Лабораторная работа №3 Градуировка спектроскопа и определение длин волн спектральных линий
жүктеу/скачать 264,96 Kb. Pdf көрінісі
|
| Спектры поглощения.
Если излучение сильно нагретого твердого тела пропустить через холодные пары какого-либо вещества, то в спектроскопе мы увидим сплошной спектр, «прорезанный» черными линиями. Такой спектр называют спектром поглощения. Появление темных линий объясняется поглощением света определенных длин волн атомами холодных паров. Исследования спектров поглощения показали, что охлажденные пары любого вещества поглощают свет только таких длин волн, который излучают, будучи в нагретом состоянии. Так как спектры поглощения возникают при более низких температурах, чем спектры излучения, то их можно получить от сложных веществ, которые разлагаются при высокой температуре. Исследование спектров поглощения привело к открытию неизвестных ранее элементов, таких как празеодим, неодим, самарий, рубидий и др. Самым известным элементом, обнаруженным благодаря спектру поглощения, является гелий. Спектры в астрономии. Всю информацию о звездах мы получаем только на основе исследования приходящего от них излучения. Просто глядя на звезды, можно заметить, что они имеют разный цвет – красный, желтый или голубовато-белый. Цвет звезды определяется температурой ее поверхности, которая для различных типов звезд заключена в пределах от 2500 К до 50000 К. Изучение распределения энергии по длинам волн в сплошном спектре излучения различных звезд позволяет определить температуру их поверхности. Длина волны, на которую приходится максимум спектральной плотности излучения в сплошном спектре, тем меньше, чем выше температура поверхности звезды. Долгое время считалось, что солнечный спектр, как и спектр излучения звезд, является сплошным. Однако в начале XIX века немецкий ученый Фраунгофер при помощи 7 усовершенствованного им спектроскопа обнаружил в солнечном спектре более тысячи тонких темных линий. Наиболее четко выраженные линии были названы латинскими буквами A, B, C, D и т.д., а сами линии получили название фраунгоферовых линий. Происхождение фраунгоферовых линий объясняется следующим образом. Солнце – газовый шар, средняя плотность вещества которого примерно в полтора раза больше плотности воды (1,4 г/см 3 ), а температура поверхности около 6000 о С. Поверхность Солнца, которую называют фотосферой, излучает свет, дающий сплошной спектр. Однако у Солнца существует и атмосфера – газовая оболочка, состоящая из тех же элементов, что и Солнце, но гораздо более разреженная и имеющая более низкую температуру. Излучение фотосферы, проходя через атмосферу Солнца, поглощается атомами газов, в результате чего и наблюдаются многочисленные линии поглощения. Изучение спектра поглощения показало, что в составе Солнца присутствуют известные на Земле элементы, в том числе и так называемые «тяжелые элементы» – такие как железо, медь и др. Однако в спектре поглощения Солнца был обнаружен и неизвестный ранее элемент. Ему дали название гелий, что значит «солнечный» (от греческого слова «гелиос»). Впоследствии выяснилось, что водород и гелий – основные элементы в составе Солнца и звезд. Изучение линий поглощения в спектрах звезд позволяет получить информацию о движении звезд и определить скорость этого движения на основе эффекта Доплера. Если источник излучения (звезда или другой объект) удаляется от наблюдателя, то спектральные линии всех известных элементов в спектре этого источника смещаются к красному краю спектра, если источник приближается – то к фиолетовому краю. Величина смещения зависит от скорости движения источника. Наличие эффекта Доплера позволяет определить массу звезды, если она входит систему двойной звезды. Так называют две близкие друг к другу звезды, обращающиеся вокруг общего 8 центра масс. В последние годы тщательные спектральные наблюдения более 100 близких звезд типа Солнца позволили обнаружить в их спектрах небольшие смещения линий, возможно вызванные обращением вокруг них тел планетного типа, масса которых порядка массы Юпитера или даже меньше. Важной характеристикой излучения звезд, помимо спектра, является светимость звезды – полная мощность излучения во всем спектральном диапазоне. Сопоставление спектра излучения звезды с ее светимостью позволило провести классификацию звезд и создать теорию их строения и эволюции. жүктеу/скачать 264,96 Kb. Достарыңызбен бөлісу:
|