«Спектральный анализ физика» - Спектральный анализ Открытый урок. Оптотехники и светотехники нужны - сегодня, завтра, всегда! Стационарно – искровые оптико - эмиссонные спектрометры «МЕТАЛСКАН –2500». В спектрах таких звездах много линий металлов и молекул. Спектральный анализ в астрофизике. Цель урока. Главное поле деятельности Вуда - физическая оптика.
«Спектр излучения» - Лампы дневного света. Классификация источников света. В настоящее время составлены таблицы спектров всех атомов. Примером может служить бурно развивающаяся физическая химия. Спектральный анализ. Такие приборы называют спектральными аппаратами. 4, 6 - гелий. 7 - солнечный. На месте линий поглощения в солнечном спектре вспыхивают линии излучения.
«Спектр» - Спектры испускания. Каждый атом излучает набор электромагнитных волн определенных частот. Три вида: сплошной, линейчатый, полосатый. Открытие гелия. Поэтому каждый химический элемент имеет свой спектр. Полосатый. Усовершенствовал изготовление линз, дифракционных решеток. Спектры. Постулаты Бора. ФРАУНГОФЕР (Fraunhofer) Йозеф (1787–1826), немецкий физик.
«Спектры и спектральный анализ» - Спектры. Спектр излучения. Спектральный анализ. Линии поглощения. Спектроскоп. Уголовное дело. Дисперсия. Газы светятся. Метод спектрального анализа. Длина волны. Иозеф Фраунгофер. Коллиматор. Бунзен Роберт Вильгельм. Спектральный анализ в астрономии.
«Виды спектров» - Водород. 1. Непрерывный спектр. Виды спектров: Наблюдение сплошного и линейчатых спектров. 4. Спектры поглощения. Натрий. 3. Полосатый спектр. Лабораторная работа. Спектральный анализ. Прибор для определения химического состава сплава металлов. Определение состава вещества по спектру. Гелий. 2. Линейчатый спектр.
Задумывались ли вы над тем, откуда мы знаем о свойствах далёких небесных тел?
Наверняка вам известно о том, что таким знаниям мы обязаны спектральному анализу. Однако нередко мы недооцениваем вклад этого метода в само понимание . Появления спектрального анализа перевернуло многие устоявшиеся парадигмы о строении и свойствах нашего мира.
Благодаря спектральному анализу мы имеем представление о масштабе и величии космоса. Благодаря нему мы перестали ограничивать Вселенную Млечным Путём. Спектральный анализ открыл нам великое разнообразие звезд, рассказал об их рождении, эволюции и смерти. Этот метод лежит в основе практически всех современных и даже грядущих астрономических открытий.
Узнать о недосягаемом
Ещё два столетия назад было принято считать, что химических состав планет и звезд навсегда останется для нас загадкой. Ведь в представлении тех лет космические объекты всегда останутся для нас недоступными. Следовательно, мы никогда не получим пробного образца какой-либо звезды или планеты и никогда не узнаем об их составе. Открытие спектрального анализа полностью опровергло это заблуждение.
Спектральный анализ позволяет дистанционно узнать о многих свойствах далёких объектов. Естественно, без такого метода современная практическая астрономия просто бессмысленна.
Линии на радуге
Темные линии на спектре Солнца заметил ещё в 1802 году изобретатель Волластон. Однако сам первооткрыватель особо не зациклился на этих линиях. Их обширное исследование и классификацию произвел в 1814 году Фраунгофер. В ходе своих опытов он заметил, что своим набором линий обладает Солнце, Сириус, Венера и искусственные источники света. Это означало, что эти линии зависят исключительно от источника света. На них не влияет земная атмосфера или свойства оптического прибора.
Природу этих линий в 1859 открыл немецкий физик Кирхгоф вместе с химиком Робертом Бунзеном. Они установили связь между линиями в спектре Солнца и линиями излучения паров различных веществ. Так они сделали революционное открытие о том, что каждый химический элемент обладает своим набором спектральных линий. Следовательно, по излучению любого объекта можно узнать о его составе. Так был рождён спектральный анализ.
В ходе дальнейших десятилетий благодаря спектральному анализу были открыты многие химические элементы. В их число входит гелий, который был сначала обнаружен на Солнце, за что и получил своё название. Поэтому изначально он считался исключительно солнечным газом, пока через три десятилетия не был обнаружен на Земле.
Три вида спектра
Чем же объясняется такое поведение спектра? Ответ кроется в квантовой природе излучения. Как известно, при поглощении атомом электромагнитной энергии, его внешний электрон переходит на более высокий энергетический уровень. Аналогично при излучении – на более низкий. Каждый атом имеет свою разницу энергетических уровней. Отсюда и уникальная частота поглощения и излучения для каждого химического элемента.
Именно на этих частотах излучает и испускает газ. В тоже время твёрдые и жидкие тела при нагревании испускают полный спектр, независящий от их химического состава. Поэтому получаемый спектр подразделяется на три типа: непрерывный, линейчатый спектр и спектр поглощения. Соответственно, непрерывный спектр излучают твёрдые и жидкие тела, линейчатый – газы. Спектр поглощения наблюдается тогда, когда непрерывное излучение поглощается газом. Другими словами, разноцветные линии на тёмном фоне линейчатого спектра будут соответствовать тёмным линиям на разноцветном фоне спектра поглощения.
Именно спектр поглощения наблюдается у Солнца, тогда как нагретые газы испускают излучение с линейчатым спектром. Это объясняется тем, что фотосфера Солнца хоть и является газом, она не прозрачна для оптического спектра. Похожая картина наблюдается у других звёзд. Что интересно, во время полного солнечного затмения спектр Солнца становится линейчатым. Ведь в таком случае он исходит от прозрачных внешних слоёв её .
Принципы спектроскопии
Оптический спектральный анализ относительно прост в техническом исполнении. В основе его работы лежит разложение излучения исследуемого объекта и дальнейший анализ полученного спектра. Используя стеклянную призму, в 1671 году Исаак Ньютон осуществил первое «официальное» разложение света. Он же и ввёл в слово «спектр» в научный обиход. Собственно, раскладывая таким же образом свет, Волластон и заметил чёрные линии на спектре. На этом принципе работают и спектрографы.
Разложение света может также происходить с помощью дифракционных решёток. Дальнейший анализ света можно производить самыми различными методами. Изначально для этого использовалась наблюдательная трубка, затем – фотокамера. В наши дни получаемый спектр анализируется высокоточными электронными приборами.
До сих пор речь шла об оптической спектроскопии. Однако современный спектральный анализ не ограничивается этим диапазоном. Во многих областях науки и техники используется спектральный анализ практически всех видов электромагнитных волн – от радио до рентгена. Естественно, такие исследования осуществляются самыми различными методами. Без различных методов спектрального анализа мы бы не знали современной физики, химии, медицины и, конечно же, астрономии.
Спектральный анализ в астрономии
Как отмечалось ранее, именно с Солнца началось изучение спектральных линий. Поэтому неудивительно, что исследование спектров сразу же нашло своё применение в астрономии.
Разумеется, первым делом астрономы принялись использовать этот метод для изучения состава звезд и других космических объектов. Так у каждой звезды появился свой спектральный класс, отражающий температуру и состав их атмосферы. Также стали известны параметры атмосферы планет солнечной системы. Астрономы приблизились к пониманию природы газовых туманностей, а также , и многих других небесных объектов и явлений.
Однако с помощью спектрального анализа можно узнать не только о качественном составе объектов.
Измерить скорость
Эффект Доплера в астрономииЭффект Доплера в астрономии
Эффект Доплера был теоретически разработан австрийским физиком в 1840 году, в честь которого он и был назван. Этот эффект можно пронаблюдать, прислушиваясь к гудку проезжающего мимо поезда. Высота гудка приближающегося поезда будет заметно отличаться от гудка отдаляющегося. Примерно таким образом Эффект Доплера и был доказан теоретически. Эффект заключается в том, что для наблюдателя длина волны движущегося источника искажается. Она увеличивается при удалении источника и уменьшается при приближении. Аналогичным свойством обладают и электромагнитные волны.
При отдалении источника всё темные полосы на спектре его излучения смещаются к красной стороне. Т.е. все длины волн увеличиваются. Точно также при приближении источника они смещаются к фиолетовой стороне. Таким образом стал отличным дополнением к спектральному анализу. Теперь по линиям в спектре можно было узнать то, что раньше казалось невозможным. Измерить скорости космических объекта, рассчитать орбитальные параметры двойных звёзд, скорости вращения планет и многое другое. Особую роль эффект «красного смещения» произвёл в космологии.
Открытие американского учёного Эдвина Хаббла сравнимо с разработкой Коперником гелиоцентрической системы мира. Исследуя яркость цефеид в различных туманностях, он доказал, что многие из них расположены намного дальше Млечного Пути. Сопоставив полученные расстояния с спектров галактик, Хаббл открыл свой знаменитый закон. Согласно нему, расстояние до галактик пропорционально скорости их удаления от нас. Хотя его закон несколько разнится с современными представлениями, открытие Хаббла расширило масштабы Вселенной.
Спектральный анализ и современная астрономия
Сегодня без спектрального анализа не происходит практически ни одного астрономического наблюдения. С его помощью открывают новые экзопланеты и расширяют границы Вселенной. Спектрометры несут на себе марсоходы и межпланетные зонды, космические телескопы и исследовательские спутники. Фактически без спектрального анализа не было бы современной астрономии. Мы так и дальше бы вглядывались пустой безликий свет звёзд, о котором не знали бы ничего.
Спектральный анализ в астрономии находит себе применение, главным образом, в определении химического состава и физического состояния небесных светил и в определении их движения по лучу зрения, т. е. вдоль прямой, соединяющей землю и светило (см. Допплера явление). В первом случае применяются основные законы спектрального анализа; спектры источника света бывают трех видов:1) сплошной, когда источник света есть твердое или жидкое тело, каким-либо путем доведенное до свечения, или также и газообразное, особенно смесь газов, если давление его достаточно велико; сплошного спектра в последнем случае на земле не получено, но на возможность его указывают опыты, при которых линии спектра некоторых веществ расширялись при повышении давления газа, испускающего свет; 2) линейчатый спектр излучения, состоящий из большего или меньшего количества ярких линий (каждая линия есть изображение щели спектрального аппарата в отдельном цвете определенной длины волны); он получается, если источник света есть газ, каким-либо путем доведенный до свечения: опытами до сих пор не найдено двух различных газов, которые давали бы одинаковый спектр; на этом основана возможность по линейчатому спектру излучения определять химический состав того газа или смеси тех газов, от которых исходит свет; с другой стороны, опыты же показали, что у некоторых газов спектр бывает не один, а несколько, и что это зависит от способа, каким газ доведен до свечения; возможно, предполагать, что эта зависимость касается всех газов, но еще не у всех она обнаружена опытами. Далеко не во всех таких случаях определенно установлено, какие причины влияют на изменение спектра. Обычно их приписывают различию температуры, различию энергии, с которой в том или другом процессе (нагревание, прохождение электрического тока) совершается испускание света атомами газа: подмечено, например, что у некоторых газов без коренного изменения расположения светлых линий в их спектрах относительная яркость отдельных линий меняется по мере того, как, например, изменяется мощность электрического разряда, которым газ доводится до свечения; притом яркость некоторых линий увеличивается с увеличением мощности разряда, у других же линий она при этом уменьшается; подобное же изменение яркости некоторых линий наблюдается при сравнении спектров, полученных путем нагревания паров подходящих металлов при повышении температуры от 1 ½ до 2 ½ тысяч градусов. Результаты этих исследований применяются иногда в астрономии для суждения об условиях, при которых на небесных телах находятся различные светящиеся газы; однако, применение их не вполне уверенно, так как сомнительно, чтоб условия свечения газов на небесных светилах вполне соответствовали тем ограниченным техническим приемам, которыми до сих пор возможно пользоваться в земных лабораториях. Здесь открывается широкое поле для дальнейших опытов и теоретических исследований; 3) третий вид спектров, спектр поглощения, получается, когда свет от источника света, дающего непрерывный спектр, прежде чем попасть в щель спектрального прибора, проходит через слой газов, в частном случае светящихся. Тогда в спектре обычно появляются темные линии в тех самых местах, в которых эти газы при самосвечении дают светлые линии. Таким образом, по этим темным линиям возможно определить природу газов, через которые проходит свет. Но не всегда прохождение света через газы вызывает заметные линии поглощения; и, далее, относительная напряженность линий поглощения не вполне соответствует относительной яркости ярких линий тех же газов. Резкий пример: гелий впервые открыт на солнце по светлой линии его в спектре хромосферы, но темной линии гелия в обычном спектре солнца нет. Поэтому из отсутствия темных линий какого-либо газа в спектре небесного тела нельзя еще заключать об отсутствии или малом количестве этого газа в его атмосфере; физические условия могут быть таковы, что он не может проявить себя заметным поглощением света. Как во многих других случаях, достоверны лишь положительные, а не отрицательные свидетельства. Путем применения этих основных законов спектрального анализа был обнаружен состав различных небесных тел или их частей (см. солнце, звезды, кометы, туманности).
Влияние различных других факторов на место в спектре и вид спектральных линий, обнаруженное при исследованиях в земных лабораториях, также находит себе применение в астрономии; например, изменение длины волны линий в зависимости от давления газа дает возможность приблизительно судить о давлении атмосфер на небесных светилах в предположении, что здесь не дают знать себя какие-либо другие причины. Влияние магнитного поля на спектр газа, проходящего в нем (см. Земаново явление), также нашло себе применение в астрономии; путем исследования поляризации темных линий в спектре солнечных пятен было обнаружено магнитное доле в них, а затем и вообще магнитное поле солнца. Определение движения по лучу зрения на основании явления Допплера (см.) находит себе обширное применение, в особенности в различных вопросах, касающихся звезд и солнца (см. звезды, XXI, 34, 35, 38; солнце).
В конце XIX века теоретическими и экспериментальными исследованиями были установлены законы излучения (см.) т. н. абсолютно черного тела; была определена зависимость количества излучаемой телом энергии от его температуры и распределение энергии по различным частям спектра, длинам волн. Применение найденных при этом законов к спектрам небесных светил позволило, конечно, в случае самосветящихся, т. е. солнца и звезд, определить, хотя бы приблизительно, температуры их излучающих поверхностей.
Наконец, в недавнее время спектральный анализ нашел себе особое применение в астрономии, именно к определению расстояний звезд от солнца. Чисто геометрическим методом (см. звезды, XXI, 27) постепенно были определены расстояния нескольких сотен звезд от солнца; кроме того, были определены и их видимые, кажущиеся яркости в так называемых звездных величинах (см. звезды, XXI, 23); эти видимые величины зависят, конечно, от действительной яркости звезд, но также и от их расстояния от солнца: на деле яркая звезда может казаться слабой, если она очень далека от нас; наоборот, слабая может казаться яркой, если она ближе к нам. Но если известны и видимая яркость и расстояние, то тогда можно сравнить между собой действительные яркости звезд, какими они были бы, если бы все находились на одинаковом расстоянии от солнца. За такое расстояние было условно принято расстояние в 2 062 648 раз больше расстояния земли от солнца; ему соответствует годичный параллакс ровно в 0,1 секунды дуги; звездная величина каждой звезды, воображаемой перенесенною на такое расстояние, называется «абсолютной» величиной этой звезды. И вот при сравнении спектров звезд одного и того же спектрального типа (см. звезды, XXI, 31, 32), но различных «абсолютных» величин, было найдено, что некоторые немногие линии спектра по своей напряженности, ширине определенным образом связаны с абсолютной величиной; так что по их относительной напряженности можно определить «абсолютную» величину. Когда эта связь выражена математической формулой или же просто чертежом, тогда по напряженности линий в спектре любой звезды этого звезды больше или меньше того расстояния, которому соответствует «абсолютная» яркость, т. е. расстояние с параллаксом в 0,1 секунды дуги, а значит можно определить расстояние этой звезды. Этот способ, намеченный Кольшюттером и детально развитый Адамсом, находит в последние годы все большее и большее применение в астрономии.
Луч света, проходящий через стеклянную призму преломляется, и после выхода из призмы идет уже по другому направлению. При этом лучи разного цвета преломляются различно. Из семи цветов радуги сильнее всего отклоняются световые лучи фиолетового цвета, в меньшей степени - синего, еще меньше - голубые лучи, затем - зеленые, желтые, оранжевые, меньше всего отклоняются красные лучи.
Любое светящееся тело испускает в пространство лучи разного цвета. Но так как они накладываются один на другой, то для человеческого глаза все они сливаются в один цвет.
Например, Солнце испускает лучи белого цвета, но если мы пропустим такой луч через призму и тем самым разложим его на составные части, то окажется, что белый цвет луча сложный: он состоит из смеси всех цветов радуги. Смешав эти цвета вместе, мы опять получим белый цвет.
В астрономии, для изучения того как устроены звезды, активно используются так называемые спектры звезд . Спектром называется луч какого-нибудь источника света, пропущенный через призму и разложенный ею на свои составные части. Немного отвлекшись, можно сказать, что обычная земная радуга есть ничто иное, как спектр Солнца, ведь своим появлением она обязана преломлению солнечного света в капельках воды, действующих в данном случае подобно призме.
Для того чтобы получить спектр в более чистом виде, ученые пользуются не простой стеклянной призмой, а специальным прибором - спектроскопом .
Принцип работы спектроскопа: мы знаем как «светится» совершенно «чистый» (идеальный) поток света, также мы знаем какие «помехи» вносят различные примеси. Сравнивая спектры, мы можем видеть температуру и химический состав тела, испустившего анализируемый световой поток
Если мы осветим щель спектроскопа светящимися парами какого-нибудь вещества, то увидим, что спектр этого вещества состоит из нескольких цветных линий на темном фоне. При этом цвета линий для каждого вещества всегда одни и те же — независимо от того, говорим мы о Земле или Альфа Центавра. Кислород или водород всегда остаются самим собой. Соответственно, зная как выглядит каждый из привычных нам химических элементов на спектрографе, мы можем очень точно определить их наличие в составе далеких звезд, просто сравнив спектр их излучения с нашим земным «эталоном».
Располагая списком спектров разных веществ, мы сможем каждый раз точно определить, с каким же веществом мы имеем дело. Достаточно малейшей примеси какого-либо вещества в металлическом сплаве или в горной породе, и это вещество выдаст свое присутствие, заявит о себе цветным сигналом в спектре.
Смесь паров нескольких химических элементов, не образующих химического соединения, дает наложение их спектров один на другой. По таким спектрам мы и распознаем химический состав смеси. Если светятся не разложенные на атомы молекулы сложного химического вещества, то есть химического соединения, то их спектр состоит из широких ярких цветных полос на темном фоне. Для всякого химического соединения эти полосы тоже всегда определенные, и мы их умеем распознавать.
Так выглядит спектр нашей «родной» звезды — Солнца
Спектр в виде полоски, состоящей из всех цветов радуги, дают твердые, жидкие и раскаленные вещества, например нить электрической лампочки, расплавленный чугун и раскаленный прут железа. Такой же спектр дают огромные массы сжатого газа, из которого состоит Солнце.
Вскоре после того как в спектре Солнца были обнаружены темные линии, некоторые из ученых обратили внимание на такое явление: в желтой части этого спектра есть темная линия, которая имеет ту же длину волны, что и яркая желтая линия в спектре разреженных светящихся паров натрия. Что это означает?
Для выяснения вопроса ученые провели опыт.
Был взят раскаленный кусок извести, дающий непрерывный спектр без всяких темных линий. Затем перед этим куском извести было помещено пламя газовой горелки, содержащей пары натрия. Тогда в непрерывном спектре, полученном от раскаленной извести, свет которой прошел через пламя горелки, появилась в желтой части темная линия. Стало ясно, что сравнительно более холодные пары натрия поглощают или задерживают лучи той же самой длины волны, какую эти пары сами по себе способны испускать.
Опытным путем, было установлено, что светящиеся газы и пары поглощают свет тех самых длин волн, которые они сами способны испускать, будучи достаточно нагретыми .
Так вслед за первой тайной - причиной окрашивания пламени в тот или другой цвет парами определенных веществ - была раскрыта и вторая тайна: причина появления темных линий в солнечном спектре.
Спектральный анализ в исследовании Солнца
Очевидно, Солнце - раскаленное тело, испускающее белый свет, спектр которого непрерывен - окружено слоем более холодных, но все же раскаленных газов. Эти газы и образуют вокруг Солнца его оболочку, или атмосферу. А в этой атмосфере содержатся пары натрия, которые и поглощают из лучей солнечного спектра лучи с гой самой длиной волны, которую натрий способен испускать. Поглощая, задерживая эти лучи, пары натрия создают в свете Солнца, прошедшем сквозь его атмосферу и дошедшем до нас, недостаток желтых лучей с этой длиной волны. Вот почему в соответствующем месте желтой части спектра Солнца мы находим темную линию.
Так, не побывав никогда на Солнце, находящемся от нас на расстоянии 150 миллионов километров, мы можем утверждать, что в составе солнечной атмосферы есть натрий.
Таким же образом, определив длины волн других темных линий, видимых в спектре Солнца, и сравнив их с длинами волн ярких линий, испускаемых парами различных веществ и наблюдаемых в лаборатории, мы точно определим, какие еще другие химические элементы входят в состав солнечной атмосферы.
Так было выяснено, что в солнечной атмосфере присутствуют те же химические элементы, что и на земле: водород, азот, натрий, магний, алюминий, кальций, железо и даже золото.
Спектры звезд, свет которых тоже можно направить в спектроскоп, похожи на спектр Солнца. И по темным линиям их мы можем определить химический состав звездных атмосфер так же, как мы определили химический состав солнечной атмосферы по темным линиям спектра Солнца.
Таким путем ученые установили, что даже количественно химический состав атмосфер Солнца и звезд очень похож на количественный химический состав земной коры.
Самый легкий из всех газов, из всех химических элементов - водород - составляет на Солнце 42% по весу. На долю кислорода приходится 23% по весу. Столько же приходится на долю всех металлов, вместе взятых. Углерод, азот и сера составляют вместе 6% от состава солнечной атмосферы. И только 6% приходится на все остальные элементы, вместе взятые.
Надо учесть, что атомы водорода легче всех остальных. Поэтому их число далеко превосходит число всех других атомов. Из каждой сотни атомов в атмосфере Солнца 90 атомов принадлежит водороду.
Средняя плотность Солнца на 40% больше плотности воды и все-таки оно ведет себя во всех отношениях как идеальный газ. Плотность на внешнем видимом краю Солнца составляет приблизительно одну миллионную от плотности воды, в то время как плотность вблизи его центра примерно в 50 раз выше плотности воды.
Спектральный анализ и температура звезд
Спектры звезд - это их паспорта с описанием всех звездных примет, всех их физических свойств. Надо лишь уметь в этих паспортах разобраться. Многое еще мы не умеем из них извлечь в будущем, но уже и сейчас мы читаем в них немало.
По спектру звезды мы можем узнать ее светимость, а следовательно, и расстояние до нее, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести.
Спектральный анализ дает ученым также возможность определять скорость движения светил к нам или от нас даже в тех случаях, когда эту скорость и вообще движение светил никакими другими способами обнаружить невозможно.
Если какой-нибудь источник колебаний, распространяющихся в виде волн, движется по отношению к нам, то, понятно, длина волны колебаний, воспринимаемая нами, меняется. Чем быстрее приближается к нам источник колебания, тем короче делается длина его волны. И наоборот, чем быстрее источник колебаний удаляется, тем длина волны по сравнению с той длиной волны, которую воспринял бы наблюдатель, неподвижный по отношению к источнику, увеличивается.
То же самое происходит и со светом, когда источник света - небесное светило - движется по отношению к нам. Когда светило приближается к нам, длина волны всех линий в его спектре становится короче. А когда источник света удаляется, то длина волны тех же самых линий становится больше. В соответствии с этим в первом случае линии спектра сдвигаются в сторону фиолетового конца спектра (то есть в сторону коротких длин волн), а во втором случае они смещаются к красному концу спектра.
Точно так же путем изучения распределения яркости в спектре звезд мы узнали их температуру.
Звезды красного цвета - самые «холодные». Они нагреты до 3 тысяч градусов, что примерно равняется температуре в пламени электрической дуги.
Температура желтых звезд составляет 6 тысяч градусов. Такова же температура поверхности нашего Солнца, которое тоже относится к разряду желтых звезд. Температуру в 6 тысяч градусов наша техника пока не может искусственно создать на Земле.
Белые звезды еще более горячие. Температура их составляет от 10 до 20 тысяч градусов.
Наконец, самыми горячими среди известных нам звезд являются голубые звезды , раскаленные до 30, а в некоторых случаях даже до 100 тысяч градусов.
В недрах звезд температура должна быть значительно выше. Определить ее точно мы не можем, потому что свет из глубины звезд до нас не доходит: свет звезд, наблюдаемый нами, излучается их поверхностью. Можно говорить лишь о научных расчетах, о том, что температура внутри Солнца и звезд составляет примерно 20 миллионов градусов.
Несмотря на раскаленность звезд, нас достигает лишь ничтожная доля испускаемого ими тепла - так далеки от нас звезды. Больше всего тепла доходит к нам от яркой красной звезды Бетельгейзе в созвездии Ориона: меньше Одной десятой от миллиардной доли малой калории 1 на квадратный сантиметр за минуту.
Иными словами, собирая с помощью 2,5— метрового вогнутого зеркала это тепло, в течение года мы бы могли нагреть им наперсток воды всего лишь на два градуса!
Методом, дающим ценные и наиболее разнообразные сведения о небесных светилах, является спектральный анализ . Он позволяет установить из анализа излучения качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и многое другое.
Спектральный анализ основан на разложении белого света на составные части. Если узкий пучок света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие белый свет лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром . В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке
Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электромагнитной волны. Длина волны в спектре уменьшается от красных лучей к фиолетовым примерно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми лучами спектра лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом, но действующие на фотопластинку. Еще меньшую длину волны имеют рентгеновские лучи. Рентгеновское излучение небесных светил, важное для понимания их природы, атмосфера Земли задерживает. За красными лучами спектра находится область инфракрасных лучей. Они невидимы, но созданы специальные приемники инфракрасного излучения, например особым способом приготовленные фотопластинки. Под спектральными наблюдениями понимают обычно наблюдения в интервале от инфракрасных до ультрафиолетовых лучей.
Для изучения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и i>спектрографом. В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой .
На рисунке 39 показано устройство спектрографа. Свет попадает через узкую щель на объектив, который посылает его параллельным пучком на одну или несколько призм. В призме свет разлагается на составные части и дает спектр. Его изображение строят линзой на фотопластинке и получают спектрограмму. В спектроскопе это изображение рассматривают через окуляр. В астрономических спектрографах, кроме призмы, используют также и дифракционную решетку, которая отражает свет и одновременно разлагает его в спектр.
Рис. 39. Схема устройства призменного спектрографа.
Существуют следующие виды спектров.
Сплошной , или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают твердые и жидкие раскаленные тела (уголь, нить электролампы) и достаточно плотные массы газа.
Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании или под действием электрического разряда. Каждый газ излучает свет строго определенных длин волн и дает характерный для данного химического элемента линейчатый спектр. Сильные изменения состояния газа или условий его свечения, например нагрев или ионизация, вызывают определенные изменения в спектре данного газа.
Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре натрия особенно ярки две желтые линии.
Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения представляет собой непрерывный спектр, перерезанный темными линиями, которые находятся в тех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, присущие данному газу (рис. 40). Например, две темные линии поглощения натрия расположены в желтой части спектра (Вы можете сравнением легко отождествить линии водорода в спектрах Солнца и Сириуса, используя рисунок заднего форзаца.)
Рис. 40. Сравнение спектра Солнца (вверху) с лабораторным спектром паров железа.
Изучение спектров позволяет производить анализ химического состава газов, излучающих или поглощающих свет Количество атомов или молекул, излучающих или поглощающих энергию, определяется по интенсивности линий. Чем больше атомов, тем ярче линия в спектре излучения или тем она темнее в спектре поглощения.
Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями поглощения, возникающими при прохождении излучения через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд - это спектры поглощения (Рассмотрим изображения разных спектров на форзаце.)
Надо помнить, что спектральный анализ позволяет определять химический состав только самосветящихся или поглощающих излучение газов. Химический состав твердого тела при помощи спектрального анализа определить нельзя.
Скорости движения небесных светил относительно Земли по лучу зрения (лучевые скорости) определяются при помощи спектрального анализа на основании принципа Доплера - Физо : если источник света и наблюдатель сближаются, то длины волн, определяющие положения спектральных линий, укорачиваются, а при их взаимном удалении длины волн увеличиваются. Это явление выражается формулой:
где v - лучевая скорость относительного движения с ее знаком (минус при сближении), λ - нормальная длина волны света при неподвижном источнике, λ 0 - длина волны при движении источника и с - скорость света. Иначе говоря, при сближении наблюдателя и источника света линии спектра смещаются к его фиолетовому, а при удалении - к красному концу.
Скорости движения тел на Земле могли бы вызвать лишь ничтожные смещения линий в спектрах тел, но и скорости небесных тел (обычно десятки и сотни км/с) вызывают смещения столь малые, что их можно измерить на спектрограмме только под микроскопом.
Получив спектрограмму светила, над ней и под ней впечатывают спектры сравнения от земного источника излучения, например от ртутной или неоновой лампы (рис. 41). Спектр сравнения для нас неподвижен, и относительно него можно определять сдвиг линий спектра звезды. Он обычно составляет сотые или десятые доли миллиметра на фотографии. Чтобы выяснить, какому изменению соответствует полученный на спектрограмме сдвиг, надо знать масштаб спектра - на сколько меняется длина волны, если мы продвигаемся вдоль спектра на 1 мм. Подстановка в формулу величин λ, λ 0 и с = 300000 км/с позволяет определить v - лучевую скорость движения светила.
Рис. 41. Смещение линии H γ , в спектре одной из звезд при ее движении по лучу зрения. Сверху и снизу - лабораторные спектры сравнения ванадия. Над ними написаны длины волн в ангстремах (1А =0,0001 мкм).
Когда тело раскалено докрасна, в его сплошном спектре ярче всего красная часть. При дальнейшем нагревании наибольшая яркость в спектре переходит в желтую, потом в зеленую часть и т. д. Теория излучения света, проверенная на опыте, показывает, что распределение яркости вдоль сплошного спектра зависит от температуры тела. Зная эту зависимость, можно установить температуру Солнца и звезд. Температуру планет и температуру звезд определяют еще при помощи термоэлемента, помещенного в фокусе телескопа или специально созданных приемников инфракрасного излучения.
Итак, мы видим, что многие астрономические данные, например температура светил, определяются способами, проверяющими друг друга. Получаемые данные вполне достоверны. Они проверены многими учеными в разных странах.
- Длина волны, соответствующая линии водорода, в спектре звезды больше, чем в спектре, полученном в лаборатории. К нам или от нас движется звезда? Будет ли наблюдаться сдвиг линий спектра, если звезда движется поперек луча зрения?
- На фотографии спектра звезды ее линия смещена относительно своего нормального положения на 0,02 мм. На сколько изменилась длина волны, если в спектре расстояние в 1 мм соответствует изменению длины волны на 0,004 мкм (эта величина называется дисперсией спектрограммы)? С какой скоростью движется звезда? Нормальная длина волны 0,5 мкм = 5000 А (ангстрем) 1 А = 10-10 м.
- По рисунку 41 определите с помощью масштабной линейки дисперсию в ангстремах на 1 мм длины спектра в интервале длин волн 4261-4277 А. Измерьте, используя лупу, сдвиг центра линии H Y в спектре звезды (самая широкая) относительно той же линии спектра сравнения. Вычислите по этому сдвигу линий лучевую скорость звезды.