Решебник по астрономии 11 класс на урок №18 (рабочая тетрадь) - Спектральный анализ в астрономии

1. Дайте определения понятиям.

Спектр излучения - это электромагнитное излучение всякого нагретого тела, наблюдаемое с помощью спектральных приборов.

Спектр поглощения - спектр, получающий при прохождении и поглощении электромагнитного излучения в веществе.

Спектральный анализ - метод исследования химического состава и физических характеристик небесных объектов, основанный на изучении их спектров.

Спектрограмма - фотографический снимок спектра небесного тела или график зависимости интенсивного изучения в зависимости от длины волны или частоты.

2. Закончите предложения.

Непрерывный (сплошной) спектр испускают все твёрдые тела, расплавленные металлы, светящиеся газы и пары, находящиеся под очень большим давлением.

Линейчатый спектр образуется при нахождении газа в атомарном состоянии и когда его давление мало отличается от нормального.

Спектральными линиями называют узкие участки спектра, на которых интенсивность излучения усилена либо ослаблена.

3. Вычеркните неправильные утверждения о применении спектрального анализа в астрономии:

а) + по спектру можно определить температуру звезды;
б) + по спектру можно определить химический состав звезды;
в) по спектру можно определить характер рельефа поверхности планеты;
г) по спектру можно определить звёздную величину и светимость звезды.

4. Перед тем как отправится в космос, свет фотосферы звезды должен пройти через её атмосферу. Какая из этих областей образует непрерывный спектр и спектр поглощения?

Непрерывный спектр образует фотосфера, спектр поглощения - атмосфера.

5. Вставьте пропущенные слова и закончите предложения.

Закон смещения Вина записывается в виде формулы:

где буквами обозначены: λ - длина волны, которой соответствует максимум в распространении энергии; T - абсолютная температура; b - постоянная Вина.

Закон Вина можно применять не только для оптического диапазона электромагнитного излучения, но и для любого другого диапазона волн.

Мощность излучения абсолютно чёрного тела определяется законом Стефана-Больцмана, который записывается следующим образом:

где буквами обозначены: ε - мощность излучения единицы поверхности нагретого тела; σ - постоянная Стефана-Больцмана; T - абсолютная температура.

При движении источника излучения относительно относительно наблюдателя возникает эффект Доплера. Сущность эффекта состоит в следующем: если источник излучения движется по лучу зрения наблюдателя со скоростью v (лучевая скорость), то вместо длины волны λ(0) (её излучает источник) наблюдатель фиксирует длину волны λ.

Лучевой скоростью называют проекцию пространственной скорости небесного объекта на луч зрения (на направление от объекта к наблюдателю).

Лучевая скорость связана со сдвигом спектральных линий формулой

где λ(0) - длина волны, которую излучает источник; Δλ - разность между λ и λ(0); υ(r) - лучевая скорость; c - скорость света.

6. Линия водорода с длинной волны 434,00 нм на спектрограмме звезды оказалась равной 433,12 нм. К нам или от нас движется звезда и с какой скоростью?

7. В спектре звезды линия, соответствующая длине волны 5,3 ⋅ 10 -4 мм, смещена к фиолетовому концу спектра на 5,3 ⋅ 10 -8 мм. Определите лучевую скорость звезды.

Истинное значение открытий Фраунгофера не было оценено еще несколько десятилетий. Наконец примерно в 1860 году Роберт Вильгельм Бунзен (18111899) и Густав Роберт Кирхгоф продемонстрировали важность спектральных линий в химическом анализе. Кирхгоф учился в Кенигсберге и в весьма юном возрасте, в 26 лет, получил должность профессора в университете г. Бреслау (ныне — Вроцлав). Там он познакомился с Бунзеном, и они стали друзьями. Когда Бунзен переехал в Гейдельберг, он смог найти там место и для Кирхгофа. В 1871 году Кирхгоф стал профессором теоретической физики в Берлине. Говорят, что Кирхгоф на своих лекциях скорее усыплял студентов, а не придавал им энтузиазма, но среди его студентов были и Генрих Герц, и Макс Планк, ставшие великими физиками.

Долгое время Кирхгоф в сотрудничестве с Бунзеном проводил свои успешные исследования. Бунзен начал анализ химического состава образцов по цвету, который они придавали бесцветному огню его знаменитой горелки. Кирхгоф решил, что будет лучше использовать спектроскоп для более точного измерения длины волны (цвета). Когда это удалось осуществить, все линии Фраунгофера были отождествлены.
Оказалось, что характерный цвет пламени обусловлен яркими спектральными линиями разной длины волны у разных элементов. Каждый элемент имеет собственный характерный признак в виде спектральных линий, которые появляются, когда образец нагревается до такой температуры, чтобы он превратился в горячий газ. По спектральным линиям можно определить химический состав иссле-дуемого образца. В письме, датированном 1859 годом, Бунзен писал: «Сейчас вместе с Кирхгофом мы проводим исследования, которые не дают нам уснуть. Кирхгоф сделал совершенно неожиданное открытие. Он нашел причину возникновения темных линий в спектре Солнца, и он способен воспроизвести эти линии… в непрерывном спектре пламени на тех же местах, что и линии Фраунгофера, Это открывает путь к определению химического состава Солнца и неподвижных звезд..,».
На самом деле еще в 1849 ГОДУ Жан Фуко (18191868) в Париже обнаружил совпадение между лабораторными спектральными линиями и линиями в спектре Солнца. Но по какимто причинам его открытие оказалось забыто. Ничего не зная о работе Фуко, Бунзен и Кирхгоф повторили и усовершенствовали его опыты.

Кирхгоф обобщил свои результаты в виде так называемых законов Кирхгофа.

• I закон Кирхгофа: Горячий плотный газ и твердые тела излучают непрерывный спектр. Спектр называют непрерывным, если в нем представлены все цвета радуги и поэтому в нем нет темных линий.
• II закон Кирхгофа: Разреженные (имеющие низкую плот

ность) газы излучают спектр состоящий из ярких линий. Яркие ли
нии с определенными длинами волн называют также эмиссионны
ми линиями.
Как уже говорилось, спектр с эмиссионными линиями возникает от горячего, разреженного газа в пламени бунзеновской горелки, наблюдаемом на темном фоне. Однако если за горелкой поставить источник света и пустить интенсивный луч света сквозь газ этого пламени, то можно предположить, что свет горелки и свет, идущий от источника за горелкой, будут складываться. Если же свет, приходящий изза горелки, имеет непрерывный спектр, то можно ожидать, что яркие линии пламени горелки будут налагаться на непрерывный спектр. Но Кирхгоф этого не увидел. Наоборот, он видел непрерывный спектр с темными линиями на тех местах, где должны были быть эмиссионные линии. И это он зафиксировал в своем третьем законе.

• III закон Кирхгофа: Когда непрерывный спектр проходит через разреженный газ, в спектре возникают темные линии.

Темные линии называются абсорбционными линиями, или линиями поглощения. В спектре Солнца непрерывное излучение исходит из нижних, относительно горячих (около 5500 °С) и плотных слоев солнечной поверхности. На пути вверх свет проходит через более холодные и разреженные слои солнечной атмосферы, которая и дает темные линии Фраунгофера.
Спектральный анализ позволил исследовать химический состав Солнца и даже звезд. Например, две соседние темные спектральные линии «Э» в солнечном спектре видны как яркие линии в спектре горячего натриевого газа. Из этого Кирхгоф и Бунзен сделали вывод, что на Солнце много газообразного натрия. Кроме того, они нашли в спектре Солнца признаки железа, магния, кальция, хрома, меди, цинка, бария и никеля. К концу столетия были открыты водород, углерод, кремний и неизвестный элемент, который назвали гелием в честь греческого имени Солнца. В1895 году гелий был обнаружен и на Земле. Самый простой спектр из всех элементов оказался у водорода. Его спектральные линии образуют такой простой и стройный ряд, что преподаватель Базельского университета (Швейцария) Иоганн Якоб Бальмер (18251898) придумал простую формулу для определения их длин волн. Эту серию спектральных линий водорода называют бальмеровскими линиями.
Но невозможно определить степень обилия элементов на Солнце только лишь на основе интенсивности спектральных линий каждого элемента. С помощью сложных вычислений, учитывающих температуру, было выяснено, что наиболее обильным элементом на Солнце является водород (хотя его спектральные линии не очень интенсивны), а второе место занимает гелий. На долю всех прочих элементов приходится менее 2% (табл., там указано также обилие наиболее распространенных элементов на Земле и в человеческом теле).

Современный химический анализ показывает, что остальные звезды не сильно отличаются от Солнца. А именно, водород — самый распространенный элемент; его доля составляет примерно 72% массы звезды. Доля гелия около 26%, а на долю остальных элементов остается не более 2%. Однако содержание именно этих тяжелых элементов на поверхности звезд сильно различается от одной звезды к другой.

Спектр излучения — это электромагнитное излучение всякого нагретого тела, наблюдаемое с помощью спектральных приборов.

Спектр поглощения — спектр, получающий при прохождении и поглощении электромагнитного излучения в веществе.

Спектральный анализ — метод исследования химического состава и физических характеристик небесных объектов, основанный на изучении их спектров.

Спектрограмма — фотографический снимок спектра небесного тела или график зависимости интенсивного изучения в зависимости от длины волны или частоты.

2. Закончите предложения

Непрерывный (сплошной) спектр испускают все твёрдые тела, расплавленные металлы, светящиеся газы и пары, находящиеся под очень большим давлением.

Линейчатый спектр образуется при нахождении газа в атомарном состоянии и когда его давление мало отличается от нормального.

Спектральными линиями называют узкие участки спектра, на которых интенсивность излучения усилена либо ослаблена.

3. Вычеркните неправильные утверждения о применении спектрального анализа в астрономии

• а) по спектру можно определить температуру звезды;
• б) по спектру можно определить химический состав звезды;
• в) по спектру можно определить характер рельефа поверхности планеты;
• г) по спектру можно определить звёздную величину и светимость звезды.

4. Перед тем как отправится в космос, свет фотосферы звезды должен пройти через её атмосферу. Какая из этих областей образует непрерывный спектр и спектр поглощения?

Непрерывный спектр образует фотосфера , спектр поглощения — атмосфера .

5. Вставьте пропущенные слова и закончите предложения

Закон смещения Вина записывается в виде формулы:

где буквами обозначены: λ — длина волны, которой соответствует максимум в распространении энергии; T — абсолютная температура; b — постоянная Вина.

Закон Вина можно применять не только для оптического диапазона электромагнитного излучения, но и для любого другого диапазона волн .

Мощность излучения абсолютно чёрного тела определяется законом Стефана—Больцмана, который записывается следующим образом:

где буквами обозначены: ε — мощность излучения единицы поверхности нагретого тела; σ — постоянная Стефана—Больцмана; T — абсолютная температура.

При движении источника излучения относительно относительно наблюдателя возникает эффект Доплера. Сущность эффекта состоит в следующем: если источник излучения движется по лучу зрения наблюдателя со скоростью v (лучевая скорость), то вместо длины волны λ(0) (её излучает источник) наблюдатель фиксирует длину волны λ.

Лучевой скоростью называют проекцию пространственной скорости небесного объекта на луч зрения (на направление от объекта к наблюдателю).

Лучевая скорость связана со сдвигом спектральных линий формулой

Спектр и спектральный анализ.

Дисперсия света

Дисперсия света (разложение света) - экспериментально открыта Исааком Ньютоном в 1672 году. Ньютон заметил радужную окраску вокруг звезд, которая видна при наблюдении в телескоп. Это наблюдение сподвигло его поставить опыт и создать новый прибор - спектроскоп. Ньютон направил пучок света на призму. Для получения более насыщенной полосы круглое отверстие было заменено на щелевое.

Дисперсия света (разложение света) — это совокупность явлений, обусловленных зависимостью абсолютного показателя преломления вещества от частоты (или длины волны) света (частотная дисперсия), или, то же самое, зависимостью фазовой скорости света в веществе от частоты (или длины волны).

Дисперсией является различие фазовых скоростей распространения лучей света c различной длиной волны в прозрачном веществе — оптической среде. Белый свет, проходя через стеклянную призму разлагается на спектр. Полученный спектр называют дисперсионным.

В наше время в телескопах используют сложные приборы, называемые спектрографом. Их устанавливают за фокусом объектива телескопа. Раньше во всех спектрографах для разложения света использовали призмы, но теперь призмы заменили на дифракционную решетку, которая так же разлагает белый свет в спектр. Данный спектр называют дифракционным спектром.

Самым простейшим и распространённым примером отражательных дифракционных решёток в быту является компакт диск. На его поверхности есть дорожка в виде спирали с шагом 1,6 мкм между витками. Примерно треть ширины (0,5 мкм) этой дорожки занята углублением (это записанные данные), рассеивающим падающий на него свет, примерно две трети (1,1 мкм) — нетронутая подложка, отражающая свет. Таким образом, компакт-диск — отражательная дифракционная решётка с периодом 1,6 мкм.

Спектральный анализ

Метод спектрального анализа дает разнообразные сведения о небесных светилах. Для спектрального анализа необходим свет, анализируя который можно узнать химический состав светила, его температуру, наличие и напряженность магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и т. д. Анализ спектров, применяемый в астрофизике является основным методом изучения астрономических объектов.

Спектральный анализ - метод определения химического состава вещества по его спектру.

Виды спектров

Линейчатый спектр излучения. Если внести в бледное пламя газовой горелки кусочек асбеста, смоченный раствором обыкновенной поваренной соли, то при наблюдении пламени в спектроскоп видно, как на фоне едва различимого непрерывного спектра пламени вспыхнет яркая желтая линия. Эту желтую линию дают пары натрия, которые образуются при расщеплении молекул поваренной соли в пламени. Линейчатые спектры дают все вещества в газообразном атомарном (но не молекулярном) состоянии (газы и пары).

Непрерывный спектр. Непрерывная последовательность цветов, переходящих один в другой, возникающая при разложении света за счет преломления в призме является непрерывным спектром. Непрерывные спектры дают раскаленные твердые тела, жидкости или плотные газы. Спектр звезды состоит из непрерывного спектра, пересеченного линиями поглощения.

Линейчатый спектр поглощения. На фоне непрерывного спектра можно наблюдать темные линии поглощения. Излучение более горячего тела, с непрерывным спектром проходя через разреженную холодную среду, образует линии поглощения. Первые наблюдения линейчатых спектров поглощения в спектре Солнца проделал Волластон в 1802 году. Но он не смог дать им объяснения. Позже эти линии были названы «фраунгоферовыми» в честь немецкого физика, которому в 1814 году удалось объяснить их появление.

Полосатые спектры. спектры, состоящие из отдельных полос, характерные для спектров испускания и поглощения молекул. Молекулярные спектры, оптические спектры испускания и поглощения, а также комбинационного рассеяния света, принадлежащие свободным или слабо связанным между собой молекулам. Молекулярные спектры имеют сложную структуру. Типичные молекулярные спектры - полосатые, они наблюдаются в испускании и поглощении и в комбинационном рассеянии в виде совокупности более или менее узких полос в ультрафиолетовой, видимой и близкой инфракрасной областях, распадающихся при достаточной разрешающей силе применяемых спектральных приборов на совокупность тесно расположенных линий. Конкретная структура молекулярных спектров различна для различных молекул и, вообще говоря, усложняется с увеличением числа атомов в молекуле. Для весьма сложных молекул видимые и ультрафиолетовые спектры состоят из немногих широких сплошных полос; спектры таких молекул сходны между собой.

Открытие гелия

18 августа 1868 года во время полного солнечного затмения французский учёный Пьер Жансен в индийском городе Гунтур, впервые исследовал хромосферу Солнца. В момент наблюдения ему удалось настроить свой спектроскоп так, что было возможно наблюдать корону солнца не только в моменты затмения, но и в обычные дни. Последующие наблюдения выявили наряду с линиями водорода (синей, зелено-голубой и красной) яркую жёлтую линию с длиной волны 588 нм (более точно — 587,56 нм). Изначально Жассен и наблюдавшие вместе с ним астрономы приняли ее за линию D натрия. Но впоследствии удалось установить, что данная ярко - желтая линия не совпадает с линией натрия и не принадлежит ни одному из ранее известных химических элементов. 20 октября 1868 года Норман Локьер не зная об открытии Пьера Жансена при проведении исследования солнечного спектра, обнаружил неизвестную жёлтую линию. Через два года Локьер в сотрудничестве с английским химиком Эдуардом Франклендом с которым он работал, предложил дать новому элементу название «гелий» (от древне греческого гелиос — «солнце»). Позже гелий был обнаружен на Земле.

Спектральные исследования планет отличаются большой глубиной информации и служат в первую очередь для качественного и количественного изучения химического состава атмосфер.

Проходя через атмосферу планеты, солнечный свет испытывает в ней рассеяние по всему спектру и поглощение в избранных частотах, после чего в спектре планеты появляются линии или полосы поглощения, совершенно аналогичные теллурическим линиям, образующимся в земной атмосфере. Если атмосфера планеты содержит те же газы, что и земная атмосфера, то соответствующие линии (полоса) просто сольются с теллурическими и усилят их. Но такое усиление трудно заметить, когда атмосфера планеты мала или бедна исследуемым газом. В этом случае на помощь приходит доплеровское смещение планетных линий относительно теллурических при условии, что для наблюдения планеты выбирают такое время, когда она быстрее всего движется относительно Земли (у элонгаций и квадратур). Конечно, при таком способе требуется высокая дисперсия спектрального аппарата, очень сухая погода при попытках обнаружить водяные пары, а вообще - наблюдения с высоких гор, чтобы ослабить теллурические линии. Еще лучше проводить наблюдения с помощью телескопов, поднятых в стратосферу или даже за пределы земной атмосферы. После успешных полетов АМС серий «Венера», «Марс», «Маринер», «Викинг», проанализировавших атмосферы Венеры и Марса с близких расстояний или непосредственным зондированием атмосферы, описанный метод потерял значение.

Другое дело - анализ планетных атмосфер на газы, отсутствующие или слабо представленные в земной атмосфере. Тогда простое сравнение спектра планеты с солнечным спектром (удобнее фотографировать спектр Луны) сразу дает возможность сказать, есть ли данный газ в атмосфере планеты. Таким образом, в атмосфере Венеры был обнаружен углекислый газ (рис. 195), а потом такое же открытие было сделано по спектру Марса. Достаточно одного взгляда на спектры внешних планет, чтобы увидеть там мощные полосы поглощения, которые при сравнении с лабораторными источниками оказываются полосами аммиака и метана (рис. 196).

Наиболее сильные полосы поглощения водяных паров, углекислого газа, окиси азота и других газов, представляющих интерес для астрофизика, расположены в инфракрасной области спектра. К сожалению, вся ближняя инфракрасная область от 1 до 100 мкм содержит мощные полосы поглощения водяного пара, так что земная атмосфера прозрачна для солнечного и планетного излучений лишь в промежутках между этими полосами, а два таких промежутка - в окрестностях 4,2 мкм и от 14 до 16 мкм - заполнены очень сильными полосами .

(кликните для просмотра скана)

Вот почему поиски газов планетных атмосфер, с одной стороны, выгодно производить в инфракрасных лучах, а с другой стороны, выгода эта ограничена.

Ультрафиолетовое излучение Солнца в свою очередь очень сильно поглощается в атмосферах планет, но это поглощение - непрерывное, связанное с диссоциацией соответствующих молекул. Так, диссоциация молекулы озона делает земную атмосферу непрозрачной в области . При более коротких длинах волн включается диссоциация кислорода и азота, их ионизация активно задерживает излучения с длиной волны меньше 1000 А. Разумеется, исследование атмосфер планет, основанное на этих явлениях, возможно только с аппаратов, летающих выше земной атмосферы. Но в атмосферах планет возможно присутствие газов с активным непрерывным поглощением в более близких к видимой областях спектра и это может служить средством для анализа планетной атмосферы (см., например, об ультрафиолетовом поглощении в спектре Венеры на с. 500). Молекулы многих газов имеют полосы поглощения также и в радиочастотном диапазоне. Собственное радиоизлучение планеты, проходя через атмосферу, испытывает поглощение в определенных частотах и это может быть обнаружено при наблюдениях с радиоспектрографом путем сравнения интенсивности излучения в частоте полосы и в расположенном рядом месте спектра.

Количественный анализ химического состава планетных атмосфер сопряжен с рядом трудностей. Как и при анализе звездных атмосфиер, мерой поглощения излучения служит эквивалентная ширина W линии (КПА 420), входящей в состав полосы или уединенной, т. е. недостача света в линии, выраженная в единицах излучения соседнего участка непрерывного спектра. Конечно, эквивалентная ширина есть прежде всего функция числа поглощающих молекул на пути светового луча от Солнца через атмосферу к поверхности планеты и обратно - через атмосферы планеты и Земли - к земному наблюдателю. Но, кроме этой зависимости, эквивалентная ширина линии зависит от общей плотности атмосферы планеты, т. е. от содержания в ней других газов, и от атомно-молекулярных параметров, определяющих данный спектральный переход.

Если знать эти последние, то из наблюдения нескольких полос, сильных и слабых, можно определить и парциальное давление данного газа и общее давление атмосферы на поверхности планеты, если даже остается неизвестным, какой именно газ преобладает в составе атмосферы. Те полосы поглощения, которые состоят из многочисленных сильных линий, так что они сливаются при относительно малой дисперсии, применяемой обычно в инфракрасной области, позволяют найти произведение содержания в атмосфере данного газа (в атм см) на общее атмосферное давление, тогда как слабые линии, выделяемые в состав маломощной полосы, позволяют определить только содержание данного газа. Казалось бы, отсюда легко найти общее атмосферное давление или, точнее, упругость газов в основании атмосферы, выраженную в дин/см2 или в мм ртутного столба по показанию барометра-анероида (не ртутного!).

К сожалению, конечные результаты не заслуживают полного доверия из-за неуверенности теории, и оттого более верный путь состоит в моделировании атмосферы путем спектрографирования солнечного света, прошедшего много раз внутри длинной трубы, наполняемой исследуемым газом при разных давлениях его и разных правдоподобных примесях - азота, кислорода, аргона и т. п., которые могли бы встретиться в атмосфере внутренней планеты (по аналогии с Землей), или водорода, гелия в случае внешних планет. У этого метода есть лишь один слабый пункт - невозможность воспроизведения в узкой трубе всех условий рассеяния света, которые осуществляются в реальных планетных атмосферах.

Пример подобного определения мощности атмосферы мы встретим далее на с. 498, 513. Обычно мощность атмосферы планеты в отношении того или иного газа выражают в атмсм, т. е. приравнивают высоте столба газа, находящегося при нормальном атмосферном давлении и температуре 0 °С. Эта величина, очевидно, прямо пропорциональна числу молекул газа, содержащихся в атмосфере. Для сравнения приведем выраженное втех же единицах содержание различных газов в земной атмосфере: