В 1666 году Исаак Ньютон, обратив внимание на радужную окраску
изображений звёзд в телескопе, поставил опыт, в результате которого открыл
дисперсию света и создал новый прибор – спектроскоп. Ньютон направил пучок света на призму, а потом для получения более насыщенной полосы заменил круглое
отверстие на щелевое. Дисперсия – зависимость показателя преломления вещества от длины волны света. Благодаря дисперсии белый свет разлагается в спектр при
прохождении через стеклянную призму. Поэтому такой спектр ещё называют дисперсионным.
Немного об истории спектрального анализа
История спектрального анализа началась в 1802 году, когда английский физик Уильям Хаид Волластон (1766-1828), открывший
годом ранее ультрафиолетовые лучи, построил спектроскоп, в котором впереди стеклянной призмы параллельно её ребру располагалась узкая щель. Наведя прибор
на Солнце, он заметил, что солнечный спектр пересекают узкие тёмные линии. Волластон тогда не понял смысла своего открытия и не придал ему особого значения.
В 1814 году немецкий физик Йозеф Фраунгофер
(1787-1826) вновь обнаружил в солнечном спектре темные линии поглощения но, в отличие от Волластона он сумел правильно объяснить их поглощением лучей газами
атмосферы Солнца. Используя явление дифракции света, он измерил длины волн наблюдаемых линий, которые получили с тех пор название фраунгоферовых.
В 1833 г. шотландский физик Дэвид Брюстер
(1781-1868), известный своими исследованиями поляризации света, обратил внимание на группу полос в солнечном спектре, интенсивность которых увеличивалась по мере
того, как Солнце опускалось к горизонту. Но только через 30 лет, в 1862 году, выдающийся французский астрофизик Пьер Жюль Сезар Жансён (1824-1907) дал
им правильное толкование: эти полосы, получившие название теллурических (от лат. telluris - "земля"), вызваны поглощением солнечных лучей газами земной атмосферы.
В 1862 г. шведский физик и астроном Андрее
Йонас Ангстрем (1814-1874), ещё один из основоположников спектроскопии (кстати, его именем названа единица длины, ангстрем), обнаружил в солнечном
спектре линии самого распространённого в природе элемента - водорода. В 1869 г. он же, измерив с большой точностью длины волн нескольких тысяч линий, составил
первый подробный атлас спектра Солнца. 18 августа 1868 г. французский астрофизик Пьер Жансен а также англичанин Норманн Локьер, наблюдая полное
солнечное затмение, заметили яркую жёлтую линию в спектре Солнца вблизи двойной линии натрия.
Её приписали неизвестному на Земле химическому элементу гелию (от греч. "хелиос" - "солнце"). На Земле гелий был впервые найден в газах, выделявшихся при нагревании минерала клевеита, только в 1895 г., так что гелий вполне оправдал
своё "внеземное" название. Сегодня известно, что гелий – второй по
распространенности элемент во Вселенной. Успехи спектроскопии Солнца стимулировали учёных применять спектральный анализ к изучению звёзд.
Выдающаяся роль в развитии звёздной
спектроскопии по праву принадлежит итальянскому астрофизику Анджело Сёкки (1818-1878). В 1863-1868 гг. он изучил спектры 4 тыс. звёзд
и построил первую классификацию звёздных спектров, разделив их на четыре класса. Его классификация была принята всеми астрономами и применялась до введения в
начале XX в. Гарвардской классификации. Одновременно с Уильямом Хёггинсом Секки выполнил первые спектральные наблюдения планет, причём он обнаружил в красной
части спектра Юпитера широкую тёмную полосу, принадлежавшую, как выяснилось впоследствии, метану. Немалый вклад в развитие астроспектроскопии внёс
соотечественник Секки Джованни Донати (1826-1873), имя которого обычно связывают с открытой им в 1858 г. и названной в его честь яркой и очень красивой кометой. Донати первым
получил её спектр и отождествил наблюдаемые в нём полосы и линии. Он изучал спектры Солнца, звёзд, солнечных хромосферы и короны, а также полярных сияний.
Сегодня спектральный анализ является одним из основных средств
изучения астрономических объектов в астрофизике. С его помощью получены сведения о природе светил, их движении, развитии и химическом составе.
Спектральный анализ основан на свойстве света разлагаться на составляющие его цветовые лучи, т.е. в спектр. По зрительному ощущению мы
различаем в спектре семь основных цветов: красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий, фиолетовый, но в действительности наблюдается переход от одного
цвета к другому через промежуточные оттенки. Почему цвета в спектре располагаются в строго определенном порядке, установлено исследованием природы
света. Было выяснено, что свет представляет собой распространяющуюся в пространстве смесь электромагнитных колебаний, каждое из которых имеет свой
период и соответствующую ему длину волны. Длины волн в спектре принято измерять в специальных единицах — ангстремах (Å), составляющих одну стомиллионную часть
сантиметра. В видимом спектре длины волн уменьшаются от красных (около 7000 Å)
до фиолетовых (около 4000 Å). Длины волн остальных цветов заключены между ними.
К видимым лучам примыкают невидимые: короче 4000 Å — ультрафиолетовые и длиннее
7000 Å — инфракрасные.
Разлагают свет в спектр спектральные приборы, важнейшая деталь которых — стеклянная призма или дифракционная решетка. Свет в призме
преломляется, причем лучи с большей длиной волн отклоняются от первоначального направления меньше, чем лучи с короткой длиной волны. Разделившиеся лучи попадают в зрительную трубу или фотокамеру.
Спектральные исследования небесных тел основаны на физических законах
излучения. При разогревании тел повышается их температура. У твердых тел она представляет собой меру колебательной энергии их атомов, а у жидких и
газообразных — меру кинетической энергии свободных атомов и молекул. У нагретых твердых и жидких тел излучение имеет плавный, непрерывный по длинам волн спектр.
Яркость того или иного участка спектра характеризует количество излучаемой телом энергии на этой длине волны.
Например, у тел, нагретых до 1000 К, наиболее ярким будет
красный участок спектра, а по мере дальнейшего повышения температуры ярче его
становятся последовательно другие участки спектра. У тел, нагретых выше 7000 К,
излучение всего ярче в ультрафиолетовых лучах. Глаз не различает эти лучи, зато их чувствуют фотоэлементы и фотоэмульсии. Например, обычные фотопластинки
воспринимают излучения с длинами волн от 2000 Å. Но имеются специальные сорта
фотопластинок и так называемые фотосопротивления, которые воспринимают
инфракрасные излучения, а еще более длинноволновые излучения измеряются термоэлементами и радиоприемными аппаратами.
Спектральные классы
Сплошные спектры излучают только твердые и жидкие накалё́нные
тела. У газообразных тел спектры совсем иного характера. Дело в том, что нагретый газ излучает свет в узких участках спектра, имеющих вид ярких линий,
называемых спектральными. Это очень важное свойство спектров газов, позволившее разносторонне исследовать газообразные небесные тела — звёзды, туманности и
атмосферы планет. Почему газы излучают спектральные линии, объяснила квантовая теория излучения. Атомы поглощают и отдают (излучают) энергию строго
определенными порциями - квантами. Чем больше порция, тем в более возбуждённом состоянии оказывается атом, поглотивший энергию. Напомним, что сам атом, как
известно из физики, представляет собой систему, состоящую из ядра и облака электронов. Процесс поглощения порции энергии состоит в том, что её получает
один самый удаленный от ядра электрон. Чем больше квант энергии, тем независимее ведёт себя этот электрон по отношению к атому. Тот и другой находятся, как
говорят, в возбужденном состоянии. Если квант, захваченный электроном, достаточно велик, то электрон может совсем оторваться от атома: происходит
ионизация. Атом, потеряв электрон, становится положительно заря́женным ионом (один раз ионизо́ванным), а электрон — свободным. В остальны́х случаях энергии
кванта на ионизацию атома не хватает и через считанные доли секунды атом (его электрон) отдаёт порцию энергии в виде излучения. Энергия может отдаваться одной
большой порцией или несколькими малыми, которым соответствуют определенные длины волн, т.е. спектральные линии. Эти линии мы и исследуем в спектрах газообразных тел.
Итак, наблюдаемые спектры делятся на три класса:
Различают три класса спектров:
• обычный (1, без линий), непрерывный спектр. Такой спектр дают твердые тела, жидкости или плотный непрозрачный газ в нагретом состоянии. Длина волны́, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры.
• эмиссионный (2, с блестящими линиями на темном фоне)
линейчатый спектр излучения. Нагретый разреже́нный газ испускает яркие эмиссионные линии.
• и абсорбционный (3, с черными линиями). линейчатый спектр поглощения. На фоне непрерывного спектра заметны темные линии поглощения.
Линии поглощения образуются, когда излучение от более горячего тела, имеющего непрерывный спектр, проходит через холодную разреженную среду.
Распределение
энергии излучения по непрерывному спектру и его зависимость от температуры излучающего тела устанавливаются
законом Планка. График выражаемой им зависимости для нескольких температур и график распределения энергии в спектре Солнца приведены на
рисунке. С законом Планка тесно связан закон Стефана, определяющий соотношение между температурой источника и полным количеством энергии,
проходящим через квадратный сантиметр его излучающей поверхности (эта величина носит название полного потока излучения). Полный поток излучения согласно закону
Стефана пропорционален четвертой степени температуры излучающего тела.
Но действительные закономерности излучения небесных светил более сложны, чем закон Планка. Во внутренних слоях звёзд этот закон соблюдается неуклонно, но излучение оттуда к нам прямо не приходит, а поглощается атомами
наружных слоев звезды. Величина же этого поглощения в сильной степени зависит от химического состава и температуры излучающих слоев звезды.
И хотя распределение по спектру выходящей из звезды энергии
отличается от закона Планка, мы можем по нему найти значение полного потока излучения и с помощью закона Стефана вычислить соответствующую этому потоку
температуру. Эта температура носит название эффективной температуры и характеризует нагрев излучающей звездной поверхности.
Ещё один важный закон связывает излучение и поглощение света газами. Если газ поместить перед более горячим источником с непрерывным спектром
излучения, то на фоне яркого сплошного спектра появятся темные спектральные линии поглощения нашего газа — те же самые, что ранее были видны в спектре газа
как яркие спектральные линии (закон Кирхгофа). Поэтому обнаружение тех или иных линий поглощения в спектре звезды указывает на присутствие в ней
химических элементов, которым они принадлежат. Правда, отсутствие спектральных линий того или иного элемента еще не означает, что его нет в звездной оболочке.
Просто в звезде могут быть такие условия, что линии элемента весьма слабы и поэтому незаметны.
С помощью закона Кирхгофа астрономы анализируют строение звездных оболочек и их химический состав.
Интенсивность спектральных линий поглощения зависит не только от числа атомов данного элемента, но и от температуры и плотности слоев звездной
атмосферы, где они образуются. По интенсивности линий можно установить температуру, плотность и другие характеристики звездных атмосфер.
Эффект Доплера
Очень важную роль в спектральном анализе играет эффект Доплера. Он заключается в том, что если источник излучения движется к нам,
то длины волн спектральных линий в его спектре уменьшаются, а если удаляется, то увеличиваются. Смещение спектральных линий, таким образом, характеризует
скорость движения источника по направлению луча зрения. Эту скорость называют лучевой скоростью светила v.
Выраженная в километрах в секунду, она пропорциональна
смещению длины волны́ наблюдаемой линии λ по сравнению с её длиной волны́ λо при неподвижном источнике:
v=с(λ-λо)/λо , где с - скорость света.
Смещение линий в спектре звезды относительно спектра сравнения в красную сторону говорит о том, что звезда удаляется от нас, смещение в фиолетовую сторону спектра – что звезда приближается к нам. Вследствие обращения Земли вокруг Солнца со скоростью V = 30 км/с, линии в спектрах звёзд, удаляющихся от Земли, смещены в красную сторону на Δλ/λо = V/c = 10–4. Для
линии λо = 500 нм смещение составит
0,05 нм(0,5 Å). Для звёзд, приближающихся к Земле, линии будут смещены на такую же величину в фиолетовую сторону.
Эффект Доплера дает возможность оценить также и скорость вращения звезд. Например, вследствие вращения Солнца западный край Солнца
удаляется от нас, а восточный край – приближается к нам. Поэтому наибольшая линейная скорость вращения Солнца, которая наблюдается на экваторе, равная 2
км/с, дает до́плеровское смещение линии l = 500 нм (5000 Å) в Δl = 0,035Å. При этом на полюса́х Солнца до́плеровское смещение линий уменьшается до нуля.
Даже когда излучающий газ не имеет относительного движения, спектральные линии, излучаемые отдельными атомами, будут смещаться относительно
лабораторного значения из-за беспорядочного теплового движения. Для общей массы газа это будет выражаться в ушире́нии спектральных линий. При этом квадрат
до́плеровской ширины спектральной линии пропорционален температуре: T ~ (Δl)2.
Поэтому особенно сильно линии уширя́ются в спектрах горячих звезд. Таким образом, по ширине спектральной линии можно судить о температуре излучающего газа. Линии
могут уширя́ться не только за счет эффекта Доплера. Не менее важной причиной является столкновение атомов.
Используя эффект Доплера, астрономы измерили тысячи лучевых скоростей звёзд, газовых туманностей и их деталей, внегалактических объектов, выяснили закономерности движений звезд и вращения звездных систем, нашли массы звездных скоплений и галактик. Кроме того, исследование лучевых скоростей далеких галактик играет важную роль в изучении общих закономерностей Вселенной в целом.
Эффект Зеемана
В 1896 году́ нидерландским физиком Зееманом был открыт эффект
расщепления линий спектра в сильном магнитном поле. С помощью этого эффекта стало возможно «измерять» космические магнитные поля. Похожий эффект (он
называется эффектом Штарка) наблюдается в электрическом поле. Он проявляется, когда в звезде кратковременно возникает сильное электрическое поле.
Распределение
энергии излучения по непрерывному спектру и его зависимость от температуры излучающего тела устанавливаются
законом Планка. График выражаемой им зависимости для нескольких температур и график распределения энергии в спектре Солнца приведены на
рисунке. С законом Планка тесно связан закон Стефана, определяющий соотношение между температурой источника и полным количеством энергии,
проходящим через квадратный сантиметр его излучающей поверхности (эта величина носит название полного потока излучения). Полный поток излучения согласно закону
Стефана пропорционален четвертой степени температуры излучающего тела.
Смещение линий в спектре звезды относительно спектра сравнения в красную сторону говорит о том, что звезда удаляется от нас, смещение в фиолетовую сторону спектра – что звезда приближается к нам. Вследствие обращения Земли вокруг Солнца со скоростью V = 30