693 E-34 W s 2), k is die konstante van Boltzmann (1.380658E-23 J / K), ATele is die totale versamelarea van die sterrewag (m 2, nTele& sdot & pi & sdot [DTele/ 2] 2), & Omega is die gesigsveld van die waarnemings (steradiaan).
Kyk die video: DIE ANTWOORD - I FINK YOU FREEKY - REMIX (Desember 2024).
