|
|
ружонн к спектре Солида (фраупыферовы линии С, F, (! и L являются линиями //^, //р , Ну и //б). Длина волны Я первой линии Б. с. раина 656,28 ны, граница серии лежит при Я≈364,6 шг. В лаб. условиях Б. с. можно наблюдать при электрич. разряде в водороде. Благодаря распростран╦нности водорода ь-о Вселенной Б. с, наблюдается в спектрах большинства космлч. объектов.
Аналил интенспнностен линий Б. с. позволяет судить о темп-pax зв╦зд, т. к. для получения интенсивных линии необходимо, чтобы в их образовании участвовало достаточное кол-во неионизованных возбужд╦нных а гомон водорода. Такие условия выполняются в атмосферах зв╦зд спектрального класса А с темп-рои. 7^:104 К (в более холодных зв╦здах с 7'<Н*103 К мало возбужд╦нных атомов водорода, в горячих зв╦здах с Т>3 ∙ 1U4 К почти все атомы водорода ионизованы). Сравнивая контуры линий К. с., получают информацию о плотностях зк╦здных атмосфер.
БАЛЬМЕРОВСКИЙ ДЕКРЕМЕНТ ≈ отношение иитеп-сивностен / водородных эмиссионных спектральных линий Балъхера серии в спектрах газовых туманностей п др. астрофнз, объектов. Обычно интенсивность линии Яр принимают за единицу и сравнивают интенсивности др. линий с пей.
Б, д. определяется в оси. насел╦нностью уровнен ;шергш] атолюв водорода и условиями выхода фотонов. В зонах НИ заселение уровней водорода происходит гл. обр. при радиац. рекомбинациях ионов н электронов. Зоны НИ обычно являются оптически толстыми для инучелия в линиях JI аймака серии, но оптически топкими для др. линий водорода и в непрерывном сиект-ро. В УТОМ случае величина Б. д. очень слабо зависит от темп-ры, плотности вещества и оптической толщины туманности в линиях серии Лапмана. При параметрах, типичных для зон I1II: /(Яа) : /(Яр) : I (Ну] : /(//б): :1 (Нг )...-≈2&1 : i : 0,47 : 0?26 ; 0,16... Обычно наблюдаемые знамения Ь. д. искажены из-за селективного межзи╦здщ)?® поглощения света, делающего наблюдаемый Б. д. более крутым. Сравнение теоретич. Б. д. с наблюдаемым используют для измерения межзв╦здного поглощения света.
В др. астрофиз. объектах с эмиссионными спектрами, напр, в остатках вспышек сверхновых зв╦зд, активных ядрах галактик, квазарах, зв╦здах Вольфа ≈ Ране, величина Б. д. определяется большим набором процессов, таких, как возбуждение и деактивация уровней ударами частиц, многократное рассеяние в спектральных линиях водорода (в случае, если изучающие газовые образования оптически толсты в УТИХ линиях) н т. д. В этих объектах Б. д. может сильно отличаться от Ь. д. для зон IIII и быть более крутым и переменным во времени. Наблюдаемые значения Б. д. в совокупности с др. данными наблюдении можно использовать для определения физ, условии в этих объектах.
Лит.; К а и л п н С, А., П и к t1 л ь н с р С. Б., Меж-явгадная сред?!, М., Ш>3; М a t b с w s W. G.t В 1 u т е n t-h a i <j. В., G r a n d i S. A,, Hydrogen lint; intensities from dense plasmas-application to quasar spectra, «Astrophys, J.>>T 19SO, v. 235, p. 971. П. Г. Вочкар╦в. БАЛЬМЕРОВСКИЙ СКАЧОК -^ резкое изменение интенсивности / (л) непрерывного излучения мн. астро-фнз. объектов па малом интервале длин волн вблизи
границы Бальмера серии (Я» ≈3646 А). Наряду с Б. с, существуют скачки у границ др. спектральных серил водорода и сильных спектральных серий др. элементов (гл. обр. в УФ-дшшаэонс).
Б. с. возникает из-за скачка коэффициента поглощения а непрерывного излучения атомами недорода нбли» зп Я да : д(?1 ≈ Яда-|- ДЯ)<й(л≈Я^ ≈ ЛЯ), где 0<ДЯ«сЯво. Уменьшение а объясняется тем, что фотоны с Я>Я00 у/ке не м*)гуг иоппаонать атом водорода со 2-го уровня анергии. В спектрах звезд /(Я00-Г-ДЯ)>/(Я00 ≈ДЯ) (рис.). Это обусловлено ростом темп-ры с глубиной. Т. к. при Я^Я^^-ДЯ коуф. а лгеньше, то на этих длинах волн видно изучение более глубоких и следователь-
более горячих слоев атмосферы, чем при Я=Я,»≈ ≈ ДЯ. Б. с. в спектрах зв╦зд слегка сдвинут от Я<» в сторону больших Я и размыт на десятки, а для белых кар-ликон ≈ на сотни А. Это является следствием ушире-ния спектральных линий давлением. Вблизи границы серии Бальмера линии сливаются друг с другом, как бы продолжая непрерывный спектр и отодвигая положение Б. с. 1То положению и размытию Б. с., а также
спектра ввгзды v Близнецов спектрального класса AOV. Вертикальная линия показывает место границы сори и Бальмера ^^ = 3646 А. Длины волн возрастают слева на-
право.
по перепаду интенсивности излучения в н╦м можно судить о светимости классе и др. физ. параметрах звезды. На основе измерения указанных тр╦х характеристик Б. с. разработана классификация зв╦зд. Наиб, ярко выражен Б. с. у зв╦зд спектральных классов А и F,
Б. с. наблюдается также в спектрах газовых туманностей, активных ядер галактик, квазаров и т. д. В зонах НИ и планетарных туманностях величина Б. с. /(Яж ≈ ДХ)//(Аж-г- ДА,) достигает 5 и более. Знак Б. с. противоположен знаку Б. с. у зв╦зд: I (A^-j- ДЯ,)</{?100 ≈ ≈ ДА). Это связано с тем, что здесь наблюдается излучение прозрачного газа на фоне т╦много неба и менее прозрачные участки светят ярче в соответствии с Кирхгофа законом излучения. Величина Б. с. зависит от темп-ры туманности, а при концентрациях атомов 10* ≈ 106 см~3 также и от плотности вещества, Б. с. позволяет судить об отих параметрах туманностей.
У зв╦зд, окруж╦нных газовыми оболочками, действуют эффекты, характерные как для зв╦зд, так и для туманностей, и Б. с, может иметь любой знак.
Лит.: К а и л а н С. А., II н к е л ь н е р С. Б., Мгж-эвездная среда, М., 1963; Мартынов Д. Н., Курс общой астрофизики, 3 иод., М., 1979; А л л е р Л., Лиллер У., Планетарные туманности, нор. с англ., М., 1971; Грей Д., Наблюдении и ана;1ии звездных фотосфер, пер. с англ., М,, 19ЙО.
т-1 * II тжпжъ -
БАНЧЬР ≈ то ЖО, что группирователь.
БАН4ИРОВКА (от англ, bunch ≈ образовывать пучки, сбивать в кучу) ≈ группирование частиц первона* чально непрерывного пучка в отд. сгустки или усиление степени группирования частиц (сжатие сгустков). Б. применяется в ускорителях, и частности перед ил-жекциеп пучка частиц в линейный ускоритель резонансного типа, для к-рого эфф. захват пучка в режим ускорения требует предварит, группирования частиц в сгустки. Ь. применяется также для увеличения пиковой интенсивности пучка частиц. Устро1гство, предназначенное для Б. пучка частиц, наз. банчером или группи-рователем. э, л. Бурытейп, БАР (от грсч. baros ≈ тяжесть), бар ∙ ≈ внесистемная единица давления, применявшаяся гл. обр. в метеорологии. 1 бар=105 Ш=0, 986923 атм. Б. также пазыва-
")
}
