Исследование электромагнитного излучения небесных тел. Определение физических свойств и скорости движения небесных тел по их спектрам
Обсерватории
Астрономические исследования проводятся в научных институтах, университетах и обсерваториях. Пулковская обсерватория под Ленинградом (рис. 36) существует с 1839 г. и знаменита составлением точнейших звездных каталогов. Ее в прошлом веке называли астрономической столицей мира. В ходе развития науки в нашей стране было построено много других обсерваторий, в том числе в союзных республиках. К крупнейшим следует отнести Специальную астрофизическую обсерваторию на Северном Кавказе, обсерватории Крымскую (вблизи Симферополя), Бюраканскую (вблизи Еревана), Абастуманскую (вблизи Боржоми), Голосеевскую (в Киеве), Шемахинскую (вблизи Баку). Из институтов крупнейшие - Астрономический институт имени П. К. Штернберга при МГУ и Институт теоретической астрономии Академии наук СССР в Ленинграде.
Рис. 36. Главное здание Пулковской обсерватории
Обсерватории обычно специализируются на проведении определенных видов астрономических исследований. В связи с этим они оснащены различными типами телескопов и других приборов, которые предназначены, например, для определения точного положения звезд на небе, для изучения Солнца или решения других научных задач.
Часто для изучения небесных объектов их фотографируют при помощи телескопов, предназначенных специально для этих целей. Положения звезд на полученных негативах измеряют при помощи соответствующих приборов в лаборатории. Хранящиеся на обсерватории негативы образуют "стеклянную фототеку". Исследуя астрономические фотографии, можно измерить медленные перемещения сравнительно близких звезд на фоне более далеких, увидеть на негативе изображения очень слабых объектов, измерить величину потоков излучения от звезд, планет и других космических объектов. Для высокоточных измерений энергии световых потоков используют фотоэлектрические фотометры. В них свет от звезды, собираемый объективом телескопа, направляется на светочувствительный слой электронного вакуумного прибора - фотоумножителя, в котором возникает слабый ток, усиливаемый и регистрируемый специальными электронными приборами. Пропуская свет через специально подобранные различные светофильтры, астрономы количественно и с большой точностью оценивают цвет объекта.
Радиотелескопы
После того как было обнаружено космическое радиоизлучение, для его приема были созданы радиотелескопы различных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожи на обычные рефлекторы. Они собирают радиоволны в фокусе металлического вогнутого зеркала. Это зеркало можно сделать решетчатым (рис. 37) и громадных размеров - диаметром в десятки метров.
Рис. 37. Радиотелескоп с решетчатым зеркалом
Другие радиотелескопы представляют собой огромные подвижные рамы, на которых параллельно друг другу укреплены металлические стержни или зеркалом, спирали. Приходящие радиоволны возбуждают в них электромагнитные колебания, которые после усиления поступают в очень чувствительную приемную радиоаппаратуру для регистрации радиоизлучения объекта.
Есть радиотелескопы, состоящие из системы отдельных антенн, удаленных друг от друга (иногда на многие сотни километров), при помощи которых производятся одновременные наблюдения космического радиоисточника. Такой способ позволяет узнать структуру исследуемого радиоисточника и измерить его угловой размер, даже если он во много раз меньше одной угловой секунды.
'РАТАН-600'. Один из крупнейших в мире радиотелескопов - радиотелескоп Академии наук СССР диаметром 600 м
Наши представления о небесных телах и их системах чрезвычайно обогатились после того, как начали изучать их радиоизлучение.
Применение спектрального анализа
Важнейшим источником информации о большинстве небесных объектов является их излучение. Наиболее ценные и разнообразные сведения о телах позволяет получить спектральный анализ их излучения. Этим методом можно установить качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и многое другое.
Спектральный анализ, как вы знаете, основан на явлении дисперсии света. Если узкий пучок белого света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие его лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке.
Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электромагнитной волны. Длина волны света уменьшается от красных лучей к фиолетовым примерно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми лучами в спектре лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом, но действующие на фотопластинку. Еще меньшую длину волны имеют рентгеновские лучи. За красными лучами находится область инфракрасных лучей. Они невидимы, но воспринимаются приемниками инфракрасного излучения, например специальными фотопластинками.
Для получения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и спектрографом (рис. 38). В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой.
Рис. 38. Схема устройства призменного спектрографа
В настоящее время в астрофизике используются и более сложные приборы для спектрального анализа различных видов излучения.
Существуют следующие виды спектров земных источников и небесных тел.
Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают непрозрачные раскаленные тела (уголь, нить электролампы) и достаточно протяженные плотные массы газа.
Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании. Каждый газ излучает свет строго определенных длин волн и дает характерный для данного химического элемента линейчатый спектр. Сильные изменения состояния газа или условий его свечения, например нагревание или ионизация, вызывают определенные изменения в спектре данного газа.
Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре паров натрия особенно ярки две желтые линии.
Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения представляет собой непрерывный спектр, перерезанный темными линиями, которые находятся в тех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, присущие данному газу (рис. 39). Например, две темные линии поглощения паров натрия расположены в желтой части спектра.
Рис. 39. Сравнение спектра Солнца (вверху) с лабораторным спектром паров железа
Используя рисунок 40, отождествите линии водорода в спектрах Солнца и Сириуса.
Рис. 40. Спектры: 1 - Солнца, 2 - водорода, 3 - гелия, 4 - Сириуса (белая o звезда), 5 - α Ориона (красная звезда)
Изучение спектров позволяет производить анализ химического состава газов, излучающих или поглощающих свет. Количество атомов или молекул, излучающих или поглощающих энергию, определяется по интенсивности линий. Чем заметнее линия данного элемента в спектре излучения или поглощения, тем больше таких атомов (молекул) на пути луча света.
Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями поглощения, возникающими при прохождении излучения через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд - это спектры поглощения.
Рассмотрите изображения разных спектров (см. рис. 40).
Скорости движения небесных светил относительно Земли по лучу зрения (лучевые скорости) определяются при помощи спектрального анализа на основании эффекта Доплера: если источник света и наблюдатель сближаются, то длины волн, определяющие положения спектральных линий, укорачиваются, а при их взаимном удалении длины волн увеличиваются. Эта зависимость выражается формулой
где v-лучевая скорость относительного движения с учетом ее знака (минус при сближении), λ0 - длина волны при неподвижном источнике, λ, - длина волны при движении источника и с - скорость света. Иначе говоря, при сближении наблюдателя и источника света линии спектра смещаются к его фиолетовому, а при удалении - к красному концу.
Получив спектрограмму светила, над ней и под ней впечатывают спектры сравнения от земного источника излучения (рис. 41). Спектр сравнения для нас неподвижен, и относительно него можно определять смещение линий спектра звезды на спектрограмме. Даже скорости небесных тел (обычно десятки и сотни километров в секунду) вызывают столь малые смещения (сотые или десятые доли миллиметра), что их можно измерить на спектрограмме только под микроскопом. Чтобы выяснить, какому изменению длины волны это соответствует, надо знать масштаб спектра - на сколько меняется длина волны, если мы продвигаемся вдоль спектра на 1 мм. Подставляя в формулу значения величин λ, λ0 и с = 300 000 км/с, определяют лучевую скорость движения светила v.
Рис. 41. Смещение линии Нγ в спектре одной из звезд при ее движении по лучу зрения. Сверху и снизу - лабораторные спектры сравнения. Над ними написаны длины волн в ангстремах (1 Å=0,0001 мкм)
По спектру можно определить и температуру светящегося объекта. Когда тело раскалено докрасна, в его сплошном спектре ярче всего красная часть. При дальнейшем нагревании область наибольшей яркости в спектре смещается в желтую, потом в зеленую часть и т. д. Это явление описывается законом смещения Вина, который показывает зависимость положения максимума в спектре излучения от температуры тела. Зная эту зависимость, можно установить температуру Солнца и звезд. Температуру планет и температуру звезд определяют также при помощи специально созданных приемников инфракрасного излучения.
Домашнее задание
По рисунку 41 определите дисперсию в ангстремах на 1 мм длины спектра в интервале длин волн 4260-4277 А. Измерьте, используя лупу, сдвиг центра водородной линии HY в спектре звезды (самая широкая) относительно той же линии спектра сравнения.