Тетрадка по астрономия за 11. клас към урок № 18 (работна тетрадка) - Спектрален анализ в астрономията

1. Дефинирайте понятията.

Радиационният спектър е електромагнитното излъчване на всяко нагрято тяло, наблюдавано със спектрални инструменти.

Спектър на поглъщане - спектърът, получен по време на преминаването и поглъщането на електромагнитно излъчване в дадено вещество.

Спектралният анализ е метод за изследване на химичния състав и физическите характеристики на небесните обекти, основан на изследване на техните спектри.

Спектрограма - фотографска снимка на спектъра на небесно тяло или графика на интензивно изследване като функция на дължината на вълната или честотата.

2. Довършете изреченията.

Непрекъснат (твърд) спектър се излъчва от всички твърди вещества, разтопени метали, светещи газове и пари под много високо налягане.

Линеен спектър се образува, когато газът е в атомно състояние и когато налягането му се различава малко от нормалното.

Спектралните линии са тесни участъци от спектъра, в които интензитетът на излъчване е повишен или отслабен.

3. Задраскайте неправилните твърдения относно използването на спектрален анализ в астрономията:

а) + температурата на звездата може да се определи от спектъра;
б) + химичният състав на звездата може да се определи от спектъра;
в) спектърът може да се използва за определяне на естеството на релефа на повърхността на планетата;
г) спектърът може да се използва за определяне на величината и яркостта на звезда.

4. Преди да отиде в космоса, светлината от фотосферата на звездата трябва да премине през нейната атмосфера. Коя от тези области образува непрекъснат спектър и спектър на поглъщане?

Непрекъснатият спектър се формира от фотосферата, спектърът на поглъщане - от атмосферата.

5. Попълнете пропуснатите думи и допълнете изреченията.

Законът за изместване на Виен е написан като формулата:

където буквите означават: λ - дължина на вълната, която съответства на максимума при разпространение на енергия; T - абсолютна температура; b е константата на Виен.

Законът на Виен може да се приложи не само към оптичния диапазон на електромагнитното излъчване, но и към всеки друг диапазон от вълни.

Силата на излъчване на напълно черно тяло се определя от закона на Стефан-Болцман, който е написан по следния начин:

където буквите показват: ε - мощност на излъчване на единица повърхност на нагрято тяло; σ - константа на Стефан-Болцман; T - абсолютна температура.

Когато източник на радиация се движи спрямо наблюдател, възниква ефектът на Доплер. Същността на ефекта е следната: ако източникът на радиация се движи по линията на зрението на наблюдателя със скорост v (радиална скорост), тогава вместо дължината на вълната λ(0) (тя се излъчва от източника), наблюдателят записва дължината на вълната λ.

Радиалната скорост е проекцията на пространствената скорост на небесен обект върху зрителната линия (в посока от обекта към наблюдателя).

Радиалната скорост е свързана с изместването на спектралните линии по формулата

където λ(0) е дължината на вълната, излъчвана от източника; Δλ - разлика между λ и λ(0); υ(r) - радиална скорост; c е скоростта на светлината.

6. Водородната линия с дължина на вълната 434.00 nm на спектрограмата на звездата се оказа равна на 433.12 nm. Движи ли се звездата към нас или от нас и с каква скорост?

7. В спектъра на звездата линията, съответстваща на дължината на вълната 5,3 ⋅ 10 -4 mm, се измества към виолетовия край на спектъра с 5,3 ⋅ 10 -8 mm. Определете радиалната скорост на звездата.

Истинското значение на откритията на Фраунхофер не беше оценено няколко десетилетия. Накрая, около 1860 г., Робърт Вилхелм Бунзен (1811-1899) и Густав Робърт Кирхоф демонстрират значението на спектралните линии в химическия анализ. Кирхоф учи в Кьонигсберг и много млад, на 26 години, получава професорско място в университета в Бреслау (сега Вроцлав). Там се запознава с Бунзен и стават приятели. Когато Бунзен се премества в Хайделберг, той успява да намери място там за Кирхоф. През 1871 г. Кирхоф става професор по теоретична физика в Берлин. Говори се, че Кирхоф по-скоро приспивал студентите, отколкото ги въодушевявал в лекциите си, но сред неговите ученици били Хайнрих Херц и Макс Планк, които станали велики физици.

Дълго време Кирхоф, в сътрудничество с Бунзен, провежда своите успешни изследвания. Бунзен започва да анализира химическия състав на пробите въз основа на цвета, който придават на безцветния огън на неговата известна горелка. Кирхоф решава, че би било по-добре да използва спектроскоп за по-точно измерване на дължината на вълната (цвета). Когато това беше постигнато, всички линии на Fraunhofer бяха идентифицирани.
Оказа се, че характерният цвят на пламъка се дължи на ярки спектрални линии с различна дължина на вълната за различните елементи. Всеки елемент има свой собствен характерен подпис под формата на спектрални линии, които се появяват, когато пробата се нагрее до такава температура, че се превръща в горещ газ. По спектралните линии може да се определи химичният състав на изследваната проба. В писмо от 1859 г. Бунзен пише: „Заедно с Кирхоф сега провеждаме изследвания, които ни държат будни. Кирхоф направи напълно неочаквано откритие. Той откри причината за появата на тъмните линии в спектъра на Слънцето и успя да възпроизведе тези линии... в непрекъснатия спектър на пламъка на същите места като линиите на Фраунхофер. Това отваря пътя към определянето химическия състав на Слънцето и неподвижните звезди..., ".
Всъщност още през 1849 г. Жан Фуко (1819-1868) в Париж открива съвпадение между лабораторни спектрални линии и линии в спектъра на Слънцето. Но по някаква причина откритието му беше забравено. Без да знаят нищо за работата на Фуко, Бунзен и Кирхоф повтарят и подобряват неговите експерименти.

Кирхоф обобщава резултатите си под формата на така наречените закони на Кирхоф.

• Първи закон на Кирхоф: Горещ плътен газ и твърди тела излъчват непрекъснат спектър. Спектърът се нарича непрекъснат, ако съдържа всички цветове на дъгата и следователно няма тъмни линии.
• Закон на Кирхоф II: рядък (с ниска плътност

ity) газовете излъчват спектър, състоящ се от ярки линии. Ярки ли са?
лъчението със специфични дължини на вълната се нарича още емисия
mi линии.
Както вече беше споменато, спектърът с емисионни линии възниква от горещия, разреден газ в пламъка на Бунзенова горелка, наблюдаван на тъмен фон. Въпреки това, ако поставите източник на светлина зад горелката и изпратите интензивен лъч светлина през газа на този пламък, тогава можете да приемете, че светлината на горелката и светлината, идваща от източника зад горелката, ще се сумират. Ако светлината, идваща от горелката, има непрекъснат спектър, тогава можем да очакваме, че ярките линии на пламъка на горелката ще припокриват непрекъснатия спектър. Но Кирхоф не видя това. Вместо това той видя непрекъснат спектър с тъмни линии там, където трябваше да бъдат емисионните линии. И той записа това в своя трети закон.

• III закон на Кирхоф: Когато непрекъснат спектър преминава през разреден газ, в спектъра се появяват тъмни линии.

Тъмните линии се наричат ​​линии на поглъщане или линии на поглъщане. В спектъра на Слънцето непрекъснатото излъчване идва от долните, относително горещи (около 5500 ° C) и плътни слоеве на слънчевата повърхност. По пътя нагоре светлината преминава през по-хладни, по-тънки слоеве на слънчевата атмосфера, което произвежда тъмните линии на Fraunhofer.
Спектралният анализ направи възможно изследването на химическия състав на Слънцето и дори на звездите. Например, две съседни тъмни спектрални линии "E" в слънчевия спектър се виждат като ярки линии в спектъра на горещ натриев газ. От това Кирхоф и Бунзен заключиха, че в Слънцето има много натриев газ. Освен това те откриха признаци на желязо, магнезий, калций, хром, мед, цинк, барий и никел в слънчевия спектър. До края на века са открити водород, въглерод, силиций и непознат елемент, който е наречен хелий според гръцкото име на Слънцето. През 1895 г. на Земята е открит хелий. Водородът има най-простия спектър от всички елементи. Неговите спектрални линии образуват толкова проста и хармонична поредица, че учителят от университета в Базел (Швейцария) Йохан Якоб Балмер (1825-1898) излезе с проста формула за определяне на техните дължини на вълните. Тази поредица от спектрални линии на водорода се наричат ​​линии на Балмер.
Но е невъзможно да се определи изобилието от елементи в Слънцето само въз основа на интензитета на спектралните линии на всеки елемент. Използвайки сложни изчисления, които отчитат температурата, беше установено, че най-разпространеният елемент в Слънцето е водородът (въпреки че неговите спектрални линии не са много интензивни), като хелият е на второ място. Делът на всички останали елементи е по-малко от 2% (таблица, която също показва изобилието на най-често срещаните елементи на Земята и в човешкото тяло).

Съвременният химичен анализ показва, че останалите звезди не се различават много от Слънцето. А именно водородът е най-често срещаният елемент; неговият дял е приблизително 72% от масата на звездата. Делът на хелия е около 26%, а делът на другите елементи остава не повече от 2%. Въпреки това, изобилието от тези специфични тежки елементи на повърхността на звездите варира значително от една звезда до друга.

Емисионен спектър - Това е електромагнитното излъчване на всяко нагрято тяло, наблюдавано със спектрални инструменти.

Абсорбционен спектър - спектър, получен от преминаването и абсорбцията на електромагнитно излъчване в дадено вещество.

спектрален анализ - метод за изследване на химичния състав и физическите характеристики на небесните обекти, основан на изучаването на техните спектри.

спектрограма - фотографска снимка на спектъра на небесно тяло или графика на интензивно изследване като функция на дължината на вълната или честотата.

2. Довършете изреченията

Излъчва се непрекъснат (твърд) спектър всички твърди вещества, разтопени метали, светещи газове и пари под много високо налягане.

Формира се линейният спектър когато газът е в атомно състояние и когато налягането му се различава малко от нормалното.

Спектралните линии се наричат тесни участъци от спектъра, в които интензитетът на излъчване е повишен или отслабен.

3. Задраскайте неверните твърдения относно използването на спектралния анализ в астрономията

• а) температурата на звездата може да се определи от спектъра;
• б) по спектъра може да се определи химичният състав на звездата;
• в) спектърът може да се използва за определяне на естеството на релефа на повърхността на планетата;
• г) спектърът може да се използва за определяне на величината и яркостта на звезда.

4. Преди да отиде в космоса, светлината от фотосферата на звездата трябва да премине през нейната атмосфера. Коя от тези области образува непрекъснат спектър и спектър на поглъщане?

Образува се непрекъснатият спектър фотосфера, спектър на поглъщане - атмосфера.

5. Попълнете пропуснатите думи и допълнете изреченията

Законът за изместване на Виен е написан като формулата:

където буквите показват: λ е дължината на вълната, на която съответства максимумът на разпространение на енергията; T—абсолютна температура; b е константата на Wien.

Законът на Виен може да се приложи не само към оптичния диапазон на електромагнитното излъчване, но и към всяка друга дължина на вълната.

Силата на излъчване на напълно черно тяло се определя от закона на Стефан-Болцман, който е написан по следния начин:

където буквите показват: ε - мощност на излъчване на единица повърхност на нагрято тяло; σ е константата на Стефан-Болцман; Т е абсолютната температура.

Когато източникът на радиация се движи спрямо спрямо наблюдателявъзниква ефектът на Доплер. Същността на ефекта е следната: ако източникът на радиация се движи по линията на зрението на наблюдателя със скорост v (радиална скорост), тогава вместо дължината на вълната λ(0) (излъчва се от източника), наблюдателят записва дължината на вълната λ.

Радиалната скорост се нарича проекция на пространствената скорост на небесен обект върху зрителната линия (по посока от обекта към наблюдателя).

Радиалната скорост е свързана с изместването на спектралните линии по формулата

Спектър и спектрален анализ.

Светлинна дисперсия

Дисперсия на светлината (разлагане на светлината) – открита експериментално от Исак Нютон през 1672г. Нютон забелязва оцветяване на дъгата около звездите, което се вижда, когато се гледа през телескоп. Това наблюдение го подтиква да експериментира и да създаде нов уред – спектроскоп. Нютон насочва лъч светлина към призма. За да се получи по-наситена ивица, кръглият отвор беше заменен с прорезен.

Светлинната дисперсия (светлинно разлагане) е набор от явления, причинени от зависимостта на абсолютния индекс на пречупване на веществото от честотата (или дължината на вълната) на светлината (честотна дисперсия), или, същото нещо, от зависимостта на фазовата скорост на светлината в вещество на честотата (или дължината на вълната).

Дисперсията е разликата във фазовите скорости на разпространение на светлинни лъчи с различни дължини на вълната в прозрачно вещество - оптична среда. Бялата светлина, преминаваща през стъклена призма, се разлага на спектър. Полученият спектър се нарича дисперсивен.

В наши дни телескопите използват сложни инструменти, наречени спектрографи. Те са инсталирани зад фокуса на обектива на телескопа. Преди това всички спектрографи използваха призми за разлагане на светлината, но сега призмите са заменени от дифракционна решетка, която също разлага бялата светлина в спектър. Този спектър се нарича дифракционен спектър.

Най-простият и често срещан пример за отразяващи дифракционни решетки в ежедневието е компакт диск. На повърхността му има следа под формата на спирала със стъпка от 1,6 микрона между завоите. Около една трета от ширината (0,5 µm) на тази писта е заета от вдлъбнатина (това са записаните данни), която разпръсква падащата върху нея светлина, а около две трети (1,1 µm) е недокоснат субстрат, който отразява светлина. По този начин компакт дискът е отразяваща дифракционна решетка с период от 1,6 микрона.

Спектрален анализ

Методът на спектралния анализ предоставя разнообразна информация за небесните тела. Спектралния анализ изисква светлина, чрез анализиране на която можете да разберете химичния състав на звездата, нейната температура, наличието и силата на магнитно поле, скоростта на движение по линията на зрението и т.н. Анализът на спектрите, използван в астрофизиката, е основният метод за изследване на астрономически обекти.

Спектрален анализ е метод за определяне на химичния състав на веществото от неговия спектър.

Видове спектри

Линеен спектър на радиация.Ако добавите парче азбест, навлажнено с разтвор на обикновена готварска сол, в бледия пламък на газова горелка, тогава, когато наблюдавате пламъка през спектроскоп, ще видите как ярко жълта линия ще пламне на фона на едва видим непрекъснат спектър на пламъка. Тази жълта линия се произвежда от натриеви пари, които се образуват, когато молекулите на трапезната сол се разграждат в пламък. Линейните спектри дават всички вещества в газообразно атомно (но не молекулярно) състояние (газове и пари).

Непрекъснат спектър.Непрекъсната последователност от цветове, които се трансформират един в друг, в резултат на разлагането на светлината поради пречупване в призма, е непрекъснат спектър. Непрекъснатите спектри се получават от горещи твърди вещества, течности или плътни газове. Спектърът на звездата се състои от непрекъснат спектър, пресечен от абсорбционни линии.

Линеен спектър на поглъщане.На фона на непрекъснат спектър могат да се наблюдават тъмни абсорбционни линии. Излъчването от по-горещо тяло, преминавайки през разредена студена среда с непрекъснат спектър, образува абсорбционни линии. Първите наблюдения на линейните абсорбционни спектри в слънчевия спектър са направени от Уоластън през 1802 г. Но той не можа да им даде обяснение. По-късно тези линии бяха наречени линии на Фраунхофер в чест на немския физик, който през 1814 г. успя да обясни появата им.

Ивичести спектри.спектри, състоящи се от отделни ивици, характерни за емисионните и абсорбционните спектри на молекулите. Молекулни спектри, оптични емисионни и абсорбционни спектри, както и Раманови спектри на светлина, принадлежаща на свободни или слабо свързани молекули. Молекулярните спектри имат сложна структура. Типичните молекулярни спектри са ивици; те се наблюдават при излъчване и абсорбция и при комбинационно разсейване под формата на набор от повече или по-малко тесни ленти в ултравиолетовата, видимата и близката инфрачервена област, които се разделят при достатъчна разделителна способност на спектралните инструменти използвани в набор от близко разположени линии. Специфичната структура на молекулните спектри е различна за различните молекули и, най-общо казано, става по-сложна с увеличаване на броя на атомите в молекулата. За много сложни молекули видимият и ултравиолетовият спектър се състоят от няколко широки непрекъснати ленти; спектрите на такива молекули са подобни един на друг.

Откриване на хелий

На 18 август 1868 г., по време на пълно слънчево затъмнение, френският учен Пиер Янсен в индийския град Гунтур за първи път изследва хромосферата на Слънцето. По време на наблюдението той успя да настрои своя спектроскоп така, че да може да се наблюдава короната на слънцето не само по време на затъмнения, но и в обикновени дни. Последвалите наблюдения разкриват, заедно с водородните линии (синьо, циан и червено), ярко жълта линия с дължина на вълната 588 nm (по-точно 587,56 nm). Първоначално Ясен и астрономите, които наблюдаваха с него, я объркаха с натриевата D линия. Но по-късно беше възможно да се установи, че тази ярко жълта линия не съвпада с натриевата линия и не принадлежи към нито един от известните по-рано химически елементи. На 20 октомври 1868 г. Норман Локиър, без да знае за откритието на Пиер Янсен, докато провежда изследване на слънчевия спектър, открива неизвестна жълта линия. Две години по-късно Локиър, в сътрудничество с английския химик Едуард Франкланд, с когото работи, предложи да даде на новия елемент името „хелий“ (от древногръцки helios - „слънце“). По-късно на Земята е открит хелий.

Спектралните изследвания на планетите се отличават с голяма информативност и служат предимно за качествено и количествено изследване на химическия състав на атмосферата.

Преминавайки през атмосферата на планетата, слънчевата светлина претърпява разпръскване в целия спектър и поглъщане в избрани честоти, след което в спектъра на планетата се появяват линии или абсорбционни ивици, напълно аналогични на телуричните линии, образувани в земната атмосфера. Ако атмосферата на планетата съдържа същите газове като земната атмосфера, тогава съответните линии (ивица) просто ще се слеят с телуричните и ще ги укрепят. Но такова увеличение е трудно да се забележи, когато атмосферата на планетата е малка или бедна на газа, който се изследва. В този случай на помощ идва доплеровото изместване на планетарните линии спрямо телуричните линии, при условие че времето за наблюдение на планетата е избрано, когато тя се движи най-бързо спрямо Земята (при елонгации и квадратури). Разбира се, този метод изисква висока дисперсия на спектралния апарат, много сухо време при опит за откриване на водни пари и като цяло наблюдения от високи планини за отслабване на телуричните линии. Още по-добре е да се правят наблюдения с помощта на телескопи, издигнати в стратосферата или дори извън земната атмосфера. След успешните полети на сериите космически кораби Венера, Марс, Маринър и Викинг, които анализираха атмосферата на Венера и Марс от близко разстояние или чрез директно сондиране на атмосферата, описаният метод загуби своето значение.

Друго нещо е анализът на планетарните атмосфери за газове, които липсват или са слабо представени в земната атмосфера. Тогава едно просто сравнение на спектъра на планетата със слънчевия спектър (по-удобно е да се снима спектърът на Луната) веднага дава възможност да се каже дали даден газ е в атмосферата на планетата. Така въглеродният диоксид е открит в атмосферата на Венера (фиг. 195), а след това същото откритие е направено с помощта на спектъра на Марс. Достатъчен е един поглед към спектрите на външните планети, за да видите там мощни абсорбционни ивици, които в сравнение с лабораторните източници се оказват ивици от амоняк и метан (фиг. 196).

Най-силните ивици на поглъщане на водни пари, въглероден диоксид, азотен оксид и други газове, които представляват интерес за астрофизиците, са разположени в инфрачервената област на спектъра. За съжаление цялата близка инфрачервена област от 1 до 100 микрона съдържа мощни абсорбционни ленти от водна пара, така че земната атмосфера е прозрачна за слънчевата и планетарната радиация само в интервалите между тези ленти, а два такива интервала са в близост до 4,2 микрона и от 14 до 16 микрона - изпълнени с много здрави ивици.

(щракнете, за да видите сканиране)

Ето защо, от една страна, е изгодно да се търсят газове от планетарни атмосфери в инфрачервени лъчи, но от друга страна, тази полза е ограничена.

Ултравиолетовото лъчение от Слънцето от своя страна се поглъща много силно в атмосферите на планетите, но това поглъщане е непрекъснато, свързано с дисоциацията на съответните молекули. Така дисоциацията на озоновата молекула прави земната атмосфера непрозрачна в региона. При по-къси дължини на вълните се активира дисоциацията на кислорода и азота, тяхната йонизация активно забавя радиация с дължина на вълната под 1000 A. Разбира се, изследването на планетарните атмосфери въз основа на тези явления е възможно само от превозни средства, летящи над земната атмосфера. Но в атмосферите на планетите е възможно наличието на газове с активно непрекъснато поглъщане в области на спектъра, по-близо до видимото, и това може да служи като средство за анализ на планетарната атмосфера (вижте например за ултравиолетовата абсорбция в спектър на Венера на стр. 500). Молекулите на много газове също имат ленти на поглъщане в радиочестотния диапазон. Собственото радиоизлъчване на планетата, преминавайки през атмосферата, изпитва поглъщане на определени честоти и това може да бъде открито по време на наблюдения с радиоспектрограф чрез сравняване на интензитета на радиацията в честотната лента и на близко място в спектъра.

Количественият анализ на химичния състав на планетарните атмосфери е изпълнен с редица трудности. Както при анализа на звездни атмосфери, мярката за поглъщане на радиация е еквивалентната ширина на линията W (KPA 420), част от лентата или самотен, т.е. липсата на светлина в линията, изразена в единици радиация от съседен участък от непрекъснатия спектър. Разбира се, еквивалентната ширина е преди всичко функция на броя на абсорбиращите молекули по пътя на светлинния лъч от Слънцето през атмосферата до повърхността на планетата и обратно - през атмосферите на планетата и Земята - до земен наблюдател. Но в допълнение към тази зависимост еквивалентната ширина на линията зависи от общата плътност на атмосферата на планетата, т.е. от съдържанието на други газове в нея и от атомно-молекулярните параметри, които определят този спектрален преход.

Ако знаете последните, тогава от наблюдението на няколко ленти, силни и слаби, можете да определите както парциалното налягане на даден газ, така и общото налягане на атмосферата върху повърхността на планетата, дори ако остава неизвестно кой газ преобладава в състава на атмосферата. Тези абсорбционни ленти, които се състоят от множество силни линии, така че да се сливат със сравнително малка дисперсия, обикновено използвани в инфрачервената област, позволяват да се намери произведението на атмосферното съдържание на даден газ (в atm cm) и общото атмосферно налягане, докато слабите линии, изолирани в състава на лента с ниска мощност, позволяват да се определи само съдържанието на даден газ. Изглежда, че от тук е лесно да се намери общото атмосферно налягане или, по-точно, еластичността на газовете в основата на атмосферата, изразена в dyn/cm2 или в mm живачен стълб според показанията на анероиден барометър ( не живак!).

За съжаление, крайните резултати не са напълно надеждни поради несигурността на теорията и следователно по-надежден начин е да се симулира атмосферата чрез спектрографиране на слънчевата светлина, преминаваща много пъти в дълга тръба, пълна с изследвания газ при различни налягания и различни правдоподобни примеси - азот, кислород, аргон и др., които биха могли да се открият в атмосферата на вътрешната планета (по аналогия със Земята), или водород, хелий в случай на външните планети. Този метод има само едно слабо място - невъзможността да се възпроизведат в тясна тръба всички условия на разсейване на светлината, които се срещат в реални планетарни атмосфери.

Ще видим пример за такова определяне на атмосферната мощност по-нататък на стр. 498, 513. Обикновено мощността на атмосферата на планетата по отношение на конкретен газ се изразява в atmcm, т.е. тя се приравнява към височината на колона от газ, разположена при нормално атмосферно налягане и температура 0 ° C. Тази стойност очевидно е право пропорционална на броя на газовите молекули, съдържащи се в атмосферата. За сравнение представяме съдържанието на различни газове в земната атмосфера, изразено в едни и същи единици: