Методи та засоби астрономічних

ДОСЛІДЖЕНЬ.

ЕЛЕКТРОМАГНІТНЕ ВИПРОМІНЮВАННЯ

НЕБЕСНИХ ТІЛ

Астрофізика вивчає фізичну природу, хімічний склад та внутрішню будову зір.

Астроспектроскопія - галузь астрофізики, що досліджує спектри небесних тіл для встановлення їхнього руху у просторі

Електромагнітний спектр — спектр електромагнітного випромінювання.

Найважливішим джерелом інформації про більшість небесних об'єктів є їхнє випромінювання.

Дістати найбільш цінні й різноманітні відомості про тіла дає змогу спектральний аналіз їхнього випромінювання. За допомогою цього методу можна встановити якісний і кількісний хімічний склад світила, його температуру, наявність магнітного поля, швидкість руху за променем зору та багато іншого.

Спектральний аналіз ґрунтується на явищі дисперсії світла. Якщо вузький пучок білого світла спрямувати на бічну грань тригранної призми, то, по-різному заломлюючись у склі, промені, з яких складається біле світло, дадуть на екрані райдужну смужку, що називається спектром. У спектрі всі кольори розміщені завжди в певному порядку.

Світло поширюється у вигляді електромагнітних хвиль. Кожному кольору відповідає певна довжина електромагнітної хвилі. Довжина хвилі світла зменшується від червоних променів до фіолетових приблизно від 0,7 до 0,4 мкм. За фіолетовими променями у спектрі лежать ультрафіолетові промені, які невидимі для ока, але діють на фотопластинку. Ще меншу довжину хвилі мають рентгенівські промені. За червоними променями знаходиться область інфрачервоних променів. Вони невидимі, але приймаються приймачами інфрачервоного випромінювання, наприклад спеціальними фотопластинками.

Для одержання спектрів застосовують прилади, які називаються спектроскопом і спектрографом. У спектроскоп спектр розглядають, а спектрографом його фотографують. Фотографія спектра називається спектрограмою.

Існують такі види спектрів земних джерел і небесних тіл.

Суцільний, або неперервний, спектр у вигляді райдужної смужки дають непрозорі розжарені тіла (вугілля, нитка електролампи) і досить протяжні густі маси газу.

Лінійчатий спектр випромінювання дають розріджені гази й пара при сильному нагріванні. Кожний газ випромінює світло строго визначених довжин хвиль і дає характерний для даного хімічного елемента лінійчатий спектр. Значні зміни стану газу або умов його світіння, наприклад нагрівання чи іонізація, спричиняють певні зміни в спектрі цього газу.

Лінійчатий спектр поглинання дають гази й пара, якщо за ними міститься яскраве джерело, то дає неперервний спектр. Спектр поглинання - це неперервний спектр, перерізаний темними лініями саме в тих місцях, де мають бути яскраві лінії, властиві даному газу. Наприклад, дві темні лінії поглинання пари натрію містяться в жовтій частині спектра.

Вивчення спектрів дає змогу аналізувати хімічний склад газів, що випромінюють або поглинають світло. Кількість атомів або молекул, які випромінюють чи поглинають енергію, визначається інтенсивністю ліній. Чим помітніша лінія певного елемента у спектрі випромінювання або поглинання, тим більше таких атомів (молекул) на шляху променя світла.

Сонце і зорі оточені газовими атмосферами. Неперервний спектр їхньої видимої поверхні перетинається темними лініями поглинання, які виникають, коли проміння проходить через атмосферу зір. Тому спектри Сонця і зір - це спектри поглинання.

За спектром можна знайти й температуру світного об'єкта. Коли тіло розжарене до червоного, у його суцільному спектрі найяскравіша червона частина. Якщо його нагрівати далі, ділянка найбільшої яскравості у спектрі змішується в жовту, потім у зелену частину і т. д. Це явище описується законом зміщення Віна, який показує залежність положення максимуму у спектрі випромінювання від температури тіла. Знаючи цю залежність, можна встановити температуру Сонця і зір. Температуру планет і температуру зір визначають також за допомогою спеціально створених приймачів інфрачервоного випромінювання.

Швидкості руху небесних світил відносно Землі за променями зору (променеві швидкості) визначають за допомогою спектрального аналізу на основі ефекту Доплера: якщо джерело світла і спостерігач зближаються, то довжини хвиль, що визначають положення спектральних ліній, укорочуються, а при їх взаємному віддаленні довжини хвиль збільшуються.

Інакше кажучи, із зближенням спостерігача і джерела світла лінії спектра змішуються до його фіолетового кінця, а з віддаленням -- до червоного.

Діставши спектрограму світила, над нею і під нею вдруковують спектри порівняння від земного джерела випромінювання. Спектр порівняння для нас нерухомий, і відносно нього можна визначати зміщення ліній спектра зорі на спектрограмі.

Атмосфера поглинає частину відбитих променів. В атмосфері є кілька "вікон прозорості", які пропускають електромагнітні хвилі з мінімальним ступенем спотворень.

Закон випромінювання Планка: світло випромінюється порціями, які мають енергію , де h = 6,63·10^-34 Дж·с – стала Планка.