Absolyut qora jismning nurlanishi

Magnit maydonida kechadigan astrofizik jarayonlar.
Zeyeman effekti

Magnit maydonida joylashgan atom tomonidan nurlanayotgan (yoki yutilayotgan) monoxromatik nur hosil qilgan spektral chiziq, o‘zaro juda yaqin joylashgan bir necha tashkil etuvchilariga parchalanadi. Bunday effekt uning ixtirochisi nomi bilan Zeyeman effekti deb yuritiladi.

Agar magnit maydonning kuch chiziqlari qarash chizig‘i bo‘yicha yo‘nalgan bo‘lsa, eng sodda holda, spektral chiziq ikkiga parchalanadi (dublet), va har bir tashkil etuvchisi bir-biriga qarama-qarshi yo‘nalishda aylanma qutblangan bo‘ladi. Bordiyu, maydonning kuch chiziqlari qarash chizig‘iga tik yo‘nalsa, u holda spektral chiziq uchta tashkil etuvchiga parchalanib chiziqli qutblanadi va bunda markaziy tashkil etuvchi () ning intensivligi, ikki chekka komponenta (⁺ va ^-) larning intensivligidan ikki barobar ortiq bo‘ladi.
Spektral chiziqning parchalangan tashkil etuvchilari oralig‘idagi masofa ((-(to‘lqin uzunliklari farqida) magnit maydoni kuchlanganligiga proporsional bo‘lib, quyidagi ko‘rinishda ifodalanadi:
=4,67^.10^-5 f^. H ^.²
bu yerda  va  lar santimetrda, Н esa erstedlarda ifodalanadi. f-Lande faktori deyilib, spektral chiziqni hosil qiluvchi atom energetik cathlarning fizik holatlari bilan bog‘liq bo‘ladi.


Yoritgichlarning temperaturalarini aniqlash usullari

Yoritgichning temperaturasi - uning tabiatini xarakterlovchi fizik parametr bo‘lib, uni aniqlash, murakkab astrofizik masalalardan hisoblanadi. Buning sababi, birinchidan, astronomlar yoritgichlarning temperaturasini bevosita termometr bilan o‘lchash imkonidan maxrumliklarida bo‘lsa, ikkinchidan, mavjud metodlarning murakkabligida, hamda ayrimlarining aniqlik darajasining pastligidadir. Temperaturani aniqlashni ayrim metodlari bilan tanishamiz.

1. Spektral chiziqlarning kengligiga ko‘ra temperaturani aniqlash. Ma’lumki, ixtiyoriy spektral chiziqda, bunday chiziqni vujudga keltiradigan atomlarning issiqlik harakati tufayli doplercha kengayish ro‘y beradi. Ma’lum momentda, nurlanuvchi bunday atomlarning bir qismi tartibsiz issiqlik harakati tufayli bizdan har xil tezliklar bilan uzoqlashayotganda, qariyb shuncha qismi har xil tezlik bilan bizga yaqinlashayotgan bo‘ladi. Natijada rasmda tasvirlangan shakldagi simmetrik kengaygan spektral chiziq vujudga keladi va u mazkur spektral chiziqning profili deyiladi. Maksvelning tezliklar taqsimotiga qonuniga ko‘ra, qarash chizig‘i bo‘yicha turli tezliklarga ega bo‘lgan zarrachalarning soni, ning ortishi bilan ga bog‘liq ravishda kamayadi va, bo‘lganda, atom nurlanish chizig‘ining qizil (to‘lqin uzunligi katta) qanotiga, bo‘lganda esa, binafsha qanotiga to‘g‘ri keladi. Bu yerda -eng katta ehtimoliy tezlik:
(1)
Agar plazma qaralayotgan chiziq to‘lqin uzunligidagi nurlanish uchun tiniq bo‘lsa, u holda profilning har bir nuqtasiga to‘g‘ri kelgan intensivliga ning qiymatlariga mos atomlarning soniga proporsional bo‘lib, spektral chiziqning profili atomlarning tezliklar taqsimotini qonunini qaytaradi. Binobarin spektral chiziqning chegarasida intensivlikning o‘zgarishi quyidagi ifoda ko‘rinishini oladi:
(2)
Tezliklar taqsimoti qonuniga ko‘ra, bo‘lgan atomlarning soni, zarralarning sonidan e marta kam. Bu atomlar spektral chiziqning profilida markaziy I₀ intensivlikdan е marta kam (ya’ni ) I intensivlikka ega bo‘lgan nuqtadagi nurlanishni beradi va bu nuqtalar orasidagi masofaning yarmi-spektral chiziqning dopler kengligi ₀ deb yuritiladi. ₀+_д (yoki ₀-_д) to‘lqin uzunligida nurlanuvchi atomlar eng katta ehtimoliy tezlikda harakatlanganliklaridan:
(3)
u xolda (1) ko‘ra:
(4)
bu yerdan
(5)
Kuzatishlar yordamida spektral chiziqning dopler kengligi aniqlangach, nurlanuvchi atomlar faqat issiqlik harakatida ishtirok qiladi deb qarab, (5) formula yordamida chiziqli spektr berayotgan yoritgichning kinetik temperaturasini aniqlash mumkin. Biroq, aslida spektral chiziqning profili rasmda keltirilganidan farqlanib, aksincha murakkab tus oladi va yoritgichning temperaturasini aniqlashni murakkablashtiradi.
2. Absolyut qora jism qonuniyatlari asosida yoritgichlarning temperaturasini aniqlash. Garchi absolyut qora jism qonuniyatlari yoritgichlarning temperaturasini aniqlashning bir necha xil metodlarini bersada, aslida yoritgichlarning spektrida energiyaning taqsimlanishi Plank egriligidan farq qilganligi tufayli aniqlangan temperaturaning qiymatlari katta xatolikka ega bo‘ladi. Yulduzlar atmosferasining faqatgina qatlamlaridagina termodinamik muvozanat ro‘y berib, eslatilgan qonunlarni muvoffaqiyat bilan qo‘llash mumkin. Biroq bunday nurlanish yulduz atmosferasi tashqi qatlami bilan kuchli yutiladi va termodinamik muvozanatdan keskin farqlanuvchi tashqi qatlamning nurlanishini qayd qilamiz. Shuning uchun xam bunday nurlanish spektrida energiyaning taqsimoti, Plank egriligidan keskin farq qilib temperaturani aniq belgilashga imkon bermaydi. Shunga qaramay xar doim ma’lum yulduz spektrida energiyaning taqsimlanish egriligiga o‘xshash shunday Plank egriligini tanlash mumkinki, natijada tanlangan bu yulduz nurlanishiga ma’lum shartlar yordamida, Plank, Stefan-Bolsman va Vinning qonunlarini qo‘llashning imkoni tug‘uladi.
-rasmda turli temperaturadagi termodinamik muvozanatdagi jismlarning Plank egriliklari bilan birga kuzatishlardan olingan Quyoshning markazi spektrida energiyaning taqsimlanish egriligi (shtrixlarda) ham keltirilgan. Agar bu egrilik uchun Vinning siljish qonunini qo‘llasak, _max4300 A^o bo‘lganidan

Quyosh sirti 1 sm² yuzasining to‘la nurlanish energiyasi erg/sm^2.sek deb olinsa, Stefan-Bolsman qonuniga ko‘ra

Demak, yoritgichning effektiv temperaturasi deb, shunday absolyut qora jismning temperaturasiga aytiladiki, uning xar 1 sm² yuzasi chiqaradigan energiyasi mazkur jismning 1 sm² yuzasi chiqaradigan energiyaga teng bo‘ladi. Shuningdek Plank egriliklari yoritgichlarning ravshanlik va rang temperaturalarini aniqlashga ham imkon beradi. Yoritgichning rang temperaturasi deb, shunday absolyut qora jismning temperaturasiga aytiladiki, ma’lum to‘lqin uzunligida uning har kvadrat santimetri chiqaradigan nurlanish energiyasi mazkur yoritgichning har kvadrat santimetridan o‘sha to‘lqin uzunligida nurlanadigan energiyasiga teng bo‘ladi.
3. Yulduzlarning turli sistemalarda olingan yulduz kattaliklari yulduzlarning temperaturasini aniqlashda muvoffaqiyat bilan qo‘llaniladi. Gap shundaki Plank qonuni yulduzlarning turlanishi uchun uncha mos kelmaydi, shuning uchun ham yulduzlarning temperaturasini aniqlashda Vinning qonuni aniq natija bera olmaydi. Yulduzlarning rangi esa ularning temperaturasi bilan bevosita bog‘lanishda bo‘lib, rang deganda nurlanishning maksimumga to‘g‘ri kelgan to‘lqin uzunligini emas, balki yulduz rangining rang ko‘rsatkichi deb ataluvchi obyektiv xarakteristikasi tushuniladi. Rang ko‘rsatgichi haqida ma’lumotni yulduz spektrining turli qismlaridagi nurlanish energiyasini solishtirish orqali olish mumkin. Odatda rang ko‘rsatgichi qilib yulduzning fotografik va fotovizual yulduz kattaliklarining farqi:
CI = m_pg - m_pv
olinadi. U, B, V sistemada esa rang ko‘rsatgichi sifatida asosiy CI=B-V ва ultrabinafsha CI=U-B rang ko‘rsatgichlaridan foydalaniladi.
Yulduzlarning rang ko‘rsatgichi va yulduzning to‘la nurlanishini xarakterlaydigan effektiv temperaturasi orasidagi bog‘lanish belgilanib, so‘ngra u asosda yulduzlarning temperaturasini oson aniqlash mumkin. Rang ko‘rsatgichi uchun nol-punkt qabul qilingan bo‘lib, u shartli ravishda AO spektral sinfdagi yulduzlar uchun asosiy rang ko‘rsatgichi (B-V) nolga teng deb olingan. Spektral sinflari A sinfdan oldin turadigan qaynoq yulduzlar uchun manfiy ishorali, keyin turadiganlari uchun esa musbat ishorali bo‘ladi.
Quyosh markazining spektri nurlanish energiyasining egriligi turli temperaturaga mos Plank egriliklarini kesib o‘tishidan ko‘rinishicha, Quyoshning ravshanlik temperaturasi turli to‘lqin uzunligida turlicha bo‘ladi (_max dan chap tomonga e’tibor qiling).
Yoritgichning ravshanlik temperaturalarini aniqlash ancha murakkab jarayon bo‘lib, nurlanishning ma’lum to‘lqin uzunligidagi intensivligini absolyut birliklarda ifodalashga to‘g‘ri keladi. Lekin optik diapozonda sirtqi bevosita ko‘rib bo‘lmaydigan ba’zi planetalar yoki ayrim radioobyektlarni radiodiapozonda ravshanlik temperaturalarini o‘lchash, ya’ni ularning sirt haroratini taxminiy belgilash uchun bu usul birdan-bir qulay usul hisoblanadi.
Absolyut qora jism sirtining ayrim uchastkasida energiyaning nisbiy taqsimlanishi, yoritgichning shunday uchastkasidagi energiyaning nisbiy taqsimlanishi kabi bo‘lsa, u xolda absolyut qora jismning temperaturasi mazkur yoritgichning rang temperaturasi deyiladi.
Quyosh spektrining 5000-6000А⁰ uchastkasida energiyaning nisbiy taqsimlanishi 7000⁰К li Plank egriligining shu uchastkasidagi taqsimlanishiga mosligidan, bu uchastka uchun Quyoshning rang temperaturasi 7000 deb olinadi.
Xulosa qilib aytganda, turli mikdorlar asosida aniqlangan Quyosh temperaturasining turlicha chiqishi, uning atmosferasini turli qatlamlariga temperaturaning turli qiymatlari mos kelishini, xamda uning tashqi qatlamlari nurlanishi, absolyut qora jism nurlanishidan farq qilib, Plank, Stefan-Bolsman va Vinning qonunlari faqat temperaturani taxminiy aniqlash uchun imkon berishini ma’lum qiladi.