Види спектрів
Пропускаючи пучок світла через тригранну скляну призму, Ньютон помітив, що світло не тільки заломлюється, але й розкладається на декілька кольорів. Отриману кольорову смужку назвали спектром. Він складається із семи основних кольорів які поступово переходять один в один.
Для спостереження і вивчення спектрів застосовують прилад – спектроскоп. Для одержання та реєстрації спектрів використовують оптичний прилад – спектрограф.
Спектри порівняно яскравих світил фотографують за допомогою щілинних спектрографів, які складаються з коліматора, призми і фотокамери. Фотознімок спектра небесного тіла називають – спектрограмою. Ця назва застосовується також для графіка залежності інтенсивності випромінювання небесного тіла від довжини хвилі або частоти.
Буд яке тіло, що світить, створює спектр випромінювання. Спектри бувають суцільні, лінійчаті,смугасті.
Суцільний – це спектр, у якого монохроматичні складові заповнюють без розривів інтервал довжин хвиль, у межах якого відбувається випромінювання.
Усі тверді тіла, що світяться, перебувають під високим тиском дають суцільний спектр.
Якщо за джерело світла використати розпечені гази або пари, коли їхній тиск майже не відрізняється від нормального і гази перебувають в атомарному стані отримують - лінійчатий спектр.
Він складається з окремих кольорових монохроматичних ліній, що не зливаються одна з одною і розділені темними проміжками.
Установлено, що у стані розігрітого до високої температури кожен хімічний елемент газу складається з атомів і випромінює властивий тільки йому один лінійчатий спектр з характерними кольоровими лініями, завжди розміщеними на певному місці.
Смугастий спектр – спектр, монохроматичні складові якого утворюють смуги, що складається з багатьох тісно розміщених ліній емісії. Такий спектр випромінюють молекули газів і пари.
Суцільний спектр, пересічений темними лініями або полосами в результаті проходження білого світла через розпечені гази або пари, називають спектром поглинанням. Дослідження цього явища показало, що речовина поглинає промені тих довжин хвиль, які воно може випромінювати в даних умовах (закон Кірхгофа).
Для кожного хімічного елемента його лінійчатий спектр випромінювання обернений до спектра поглинання. Це значить, що розміщення темних ліній поглинання точно відповідає кольоровим лініям випромінювання.
Метод дослідження хімічної будови тіл та їхнього хімічного випромінювання і поглинання називають спектральним аналізом.
Хімічний склад небесних тіл
У 1814 р. Йозеф Фраунгофер, спостерігаючи спектр Сонця, звернув увагу на те, що суцільний спектр містить значне число темних ліній. Він установив, що ці лінії завжди присутні у спектрі Сонця на певних місцях. Фраунгоферові лінії - це лінії поглинання пари різних речовин, що перебувають поблизу джерела суцільного спектра – поверхні Сонця. Сонце оточене газовою оболонкою, що має нижчу температуру та меншу густину за фотосферу. Таким чином, спектр Сонця є спектром поглинання цієї пари. При детальній класифікації фраунгоферових ліній на Сонці, виявлено всі елементи, що присутні на Землі.
Порівнюючи довжини хвиль ліній поглинання з отриманими в лабораторії чи розрахованими теоретично спектрами різних речовин, можна визначити хімічний склад космічного об’єкта, що перебуває дуже далеко. Аналіз спектрів це основний метод вивчення фізичної природи космічних об’єктів в астрофізиці.
Закони Віна і Стефана-Больцмана
Усі, навіть слабко нагріті тіла випромінюють електромагнітні хвилі. За температур, що не перевищують 1000 К, випромінюються головним чином інфрачервоні промені і радіохвилі. Із нагріванням збільшується загальна кількість випромінюваної енергії та з’являються промені коротких довжин хвиль – видимі, ультрафіолетові,рентгенівські і т.д.
При тепловому випромінюванні енергія переходить в енергію випромінювання електромагнітних хвиль. При поглинанні світла відбувається зворотній процес переходу електромагнітної енергії у внутрішню енергію тіла.
Зі збільшенням температури максимум випромінювання абсолютно чорного тіла зміщується в короткохвильову частину спектра. Максимальна довжина хвилі λ, в розподілі енергії, пов’язана з абсолютною температурою Т співвідношенням λ * Т = b, де b – стала Віна (Закон зміщення Віна).
При збільшенні температури змінюються не тільки кольори випромінювання, а і їхня потужність. Було доведено, що потужність випромінювання R абсолютно чорного тіла пропорційна четвертому степеню температури (закон Стефана-Больцмана).
(σ = стала Стефана-Больцмана)
Знаючи кількість енергії, що надходить від зорі до Землі, мажливо за цим законом визначити її температуру.
Ефект Доплера
Вчений теоретично обґрунтував залежність частоти звукових і світлових коливань, що сприймаються спостерігачем, від швидкості і напряму руху джерела хвиль і спостерігача відносно один одного.
ν - частота хвилі, яку фіксує нерухомий спостерігач, v 0 - частота коливань у рухомому джерелі, s — швидкість розповсюдження хвилі, u - швидкість джерела. Знак + чи - залежить від напрямку руху джерела відносно спостерігача.
Наближення джерела світла до спостерігача збільшує спостережувану частоту, віддалення зменшує її.
Світло від джерела, що наближається стає більш синім, а світло, що віддаляється стає більш червоним. Це позначається на положенні спектральних ліній у спектрі: вони зміщуються в синю чи червону сторону.