АСТРОНОМІЯ - Навчальний посібник для профільної школи 2017

Частина 2. Основи астрономії

Розділ І. Методи і засоби астрономії

Тема 1.1. Методи астрономічних досліджень

§ 4. Спектральний аналіз в астрономії

Вступ

Упродовж тривалого часу астрономи спостерігали рухи небесних тіл, визначали їхні положення на небесній сфері, але були не в змозі з’ясувати природу космічних об’єктів — їх будову, хімічний склад і фізичні властивості. Здавалося, що ці властивості залишаться для землян назавжди невідомими.

Цілі вивчення § 4

Вивчивши матеріал цього параграфа, Ви будете:

• знати й розуміти методи отримання спектра Сонця; особливості спектра Сонця; принцип визначення хімічного складу й температури небесних тіл; осбливості використання ефекту Доплера в астрономії.

• уміти розв’язувати задачі на визначення температури небесного тіла;

• оцінювати значення спектрального аналізу в астрономії.

Актуалізація раніше набутих знань / компетентностей

Оскільки в цьому параграфі йдеться про використання в астрономії спектрального аналізу, то треба пригадати все, що ви знаєте про спектр. Навіть, якщо ви чуєте про нього вперше, ви його вже бачили. Найвідомішою демонстрацією спектру є природне явище веселки.

Методичні поради щодо опанування навчального матеріалу

З допомогою тригранної призми І. Ньютон розклав сонячне світло у послідовність променів різної барви від червоної до фіолетової. Але барвисті картини, створені сонячним світлом, спостерігали й до Ньютона, бо, наприклад, люди здавна бачили веселку. Однак саме І. Ньютон пов’язав це явище з властивістю світла, тобто довів, що біле сонячне світло є сумішшю окремих променів різних кольорів. Отриману з допомогою призми різнобарвну смужку І. Ньютон назвав латинським словом spectrum — спектр. Відомий фізик також першим побудував спектроскоп — спеціальний прилад для отримання спектра. Оскільки на цих двох винаходах ґрунтується метод спектрального аналізу в астрономії, то варто зрозуміти суть понять спектр і спетроскоп.

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 (Додаток 1). Від накладання останніх двох спектрів на неперервний утворюється спектр поглинання.

Сонце і зорі оточені газовими атмосферами, холоднішими за глибші шари. І їхні спектри — це спектри поглинання. На тлі неперервних спектрів їхніх видимих поверхонь видно багато темних ліній, що виникають, коли світло з глибин проходить крізь їхні атмосфери. Завдяки розробленій теорії спектрів і накопиченню емпіричних даних, астрофізики змогли створити метод спектрального аналізу, який дозволяє дізнатись не лише про хімічний склад або рух багатьох небесних тіл, але і про інші їхні важливі фізичні й хімічні властивості. При цьому різні процеси і різні об’єкти у Всесвіті дають максимум випромінювання в різних діапазонах електромагнітного спектра.

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. Вони здебільшого мають довгофокусні об’єктиви, що дає змогу отримати зображення Сонця великого масштабу без додаткової оптики. Телескопи, призначені для дослідження Сонця, часто роблять нерухомими. Світло спрямовується в оптичну систему телескопа спеціальною установкою — целостатом. Целостат — це система зазвичай з двох плоских дзеркал, одне з яких обертається навколо полярної осі, що лежить у площині дзеркала. Воно подає зображення Сонця на друге дзеркало, яке спрямовує його в оптичний тунель на головне дзеркало телескопа. Оптичний тунель виконує роль труби телескопа.

Рис. 4.4. Целостатна група (а) та об’єктив горизонтального сонячного телескопа АЦУ-5 ГАО НАН України.

Існують два основних типи великих сонячних телескопів — вертикальний, або баштовий, і горизонтальний. В баштовому телескопі целостат посилає промінь вертикально вниз, і оптична система, яка будує зображення Сонця, розташовується по вертикалі. Спектральна та інша апаратура, що аналізує зображення, розміщується в лабораторному приміщенні біля основи башти. В горизонтальному телескопі целостат посилає промінь в горизонтальному напрямку, в якому розташовуються всі оптичні елементи системи. У конструктивному відношенні горизонтальний телескоп набагато зручніший. Однак атмосферні збурення в приземному шарі повітря сильніше впливають на якість зображення горизонтального телескопа, ніж баштового. Одним з кращих у світі за спектральною роздільною здатність є горизонтальний сонячний телескоп АЦУ-5 Ернеста Гуртовенка, встановлений в ГАО НАН України в Києві (Голосіїв).

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

Запитання для самоперевірки

1. Чому помилявся Огюст Конт?

2. Назвіть відомі вам види спектрів. Для якого стану розжареної речовини властивий неперервний спектр?

3. Поясніть умови, за яких утворюється спектр поглинання.

4. Поясніть суть ефекту Доплера.

5. Охарактеризуйте роль спектрального аналізу в астрономії.

Додаткові та цитовані джерела інформації до § 4

• Горизонтальний сонячний телескоп АЦУ-5 Ернеста Гуртовенка ГАО НАН України (http://www.mao.kiev.ua/index.php/ua/instrumenty/2014-04-03-10-00-51)

Додатки

Додаток 1

Види спектрів

Залежно від стану речовини та фізичних умов, у яких вона перебуває, розрізняють три основні види спектра:

1. Неперервний, або суцільний спектр — спектр, у якому монохроматичні складові (строго визначеної довжини хвилі) заповнюють без розривів весь інтервал довжин хвиль, в межах якого відбувається випромінювання. Такі спектри незалежно від хімічного складу дають усі тіла у твердому або рідкому стані, а також сильно стиснуті гази. Щоб отримати неперервний спектр, тіло потрібно нагріти до високої температури. Тоді воно починає випромінювати в усіх довжинах хвиль, які, прилягаючи одна до одної, й утворюють суцільну смугу спектра.

2. Лінійчатий (атомний) спектр — спектр, який складається з окремих монохроматичних випромінювань, що не примикають один до одного. Такий спектр дають усі речовини в газоподібному атомарному стані, коли випромінюють атоми, що практично не взаємодіють один з одним. Існування лінійчатого спектра свідчить про те, що атоми речовини

випромінюють світло тільки в цілком певних довжинах хвиль. Або точніше — у певних дуже вузьких інтервалах спектра. Кожний хімічний елемент має свій, тільки йому властивий лінійчастий спектр. Тому з вигляду спектра можна визначити хімічний склад джерела світла. Наприклад, для спектра пари натрію характерна яскрава жовта подвійна лінія (дублет) λ = 589,0 і λ = 589,6 нм.

Водень у видимій ділянці спектра дає цілу серію ліній (серію Бальмера), що мають цілком певні довжини хвиль, властиві тільки водню. Інші елементи мають ще складніші спектри. Так, спектр пари заліза містить кілька тисяч ліній усіх кольорів.

3. Смугастий (молекулярний) спектр — спектр, що складається з окремих смуг, розділених темними проміжками. Насправді кожна смуга є сукупністю великої кількості ліній, що тісно прилягають одна до одної. На відміну від лінійчатого спектра смугасті спектри дають не окремі атоми, а слабко зв’язані або не зв’язані молекули. За високої температури вони зазнають розпаду, і в спектрі видно лінії атомів усіх елементів даної речовини. Спектр молекулярних сполук (наприклад, пари вуглеводнів) складений низкою широких смуг, кожна з яких має велику кількість ліній, що лежать дуже близько одна до одної.

Смуги випромінювання різних хімічних речовин лежать у різних місцях спектра. На цьому і ґрунтується спектральний аналіз речовин при аналізі сполук невідомого складу.

Якщо на тлі неперервного спектра видно темні лінії, то такий спектр називають спектром поглинання або фраунгоферовим. Спектр поглинання утворюється при накладанні на неперервний спектр лінійчатого або смугастого спектра. Саме з такими спектрами здебільшого й мають справу астрономи.

За результатами вивчення §4 Ви маєте:

знати й розуміти

методи отримання спектра Сонця; особливості спектра Сонця;

принцип визначення хімічного складу й температури небесних тіл; осбливості використання ефекту Доплера в астрономії.

уміти

розв’язувати задачі на визначення температури небесного тіла.

оцінювати

значення спектрального аналізу в астрономії.





Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити