Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Спектрофотометричний стандарт еталонне джерело випромінювання модель абсолютно чорного тіла Спектрофотометричні стандарт

Спектрофотометричні стандарти

Спектрофотометричні стандарти

Спектрофотометричний стандарт — еталонне джерело випромінювання, модель абсолютно чорного тіла.

Спектрофотометричні стандарти поділяють на первинні і вторинні. За загальноприйнятою домовленістю як первинний спектрофотометричний стандарт прийнята зоря Вега. Для того щоб отримати абсолютний розподіл енергії в спектрі зорі необхідно:

  • виконати спектрофотометричні вимірювання зорі відносно до якого-небудь зоряного стандарту;
  • таким же чином прив'язати використаний стандарт до первинного;
  • розподіл енергії в спектрі первинного стандарту (Веги) прив'язати до еталону фізичної величини — спектральної густини енергетичної освітленості.

Первинним еталонним джерелом випромінювання зазвичай є модель абсолютно чорного тіла, яка випромінює за законом Планка.

Модель абсолютно чорного тіла являє собою закриту порожнину, що нагріта до певної, дуже добре відомої температури. Під час калібрування астрономічної спектрофотометричної апаратури найважливіша точка затвердіння золота. Відповідно до шкали МПТШ-90 (Міжнародна практична температурна шкала), затвердіння золота відбувається при температурі 1337,33 К.

Далі здійснюють прив'язку випромінювання моделі абсолютно чорного тіла, з відомим розподілом енергії E(λ), і випромінювання зорі. Оскільки поза лабораторних умов важко досягти належної стабільності температури і поставити модель поряд із телескопом під час спостережень проблематично, то використовують проміжні вторинні стандарти. Такими стандартами частіше за все є стрічкові спектрофотометричні лампи. За принципом побудови вони схожі на звичайні лампи розжарення з вольфрамовою ниткою. Але в них використовується не нитка, а стрічка товщиною 1-2 мм. Яскравість стрічки калібрується у вибраній точці в лабораторії за абсолютно чорним тілом. Зазвичай живлення лампи здійснюється від високостабільного джерела. Типова температура вольфрамової стрічки 2800 К

В спектрофотометричних каталогах наводяться таблиці прийнятого, каліброваного розподілу енергії в спектрі Веги. У цей час можна вважати, що розподіл енергії в спектрі Веги як первинного спектрофотометричного стандарту відомий з точністю 1 % в області 500—900 нм. Монохроматична освітленість від Веги на довжині хвилі 500 нм становить 0.349 ерг/м3 Проте є серйозні підозри на те, що Вега змінна зоря і не може з достатньою точністю задовольнити потреби астрономів.

Література

  1. Миронов А. В. «Основы астрофотометрии», Москва, 2005
На цю статтю не посилаються інші статті Вікіпедії.
Будь ласка розставте посилання відповідно до .

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Spektrofotometrichnij standart etalonne dzherelo viprominyuvannya model absolyutno chornogo tila Spektrofotometrichni standarti podilyayut na pervinni i vtorinni Za zagalnoprijnyatoyu domovlenistyu yak pervinnij spektrofotometrichnij standart prijnyata zorya Vega Dlya togo shob otrimati absolyutnij rozpodil energiyi v spektri zori neobhidno vikonati spektrofotometrichni vimiryuvannya zori vidnosno do yakogo nebud zoryanogo standartu takim zhe chinom priv yazati vikoristanij standart do pervinnogo rozpodil energiyi v spektri pervinnogo standartu Vegi priv yazati do etalonu fizichnoyi velichini spektralnoyi gustini energetichnoyi osvitlenosti Pervinnim etalonnim dzherelom viprominyuvannya zazvichaj ye model absolyutno chornogo tila yaka viprominyuye za zakonom Planka Model absolyutno chornogo tila yavlyaye soboyu zakritu porozhninu sho nagrita do pevnoyi duzhe dobre vidomoyi temperaturi Pid chas kalibruvannya astronomichnoyi spektrofotometrichnoyi aparaturi najvazhlivisha tochka zatverdinnya zolota Vidpovidno do shkali MPTSh 90 Mizhnarodna praktichna temperaturna shkala zatverdinnya zolota vidbuvayetsya pri temperaturi 1337 33 K Dali zdijsnyuyut priv yazku viprominyuvannya modeli absolyutno chornogo tila z vidomim rozpodilom energiyi E l i viprominyuvannya zori Oskilki poza laboratornih umov vazhko dosyagti nalezhnoyi stabilnosti temperaturi i postaviti model poryad iz teleskopom pid chas sposterezhen problematichno to vikoristovuyut promizhni vtorinni standarti Takimi standartami chastishe za vse ye strichkovi spektrofotometrichni lampi Za principom pobudovi voni shozhi na zvichajni lampi rozzharennya z volframovoyu nitkoyu Ale v nih vikoristovuyetsya ne nitka a strichka tovshinoyu 1 2 mm Yaskravist strichki kalibruyetsya u vibranij tochci v laboratoriyi za absolyutno chornim tilom Zazvichaj zhivlennya lampi zdijsnyuyetsya vid visokostabilnogo dzherela Tipova temperatura volframovoyi strichki 2800 K V spektrofotometrichnih katalogah navodyatsya tablici prijnyatogo kalibrovanogo rozpodilu energiyi v spektri Vegi U cej chas mozhna vvazhati sho rozpodil energiyi v spektri Vegi yak pervinnogo spektrofotometrichnogo standartu vidomij z tochnistyu 1 v oblasti 500 900 nm Monohromatichna osvitlenist vid Vegi na dovzhini hvili 500 nm stanovit 0 349 erg m3 Prote ye serjozni pidozri na te sho Vega zminna zorya i ne mozhe z dostatnoyu tochnistyu zadovolniti potrebi astronomiv LiteraturaMironov A V Osnovy astrofotometrii Moskva 2005Na cyu stattyu ne posilayutsya inshi statti Vikipediyi Bud laska rozstavte posilannya vidpovidno do prijnyatih rekomendacij

Дата публікації:
Топ