Підручник з Астрономії. 11 клас. Сиротюк - Нова програма

§ 11. СПЕКТРАЛЬНИЙ АНАЛІЗ В АСТРОНОМІЇ. МЕТОДИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

1. Види спектрів. У 1666 р. Ньютон, пропускаючи пучок світла через тригранну скляну призму, помітив, що світло не тільки заломлюється, але й розкладається на колірні складові. Отриману на екрані кольорову смужку, що складається із семи основних кольорів, що поступово переходять один в один, назвали спектром.

Мал. 2.10. Схема щілинного спектрографа

Для спостереження і дослідження спектрів застосовують прилад - спектроскоп. Для одержання та реєстрації спектрів небесних тіл використовують спеціальний оптичний прилад - спектрограф.

Спектри порівняно яскравих світил фотографують за допомогою щілинних спектрографів, що складаються з коліматора, призми і фотокамери (мал. 2.10). Фотографічний знімок спектра небесного тіла називають спектрограмою. Спектрограмою називають також графік залежності інтенсивності (потужності) випромінювання небесного тіла від довжини хвилі або її частоти.

Будь-яке тіло, що світить, створює спектр випромінювання. Спектри бувають суцільні (неперервні), лінійчасті й смугасті.

Суцільний (неперервний) спектр - спектр, у якого монохроматичні складові заповнюють без розривів інтервал довжин хвиль, у межах якого відбувається випромінювання (мал. 2.11, а).

Тобто суцільний спектр має вигляд неперервної смужки, кольори якої поступово переходять з одного в іншій. Усі тверді тіла, що світяться - розплавлені метали, гази та пари, перебуваючи під дуже великим тиском, дають суцільний спектр. Такий спектр можна, наприклад, одержати від дугового ліхтаря та свічки, що горить.

Інший вид має спектр, якщо за джерело світла використати розпечені гази або пари, коли їхній тиск майже не відрізняється від нормального і гази перебувають в атомарному стані.

У цьому випадку говорять про лінійчастий спектр (атомний). Він складається з окремих кольорових монохроматичних ліній, що не зливаються одна з одною і розділені темними проміжками (мал. 2.11, б). Установлено, що у стані розігрітого до високої температури кожен хімічний елемент газу складається з атомів і випромінює властивий тільки йому один лінійчастий спектр з характерними кольоровими лініями, завжди розміщеними на певному місці.

Смугастий спектр - спектр, монохроматичні складові якого утворюють групи (смуги), що складаються з багатьох тісно розміщених ліній емісії.

Мал. 2.11. Спектри: а) суцільний, б) лінійчастий, в) смугастий

Мал. 2.12. Сонячний спектр із чіткими фраунгоферовими лініями

Тобто смугастий спектр (молекулярний) складається з окремих ліній, які зливаються в смуги (чіткі з одного краю й розмиті з іншого), розділені темними проміжками (мал. 2.11, в). Такий спектр випромінюють молекули газів і пари.

Поряд із спектрами випромінювання існують спектри поглинання (мал. 2.12).

Суцільний спектр, пересічений темними лініями або полосами в результаті проходження білого світла через розпечені гази або пари, називають спектром поглинання. Дослідження явища виникнення спектрів поглинання показало, що речовина поглинає промені тих довжин хвиль, які воно може випромінювати в даних умовах (закон Кірхгофа).

Таким чином, для кожного хімічного елемента його лінійчастий спектр випромінювання обернений до спектра поглинання. Це значить, що розміщення темних ліній поглинання точно відповідає розміщенню кольорових ліній випромінювання.

Спектри містять найважливішу інформацію про випромінювання. Загальний вигляд спектра і детальний розподіл енергії в ньому залежать від температури, хімічного складу й фізичних властивостей джерела, а також від швидкості його руху. Метод дослідження хімічної будови тіл та їхнього фізичного стану за допомогою спектрів випромінювання і поглинання називають спектральним аналізом.

2. Хімічний склад небесних тіл. У 1814 р. німецький фізик Йозеф Фраунгофер, спостерігаючи спектр Сонця за допомогою спектроскопа з дифракційною ґраткою, який він виготовив, звернув увагу на те, що суцільний спектр Сонця містить значне число темних ліній. Учений установив, що ці лінії (названі згодом його ім’ям) завжди присутні у спектрі Сонця на певних місцях. Фраунгоферові лінії - не що інше, як лінії поглинання пари різних речовин, що перебувають поблизу джерела суцільного спектра - яскравої поверхні Сонця (між фотосферою і спектральним приладом). Сонце оточене газовою оболонкою, що має нижчу температуру та меншу густину за фотосферу. Таким чином, спектр Сонця є спектром поглинання цієї пари.

При детальній класифікації фраунгоферових ліній на Сонці виявлено всі земні елементи. Так було відкрито новий хімічний елемент - гелій (сонячний), який тільки через 26 років виявили на Землі.

Порівнюючи довжини хвиль ліній поглинання, спостережуваних у спектрах небесних тіл, з отриманими в лабораторії або розрахованими теоретично спектрами різних речовин, можна визначити хімічний склад випромінюючого космічного об’єкта, що перебуває на дуже великій відстані. Спектральний аналіз дає змогу визначити хімічні складові не тільки Сонця, але й інших об’єктів - зір, туманностей. Аналіз спектрів - основний метод вивчення фізичної природи космічних об’єктів, що використовується в астрофізиці.

3. Температура. Закони Віна і Стефана-Больцмана. Усі, навіть слабко нагріті тіла випромінюють електромагнітні хвилі (теплове випромінювання). За температур, що не перевищують 103 К, випромінюються головним чином інфрачервоні промені і радіохвилі. З подальшим нагріванням спектр теплового випромінювання змінюється, - збільшується загальна кількість випроміненої енергії та з’являються промені з коротких довжин хвиль - видимі (від червоних до фіолетових), ультрафіолетові, рентгенівські й т. д.

При тепловому випромінюванні внутрішня енергія теплового руху атомів і молекул тіла переходить в енергію випромінюваних електромагнітних хвиль. При поглинанні світла відбувається зворотний процес переходу електромагнітної енергії у внутрішню енергію тіла.

Зі збільшенням температури максимум випромінювання абсолютно чорного тіла зміщується в короткохвильову частину спектра. Довжина хвилі λmax, яка відповідає максимуму в розподілі енергії, пов’язана з абсолютною температурою Т співвідношенням, яке називають законом зміщення Віна: λmax • Т = b, де b - стала Віна (b ≈ 2,9 • 10-3 м • К). Цей закон виконується не тільки для оптичного, але й для будь-якого іншого діапазону електромагнітного випромінювання.

У спектрограмі Сонця найбільша інтенсивність випромінювання припадає на довжину хвилі λ = 480 нм, тому температура сонячної фотосфери наближається до 6000 К.

При збільшенні температури змінюються не тільки кольори випромінювання, але і їхня потужність. У результаті експериментів і теоретичних розрахунків було обґрунтовано, що потужність випромінювання абсолютно чорного тіла пропорційна четвертому степеню температури (закон Стефана-Больцмана). Кожен квадратний метр поверхні абсолютно чорного тіла випромінює за 1 с у всіх напрямках у всіх довжинах хвиль енергію: ε = σΤ4, де ε - потужність випромінювання одиниці поверхні нагрітого тіла; Т - абсолютна температура; σ - стала Стефана-Больцмана, що дорівнює 5,67 • 10-8 Вт/(м2 • К4).

Знаючи кількість енергії, що надходить від зорі до земної поверхні, можна за законом Стефана-Больцмана визначити її температуру. Закони Віна й Стефана-Больцмана справджуються для випромінювання абсолютно чорного тіла. У першому наближенні можна вважати, що зорі, і зокрема Сонце, випромінюють як абсолютно чорне тіло.

4. Ефект Доплера. В астрофізиці широко використовується ефект Доплера, що виникає при русі джерела випромінювання щодо спостерігача. Суть ефекту Доплера полягає в такому: якщо джерело випромінювання рухається за променем зору спостерігача зі швидкістю vrназваною променевою швидкістю, то замість довжини хвилі λ0, що випромінює

с - швидкість світла. Швидкість vr додатна при віддаленні джерела світла від спостерігача (Δλ = λ - λ0> 0) і від’ємна при наближенні до нього (Δλ = λ — λ0< 0).

Ефект Доплера часто трапляється в акустиці. Наприклад, якщо ви перебуваєте на платформі, біля якої проїжджає поїзд, то можете помітити, що поки він наближається, звуковий сигнал буде більш високим, а коли віддалятиметься, то висота звуку відразу знизиться. Аналогічне явище спостерігається і в оптиці: світло від джерела, що наближається, стає більш синім (частота збільшується), а від джерела, що віддаляється, - більш червоним (частота зменшується). Ця зміна позначається на положенні спектральних ліній у спектрі: вони зміщуються в синю або червону частину спектра.

Для визначення зміщення спектральних ліній поруч із спектром досліджуваної зорі на ту саму фотопластинку фотографують спектр лабораторного джерела, у якому є відомі спектральні лінії. Потім за допомогою мікроскопів, оснащених точними мікрометрами, вимірюють зміщення ліній об’єкта відносно лабораторної системи довжин хвиль і таким чином знаходять величину Δλ. Потім, використовуючи формулу:

визначають променеву швидкість vr.

Ця формула Доплера застосовується лише для швидкостей vr у межах до 0,1 швидкості світла. При русі джерел випромінювання зі швидкостями, близькими до швидкості світла, потрібно враховувати закони теорії відносності.

Зміщення спектральних ліній теоретично передбачив у 1842 р. австрійський фізик Крістіан Доплер.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

  • 1. Що таке спектр? Які явища доводять складну складову світла?
  • 2. Назвіть три основні види спектрів і дайте їм визначення. Яка між ними відмінність?
  • 3. Що таке спектральний аналіз? Як застосовують його в астрономії?
  • 4. Для чого призначено і як улаштовано спектрограф? Що таке спектрограма?
  • 5. Сформулюйте та поясніть закон Кірхгофа.
  • 6. Сформулюйте та запишіть закон зміщення Віна й закон Стефана-Больцмана. Яке значення ці закони мають в астрономії?
  • 7. У чому полягає ефект Доплера? Як зміщуються лінії в спектрі і яка за знаком при цьому швидкість? Де застосовують ефект Доплера в астрономії?

РОЗВ'ЯЗУЄМО РАЗОМ

Задача 1. Поясніть, чому зоря, що для неозброєного ока має вигляд однієї, під час спостереження в телескоп може розділитися на дві близько розташовані зорі, тобто виявитися подвійною зоряною системою.

Відповідь. Роздільна сила людського ока становить приблизно 1. Роздільна сила телескопа пропорційна діаметру об’єктива, а діаметр об’єктива телескопа набагато більший за діаметр зіниці.

Задача 2. З якою кутовою швидкістю має рухатися небесне світило, щоб завжди перебувати в полі зору нерухомо встановленого телескопа, спрямованого в точку небесної сфери, що лежить на небесному екваторі?

Відповідь. Рух має відбуватися зі швидкістю обертання небесної сфери на екваторі, тобто ω = 2π : T = 6,28 : 86400 = 7,2 • 10-5 рад/с.

Задача 3. Яке збільшення слід застосувати в шкільному телескопі для того, щоб Марс під час протистояння мав в окулярі телескопа такий самий кутовий діаметр, як Місяць для неозброєного ока? Кутовий діаметр Марса 20".