Классический опыт И. Ньютона по открытию дисперсии света (1672)
1. Виды спектров. В 1666 г. Исаак Ньютон, пропуская пучок света через трёхгранную стеклянную призму, заметил, что тот не только преломляется к основанию призмы, но и распадается на цветовые составляющие. Полученная на экране цветная полоска, состоящая из семи основных цветов, постепенно переходящих один в другой, была названа спектром.
Для наблюдения и исследования спектров применяют прибор — спектроскоп. Для получения и регистрации спектров небесных тел используют специальный оптический прибор — спектрограф.
Рисунок 106 — Схема щелевого спектрографа
Спектры сравнительно ярких светил фотографируют с помощью щелевых спектрографов, состоящих из коллиматора, призмы и фотокамеры (рис. 106). Фотографический снимок спектра небесного тела называется спектрограммой. Также спектрограммой называют график зависимости интенсивности (мощности) излучения небесного тела от длины волны или частоты.
Любое светящееся тело создаёт спектр испускания. Спектры бывают сплошные (непрерывные), линейчатые и полосатые.
Сплошной спектр имеет вид непрерывной полосы, цвета которой постепенно переходят один в другой. Все твёрдые тела, расплавленные металлы, светящиеся газы и пары, находящиеся под очень большим давлением, дают сплошной спектр. Такой спектр можно, например, получить от дугового фонаря и горящей свечи.
Рисунок 107 — Линейчатые спектры некоторых веществ (Нg, Ne, He, Na, H)
Иной вид имеет спектр, если в качестве источника света использовать раскалённые газы или пары, когда их давление мало отличается от нормального и газы находятся в атомарном состоянии. В этом случае говорят о линейчатом спектре (атомном). Он состоит из отдельных резких цветных линий, разделённых тёмными промежутками (рис. 107). Установлено, что каждый химический элемент в состоянии раскалённого газа, состоящего из атомов, испускает присущий только ему одному линейчатый спектр с характерными цветными линиями, всегда расположенными на определённом месте. Полосатый спектр (молекулярный) состоит из отдельных линий, сливающихся в полосы (чёткие с одного края и размытые с другого), разделённые тёмными промежутками. Такой спектр испускают молекулы газов и паров.
Наряду со спектрами испускания существуют спектры поглощения.
Сплошной спектр, пересечённый тёмными линиями или полосами в результате прохождения белого света через раскалённые газы или пары, называется спектром поглощения. Исследование явления возникновения спектров поглощения показало, что вещество поглощает лучи тех длин волн, которые оно может испускать в данных условиях (закон Кирхгофа).
Таким образом, для каждого химического элемента его линейчатый спектр испускания и спектр поглощения обладают обратимостью. Это значит, что расположение тёмных линий поглощения в точности соответствует расположению цветных линий испускания.
Спектр содержит важнейшую информацию об излучении. Общий вид спектра и детальное распределение энергии в нём зависят от температуры, химического состава и физических свойств источника, а также от скорости его движения. Метод исследования химического состава тел и их физического состояния с помощью спектров испускания и поглощения называется спектральным анализом.
2. Химический состав небесных тел. В 1814 г. немецкий физик Йозеф Фраунгофер, наблюдая спектр Солнца при помощи изготовленного им спектроскопа с дифракционной решёткой, обратил внимание на то, что сплошной спектр Солнца содержит значительное число тёмных линий. Учёный установил, что эти линии (названные впоследствии его именем) не случайны и всегда присутствуют в спектре Солнца на строго определённых местах. Фраунгоферовы линии — не что иное, как линии поглощения паров различных веществ, находящихся вблизи источника сплошного спектра — яркой поверхности Солнца (между фотосферой и спектральным прибором). Солнце окружено газовой оболочкой, имеющей более низкую температуру и меньшую плотность, чем фотосфера. Таким образом, спектр Солнца есть, по существу, спектр поглощения этих паров.
При детальной классификации фраунгоферовых линий один за другим на Солнце обнаружили все земные элементы. После осуществления большой по объёму работы по установлению соответствия фраунгоферовых линий определённым элементам оказалось, что несколько спектральных линий не принадлежит ни одному земному элементу. Так был открыт новый элемент — гелий (солнечный). И только через 26 лет гелий обнаружили на Земле.
Сравнивая длины волн линий поглощения, наблюдаемых в спектрах небесных тел, с полученными в лаборатории или рассчитанными теоретически спектрами различных веществ, можно определить химический состав излучающего космического объекта, находящегося на очень большом расстоянии. Спектральный анализ позволяет определить состав не только Солнца, но и других объектов — звёзд, туманностей. Анализ спектров — основной метод изучения физической природы космических объектов, который используется в астрофизике.
3. Температура. Законы Вина и Стефана – Больцмана. Всякое, даже слабо нагретое, тело излучает электромагнитные волны (тепловое излучение). При температурах, не превышающих 103 К, излучаются главным образом инфракрасные лучи и радиоволны. По мере дальнейшего нагревания спектр теплового излучения меняется: во-первых, увеличивается общее количество излучаемой энергии, во-вторых, появляются лучи всё более и более коротких длин волн — видимые (от красных до фиолетовых), ультрафиолетовые, рентгеновские и т. д.
Рисунок 108 — Распределение энергии в непрерывных спектрах тел, нагретых до разных температур. Красная кривая линия — спектр Солнца
При тепловом излучении внутренняя энергия теплового движения атомов и молекул тела переходит в энергию испускаемых электромагнитных волн.
При поглощении света происходит обратный процесс перехода электромагнитной энергии во внутреннюю энергию тела.
Распределение энергии в непрерывном спектре тел разной температуры можно представить в виде графика (рис. 108). С увеличением температуры максимум излучения абсолютно чёрного тела смещается в коротковолновую область спектра. Длина волны Xmax, которой соответствует максимум в распределении энергии, связана с абсолютной температурой Т соотношением, которое называют законом смещения Вина:
где b — постоянная Вина (b » 2,9 • 10-3 м • К). Данный закон выполняется не только для оптического, но и для любого другого диапазона электромагнитного излучения.
В спектрограмме Солнца наибольшая интенсивность излучения приходится на длину волны l = 480 нм, поэтому температура солнечной фотосферы близка к 6000 К.
По мере увеличения температуры меняется не только цвет излучения, но и его мощность. В результате экспериментов и теоретических расчётов было обосновано, что мощность излучения абсолютно чёрного тела пропорциональна четверной степени температуры (закон Стефана — Больцмана). Каждый квадратный метр поверхности абсолютно чёрного тела излучает за 1 с по всем направлениям во всех длинах волн энергию:
где в — мощность излучения единицы поверхности нагретого тела, Т — абсолютная температура, s — постоянная Стефана — Больцмана, которая равна 5,67 • 10-8 Вт/(м2 • К4).
Зная количество энергии, приходящей от звезды к земной поверхности, можно по закону Стефана — Больцмана определить её температуру.
Законы Вина и Стефана — Больцмана справедливы для излучения абсолютно чёрного тела. В первом приближении можно считать, что звёзды, и в частности Солнце, излучают как абсолютно чёрное тело.
4. Эффект Доплера. В астрофизике широко используется эффект Доплера, возникающий при движении источника излучения относительно наблюдателя. Суть эффекта Доплера заключается в следующем: если источник излучения движется по лучу зрения наблюдателя со скоростью vr, называемой лучевой скоростью, то вместо длины волны λ0, которую излучает источник, наблюдатель фиксирует волну длиной λ, так что
где с — скорость света.
Скорость vr положительна при удалении источника света от наблюдателя (Δλ = λ – λ0 >0) и отрицательна при приближении к нему (Δλ = λ – λ0 <0).
С эффектом Доплера мы часто сталкиваемся в акустике. Например, если вы стоите на платформе, мимо которой проходит поезд, то можете заметить, что пока он приближался, звуковой сигнал был более высоким, а когда стал удаляться, высота звука сразу снизилась. Аналогичное явление наблюдается и в оптике: свет от приближающегося источника становится более синим (частота увеличивается), а от удаляющегося — более красным (частота уменьшается). Это изменение сказывается на положении спектральных линий в спектре: они смещаются в синюю или красную область.
Для измерения смещения спектральных линий рядом со спектром исследуемой звезды на ту же фотопластинку фотографируют спектр лабораторного источника, в котором имеются известные спектральные линии. Потом при помощи микроскопов, снабжённых точными микрометрами, измеряют смещение линий объекта по отношению к лабораторной системе длин волн и тем самым находят величину Δλ. Затем по формуле
которая следует из приведённой выше, вычисляют лучевую скорость ur.
Данная выше формула Доплера пригодна лишь для скоростей ur в пределах до 0,1 скорости света. При движении источников излучения со скоростями, близкими к скорости света, необходимо учитывать законы теории относительности.
Сдвиг спектральных линий теоретически предсказал в 1842 г. австрийский физик Х. Доплер. Истинность его выводов подтвердил в 1899 г. лабораторными опытами и наблюдениями спектров звёзд русский астрофизик А. А. Белопольский.
Главные выводы
1. Все светящиеся тела создают спектры испускания, которые могут быть сплошными (непрерывными), линейчатыми и полосатыми.
2. Каждый химический элемент имеет свой, только ему свойственный, линейчатый спектр. Линейчатый спектр строго постоянен и не зависит от того, входит этот элемент в состав сложного вещества или взят в чистом виде.
3. При относительном перемещении источника излучения и наблюдателя происходит смещение спектральных линий в его спектре.
4. В соответствии с законом смещения Вина любое тело, нагретое выше температуры абсолютного нуля, излучает энергию. Данный закон объясняет сдвиг в сторону коротких волн максимума (видимого или невидимого) излучения тел по мере их нагрева.
5. Закон Стефана—Больцмана описывает зависимость энергии теплового излучения от температуры.
Контрольные вопросы и задания
1. Что такое спектр? Какие явления доказывают сложный состав света?
2. Назовите и дайте определения трем основным видам спектров.
3. Что такое спектральный анализ?
4. Сформулируйте и запишите закон смещения Вина и закон Стефана—Больцмана. Какое значение эти законы имеют в астрономии?
5. В каком случае смещение линий спектрограммы может не происходить, несмотря на движение объекта?
6. Определите температуру звезды, если в ее спектре максимум интенсивности излучения приходится на длину волны 340 нм.
7. Измерение спектрограммы звезды показало, что линия железа (λ = 530,2 нм) в ее спектре смещена по сравнению с линиями лабораторного источника в сторону наиболее коротких волн на 0,02 нм. Какова скорость звезды по лучу зрения?
8. Эффект Доплера используется для оценки скорости извержения водорода в солнечных протуберанцах. Определите эту скорость, если измерения показали для α-линии водорода (λα = 656,3 нм) доплеровский сдвиг Δλ = 0,3 нм.