Эквивалентная ширина

Эквивалентная ширина (англ. Equivalent width) спектральной линии является мерой площади линии на графике зависимости интенсивности от длины волны. Он определяется путём формирования прямоугольника с высотой, равной высоте непрерывного излучения, и определения ширины, при которой площадь прямоугольника равна площади спектральной линии. Это мера силы спектральных особенностей, которая в основном используется в астрономии[1].

Диаграмма, показывающая эквивалентную ширину, соответствующую линии поглощения, которая показана красным

Определение

Формально эквивалентная ширина задаётся уравнением:

[2],

здесь представляет интенсивность континуума по обе стороны от функции поглощения (или излучения); представляет интенсивность по всему интересующему нас диапазону длин волн. Тогда представляет ширину гипотетической линии, которая падает до нулевой интенсивности и имеет «тот же интегрированный дефицит потока из континуума, что и истинный»[2]. Это уравнение может быть применено как к излучению, так и к поглощению, но применительно к излучению значение является отрицательным, и поэтому используется абсолютное значение.

Приложения

Эквивалентная ширина используется в качестве количественной меры силы спектральных характеристик. Эквивалентная ширина является удобным выбором, поскольку формы спектральных характеристик могут варьироваться в зависимости от конфигурации системы, которая создаёт линии. Например, линия может испытывать доплеровское уширение из-за движений газа, испускающего фотоны. Фотоны будут смещены от центра линии, что делает высоту эмиссионной линии плохим показателем её общей силы. С другой стороны, эквивалентная ширина «измеряет долю энергии, удалённой из спектра линией», независимо от уширения, присущего линии или детектора с плохим разрешением[3]. Таким образом, эквивалентная ширина может во многих условиях привести к измерению числу поглощающих или излучающих атомов[1].

Например, измерения эквивалентной ширины альфа-перехода Бальмера в звёздах типа T Тельца используются для классификации отдельных звёзд типа T Тельца как классических, так и со слабыми линями[lower-alpha 1][2]. Кроме того, эквивалентная ширина используется при изучении звездообразования в альфа-Лайман галактиках поскольку эквивалентная ширина линии альфа-Лайман связана со скоростью звездообразования в галактике[5]. Эквивалентная ширина также используется во многих других ситуациях, когда необходимо количественное сравнение между силами линий.

Примечания
Комментарии
  1. Ссылка на слабость спектральных линий для звезды по сравнению со стандартными звёздами с той же спектральной классификацией. Поскольку большинство линий поглощения вызваны элементами, отличными от водорода и гелия, которые астрономы называют «металлами», их иногда называют звёздами со слабыми литиями металлов [4]
Источники
  1. Carroll, Bradley; Ostlie, Dale. An Introduction to Modern Astrophysics (англ.). — Pearson Addison-Wesley, 2007. — ISBN 0-321-44284-9.
  2. Stahler, Steven; Palla, Francesco. The Formation of Stars (англ.). — Wiley-VCH, 2004. — ISBN 3-527-40559-3.
  3. Spitzer, Lyman. Physical Processes in the Interstellar Medium (англ.). — Wiley-VCH, 1998. — ISBN 0-471-02232-2.
  4.  (англ.) Jaschek, Carlos & Jaschek, Mercedes (1990), The Classification of Stars, Cambridge University Press, с. 257, ISBN 0-521-38996-8, <https://books.google.com/books?id=DCA0PIjqSpQC&pg=PA257>
  5. Dijkstra, Mark; Westra, Eduard. Star formation indicators and line equivalent width in Lya galaxies (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2010. — Vol. 401, no. 4. — P. 2343—2348. — doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15859.x. — . — arXiv:0911.1357.

Ссылки
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.