Спектральный анализ
Спектральный анализ – способ определения химического состава излучающих свет далеких объектов, как правило, звезд. Именно с его помощью когда-то были открыты цезий и рубидий, а за ними и гелий. Забавно, что последний нашли сначала на Солнце, а уже потом на Земле, спустя почти 30 лет.
Существует семь цветов (уверен, что вы легко сможете назвать, каких) и их оттенки, которые может распознавать человеческий глаз. Свет – это волна… или частица? Неважно, корпускулярно-волновой дуализм уже давно признал и то, и другое двумя сторонами одной медали в рамках квантовых полей, так что размусоливать эту тему не вижу смысла. Поэтому свет – это волна, а точнее электромагнитное излучение с разной длиной волны, которая и отвечает за цвет.
Проходя через призму, свет разлагается на спектры, что позволяет узнать о характеристиках объекта, испускающего его. Самый простой пример – радуга. Свет, поступающий от Солнца разлагается каплями дождя на те самые семь основных цветов. Поздравляю, вы только что узнали, откуда берется радуга.
Единицей измерения длины волны в СИ является метр, однако в России-Матушке все еще используется Ангстрем, который равен одной стомиллионной сантиметра, и давным-давно устарел во всем мире.
Применение в астрономии
В астрономии спектральный анализ является незаменимым. С его помощью мы узнаем полезную информацию о различных небесных телах дальнего космоса.
Как вы уже знаете, каждый цвет имеет свою длину волны, красный – самую большую, фиолетовый – самую малую. Далее идут ультрафиолетовое излучение, которое мы уже не способны увидеть своими глазами, а после них – рентгеновское, с еще меньшей длиной волны.
А что идет после красного? Если вы еще не догадались, то инфракрасное излучение, которое человеческий глаз также не улавливает. Спектральный анализ проводит исследование излучений в спектре от ультрафиолетового до инфракрасного. Также он позволяет рассчитать и скорость удаленных объектов относительно Земли. Если источник света приближается к нам, длина волны уменьшается, и наоборот. Если таким образом вы захотите измерить скорость тела, движущегося на нашей планете, подготовьте микроскоп, потому что изменения длины волны исходящего от него света будет настолько несущественным, что вы захотите бросить эту затею.
Использование в космологии
Каждый спектр химического элемента, вычисленный с помощью спектрального анализа, заносится в специальные таблицы. С его помощью были открыты даже новые элементы, о которых я рассказывал в самом начале. Благодаря ему мы знаем полный состав нашего Солнца и многих других небесных светил. Спектральный анализ позволяет узнать информацию не только о звездах, но и газовых облаках и прочих объектах дальнего космоса. Он помог установить массу звезд, скоплений и даже целых галактик, а также их лучевые скорости.
Источник
Спектральный анализ в астрономии
Электромагнитные волны длиной примерно от 4000 до 7600 Å, воздействуя на человеческое зрение, вызывают ощущение цветовых оттенков от темно-фиолетового (длина волны λ = 4000 Å) до темно-красного (λ = 7600 Å), между которыми лежат все оттенки синего, голубого, желтого и оранжевого цвета, примыкающие к соседним без резких границ. Совместное действие на зрение всех этих световых волн вызывает ощущение белого света. Однако белый свет можно разложить на составные части, пропустив его сквозь узкую щель и затем — сквозь стеклянную трехгранную призму. В призме составляющие белый свет лучи преломляются на различные углы, зависящие от их длины волны: наибольшее преломление испытывают коротковолновые лучи (фиолетовые), а наименьшее — длинноволновые лучи (красные). Поэтому из призмы выходит расходящийся пучок лучей, расположенных в порядке увеличения их длины волны, и образует цветную полоску, называемую спектром (от лат. spectrum— видимое или видение).
Виды спектров бывают различными. Плотное раскаленное вещество излучает всевозможные электромагнитные волны, поэтому его спектр получается сплошным, или непрерывным, в виде разноцветной полоски. Разреженные светящиеся газы однородной химической природы излучают волны строго определенной длины, поэтому их спектры состоят из отдельных ярких тонких линий, число и положение которых зависит от химической природы газа. Такие спектры называются линейчатыми. В частности, светящийся водород излучает серию спектральных линий, называемую серией Бальмера, по имени швейцарского физика И. Бальмера (1825—1898), который в 1885 г. нашел зависимость между длинами волн четырех линий этой серии, расположенных в видимой части спектра. Эти четыре линии обозначаются такими символами: Ha — красная линия (λ = 6563 Å), Hb — зеленая линия (λ = 4861 Å), Hv—синяя линия (λ = 4340 Å) и Ho — фиолетовая линия (λ = 4103 Å).
Светящиеся газы, состоящие из сложных молекул, вызывают в спектре сравнительно широкие полосы, представляющие набор спектральных линий, свойственных химическим элементам, входящим в состав молекул. Если же свет от горячего плотного вещества проходит сквозь менее нагретые разреженные газы, то непрерывный спектр перерезается тонкими темными линиями (или темными полосами), расположенными в тех местах, где должны быть яркие линии, присущие данному газу (или полосы— для сложных молекул). Объясняется это тем, что газы поглощают из непрерывного спектра именно те световые волны, которые они сами способны излучать, — закон, открытый в 1859 г. немецким физиком Р. Кирхгофом (1824— 1887 гг.). Объясняется он тем, что поглощение и излучение света атомами происходит порциями (квантами) со строго определенными частотами, свойственными каждому химическому элементу. Непрерывный спектр, перерезанный темными линиями (или полосами), называется спектром поглощения. Таким образом, по виду спектров излучения и поглощения можно судить о химическом составе вещества.
Впервые несколько четких темных линий поглощения в спектре Солнца обнаружил в 1802 г. английский физик Г Волластон (1766—1828 гг.). В 1815 г. известный немецкий оптик Й. Фраунгофер (1787— 1826) получил и зарисовал спектр Сириуса (α Большого Пса) и других ярких звезд Кастора (α Близнецов), Капеллы (α Возничего), Проциона (α Малого Пса) и Бетельгейзе (α Ориона) и в них тоже нашел темные линии поглощения. В том же году он зарисовал спектр Солнца и открыл в нем около 600 линий поглощения, наиболее интенсивные из которых обозначил буквами латинского алфавита. Эти линии поглощения называются фраунгоферовыми и сохраняют свои буквенные обозначения.
Так как планеты освещаются Солнцем, то их спектры почти идентичны солнечному, а небольшие отличия являются следствием частичного поглощения солнечных лучей поверхностями планет. Если же планеты окружены атмосферой, то в их спектрах появляются линии и полосы поглощения, свойственные ее основному химическому составу.
Длины волн, соответствующие спектральным линиям всех нейтральных и ионизованных химических элементов, хорошо изучены в физических лабораториях, теперь их безошибочно отождествляют в любых спектрах и тем самым устанавливают химический состав газовых оболочек небесных тел. По интенсивности и резкости линий судят о плотности и состоянии излучающего или поглощающего газа.
В спектрах небесных светил, полученных наземной аппаратурой, присутствуют линии и полосы поглощения, свойственные химическому составу земной атмосферы, но их легко распознать, так как состав атмосферы хорошо известен.
В настоящее время спектры небесных тел изучают по фотографиям. Фотографические изображения спектров называются спектрограммами. На спектрограмме можно получать участки спектра, образованные лучами, непосредственно не воспринимаемым человеческим глазом: ультрафиолетовый, с длинами волн λ 7 , где λmax выражается в ангстремах, а Т — в кельвинах. Определив длину волны λmax в месте наибольшего почернения спектрограммы, нетрудно по закону Вина вычислить температуру Т Солнца и звезд, под которой подразумевается средняя температура внешнего плотного слоя этих светил, излучающего энергию в пространство. Такой слой называется фотосферой (от греч. «фотос» — свет и «сфера» — шар) и принимается за поверхность Солнца и звезд, ограничивающую их размеры. У звезд, представляющихся с Земли светящимися точками, фотосфера, естественно, не видна, зато солнечная фотосфера хорошо видна в форме яркого диска.
В спектрограмме Солнца наибольшее почернение находится на участке с длиной волны около λ =4800 Å, поэтому температура солнечной фотосферы близка к Т =2,9*10 7 *Å*K/4800Å = 6000K. В спектрограмме звезды Сириус (α Большого Пса) максимум энергии приходится на длину волны λmax =2800 Å, следовательно, температура фотосферы Сириуса близка к Т =2,9*10 7 *Å*K/2800Å = 10400K.
Отметим, что вычислять температуру звезд с большей точностью не имеет смысла, так как реальная температура разных участков горячей фотосферы может различаться на десятки и сотни кельвинов.
Все линии в спектрах звезд и других небесных объектов могут быть несколько сдвинуты от своих обычных (нормальных) положений либо в одну, либо в другую сторону. Причиной такого сдвига, теоретически предсказанного в 1842 г. австрийским физиком X. Доплером (1803—1853 гг.) и подтвержденного в 1899 г. лабораторными опытами выдающегося русского астрофизика А. А. Белопольского (1854— 1934 гг.), служит движение источника света в направлении к приемнику световой энергии (к наблюдателю) или от него.
Пусть звезда S движется в пространстве со скоростью υ относительно Земли Е, удаляясь от нее. Проекция vr этой скорости на луч зрения υr наблюдателя называется лучевой скоростью. Если звезда излучает электромагнитные волны частотой ν (т. е. υ колебаний в 1 сек.), то первая из этих волн, вышедшая в начале секунды, придет с расстояния г к Земле через t1=r/c секунд (где с — скорость света), а последняя, вышедшая в конце той же секунды,— через t2=(r+υr*1c)/c секунд, так как за протекшую секунду звезда удалится на расстояние, численно равное лучевой скорости. Следовательно, последняя световая волна придет к Земле с опозданием на (t2-t1) доли секунды. Поэтому излученные звездой за 1сυ колебаний будут восприняты на Земле за (1+υr/c) секунды.
Таким образом, воспринятая на Земле частота колебаний несколько отличается от испущенной и соответствующая ей спектральная линия в спектре сдвинется относительно своего нормального положения. При удалении светила воспринимаемая частота излучаемых им электромагнитных колебаний уменьшается, длина волны возрастает и линии в спектре светила смещаются в сторону длинноволнового (красного) конца спектра, а поэтому лучевая скорость светила считается положительной. При приближении светила частота воспринимаемых колебаний увеличивается, длина волны уменьшается, спектральные линии смещаются в сторону коротковолнового (фиолетового) конца спектра и лучевая скорость светила считается отрицательной.
Для определения лучевой скорости светил к телескопу прикрепляется спектральный аппарат (спектрограф) и фотографируют спектр светила и два спектра неподвижного лабораторного источника света с известными спектральными линиями (например, спектры водорода, гелия, паров железа и т. д.), называемые спектрами сравнения. На фотографии спектры сравнения располагаются выше и ниже спектра светила, что позволяет быстро обнаружить в нем смещенные линии и измерить в миллиметрах их сдвиг относительно аналогичных линий с известной длиной волны спектра сравнения. Но чтобы вычислить смещение линий, необходимо знать масштаб изображения. Для этого в спектре сравнения измеряют (в миллиметрах) расстояние между линиями с известными длинами волн, выраженными в ангстремах (А). Тогда масштаб спектрограммы будет выражен во ангстремах на миллиметры (Å/мм), а искомое смещение в ангстремах. Затем по формуле вычисляют лучевую скорость светила относительно Земли.
Спектрографы позволяют фотографировать спектры лишь сравнительно ярких светил. Спектры слабых объектов фотографируют сквозь призмы, устанавливаемые перед объективом телескопа. На матрице формируются спектры многих светил, оказавшихся в поле зрения телескопа. Информативность таких спектрограмм ниже, чем у полученных спектрографом, но она достаточна для изучения физической природы небесных тел.
Из-за движения источника энергии происходит изменение частоты (длины волны) и в диапазоне радиоволн, часто называемом радиоспектром. Это позволяет применять радиолокацию к определению периода вращения планет. Направленный к планете радиоимпульс с определенной частотой v отражается от краев вращающейся планеты, движущихся в противоположных направлениях относительно Земли. В результате этого к Земле возвращается радиоимпульс, несколько растянутый по частоте на величину Δυ, по которой вычисляют линейную скорость экватора планеты, а затем и период ее вращения.
Источник
Спектральный анализ
Спектральный анализ — главный метод определения химического состава удалённых светящихся объектов, например, звёзд. Первыми элементами, открытыми посредством этого метода, стали цезий и рубидий. А вскоре обнаружился и гелий, причём, на Солнце его открыли на 27 лет раньше, чем на Земле.
Всем известны семь основных цветов, распознаваемых нашим глазом, но ещё есть оттенки в переходе от одного цвета к другому. Свет – это смесь электромагнитных колебаний, и каждое колебание имеет свою длину волны, и, соответственно, свой цвет. Пропуская свет от объекта через призму, его разлагают на спектры. От получившейся картины (спектрограммы) и делают выводы о характеристиках испустившего свет объекта. Пример из жизни — радуга после дождя. Капли дождя разлагают свет, летящий от солнца на семь основных цветов. Единица измерения длин волн – Ангстрем одна стомиллионная часть сантиметра
- Линейчатый спектр излучения. Эмиссионные линии испускаются нагретым газом, находящимся в разреженном состоянии.
- Непрерывный спектр. Эти виды спектров получаются у твёрдых тел, жидкостей, а также горячих непрозрачных газов.
- Линейчатый спектр поглощения. Спектр образуется, если излучение от горячего тела, обладающего непрерывным спектром, проходит сквозь разреженную холодную среду.
Применение в астрономии
Спектральный анализ очень широко применяется в современной астрономии. Это метод, способный выдавать самые подробные и уникальные сведения об объектах космоса.
Другая сторона спектра, красная, продолжается инфракрасными лучами, также невидимыми человеческому глазу, но улавливаемыми специально подготовленными фотопластинками. Спектральные наблюдения – это исследования лучей в диапазоне цветов от ультрафиолетового до инфракрасного. Насыщенность спектральных линий определяет количество молекул и атомов, излучающих или поглощающих энергию. Количество атомов тем больше, чем ярче линия в излучаемом спектре и темнее в поглощаемом. Для Солнца и всех остальных звёзд характерно наличие газовой атмосферы. Излучение, проходящее через атмосферу, проявляется тёмными линиями поглощения на непрерывном спектре видимой поверхности. Для таких объектов – это спектры поглощения. Спектральный анализ, базирующийся на принципе Доплера, позволяет определять скорости движения небесных тел относительно нашей планеты по лучу зрения. У Приближающегося к наблюдателю источника света укорачиваются длины волн, а если источник удаляется, то длины волн будут увеличиваться. Если тело движется на Земле, то его скорость вызывает ничтожные смещения линий в спектре. И даже скорости небесных тел, имеющие значения десятков и сотен км./сек., видимы в настолько малых смещениях, что наблюдение их на спектрограммах реально только помощи микроскопа. Полученная спектрограмма светила сравнивается с эталонами, которыми служат спектрограммы земных источников излучения, например, неоновой лампы. Относительно неподвижного спектра в эталонах определяется сдвиг спектральных линий наблюдаемого объекта. Этот сдвиг очень мал, и величина его исчисляется десятыми и сотыми долями миллиметра.
Значение для космологии
В настоящее время все спектры химических элементов определены и сведены в специальные таблицы. Спектральный анализ позволил открыть некоторые неизвестные элементы, например, рубидий и цезий. И эти новые элементы иногда получали названия, соответствующие цветам преобладающих линий спектра: рубидий даёт тёмно-красные линии, а цезий (небесно-голубой) – голубые. Только спектральный анализ помог определить химический состав нашего светила и других звёзд. Использование иных методов для достижения этой цели не представляется возможным. Как оказалось, и на нашей планете, и на далёких звёздах присутствуют одинаковые химические элементы. Астрофизика, используя спектральный анализ, узнаёт характеристики, которыми обладают звёзды, газовые облака и другие объекты. Это химический состав, температура, скорость движения, магнитная индукция, давление. Все эти величины определяются только анализом спектральных линий космических объектов. Приняв на вооружение эффект Доплера, стало возможным измерение лучевых скоростей тысяч звёзд, газовых туманностей и других внегалактических объектов. Определились закономерности движения отдельных светил и вращения звёздных систем. Были установлены величины масс галактик и звёздных скоплений. Используя эффект, открытый голландским физиком Зееманом, можно определять параметры космических магнитных полей. Сильные магнитные поля расщепляют линии спектра. Такой эффект создаёт и поле электрическое, которое может возникать в звезде на непродолжительное время (эффект Штарка).
Источник