Lățimea echivalentă

Lățimea echivalentă a unei linii spectrale  este o măsură a ariei unei linii pe o diagramă de intensitate în funcție de lungimea de undă . Se determină prin formarea unui dreptunghi cu o înălțime egală cu înălțimea radiației continue și prin determinarea lățimii la care aria dreptunghiului este egală cu aria liniei spectrale. Este o măsură a puterii caracteristicilor spectrale și este folosită în principal în astronomie [1] .

Definiție

Formal, lățimea echivalentă este dată de ecuația:

[2] ,

aici reprezintă intensitatea continuum-ului de fiecare parte a funcției de absorbție (sau emisie ); reprezintă intensitatea pe întregul interval de lungimi de undă de interes. Apoi reprezintă lățimea unei linii ipotetice care scade la intensitate zero și are „același deficit de flux integrat din continuu ca și cel adevărat” [2] . Această ecuație poate fi aplicată atât la radiație, cât și la absorbție, dar atunci când este aplicată la radiație, valoarea este negativă și, prin urmare, este utilizată valoarea absolută.

Aplicații

Lățimea echivalentă este utilizată ca măsură cantitativă a puterii caracteristicilor spectrale. Lățimea echivalentă este o alegere convenabilă deoarece formele răspunsurilor spectrale pot varia în funcție de configurația sistemului care creează liniile. De exemplu, linia poate experimenta lărgirea Doppler din cauza mișcărilor gazului care emite fotoni. Fotonii vor fi decalați față de centrul liniei, făcând din înălțimea liniei de emisie un indicator slab al puterii sale generale. Pe de altă parte, lățimea echivalentă „măsoară fracția de energie îndepărtată din spectru de către linie”, indiferent de lărgirea inerentă unei linii sau unui detector cu rezoluție slabă [ 3] . Astfel, lățimea echivalentă poate duce, în multe condiții, la o măsurare a numărului de atomi absorbanți sau emitenți [1] .

De exemplu, măsurătorile lățimii echivalente a tranziției alfa Balmer în stelele T Tauri sunt utilizate pentru a clasifica stelele T Tauri individuale , atât clasice, cât și cu linia slabă [a] [2] . În plus, lățimea echivalentă este utilizată în studiul formării stelelor în galaxiile alfa Lyman , deoarece lățimea echivalentă a liniei alfa Lyman este legată de rata de formare a stelelor în galaxie [5] . Lățimea echivalentă este, de asemenea, utilizată în multe alte situații în care este necesară o comparație cantitativă între forțele liniilor.

Note

Comentarii
  1. ↑ Referire la slăbiciunea liniilor spectrale pentru o stea în comparație cu stelele standard cu aceeași clasificare spectrală . Deoarece majoritatea liniilor de absorbție sunt cauzate de alte elemente decât hidrogenul și heliul , pe care astronomii le numesc „metale”, ele sunt uneori numite stele cu litiu metalic slab [4]
Surse
  1. ↑ 1 2 Carroll, Bradley; Ostlie, Dale. O introducere în astrofizica modernă  . — Pearson Addison-Wesley, 2007 . — ISBN 0-321-44284-9 .
  2. ↑ 1 2 3 Stahler, Steven; Palla, Francesco. Formarea stelelor  (engleză) . — Wiley-VCH , 2004 . — ISBN 3-527-40559-3 .
  3. ↑ Spitzer, Lyman. Procese fizice în mediul interstelar  . — Wiley-VCH , 1998 . — ISBN 0-471-02232-2 .
  4. ↑ Jaschek , Carlos & Jaschek, Mercedes ( 1990 ), The Classification of Stars , Cambridge University Press , p. 257, ISBN 0-521-38996-8 , < https://books.google.com/books?id=DCA0PIjqSpQC&pg=PA257 >   
  5. ↑ Dijkstra, Mark; Westra, Edward. Indicatori de formare a stelelor și lățimea echivalentă a liniilor în galaxiile Lya  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2010. - Vol. 401 , nr. 4 . - P. 2343-2348 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15859.x . - Cod . - arXiv : 0911.1357 .

Link -uri