the solar spectrum; the prominent F

the solar spectrum; the prominent Fraunhofer lines at 5890 and 5896 A are due to sodium. Figure 4-15(b) shows qualitatively what a plot of intensity versus wavelength looks like; the intensity dips sharply at the wavelength of the Fraunhofer lines, but is not zero. (It was not Fraunhofer who first observed the absorption lines, but it was he who first recognized that some of them coincided in wavelength with bright emission lines produced by laboratory sources. It remained, however, for Kirchhoff and Bunsen in 1861 to make a detailed comparison of the solar spectrum with the arc and spark spectra of pure elements.) One can be sure that the Fraunhofer lines are the result of resonance absorption processes. The picture is that the continuous radiation from hot and relatively dense matter near the sun's surface is selectively filtered, as it passes outward, by atoms in the more tenuous vapors of the solar atmosphere. It would be satisfying if one could trace out the detailed shape of an optical absorption line and relate its width to the characteristic time (= 1/) for the decay of the spontaneous emission. This, however, is extremely hard to do. The chief enemy is the Doppler effect. Both direct and indirect evidence show that a typical lifetime for an excited atom emitting visible light is about 10 sec, so that Y is about 10 sec. The angular frequency of the emitted light, as defined by 2arc/X, is about 4 X 10' sec'. Thus we can calculate a line width 8N as follows:
õእ õq» ን' 10*
−—− ARSZ −— : −—
ARS ---- X ado wo 4 X 1015
(Hence 3x s 10A for x s 5000 A.) But, unless special precautions are taken, the emitting atoms have random thermal motions of several hundred meters per second, and we can estimate a Doppler broadening of the spectral lines: Δλ
as 2 x 10
10-0 یہ بط = Ը
The Doppler effect is thus about 100 times greater than any effect due to the true lifetime of the radiating atom. Interatomic collisions also disturb the situation, so that the resonance shapes of spectral lines are more a matter of inference than of direct spectroscopic observation.

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

สเปกตรัมแสงอาทิตย์ เส้นฟรอนโฮเฟอร์โดดเด่นที่ 5890 5896 A เนื่องจากโซเดียมได้ 4-15(b) รูปแสดงคุณภาพสิ่งพล็อตของความรุนแรงเมื่อเทียบกับความยาวคลื่นเหมือน ความเข้มข้นลาดคมชัดที่ความยาวคลื่นของเส้นฟรอนโฮเฟอร์ แต่ไม่ใช่ศูนย์ (มันไม่ได้จำนวนที่พบเส้นดูดซึมครั้งแรก แต่มันเป็นผู้แรก ที่ยอมรับว่า บางเหตุการณ์ในความยาวคลื่นสดใสปล่อยบรรทัดผลิต โดยห้องปฏิบัติการแหล่ง มันยังคงอยู่ แต่ Kirchhoff และบุนเซนใน 1861 เพื่อทำการเปรียบเทียบรายละเอียดของสเปกตรัมแสงอาทิตย์กับมุมโค้งและจุดประกายบริสุทธิ์องค์ประกอบ) หนึ่งสามารถมั่นใจได้ว่า เส้นฟรอนโฮเฟอร์เป็นผลลัพธ์ของกระบวนการดูดซับเสียงสะท้อน รูปภาพได้ว่า มีเลือกกรองรังสีต่อเนื่องจากเรื่องร้อน และค่อนข้างหนาแน่นใกล้พื้นผิวของดวงอาทิตย์ ส่งออก อะตอมในไอระเหยประกอบเพิ่มเติมของบรรยากาศแสงอาทิตย์ มันจะพอใจหากสามารถติดตามออกรูปร่างโดยละเอียดของบรรทัดการดูดซึมแสง และความกว้างที่เกี่ยวข้องกับเวลาลักษณะ (= 1 /) การสลายตัวของมลพิษที่เกิดขึ้นเอง อย่างไรก็ตาม นี้ เป็นยากมากที่จะทำ หัวหน้าศัตรูดอปเพลอร์ได้ หลักฐานทั้งทางตรง และทางอ้อมแสดงว่า อายุการใช้งานทั่วไปสำหรับอะตอมตื่นเต้นที่เปล่งแสงที่มองเห็นคือ ประมาณ 10 วินาที Y ที่เป็น 10 วินาที ความถี่เชิงมุมของแสง emitted ตามที่นิยาม โดย 2arc / X เป็นประมาณ 4 X 10' วินาที ' ดังนั้น เราสามารถคำนวณ 8N ความกว้างบรรทัดเป็นดังนี้:ንõእ õq »' 10 *− — − ARSZ − —: − —อาท---X ado wo 4 X 1015(ดังนั้น 3 x s 10A สำหรับ x s 5000 a.) แต่ เว้นแต่พิเศษระวัง อะตอมเปล่งมีสุ่มเคลื่อนไหวความร้อนหลายร้อยเมตรต่อวินาที และเราจะได้ประเมินการขยาย Doppler ของเส้นสเปกตรัม: Δλเป็น 2 x 1010-0 یہبط =Ըดอปเพลอร์จึงมากกว่าผลเนื่องจากอายุการใช้งานจริงของอะตอมแผ่ประมาณ 100 ครั้ง Interatomic ชนยังรบกวนสถานการณ์ เพื่อให้เรโซแนนซ์รูปร่างของเส้นสเปกตรัมมีมากกว่าเรื่องของสรุปกว่าของสังเกตสเปคตรัมโดยตรง

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

สเปกตรัมแสงอาทิตย์ ที่โดดเด่นสาย Fraunhofer ที่ 5890 และ 5896 เป็นเพราะโซเดียม รูปที่ 4-15 (ข) แสดงให้เห็นถึงคุณภาพสิ่งที่พล็อตของความรุนแรงเมื่อเทียบกับความยาวคลื่นดูเหมือน; ความเข้ม dips อย่างรวดเร็วที่ความยาวคลื่นของเส้น Fraunhofer แต่ไม่เป็นศูนย์ (มันไม่ได้ Fraunhofer คนแรกที่สังเกตเห็นสายการดูดซึม แต่เขาเป็นคนแรกที่ได้รับการยอมรับว่าบางส่วนของพวกเขาในเวลาใกล้เคียงในความยาวคลื่นกับสายการปล่อยสดใสผลิตโดยแหล่งที่มาในห้องปฏิบัติการ. มันยังคงอยู่ แต่สำหรับ Kirchhoff และแผดเผาใน 1861 เพื่อให้รายละเอียด เปรียบเทียบสเปกตรัมแสงอาทิตย์ที่มีส่วนโค้งและจุดประกายสเปกตรัมขององค์ประกอบบริสุทธิ์.) หนึ่งสามารถมั่นใจได้ว่าสาย Fraunhofer เป็นผลมาจากกระบวนการดูดซึมเสียงสะท้อน ภาพก็คือการฉายรังสีต่อเนื่องมาจากเรื่องร้อนและค่อนข้างหนาแน่นใกล้พื้นผิวของดวงอาทิตย์จะถูกกรองคัดเลือกเมื่อมันผ่านออกไปด้านนอกโดยอะตอมในไอระเหยที่เปราะบางมากขึ้นของบรรยากาศแสงอาทิตย์ มันจะเป็นที่น่าพอใจถ้าใครสามารถติดตาม Out รูปร่างรายละเอียดของสายการดูดซึมแสงและเกี่ยวข้องกับความกว้างเวลาลักษณะ (= 1 /) สำหรับการสลายตัวของการปล่อยก๊าซที่เกิดขึ้นเอง นี้ แต่เป็นเรื่องยากมากที่จะทำ ศัตรูหัวหน้า Doppler ผล หลักฐานทั้งโดยตรงและโดยอ้อมแสดงให้เห็นว่าอายุการใช้งานทั่วไปสำหรับอะตอมตื่นเต้นเปล่งแสงที่มองเห็นประมาณ 10 วินาทีเพื่อให้ Y เป็นเรื่องเกี่ยวกับ 10 วินาที ความถี่เชิงมุมของแสงที่ปล่อยออกตามที่กำหนดโดย 2arc / X เป็นเรื่องเกี่ยวกับ 4 X 10 'วินาที' ดังนั้นเราจึงสามารถคำนวณความกว้างบรรทัด 8N ดังนี้
õእ OQ »ን 10
* --- ARSZ -: -
ARS ---- X ADO wo 4 X 1015
(เพราะฉะนั้น 3x s 10A สำหรับ XS 5000 เอ) แต่ เว้นแต่ระมัดระวังเป็นพิเศษจะถูกนำอะตอมเปล่งมีการเคลื่อนไหวความร้อนแบบสุ่มของหลายร้อยเมตรต่อวินาทีและเราสามารถประมาณการขยาย Doppler ของเส้นสเปกตรัม: Δλ
2 x 10
10-0 یہبط = Ը
ผลกระทบ Doppler จึง ประมาณ 100 ครั้งยิ่งใหญ่กว่าผลกระทบใด ๆ อันเนื่องมาจากอายุการใช้งานที่แท้จริงของอะตอมแผ่ การชนกันระหว่างอะตอมยังรบกวนสถานการณ์เพื่อให้รูปร่างเสียงสะท้อนของเส้นสเปกตรัมมีเรื่องของการอนุมานกว่าของการสังเกตโดยตรงสเปกโทรสโก

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

สเปกตรัมพลังงานแสงอาทิตย์ ; เส้นฟรอนโฮเฟอร์ และโดดเด่นที่ 5890 5896 เป็นเนื่องจากโซเดียม รูปที่ 4-19 ( b ) แสดงให้เห็นถึงคุณภาพที่แปลงความเข้มเมื่อเทียบกับความยาวคลื่นดูเหมือน ; ความเข้มลดลงอย่างรวดเร็วในความยาวคลื่นของเส้นฟรอนโฮเฟอร์ แต่ไม่ใช่ศูนย์ ( มันไม่ได้ Fraunhofer คนแรกที่สังเกตอริยมรรค แต่เขาเป็นคนแรกที่ได้รับการยอมรับว่าบางส่วนของพวกเขาในความยาวคลื่นใกล้เคียงกับเส้นเปล่งแสงสดใสที่ผลิตโดยแหล่งข้อมูลทางห้องปฏิบัติการ มันยังคงอยู่ แต่สำหรับเคอร์ชอฟฟ์ตัวที่สูงและให้เปรียบเทียบรายละเอียดสเปกตรัมของแสงอาทิตย์กับอาร์ค และจุดประกายให้ธาตุบริสุทธิ์ หนึ่งสามารถมั่นใจได้ว่าเส้นฟรอนโฮเฟอร์ เป็นผลของกระบวนการดูดซับเสียงสะท้อน ภาพที่รังสีอย่างต่อเนื่องจากร้อนและค่อนข้างหนาแน่นใกล้พื้นผิวของดวงอาทิตย์ขึ้น คือเลือกกรองมันผ่านออกไปด้านนอก โดยอะตอมในไอผอมบางมากขึ้นของบรรยากาศ พลังงานแสงอาทิตย์ มันคงจะพอใจถ้าหนึ่งจะติดตามรูปร่างรายละเอียดของเส้นการดูดกลืนเชิงแสงและเกี่ยวข้องกับความกว้างถึงลักษณะ ( 1 ) สำหรับการสลายตัวของก๊าซธรรมชาติ . นี้ อย่างไรก็ตาม เป็นสิ่งยากที่จะทำ ศัตรูหัวหน้า Doppler ผล ทั้งทางตรง หลักฐานแสดงอายุการใช้งานทั่วไปสำหรับตื่นเต้นอะตอมเปล่งแสงประมาณ 10 วินาทีและทางอ้อม ดังนั้น Y อยู่ประมาณ 10 วินาที ความถี่เชิงมุมของแสงที่ปล่อยออกมา , กําหนดโดย 2arc / x ประมาณ 4 x 10 ' วินาที ' ดังนั้น เราสามารถคำนวณความกว้างของเส้น 8n ดังนี้õእõ Q »ን ' 10 *- arsz −−−− - -Ars ---- x 4 x พี่มีชื่อ โว( ด้วยเหตุนี้ 3x s 10A สำหรับ x s 5000 A ) แต่ถ้ามาตรการป้องกันพิเศษขึ้น โดยมีการเคลื่อนไหวของอะตอมแบบความร้อนหลายร้อยเมตร ต่อ วินาที และเราสามารถประมาณการการขยายกว้างของเส้นสเปคตรัม : Δλ2 x 1010-0 یہبط = Ըปรากฏการณ์ดอปเพลอร์ จึงประมาณ 100 เท่ามากกว่าผลใด ๆเนื่องจากการใช้งานจริงของการแผ่กระจายของอะตอม การชนกัน interatomic ยังรบกวนสถานการณ์เพื่อให้สะท้อนรูปร่างของเส้นเงามากกว่าเรื่องของการอนุมานทางกว่าการสังเกตโดยตรง