АСТРОНОМІЯ - М. В. Головко 2018
Частина 2. Основи астрономії
Розділ І. Методи і засоби астрономії
ТЕМА 1.1. МЕТОДИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ
§ 4. СПЕКТРАЛЬНИЙ АНАЛІЗ В АСТРОНОМІЇ
Французький філософ Огюст Конт у 1842 р. зауважив, що «ніколи і жодним чином нам не вдасться вивчити хімічний склад небесних світил». Але вже за двадцять років це завдання вдалося вирішити завдяки відкриттю спектрального аналізу — дослідження спектрального складу світла. Новий метод став основою астрофізики, бо з'ясувалося, що він не залежить від відстані до небесного об'єкта — треба лише отримати спектр цього об'єкта. З допомогою спектрального аналізу астрономи навчилися визначити не лише хімічний склад небесних тіл, а й температуру, швидкість руху, відстані до них та багато іншого.
1. Спектри небесних тіл. Вивчаючи процеси й явища, що відбуваються у Всесвіті, важливо не тільки вміти реєструвати електромагнітне випромінювання, яке надходить від небесних об'єктів, але й зрозуміти, за яких фізичних умов воно виникло.
Тому коли було з'ясовано, що вигляд спектра (розподілу енергії випромінювання за частотами) будь-якого тіла залежить від його температури, ширина спектральних ліній вказує на густину, а їх зміщення в спектрі свідчить про рух тіла вздовж променя зору спостерігача, стало зрозуміло — електромагнітне випромінювання несе дуже багато інформації. Зазвичай розрізняють три основні види електромагнітного спектра — 1) неперервний, або суцільний, 2) лінійчастий і 3) смугастий Від накладання останніх двох спектрів на неперервний утворюється спектр поглинання.
Для отримання спектрів застосовують спеціальні прилади — спектроскопи і спектрографи головною складовою яких є призма або дифракційна ґратка. Спектроскоп складається з коліматора (труба, оснащена лінзою, яка перетворює вхідне світло на паралельні промені, та щілиною, розміщеною на фокусній відстані від лінзи), призми (або дифракційної ґратки), що розкладає світло у спектр, та зорової труби, яка дає можливість спостерігати сфокусовані промені.
Якщо замість зорової труби поставити лінзу та фотопластинку (або інший світлочутливий матеріал), то можна зафіксувати зображення спектра для подальшого дослідження. Такий прилад називають спектрографом. Фотографію спектра називають спектрограмою.
Спектральні прилади розміщують за фокусом об'єктива телескопа. У разі використання дифракційної ґратки отриманий спектр називають дифракційним спектром. Хоча нині в астрофізиці використовують і складніші прилади для спектрального аналізу різних видів випромінювання.
2. Визначення фізичних властивостей і швидкості руху небесних тіл з допомогою їхніх спектрів. З зовнішнього виду спектрів небесних тіл можна не лише ототожнити їхній хімічний склад, але й з'ясувати, в яких фізичних умовах перебуває їхня речовина. А інтенсивність спектральних ліній вкаже нам на кількісний вміст того чи іншого елемента.
Водночас вигляд спектральних ліній, наприклад їх ширина, вказує на температуру, тиск і наявність електричного чи магнітного полів у небесного тіла. Великий тиск, електричне чи магнітне поле приводять до розширення, а також до розщеплення ліній у спектрі. Висока температура спричиняє явище іонізації — атоми втрачають частину електронів. Спектр речовини з іонізованими атомами відмінний від спектра тієї ж речовини в нейтральному стані. Що вища температура і менший тиск, то сильніша іонізація розжареного газу. Окрім цього, різні елементи за однакової температури іонізуються неоднаково тощо. Тому особливості спектрів дозволяють на підставі теорії іонізації отримати багато даних, що стосуються до природи небесних тіл.
Розгляньмо докладніше методи визначення температури небесного тіла з його спектра. Метод ґрунтується на припущенні, що спектр випромінювання небесного тіла схожий на спектр випромінювання абсолютно чорного тіла. Енергія, яку випромінює цей гіпотетичний об'єкт на різних довжинах хвиль неперервного спектра, неоднакова. Положення максимуму випромінювання у спектрі визначає температуру тіла З підвищенням температури максимум зміщується в короткохвильову, фіолетову, ділянку спектра (рис. 4.1). Цю властивість називають законом Віна. Згідно з цим законом, довжина 1max електромагнітної хвилі, що переносить максимальну енергію, пов'язана з температурою тіла, яке її випромінює, залежністю:
де Imax виражена в метрах, а Т — у кельвінах.
Закон Віна лежить в основі одного з методів визначення температури світила з його спектра.
Рис. 4.1. Максимум кривої розподілу енергії у спектрі випромінювання абсолютно чорного тіла з підвищенням температури зміщується в бік коротких хвиль. Пунктирна крива — розподіл енергії в спектрі Сонця. Ділянку видимих променів заштриховано.
Можна визначити температуру небесного тіла з аналізу його повного випромінювання. Для абсолютно чорного тіла в такому разі справедливий закон Стефана — Больцмана:
де Е — енергія, яку випромінює тіло з одиниці площі за одиницю часу, σ — стала Стефана — Больцмана, а Те — ефективна температура.
Щоб із рівняння (4.2) визначити ефективну температуру небесного тіла, треба виміряти повну кількість енергії, яку воно випромінює в одиницю часу. Знаючи відстань до об'єкта та його радіус, обчислюють величину Е і з формули Стефана— Больцмана знаходять значення Те.
З різних причин (головна з яких — закони випромінювання абсолютно чорного тіла не можна застосовувати до випромінювання небесного тіла) розглянуті способи дають наближені результати. Тому для визначення температури застосовують інші методи. Часто в астрономічній практиці поняття температури втрачає свій звичайний фізичний сенс і характеризує якусь одну властивість фізичного стану речовини (іонізаційна температура, кінетична температура тощо).
Спектральні спостереження дозволяють визначати променеву швидкість небесного тіла. Це швидкість, з якою об'єкт наближається до спостерігача або віддаляється від нього. Метод вимірювання променевих швидкостей ґрунтується на застосуванні ефекту Допплера. Його виявив у 1847 р. Кристіан Доплер.
Згідно з ефектом Доплера, рух тіла вздовж променя зору спостерігача спричиняє зміщення ліній у його спектрі (рис. 4.2).
Рис. 4.2. Зміщення ліній у спектрі зорі, спричинене ефектом Доплера.
Вимірявши зміщення ліній у спектрі світила і знаючи швидкість світла, легко обчислити променеву швидкість vr небесного тіла з формули:
де λ — довжина хвилі нерухомого джерела світла, λ —довжина хвилі, змінена внаслідок руху джерела світла вздовж променя зору, Δλ — доплерівське зміщення спектральної лінії, vr — швидкість руху джерела, с — швидкість світла.
Для багатьох небесних тіл зміщення спектральних ліній, спричинене їх рухом уздовж променя зору спостерігача, невеликі. Швидкості v таких небесних тіл малі порівнюючи зі швидкістю світла. Тому точне вимірювання променевих швидкостей стало можливим тільки після того, як зоряні спектри почали фотографувати.
3. Спектр Сонця. Як і у всіх зір, у спектрі Сонця на яскравому тлі неперервного спектра видно багато темних ліній. Сонячний спектр — це спектр поглинання. Темні лінії називають фраунгоферовими на честь оптика Й. Фраунгофера, який дослідив (1815 р.) їх одним із перших. Окремі дуже різкі лінії сонячного спектра, він позначив латинськими літерами (рис. 4.3). Ця традиція зберігається дотепер.
Сонячний спектр з допомогою призми в 1671-1672 рр.. отримав ще І. Ньютон. Проте пояснити його природу зміг лише в 1858 р. німецький фізик Густав Роберт Кірхгоф. Він з'ясував: коли світло від джерела, що дає неперервний спектр, проходить крізь шар холоднішого газу (або пари), то газ поглинає з усіх променів спектра тільки ті, які він сам випромінює в розжареному стані. Наприклад, натрій, що світить жовтим світлом, з усіх променів неперервного спектра затримує якраз жовті, а всі інші пропускає. Тому в жовтій ділянці сонячного спектра є вузька темна подвійна лінія натрію. Таке поглинання світла називають вибірковим або селективним.
Рис. 4.3. Спектр Сонця — на тлі неперервного спектра видно темні лінії поглинання різних хімічних елементів, що присутні в сонячній атмосфері.
Для дослідження Сонця і його спектра використовують спеціальні сонячні телескопи
ТИПОВА ЗАДАЧА
Максимум випромінювання в спектрі зорі Сиріус припадає на довжину хвилі λmax = 280,0 нм. Визначити температуру поверхні цієї зорі.
Розв'язання: Згідно з законом Віна, λmax = 0,0029/Т. Звідси Т = 0,0029/λmax. Підставимо в цей вираз значення λmax у метрах (один нанометр = 10-9м), отримаємо: Т = 0,0029/280,0 10-9 = 0,0104 106 К. Відповідь: 10400 К.
НАВЧАЛЬНЕ ЗАВДАННЯ
• Доплерівське зміщення лінії водню Н (λ = 486,13 нм) у спектрі небесного тіла в бік червоної ділянки становить 0,05 нм. Обчисліть променеву швидкість тіла. (Відповідь: 30,86 км/с)
Спектральний аналіз — основа астрофізики. З його допомогою визначають хімічний склад, температуру, швидкість руху та інші параметри небесних тіл
ВИСНОВКИ
Спектральний аналіз - основа астрофізики. З його допомогою визначають хімічний склад, температуру, швидкість руху та інші параметри небесних тіл.
