Астрономия появилась давно. Первые задачи наблюдательной астрономии, решали повседневные проблемы людей. Например, по звездам устанавливали точное время, времена года, время посевов и сбора урожая. Одной из важных, была проблема навигации, по звездам определяли свое место положение. Но с развитием человеческой цивилизации задачи стали более сложными. Люди стали пытаться исследовать сами небесные объекты. Такого рода исследования могли помочь ответить, например, на такие вопросы: известные физические законы на Земле и во Вселенной одинаковы или различны. Есть ли разумная или просто жизнь во Вселенной, или на вопрос об эволюции нашей Вселенной. На эти вопросы можно ответить, изучая небесные объекты.
Какие бывают небесные объекты?
Небесные объекты это малые тела, планеты, планетарные системы, звезды, звёздные скопления, туманности, галактики скопления галактик и т. д.
В моей работе меня интересуют звезды. Звезда - это раскаленный газовый шар, внутри которого идут ядерные и термоядерные реакции. Основные параметры характеризующие звезды - это светимость, блеск, цвет и температура, расстояние до звезд.. По этим параметрам производится спектральная классификация звезд. Классы обозначаются латинскими буквами (O, B, A, F, G, K, M). в звездах относящихся к разным классам разный набор спектральных линий и вдоль букв от "О" к "М" уменьшается цвет ( от синего к красному) и температура звезд. Звезды классов "О", "В", "А" называют горячими. Звезды "F" и "G" - солнечные, "К" и "М" - холодные.
Какими способами можно изучать звезды.
Звезды слишком далеко от нас, и мы не можем пока до них добраться. Для того чтобы добраться до ближайшей звезды по кратчайшему пути со скоростью 100 км/сек необходимо лететь 12600 лет. Но мы можем изучать свет, излучаемый звездами. При этом мы получаем не только характеристики самой звезды, т.е. ее химический состав и температуру, но и сведения о ее атмосфере и о среде, через которые пройдет свет или о телах, от которых он отразится, прежде чем он будет принят на земле.
Спектры небесных объектов.
Спектры бывают различные. Спектры излучения и поглощения. Спектры небесных объектов - это в основном, спектры поглощения вместе со спектрами излучения. Например: спектр излучения, идущего от центра звезды до атмосферы звезды - это спектр излучения, но после прохождения через атмосферу мы получим спектр поглощения, т.к. в атмосфере свет определенных длин волн поглощается. И образуются черные полосы в спектре на этих длинах волн.
Спектральный анализ.
Одним из вариантов изучения принятого от звезды света является спектральный анализ. В основе спектрального анализа лежит закон Кирхгофа. Он формулируется так: при термодинамическом равновесии отношение коэффициента излучения к коэффициенту поглощения равно интенсивности излучения, являющейся универсальной функцией частоты и температуры. Он выражается формулой: I = k/a, где I - интенсивность излучения, k - излучательная способность в данной длине волны, а - поглощательная способность в той же длине волны. Эта формула показывает, что у излучающего тела с температурой Т, отношение излучательной способности k к поглощательной способности a для любой длины волны не зависит ни от характера вещества излучающего тела, ни от вида его поверхности, а зависит только от длины волны и температуры.
Интенсивность излучения называют излучательной способностью абсолютно черного тела. Абсолютно черное тело - это тело, которое поглощает полностью излучение любых длин волн при любой температуре. Для него поглощательная способность а = 1, а k=I.
Три закона Кирхгофа.
3. Накаленное твердое тело или сильно нагретая жидкость излучают непрерывный спектр.
3.
Нагретый газ при низком давлении излучает спектр,
состоящий из отдельных ярких линий испусканий.
3.
Газ, помещенный перед более горячим источником непрерывного
излучения, создает в спектре источника темные линии (линии поглощения), которые
приходятся на те же длины волн, что и линии излучения этого газа.
Как наблюдаются спектры.
Спектр получается при разложении света по длинам волн. Свет раскладывается по длинам волн при преломлении на границе двух различных сред. Потому что каждая длина волны преломляется на свой угол. Это явление называется дисперсией света, и это свойство не самого света, а среды, через которую проходит свет. Второй метод получения спектра основан на явлении дифракции.
Спектральные приборы.
Схема показывает ход лучей в спектрографе.
1. Через узкую щель проходит пучок света.
2. Линза №1 делает пучок света параллельным.
3. Призма раскладывает белый свет по длинам волн на спектр.
4. Линза №2 собирает разошедшийся пучок излучения по длинам волн в разные концы экрана.
5. Фотопластинка фиксирует спектр и получается спектрограмма.
Суть спектроскопа в том же, но если спектрограф используется для фотографирования спектра, то спектроскоп нужен для визуального рассматривания спектра. Так выглядит схема призменного спектрографа.
Дифракционный спектрограф устроен также как и призменный, но вместо призмы в нем стоит дифракционная решетка (рис.10).
Микрофотометр.
Микрофотометр - это оптическое устройство, предназначенное для измерения оптических плотностей объектов на фотопластинках. Оптической плотностью или почернением фотопластинки называется величина, характеризующаяся ослаблением света, прошедшего через засвеченную часть фотопластинки.
Микрофотометр МФ-4.
Схема микрофотометра приведена на рис. 12.
Свет от лампы L проходит через конденсор К1, осветительную щель (диафрагму D), образованную зелеными стеклянными пластинками, т.к. к зеленому свету фотоэлемент практически не чувствителен. Затем свет проходит прямоугольную призму Р1 и объектив О1, затем на измерительной пластинке Р образуется изображение осветительной щели. На пластинке получается изображение ярко-белой полоски, окруженной зеленым полем. Затем изображение щели через объектив О2 и призму Р2, объектив С1, состоящий из одной или двух линз, проектируется на экран F. Это наблюдательный экран с прямоугольным вырезом в центре. Изображение щели на экране будет сильно увеличено. Изображение объектива О2 линзой С2 проектируется на фотоэлемент Ре. Перед ним стоит круглый клин К. Вращением этого клина можно добиться того, чтобы свет, попадающий на фотоэлемент, было удобно измерять гальванометром. Затем свет от лампы L проходит через конденсор К2, освещает шкалу S, которая находится в фокусе линзы О3. Затем изображение шкалы отражается от G-зеркала гальванометра. После этого свет отражается от зеркала G, проходит объектив О3 и через призму Р3 проектирует изображение шкалы на экран V. Поворот зеркала G регулирует возможность попадания части шкалы S на экран V , т.е. наблюдатель видит перед собой экраны F и V одновременно. Но на экране F мы видим измеряемое место изображения пластинки, а на экране V - шкалу для отсчета плотности светового потока. Прорезь в экране F нужна, чтобы на фотоэлемент Ре попал только тот свет, который прошел через щель диафрагмы D, поэтому на экране F в основном видно зеленые концы щели.
Виды спектров.
Бывают спектры испускания и поглощения. Они делятся на три типа: непрерывные, линейчатые и полосатые спектры. Спектр поглощения отличается от спектра испускания тем, что он проходил через поглощающую среду или отражался от каких-либо предметов.
Непрерывный спектр.
Непрерывным спектром обладают любые нагретые тела. В непрерывном спектре присутствует излучение всех длин волн. Распределение плотности излучения по длинам волн и особенно зависимость этого распределения от температуры изучены с исключительной тщательностью. Над задачей нахождения формул, описывающих результаты опыта, трудились выдающиеся физики. Окончательного результата достиг в конце 1900 г. Макс Планк, предложив свою знаменитую формулу излучения
I=(2πν²/c²)*(hν)/(exp((hν)/(kT))-1)
где
h –постоянная Планка; k – постоянная Больцмана.
Линейчатый спектр и постулаты Бора.
Как известно, свет излучается атомом при переходе электрона
с одного электронного уровня на другой. Это явление - один из постулатов Бора.
Бор предложил свои постулаты, пользуясь теорией строения атома Резерфорда. По
теории Резерфорда получалось, что атом должен постоянно излучать энергию,
следовательно, электрон должен был терять свою энергию, и в конце концов упасть
на ядро. Бор высказал предположение, что электрон не может упасть на ядро,
потому что в спокойном состоянии атом не излучает, но при этом атом может как
излучать, так и поглощать энергию. При поглощении кванта света он переходит на
более высокий по энергии уровень. Но он там долго не удерживается и переходит
обратно, при этом излучается квант света, т.е. свет определенной длины волны.
Уровень, ниже которого электрон не может опуститься, называется первым
боровским радиусом.
Линейчатые спектры бывают только у веществ в атомарном состоянии (но не молекулярных). Главное свойство линейчатых спектров в том, что изолированные атомы данного химического элемента излучают строго определенные, неповторяющиеся последовательности длин волн. У двух различных элементов не бывает одной и той же последовательности длин волн. Спектральные полосы появляются на выходе спектрального прибора на месте той длины волны, которая излучается из источника.
Полосатый спектр.
Полосатый спектр как и линейчатый состоит из полосок, разделенных темными промежутками, и каждая полоска состоит из множества тесно расположенных линий. Источниками полосатого спектра являются молекулы.
Спектры поглощения.
Спектры поглощения это темные линии на фоне непрерывного или линейчатого спектра. Такой спектр бывает, например у звезд. Он образуется, когда за телом, поглощающим световые волны определенной длины поставить яркий источник света, дающий непрерывный или линейчатый спектр и на фоне этого спектра, образуются темные линии на тех длинах волн, которые поглощаются несветящимся телом. Эти линии тоже характеризуют химический состав поглощающего тела, т.к. оно поглощает те длины волн, которые может излучить. Темные линии спектра поглощения в излучении Солнца называются фраунгоферовыми линиями.
Физические характеристики, которые можно узнать по спектрам звезд.
Измерение сплошного спектра излучения звезды позволяют сделать оценки температуры её поверхности. Для этого применяют закон Планка, о котором упоминалось выше.
Закон Хаббла. В 1929 г. американский астроном Эдвин Хаббл подтвердил расширение видимой части Вселенной. Используя эффект Допплера, он определил расстояние до некоторых галактик и их скорости. Закон Хаббла говорит, что скорость удаления галактик пропорционально расстоянию до них. Т.е. чем больше расстояние до галактики, тем быстрее она удаляется. Хаббл доказал это, используя эффект Допплера. Эффект Допплера заключается в том, что на спектрограмме движущего излучающего объекта, спектральные линии сдвигаются в синюю или красную область спектра в зависимости от того, приближается или удаляются объект от наблюдателя. Если тело удаляется, то линии смещается в красную область, а если приближаются, то в синюю. Это объясняется тем, что если звезда движется к нам, то длины волн ее элементов будут чуть короче, чем у тех же элементов, находящихся в покое относительно нас. А если звезда удаляется от нас, то длины волн ее элементов будут чуть длиннее, т.к. λ кр> λ ф, этот закон выражается формулой: λ = λ о(1± u / с), где u - скорость тела с ее знаком + при удалении, - при сближении. λ о - длина волны покоящегося источника, λ - длина волны движущегося источника, с - скорость света.
Эффект Зеемана.
Эффект Зеемана проявляется в магнитном поле, например, в магнитном поле солнечного пятна. В нем происходит расщепление спектральных линий. Линии расщепляются, потому что на электрон действует внешнее магнитное поле и орбита, по которой движется электрон, начинает прецессировать вокруг направления напряженности магнитного поля Н (рис.11).
