"Спектральний аналіз фізика" - Спектральний аналіз Відкритий урок. Оптотехніки та світлотехніки потрібні – сьогодні, завтра, завжди! Стаціонарно – іскрові оптико – емісонні спектрометри «МЕТАЛСКАН –2500». У спектрах таких зірок багато ліній металів та молекул. Спектральний аналіз в астрофізиці. Ціль уроку. Головне поле діяльності Вуда – фізична оптика.
Спектр випромінювання - Лампи денного світла. Класифікація джерел світла. Нині складено таблиці спектрів всіх атомів. Прикладом може служити фізична хімія, що бурхливо розвивається. Спектральний аналіз. Такі пристрої називають спектральними апаратами. 4, 6 – гелій. 7 – сонячний. На місці ліній поглинання у сонячному спектрі спалахують лінії випромінювання.
«Спектр» - Спектри випромінювання. Кожен атом випромінює набір електромагнітних хвиль певних частот. Три види: суцільний, лінійний, смугастий. Відкриття гелію. Тому кожний хімічний елемент має свій спектр. Смугастий. Удосконалив виготовлення лінз, дифракційних ґрат. Спектри. Постулати Бора. ФРАУНГОФЕР (Fraunhofer) Йозеф (1787-1826), німецький фізик.
«Спектри та спектральний аналіз» - Спектри. Спектр випромінювання. Спектральний аналіз. Лінії поглинання. Спектроскоп. Кримінальна справа. Дисперсія. Гази світяться. Спосіб спектрального аналізу. Довжина хвилі. Йозеф Фраунгофер. Коліматор. Бунзен Роберт Вільгельм. Спектральний аналіз астрономії.
«Види спектрів» - Водень. 1. Безперервний діапазон. Види спектрів: Спостереження суцільних та лінійних спектрів. 4. Спектри поглинання. Натрій. 3. Смугастий спектр. Лабораторна робота. Спектральний аналіз. Прилад визначення хімічного складу сплаву металів. Визначення складу речовини за спектром. Гелій. 2. Лінійчастий діапазон.
Чи замислювалися ви над тим, звідки ми знаємо властивості далеких небесних тіл?
Напевно, вам відомо про те, що таким знанням ми завдячуємо спектральному аналізу. Однак нерідко ми недооцінюємо внесок цього методу в саме розуміння. Появи спектрального аналізу перевернуло багато усталених парадигми про будову та властивості нашого світу.
Завдяки спектральному аналізу ми маємо уявлення про масштаб та велич космосу. Завдяки ньому ми перестали обмежувати Всесвіт Чумацьким Шляхом. Спектральний аналіз відкрив нам велику різноманітність зірок, розповів про їхнє народження, еволюцію та смерть. Цей метод є основою практично всіх сучасних і навіть майбутніх астрономічних відкриттів.
Дізнатися про недосяжне
Ще два століття тому було прийнято вважати, що хімічний склад планет та зірок назавжди залишиться для нас загадкою. Адже у виставі тих років космічні об'єкти завжди залишаться для нас недоступними. Отже, ми ніколи не отримаємо пробного зразка якоїсь зірки чи планети і ніколи не дізнаємося про їхній склад. Відкриття спектрального аналізу повністю спростувало цю оману.
Спектральний аналіз дозволяє дистанційно дізнатися про багато властивостей далеких об'єктів. Звичайно, без такого методу сучасна практична астрономія просто безглузда.
Лінії на веселці
Темні лінії на спектрі Сонця помітив ще 1802 винахідник Волластон. Проте сам першовідкривач особливо не зациклився цих лініях. Їх велике дослідження та класифікацію зробив у 1814 році Фраунгофер. У ході своїх дослідів він зауважив, що своїм набором ліній має Сонце, Сіріус, Венера та штучні джерела світла. Це означало, що ці лінії залежать лише від джерела світла. Там впливає земна атмосфера чи властивості оптичного приладу.
Природу цих ліній у 1859 р. відкрив німецький фізик Кірхгоф разом з хіміком Робертом Бунзеном. Вони встановили зв'язок між лініями у спектрі Сонця та лініями випромінювання парів різних речовин. Так вони зробили революційне відкриття про те, що кожен хімічний елемент має свій набір спектральних ліній. Отже, щодо випромінювання будь-якого об'єкта можна дізнатися про його склад. Так було народжено спектральний аналіз.
У ході подальших десятиліть завдяки спектральному аналізу було відкрито багато хімічних елементів. До них входить гелій, який був спочатку виявлений на Сонці, за що й отримав свою назву. Тому спочатку він вважався виключно сонячним газом, поки через три десятиліття не було виявлено на Землі.
Три види спектру
Чим пояснюється така поведінка спектра? Відповідь криється у квантовій природі випромінювання. Як відомо, при поглинанні атомом електромагнітної енергії його зовнішній електрон переходить на більш високий енергетичний рівень. Аналогічно при випромінюванні – нижчий. Кожен атом має власну різницю енергетичних рівнів. Звідси й унікальна частота поглинання та випромінювання для кожного хімічного елемента.
Саме на цих частотах випромінює та випускає газ. У той же час тверді і рідкі тіла при нагріванні випускають повний діапазон, що не залежить від їх хімічного складу. Тому одержуваний спектр поділяється на три типи: безперервний, лінійний спектр та спектр поглинання. Відповідно, безперервний спектр випромінюють тверді та рідкі тіла, лінійний – гази. Спектр поглинання спостерігається тоді, коли безперервне випромінювання поглинається газом. Іншими словами, різнокольорові лінії на темному тлі лінійного спектру будуть відповідати темним лініям на різнокольоровому фоні спектра поглинання.
Саме спектр поглинання спостерігається у Сонця, тоді як нагріті гази випромінюють випромінювання з лінійчастим спектром. Це пояснюється тим, що фотосфера Сонця хоч і є газом, вона не є прозорою для оптичного спектру. Схожа картина спостерігається в інших зірок. Що цікаво, під час повного сонячного затемнення спектр Сонця стає лінійним. Адже в такому випадку він походить від прозорих зовнішніх шарів її.
Принципи спектроскопії
Оптичний спектральний аналіз щодо простий у технічному виконанні. В основі його роботи лежить розкладання випромінювання досліджуваного об'єкта та подальший аналіз отриманого спектра. Використовуючи скляну призму, в 1671 Ісаак Ньютон здійснив перше «офіційне» розкладання світла. Він же ввів у слово «спектр» у науковий побут. Власне, таким чином розкладаючи світло, Волластон і помітив чорні лінії на спектрі. У цьому принципі працюють і спектрографи.
Розкладання світла може також відбуватися за допомогою дифракційних ґрат. Подальший аналіз світла можна проводити різними методами. Спочатку для цього використовувалася слухавка, потім - фотокамера. В наші дні одержуваний спектр аналізується високоточними електронними приладами.
Досі йшлося про оптичну спектроскопію. Проте сучасний спектральний аналіз не обмежується цим діапазоном. Багато галузях науки і техніки використовується спектральний аналіз практично всіх видів електромагнітних хвиль – від радіо до рентгена. Природно, такі дослідження здійснюються різними методами. Без різних методів спектрального аналізу ми не знали б сучасної фізики, хімії, медицини і, звичайно ж, астрономії.
Спектральний аналіз в астрономії
Як зазначалося раніше, саме із Сонця почалося вивчення спектральних ліній. Тому не дивно, що дослідження спектрів відразу знайшло своє застосування в астрономії.
Зрозуміло, насамперед астрономи почали використовувати цей метод вивчення складу зірок та інших космічних об'єктів. Так у кожної зірки з'явився свій спектральний клас, що відображає температуру та склад їхньої атмосфери. Також стали відомі параметри атмосфери планет Сонячної системи. Астрономи наблизилися до розуміння природи газових туманностей, а також багатьох інших небесних об'єктів і явищ.
Однак за допомогою спектрального аналізу можна дізнатися не лише про якісний склад об'єктів.
Виміряти швидкість
Ефект Доплера в астрономії Ефект Доплера в астрономії
Ефект Доплера був теоретично розроблений австрійським фізиком у 1840 році, на честь якого він і був названий. Цей ефект можна поспостерігати, прислухаючись до гудку поїзда, що проїжджає повз. Висота гудка поїзда, що наближається, помітно відрізнятиметься від гудка віддаленого. Приблизно таким чином ефект Доплера і був доведений теоретично. Ефект полягає в тому, що для спостерігача довжина хвилі джерела, що рухається, спотворюється. Вона збільшується при видаленні джерела та зменшується при наближенні. Аналогічну властивість мають і електромагнітні хвилі.
При віддаленні джерела всі темні смуги на спектрі його випромінювання зміщуються до червоного боку. Тобто. усі довжини хвиль збільшуються. Так само при наближенні джерела вони зміщуються до фіолетової сторони. Таким чином, став відмінним доповненням до спектрального аналізу. Тепер лініями в спектрі можна було дізнатися те, що раніше здавалося неможливим. Виміряти швидкості космічних об'єктів, розрахувати орбітальні параметри подвійних зірок, швидкості обертання планет та багато іншого. Особливу роль ефект «червоного усунення» справив у космології.
Відкриття американського вченого Едвіна Хаббла можна порівняти з розробкою Коперником геліоцентричної системи світу. Досліджуючи яскравість цефеїд у різних туманностях, він довів, що багато хто з них розташований набагато далі Чумацького Шляху. Зіставивши отримані відстані зі спектрів галактик, Хаббл відкрив свій знаменитий закон. Згідно з ним, відстань до галактик пропорційна швидкості їх віддалення від нас. Хоча його закон дещо відрізняється від сучасних уявлень, відкриття Хаббла розширило масштаби Всесвіту.
Спектральний аналіз та сучасна астрономія
Сьогодні без спектрального аналізу немає практично жодного астрономічного спостереження. З його допомогою відкривають нові екзопланети та розширюють межі Всесвіту. Спектрометри несуть на собі марсоходи та міжпланетні зонди, космічні телескопи та дослідні супутники. Фактично без спектрального аналізу було б сучасної астрономії. Ми так і далі вдивлялися б порожнє безлике світло зірок, про яке не знали б нічого.
Спектральний аналіз в астрономії знаходить собі застосування, головним чином, у визначенні хімічного складу та фізичного стану небесних світил та у визначенні їх руху з променю зору, тобто вздовж прямої, що з'єднує землю та світило (див. Допплера явище). У першому випадку застосовуються основні закони спектрального аналізу; спектри джерела світла бувають трьох видів:1) суцільний, коли джерело світла є тверде або рідке тіло, яким-небудь шляхом доведене до свічення, або також газоподібне, особливо суміш газів, якщо тиск його досить велике; суцільного спектра в останньому випадку на землі не отримано, але на можливість його вказують досліди, при яких лінії спектру деяких речовин розширювалися при підвищенні тиску газу, що випромінює світло; 2) лінійний спектр випромінювання, що складається з більшої чи меншої кількості яскравих ліній (кожна лінія є зображенням щілини спектрального апарату в окремому кольорі певної довжини хвилі); він виходить, якщо джерело світла є газ, яким-небудь шляхом доведений до свічення: дослідами досі не знайдено двох різних газів, які б давали однаковий спектр; на цьому заснована можливість лінійного спектру випромінювання визначати хімічний склад того газу або суміші тих газів, від яких виходить світло; з іншого боку, досліди ж показали, що в деяких газів спектр буває не один, а кілька, і це залежить від способу, яким газ доведений до свічення; можливо, припускати, що ця залежність стосується всіх газів, але ще не у всіх вона виявлена дослідами. Далеко не у всіх таких випадках безперечно встановлено, які причини впливають на зміну спектра. Зазвичай їх приписують відмінності температури, відмінності енергії, з якою в тому чи іншому процесі (нагрівання, проходження електричного струму) відбувається випромінювання світла атомами газу: помічено, наприклад, що деякі гази без корінного зміни розташування світлих ліній у спектрах відносна яскравість окремих ліній змінюється в міру того, як, наприклад, змінюється потужність електричного розряду, яким доводиться газ до світіння; притому яскравість деяких ліній збільшується зі збільшенням потужності розряду, в інших ліній вона при цьому зменшується; подібна зміна яскравості деяких ліній спостерігається при порівнянні спектрів, отриманих шляхом нагрівання парів відповідних металів при підвищенні температури від 1 ½ до 2 ½ тисяч градусів. Результати цих досліджень застосовуються іноді в астрономії для судження про умови, за яких на небесних тілах знаходяться різні гази, що світяться; Однак, застосування їх не зовсім впевнено, оскільки сумнівно, щоб умови свічення газів на небесних світилах цілком відповідали тим обмеженим технічним прийомам, якими досі можна скористатися в земних лабораторіях. Тут відкривається широке поле для подальших дослідів та теоретичних досліджень; 3) третій вид спектрів, спектр поглинання, виходить, коли світло від джерела світла, що дає безперервний спектр, перш ніж потрапити в щілину спектрального приладу, проходить через шар газів, що окремо світяться. Тоді в спектрі зазвичай з'являються темні лінії в тих місцях, в яких ці гази при самосвіті дають світлі лінії. Таким чином, цими темними лініями можливо визначити природу газів, через які проходить світло. Не завжди проходження світла через гази викликає помітні лінії поглинання; і, далі, відносна напруженість ліній поглинання недостатньо відповідає відносної яскравості яскравих ліній тих самих газів. Різкий приклад: гелій вперше відкритий на сонці за світлою лінією його в спектрі хромосфери, але темної лінії гелію у звичайному спектрі сонця немає. Тому з відсутності темних ліній якогось газу в спектрі небесного тіла не можна ще укладати про відсутність чи малу кількість цього газу в його атмосфері; фізичні умови може бути такі, що не може проявити себе помітним поглинанням світла. Як у багатьох інших випадках, достовірні лише позитивні, а чи не негативні свідчення. Шляхом застосування цих основних законів спектрального аналізу було виявлено склад різних небесних тіл чи його частин (див. сонце, зірки, комети, туманності).
Вплив різних інших факторів на місце у спектрі та вид спектральних ліній, виявлений при дослідженнях у земних лабораторіях, також знаходить собі застосування в астрономії; наприклад, зміна довжини хвилі ліній залежно від тиску газу дає змогу приблизно судити про тиск атмосфер на небесних світилах у припущенні, що тут не дають знати себе будь-які інші причини. Вплив магнітного поля на спектр газу, що проходить у ньому (див. Земанове явище), також знайшло собі застосування в астрономії; шляхом дослідження поляризації темних ліній у спектрі сонячних плям було виявлено магнітну частку в них, а потім взагалі магнітне поле сонця. Визначення руху з променю зору виходячи з явища Допплера (див.) знаходить собі широке застосування, особливо у питаннях, що стосуються зірок і сонця (див. зірки, XXI, 34, 35, 38; сонце).
Наприкінці ХІХ століття теоретичними та експериментальними дослідженнями було встановлено закони випромінювання (див.) т. зв. абсолютно чорного тіла; була визначена залежність кількості випромінюваної тілом енергії від його температури та розподіл енергії по різних частинах спектру, довжин хвиль. Застосування знайдених у своїй законів до спектрів небесних світил дозволило, звісно, у разі самосвітящихся, т. е. сонця і зірок, визначити, хоча б приблизно, температури їх випромінюючих поверхонь.
Нарешті, нещодавно спектральний аналіз знайшов собі особливе застосування у астрономії, саме до визначення відстаней зірок від сонця. Чисто геометричним методом (див. зірки, XXI, 27) поступово було визначено відстані кількох сотень зірок від сонця; крім того, були визначені і їх видимі яскравості, що здаються в так званих зоряних величинах (див. зірки, XXI, 23); ці видимі величини залежать, звичайно, від дійсної яскравості зірок, але також і від їхньої відстані від сонця: насправді яскрава зірка може здаватися слабкою, якщо вона дуже далека від нас; навпаки, слабка може здаватися яскравою, якщо вона ближча до нас. Але якщо відомі і видима яскравість і відстань, тоді можна порівняти між собою дійсні яскравості зірок, якими вони були б, якби всі знаходилися на однаковій відстані від сонця. За таку відстань була умовно прийнята відстань у 2 062 648 разів більша за відстань землі від сонця; йому відповідає річний паралакс рівно 0,1 секунди дуги; зіркова величина кожної зірки, уявлюваної перенесеною на таку відстань, називається «абсолютною» величиною цієї зірки. І ось при порівнянні спектрів зірок одного і того ж спектрального типу (див. зірки, XXI, 31, 32), але різних «абсолютних» величин, було знайдено, що деякі небагато ліній спектру за своєю напруженістю, шириною певним чином пов'язані з абсолютною величиною ; так що за їхньою відносною напруженістю можна визначити «абсолютну» величину. Коли цей зв'язок виражена математичною формулою або просто кресленням, тоді за напруженістю ліній у спектрі будь-якої зірки цієї зірки більше або менше тієї відстані, якій відповідає «абсолютна» яскравість, тобто відстань з паралаксом в 0,1 секунди дуги, а значить можна визначити відстань цієї зірки. Цей спосіб, намічений Кольшюттер і детально розвинений Адамсом, знаходить в останні роки все більше і більше застосування в астрономії.
Промінь світла, що проходить через скляну призму, переломлюється, і після виходу з призми йде вже в іншому напрямку. При цьому промені різного кольору переломлюються по-різному. З семи кольорів веселки сильніше відхиляються світлові промені фіолетового кольору, меншою мірою - синього, ще менше - блакитні промені, потім - зелені, жовті, помаранчеві, найменше відхиляються червоні промені.
Будь-яке тіло, що світиться, випускає в простір промені різного кольору. Але оскільки вони накладаються один на один, то для людського ока всі вони зливаються в один колір.
Наприклад, Сонце випромінює промені білого кольору, але якщо ми пропустимо такий промінь через призму і тим самим розкладемо його на складові, то виявиться, що білий колір променя складний: він складається з суміші всіх кольорів веселки. Змішавши ці кольори разом, ми знову отримаємо білий колір.
В астрономії, для вивчення того, як влаштовані зірки, активно використовуються так звані спектри зірок. Спектром називається промінь якогось джерела світла, пропущений через призму і розкладений нею на свої складові. Трохи відволікшись, можна сказати, що звичайна земна веселка є ніщо інше, як спектр Сонця, адже своєю появою вона зобов'язана заломленню сонячного світла в крапельках води, що діють у цьому випадку подібно до призми.
Для того щоб отримати спектр у чистішому вигляді, вчені користуються не простою скляною призмою, а спеціальним приладом - спектроскопом.
Принцип роботи спектроскопа: ми знаємо як «світиться» абсолютно «чистий» (ідеальний) потік світла, також знаємо які «перешкоди» вносять різні домішки. Порівнюючи спектри, ми можемо бачити температуру і хімічний склад тіла, що опустив аналізований світловий потік
Якщо ми висвітлимо щілину спектроскопа парами якоїсь речовини, що світяться, то побачимо, що спектр цієї речовини складається з декількох кольорових ліній на темному тлі. При цьому кольори ліній для кожної речовини завжди одні й ті самі незалежно від того, говоримо ми про Землю або Альфа Центавра. Кисень чи водень завжди залишаються самим собою. Відповідно, знаючи, як виглядає кожен із звичних нам хімічних елементів на спектрографі, ми можемо дуже точно визначити їх наявність у складі далеких зірок, просто порівнявши спектр їхнього випромінювання з нашим земним «еталоном».
Маючи в своєму розпорядженні перелік спектрів різних речовин, ми зможемо щоразу точно визначити, з якою ж речовиною ми маємо справу. Досить найменшої домішки будь-якої речовини в металевому сплаві або в гірській породі, і ця речовина видасть свою присутність, заявить про себе кольоровим сигналом у спектрі.
Суміш пар кількох хімічних елементів, які не утворюють хімічної сполуки, дає накладення їх спектрів один на інший. За такими спектрами ми розпізнаємо хімічний склад суміші. Якщо світяться не розкладені на атоми молекули складної хімічної речовини, тобто хімічної сполуки, їх спектр складається з широких яскравих кольорових смуг на темному тлі. Для будь-якої хімічної сполуки ці смуги теж завжди певні, і ми їх вміємо розпізнавати.
Такий спектр нашої «рідної» зірки — Сонця
Спектр у вигляді смужки, що складається з усіх кольорів веселки, дають тверді, рідкі та розпечені речовини, наприклад, нитка електричної лампочки, розплавлений чавун і розпечений прут заліза. Такий самий спектр дають величезні маси стиснутого газу, з якого складається Сонце.
Незабаром після того, як у спектрі Сонця були виявлені темні лінії, деякі з учених звернули увагу на таке явище: у жовтій частині цього спектру є темна лінія, яка має ту ж довжину хвилі, що і яскрава жовта лінія в спектрі розріджених парів натрію, що світяться. Що це означає?
Для з'ясування питання вчені здійснили досвід.
Був узятий розпечений шматок вапна, що дає безперервний діапазон без будь-яких чорних ліній. Потім перед цим шматком вапна було вміщено полум'я газового пальника, що містить пари натрію. Тоді в безперервному спектрі, отриманому від розпеченого вапна, світло якого пройшло через полум'я пальника, з'явилася в жовтій частині темна лінія. Стало ясно, що порівняно холодніші пари натрію поглинають або затримують промені тієї ж довжини хвилі, яку ці пари самі по собі здатні випускати.
Досвідченим шляхом було встановлено, що гази і пари, що світяться, поглинають світло тих самих довжин хвиль, які вони самі здатні випускати, будучи досить нагрітими.
Так услід за першою таємницею - причиною фарбування полум'я в той чи інший колір парами певних речовин - була розкрита і друга таємниця: причина появи темних ліній у сонячному спектрі.
Спектральний аналіз у дослідженні Сонця
Очевидно, Сонце - розпечене тіло, що випромінює біле світло, спектр якого безперервний - оточене шаром холодніших, але все ж таки розпечених газів. Ці гази і утворюють довкола Сонця його оболонку, або атмосферу. А в цій атмосфері містяться пари натрію, які і поглинають з променів сонячного спектру промені з гою найдовшою хвилі, яку натрій здатний випромінювати. Поглинаючи, затримуючи ці промені, пари натрію створюють у світлі Сонця, яке пройшло крізь його атмосферу і дійшло до нас, нестача жовтих променів із цією довжиною хвилі. Ось чому у відповідному місці жовтої частини спектру Сонця ми знаходимо темну лінію.
Так, ніколи не побувавши на Сонці, що знаходиться від нас на відстані 150 мільйонів кілометрів, ми можемо стверджувати, що у складі сонячної атмосфери є натрій.
Таким же чином, визначивши довжини хвиль інших темних ліній, видимих у спектрі Сонця, і порівнявши їх із довжинами хвиль яскравих ліній, що випускаються парами різних речовин і спостерігаються в лабораторії, ми точно визначимо, які інші хімічні елементи входять до складу сонячної атмосфери.
Так було з'ясовано, що в сонячній атмосфері є ті ж хімічні елементи, що і на землі: водень, азот, натрій, магній, алюміній, кальцій, залізо і навіть золото.
Спектри зірок, світло яких також можна направити в спектроскоп, схожі на спектр Сонця. І за темними лініями ми можемо визначити хімічний склад зіркових атмосфер так само, як ми визначили хімічний склад сонячної атмосфери по темних лініях спектра Сонця.
Таким шляхом вчені встановили, що навіть кількісно хімічний склад атмосфер Сонця та зірок дуже схожий на кількісний хімічний склад земної кори.
Найлегший із усіх газів, із усіх хімічних елементів - водень - становить на Сонці 42% за вагою. Перед кисню припадає 23% за вагою. Стільки ж посідає частку всіх металів, разом узятих. Вуглець, азот та сірка становлять разом 6% від складу сонячної атмосфери. І лише 6% посідає всі інші елементи, разом узяті.
Треба врахувати, що атоми водню легші від інших. Тому їх кількість далеко перевершує число всіх інших атомів. З кожної сотні атомів у атмосфері Сонця 90 атомів належить водню.
Середня щільність Сонця на 40% більша за щільність води і все-таки воно поводиться в усіх відношеннях як ідеальний газ. Щільність на зовнішньому видимому краю Сонця становить приблизно одну мільйонну від густини води, тоді як густина поблизу його центру приблизно в 50 разів вище густини води.
Спектральний аналіз та температура зірок
Спектри зірок - це їх паспорти з описом усіх зіркових прикмет, всіх їхніх фізичних властивостей. Треба лише вміти у цих паспортах розібратися. Багато чого ми не вміємо з них витягти в майбутньому, але вже й зараз ми читаємо в них чимало.
По спектру зірки ми можемо дізнатися її світність, а отже, і відстань до неї, температуру, розмір, хімічний склад її атмосфери, швидкість руху в просторі, швидкість її обертання навколо осі і навіть те, чи немає поблизу неї іншої невидимої зірки, разом з якою вона звертається навколо їхнього загального центру тяжкості.
Спектральний аналіз дає вченим також можливість визначати швидкість руху світил до нас чи від нас навіть у тих випадках, коли цю швидкість і взагалі рух світил жодними іншими способами виявити неможливо.
Якщо якесь джерело коливань, що розповсюджуються у вигляді хвиль, рухається по відношенню до нас, то, зрозуміло, довжина хвилі коливань, що сприймається нами, змінюється. Чим швидше наближається до нас джерело коливання, тим коротшим стає довжина його хвилі. І навпаки, що швидше джерело коливань видаляється, то довжина хвилі проти тієї довжиною хвилі, яку б сприйняв спостерігач, нерухомий стосовно джерела, збільшується.
Те саме відбувається і зі світлом, коли джерело світла - небесне світило - рухається до нас. Коли світло наближається до нас, довжина хвилі всіх ліній у його спектрі стає коротшою. А коли джерело світла видаляється, то довжина хвилі тих самих ліній стає більшою. Відповідно до цього в першому випадку лінії спектру зсуваються у бік фіолетового кінця спектру (тобто у бік коротких довжин хвиль), а в другому випадку вони зміщуються до червоного кінця спектра.
Так само шляхом вивчення розподілу яскравості в спектрі зірок ми дізналися їхню температуру.
Зірки червоного кольору- "найхолодніші". Вони нагріті до 3 тисяч градусів, що приблизно дорівнює температурі полум'я електричної дуги.
Температура жовтих зірокскладає 6 тисяч градусів. Така сама температура поверхні нашого Сонця, яке теж належить до розряду жовтих зірок. Температуру 6 тисяч градусів наша техніка поки що не може штучно створити на Землі.
Білі зіркище гарячіші. Температура становить від 10 до 20 тисяч градусів.
Зрештою, найгарячішими серед відомих нам зірок є блакитні зірки, розпечені до 30, а в деяких випадках навіть до 100 тисяч градусів.
У надрах зірок температура має бути значно вищою. Визначити її точно ми не можемо, тому що світло з глибини зірок до нас не доходить: світло зірок, яке ми спостерігаємо, випромінюється їх поверхнею. Можна говорити лише про наукові розрахунки, про те, що температура всередині Сонця та зірок становить приблизно 20 мільйонів градусів.
Незважаючи на розжареність зірок, нас сягає лише мізерна частка тепла, що випускається ними - так далекі від нас зірки. Найбільше тепла доходить до нас від яскравої червоної зірки Бетельгейзе в сузір'ї Оріона: менше за одну десяту від мільярдної частки малої калорії 1 на квадратний сантиметр за хвилину.
Іншими словами, збираючи за допомогою 2,5-метрового увігнутого дзеркала це тепло, протягом року ми могли б нагріти їм наперсток води лише на два градуси!
Методом, що дає цінні та найрізноманітніші відомості про небесні світила, є спектральний аналіз. Він дозволяє встановити з аналізу випромінювання якісний та кількісний хімічний склад світила, його температуру, наявність магнітного поля, швидкість руху з променю зору та багато іншого.
Спектральний аналіз заснований на розкладанні білого світла на складові. Якщо вузький пучок світла пустити на бічну грань тригранної призми, то, переломлюючись у склі по-різному, промені, що складають біле світло, дадуть на екрані райдужну смужку, звану спектром. У спектрі всі кольори завжди розташовані в певному порядку
Як відомо, світло поширюється як електромагнітних хвиль. Кожному кольору відповідає певна довжина електромагнітної хвилі. Довжина хвилі в спектрі зменшується від червоних променів до фіолетових приблизно від 07 до 04 мкм. За фіолетовими променями спектра лежать ультрафіолетові промені, які не видно оком, але діють на фотопластинку. Ще меншу довжину хвилі мають рентгенівські промені. Рентгенівське випромінювання небесних світил, важливе розуміння їх природи, атмосфера Землі затримує. За червоними променями спектра знаходиться область інфрачервоних променів. Вони невидимі, але створені спеціальні приймачі інфрачервоного випромінювання, наприклад, особливим способом приготовлені фотопластинки. Під спектральними спостереженнями зазвичай розуміють спостереження в інтервалі від інфрачервоних до ультрафіолетових променів.
Для вивчення спектрів застосовують прилади, які називаються спектроскопомта i>спектрографом. У спектроскоп спектр розглядають, а спектрограф його фотографують. Фотографія спектра називається спектрограмою.
На малюнку 39 показано пристрій спектрографа. Світло потрапляє через вузьку щілину на об'єктив, який посилає його паралельним пучком одну чи кілька призм. У призмі світло розкладається на складові і дає спектр. Його зображення будують лінзою на фотопластинці та отримують спектрограму. У спектроскопі це зображення розглядають через окуляр. В астрономічних спектрографах, крім призми, використовують також і дифракційні ґрати, які відбивають світло і одночасно розкладають його в спектр.
Мал. 39. Схема пристрою призменного спектрографа.
Існують такі види спектрів.
Суцільний, або безперервний, спектру вигляді райдужної смужки дають тверді та рідкі розпечені тіла (вугілля, нитка електролампи) і досить щільні маси газу.
Лінійчастий спектрвипромінювання дають розріджені гази та пари при сильному нагріванні або під дією електричного розряду. Кожен газ випромінює світло чітко визначених довжин хвиль і дає характерний для даного хімічного елемента лінійний спектр. Сильні зміни стану газу або умов його світіння, наприклад, нагрівання або іонізація, викликають певні зміни в спектрі даного газу.
Складено таблиці з переліком ліній кожного газу та із зазначенням яскравості кожної лінії. Наприклад, у спектрі натрію особливо яскраві дві жовті лінії.
Лінійчастий спектр поглинаннядають гази та пари, коли за ними знаходиться яскраве джерело, що дає безперервний спектр. Спектр поглинання є безперервним спектром, перерізаним темними лініями, які знаходяться в тих самих місцях, де повинні бути розташовані яскраві лінії, властиві цьому газу (рис. 40). Наприклад, дві темні лінії поглинання натрію розташовані у жовтій частині спектру (Ви можете порівнянням легко ототожнити лінії водню у спектрах Сонця та Сіріуса, використовуючи малюнок заднього форзацу.)
Мал. 40. Порівняння спектра Сонця (вгорі) із лабораторним спектром парів заліза.
Вивчення спектрів дозволяє проводити аналіз хімічного складу газів, що випромінюють або поглинають світло Кількість атомів або молекул, що випромінюють або поглинають енергію, визначається інтенсивністю ліній. Чим більше атомів, тим яскравіша лінія у спектрі випромінювання або тим вона темніша у спектрі поглинання.
Сонце та зірки оточені газовими атмосферами. Безперервний спектр видимої поверхні перерізаний темними лініями поглинання, що виникають при проходженні випромінювання через атмосферу зірок. Тому спектри Сонця та зірок – це спектри поглинання (Розглянемо зображення різних спектрів на форзаці.)
Слід пам'ятати, що спектральний аналіз дозволяє визначати хімічний склад тільки газів, що самосвітяться або поглинають випромінювання. Хімічний склад твердого тіла за допомогою спектрального аналізу не можна визначити.
Швидкості руху небесних світил щодо Землі з променю зору (променеві швидкості) визначаються за допомогою спектрального аналізу на основі принципу Доплера - ФізоЯкщо джерело світла і спостерігач зближуються, то довжини хвиль, що визначають положення спектральних ліній, коротшають, а при їх взаємному видаленні довжини хвиль збільшуються. Це виражається формулою:
де v - променева швидкість відносного руху з її знаком (мінус при зближенні), - нормальна довжина хвилі світла при нерухомому джерелі, 0 - довжина хвилі при русі джерела і з - швидкість світла. Інакше кажучи, при зближенні спостерігача та джерела світла лінії спектру зміщуються до його фіолетового, а при видаленні – до червоного кінця.
Швидкості руху тіл Землі могли б викликати лише мізерні зміщення ліній у спектрах тіл, а й швидкості небесних тіл (зазвичай десятки і сотні км/с) викликають зміщення настільки малі, що можна виміряти на спектрограмі лише під мікроскопом.
Отримавши спектрограму світила, над нею і під нею друкують спектри порівняння від земного джерела випромінювання, наприклад, від ртутної або неонової лампи (рис. 41). Спектр порівняння для нас нерухомий, і щодо нього можна визначати зсув ліній спектру зірки. Він зазвичай становить соті або десяті частки міліметра на фотографії. Щоб з'ясувати, якій зміні відповідає отриманий на спектрограмі зсув, треба знати масштаб спектру – на скільки змінюється довжина хвилі, якщо ми просуваємось вздовж спектру на 1 мм. Підстановка у формулу величин λ, 0 і з = 300000 км/с дозволяє визначити v - променеву швидкість руху світила.
Мал. 41. Зміщення лінії H γ у спектрі однієї із зірок при її русі з променю зору. Зверху та знизу – лабораторні спектри порівняння ванадію. Над ними написані довжини хвиль в ангстремах (1А = 0,0001 мкм).
Коли тіло розпечене до червона, у його суцільному спектрі найяскравіше червона частина. При подальшому нагріванні найбільша яскравість у спектрі перетворюється на жовту, потім у зелену частину тощо. буд. Теорія випромінювання світла, перевірена досвіді, показує, що розподіл яскравості вздовж суцільного спектра залежить від температури тіла. Знаючи цю залежність, можна встановити температуру Сонця та зірок. Температуру планет та температуру зірок визначають ще за допомогою термоелемента, вміщеного у фокусі телескопа або спеціально створених приймачів інфрачервоного випромінювання.
Отже, бачимо, що багато астрономічні дані, наприклад температура світил, визначаються способами, що перевіряють одне одного. Отримані дані цілком достовірні. Вони перевірені багатьма вченими у різних країнах.
- Довжина хвилі, що відповідає лінії водню, у спектрі зірки більша, ніж у спектрі, отриманому в лабораторії. До нас чи від нас рухається зірка? Чи спостерігатиметься зсув ліній спектру, якщо зірка рухається поперек променя зору?
- На фотографії спектру зірки її лінія зміщена щодо свого нормального становища 0,02 мм. На скільки змінилася довжина хвилі, якщо у спектрі відстань 1 мм відповідає зміні довжини хвилі на 0,004 мкм (ця величина називається дисперсією спектрограми)? З якою швидкістю рухається зірка? Нормальна довжина хвилі 0,5 мкм = 5000 А (ангстрем) 1 А = 10-10 м-коду.
- За малюнком 41 визначте за допомогою масштабної лінійки дисперсію в ангстремах на 1 мм довжини спектра в інтервалі довжин хвиль 4261-4277 А. Виміряйте, використовуючи лупу, зсув центру лінії H Y у спектрі зірки (найширша) щодо тієї ж лінії спектра порівняння. Обчисліть з цього зсуву ліній променеву швидкість зірки.