Спектрофотометрия

В отличие от фотометрии изображений Солнца, когда на щель фотометра Вы ставите отдельные точки изображений, при фотометрии спектров, как правило, измерения ведутся в последовательных точках спектра при смещении его вдоль дисперсии. Основная задача спектрофотометрии - получение профиля линии.

На рис. 31, а показано схематически смещение спектра при фотометрии, а на рис. 31, б - полученный при фотометрии профиль линии поглощения. Приведем основные характеристики профиля линии, обозначенные на рис. 31, б. Здесь н. с.- непрерывный спектр (обычно интенсивность отдельных точек профиля выражают в единицах непрерывного спектра I_н.с., принимая таким образом его интенсивность за 1), I_λ - интенсивность линии в длине волны λ (обычно выражается в единицах непрерывного спектра), I₀, λ₀ - интенсивность и длина волны центра линии (I₀ так же, как и I_λ выражается в единицах I_н.с. и называется остаточной интенсивностью), 1-I₀-глубина линии, Δλ_1/2 - полуширина линии (ширина на половине глубины), W - эквивалентная ширина, равная ширине прямоугольника высотой I_н.с. и площадью, равной площади между профилем линии и уровнем интерполированного непрерывного спектра в ней (заштрихованная область над профилем линии равна по площади прямоугольнику, изображенному справа; его ширина и есть W).

Рис. 31. Основные характеристики профиля спектральной линии поглощения: а - схематическое изображение спектрограммы и направление фотометрического разреза; б- профиль спектральной линии поглощения и его характеристики

Для сильных фраунгоферовых линий обычно определяют весь профиль линии и исследуют изменение I_λ с длиной волны. Для слабых линий чаще определяют лишь эквивалентную ширину W.

Пока мы говорили о линиях поглощения. При изучении вспышек, флоккулов, протуберанцев мы имеем дело с эмиссией (излучением) в отдельных линиях. Эта эмиссия наложена, как правило, на спектр поглощения подложки. Чтобы получить спектр только эмиссии 7 надо вычесть из эмиссионного спектра спектр подложки. Сделав допущение, что он такой же, как в невозмущенных областях, вычитаем из эмиссионного спектра невозмущенный спектр соседней области. На рис. 32 показано, как это делается. Для эмиссионных линий также можно определить I₀, Δλ_1/2 и W₃ (эмиссии).

Исследование эквивалентных ширин и профилей линий - основа определений температуры, плотности, скорости и химического состава солнечной атмосферы и отдельных образований в ней. Описание этих методов выходит за пределы данной книги. Но если Вы умеете строить профили, определять их основные параметры, Вы можете смело браться за университетские учебники и решать насущные задачи астрофизики.

Рис. 32. Характеристики эмиссионного профиля: а - наложение наблюдаемого профиля эмиссионной линии на профиль линии поглощения в соседнем невозмущенном месте Солнца; б-чисто эмиссионный профиль, полученный путем вычитания невозмущенного профиля из наблюдаемого эмиссионного; характеристика этого профиля