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<4000 Å примыкающий к фиолетовому участку, и инфракрасный, с длинами волн от 7000 до 12 000 Å, расположенный за красным участком спектра. Спектрограммы обычно бывают черно-белыми, так как при астрофизических исследованиях необходимо знать не цвет, а длины световых волн, которые измеряют специальными приборами.

Степень почернения различных участков непрерывного фона спектрограммы Солнца или звезды неодинакова и сильнее всего там, куда пришла световая волна с наибольшей энергией. В физике известен закон, открытый в 1893 г. немецким физиком В. Вином (1864—1928), согласно которому длина Хтах электромагнитной волны, переносящей наибольшую энергию, связана с абсолютной температурой Т излучающего тела равенством λmax*T = 2,9*107, 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*107*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*107*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.

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован.