Дисперсія
В 1666 Ісаак Ньютон, звернувши увагу на райдужну забарвлення зображень зірок в телескопі, поставив досвід, в результаті якого відкрив дисперсію світла і створив новий прилад - спектроскоп. Ньютон направив пучок світла на призму, а потім для отримання більш насиченою смуги замінив круглий отвір на щілинне. Дисперсія - залежність показника заломлення речовини від довжини хвилі світла. Завдяки дисперсії біле світло розкладається в спектр при проходженні через скляну призму. Тому такий спектр називають дисперсійним.
Призма як спектральний прилад.
В телескопах для отримання спектру використовують спеціальні прилади - спектрографи, установлювані за фокусом об'єктива телескопа. У минулому всі спектрографи були призматичними, але тепер замість призми в них використовують дифракційну решітку, яка також розкладає біле світло в спектр, його називають дифракційних спектром.
На компакт-диску нанесено настільки багато борозенок, що він діє як дифракційна решітка.
Спектральний аналіз
Випромінювання абсолютно чорного тіла, проходячи через молекулярне хмара, набуває лінії поглинання з своєму спектрі. У хмари також можна спостерігати емісіонной спектр. Розкладання електромагнітного випромінювання по довжинах хвиль з метою їх вивчення називається спектроскопією. Аналіз спектрів - основний метод вивчення астрономічних об'єктів, застосовуваний в астрофізиці.
Спостережувані спектри діляться на три класи:
лінійчатий спектр випромінювання. Нагріте розріджений газ випускає яскраві емісійні лінії;
безперервний спектр. Такий спектр дають тверді тіла, рідини або щільний непрозорий газ в нагрітому стані. Довжина хвилі, на яку припадає максимум випромінювання, залежить від температури;
лінійчатий спектр поглинання. На фоні безперервного спектру помітні темні лінії поглинання. Лінії поглинання утворюються, коли випромінювання від більш гарячого тіла, що має безперервний спектр, проходить через холодну розріджену середу.
Вивчення спектрів дає інформацію про температуру, швидкості, тиску, хімічному складі і про інші найважливіші властивості астрономічних об'єктів. Історія спектрального аналізу почалася в 1802 році, коли англієць Волланстон, спостерігаючи спектр Сонця, вперше побачив темні лінії поглинання. Він не зміг пояснити їх і не надав своєму відкриттю особливого значення.
Атом водню.
В 1814 німецький фізик Фраунгофер знову виявив у сонячному спектрі темні лінії поглинання і вірно зміг пояснити їх появу. З тих пір їх називають лініями Фраунгофера. У 1868 році в спектрі Сонця були виявлені лінії невідомого елемента, названого гелієм (грец. helios В«СонцеВ»). Через 27 років невелика кількість цього газу виявилося і в земній атмосфері. Сьогодні відомо, що гелій - другий за поширеністю елемент у Всесвіті. В 1918-1924 роках вийшов у світ каталог Генрі Дрепера, що містить класифікацію спектрів 225 330 зірок. Цей каталог став основою для Гарвардської класифікації зірок. У спектрах більшості астрономічних об'єктів спостерігаються лінії водню, що виникають при переході на перший енергетичний рівень. Це серія Лаймана, спостережувана в ультрафіолеті; окремі лінії серії мають позначення LО± (О» = 121,6 нм), LОІ (О» = 102,6 нм), LОі (О» = 97,2 нм) і так далі. У видимій області спектра спостерігаються лінії водню серії Бальмера. Це лінії HО± (О» = 656,3 нм) червоного, HОІ (О» = 486,1 нм) блакитного, HОі (О» = 434,0 нм) синього і HОґ (О» = 410,2 нм) фіолетового кольору. Лінії водню спостерігаються і в інфрачервоній частині спектра - серії Пашена, Бреккета й інші, більш далекі.
Спектральні серії в спектрі водню.
Майже всі зірки мають лінії поглинання в спектрі. Найбільш інтенсивна лінія гелію розташована в жовтій частині спектра: D3 (О» = 587,6 нм). У спектрах зірок типу Сонця спостерігаються також лінії натрію: D1 (О» = 589,6 нм) і D2 (О» = 589,0 нм), лінії іонізованого кальцію: Н (О» = 396,8 нм) і К (О» = 393,4 нм). Фотосфери зірок дають безперервний спектр, пересічений окремими темними лініями, які виникають при проходженні випромінювання через більш холодні шари атмосфери зірки. За спектром поглинання (точніше, по наявності певних ліній у спектрі) можна судити про хімічний склад атмосфери зірки. Яскраві лінії в спектрі показують, що зірка оточена розширюється оболонкою з гарячого газу. У червоних зірок з низькою температурою в спектрі видно широкі смуги молекул окису титану, оксидів. Іонізований міжзоряний газ, нагрітий до високих температур, дає спектри з максимумом випромінювання в ультрафіолетовій області. Незвичайні спектри дають білі карлики. У них лінії поглинання у багато разів ширше, ніж у звичайних зірок і є лінії водню, які відсутні при таких температурах у звичайних зірок. Це пояснюється високим тиском в атмосферах білих карликів.
Ефект Доплера
Досвід Доплера. Нерухомий спостерігач зазначає фальшиві ноти рухається оркестру (Див. зобр. Зліва). У 1842 році австрійський фізик і астроном Християн Доплер встановив, що довжина хвилі О», прийнята спостерігачем, пов'язана з довжиною хвилі джерела випромінювання співвідношенням: де V-проекція швидкості джерела на промінь зору. Відкритий ним закон отримав назву закону Доплера.
Поздовжній ефект Доплера. По осі абсцис відкладена швидкість джерела, по осі ординат - спостережувана довжина хвилі. Зсув ліній в спектрі зірки щодо спектру порівняння в червону сторону говорить про те, що зірка віддаляється від нас, зсув у фіолетову сторону спектра - що зірка наближається до нас. Внаслідок обертання Землі навколо Сонця зі швидкістю V = 30 км/с, лінії в спектрах зірок, що віддаляються від Землі, зміщені в червону сторону на О”О»/О» = V/c = 10-4. Для лінії О» = 500 нм зсув складе 0,05 нм (0,5 Г…). Для зірок, що наближаються до Землі, лінії будуть зміщені на таку ж величину у фіолетову сторону.
Ефект Доплера.
Якщо лінії в спектрі періодично змінюються, то зірка має супутник і вони звертаються навколо загального центру мас. Ефект Доплера дає можливість оцінити швидкість обертання зірок. Наприклад, внаслідок обертання Сонця західний край Сонця віддаляється від нас, а східний край - наближається до нас. Тому найбільша лінійна швидкість обертання Сонця, яка спостерігається на екваторі, що дорівнює 2 км/с, дає доплеровське зсув лінії l = 500 нм (5000 Г…) в О”l = 0,035 Г…. При цьому на полюсах Сонця доплеровське зсув ліній зменшується до нуля.
Ефект Зеемана.
Навіть коли випромінюючий газ не має відносного руху, спектральні лінії, випромінювані окремими атомами, будуть зміщуватися відносно лабораторного значення через безладного теплового руху. Для загальної маси газу це буде виражатися в розширенні спектральних ліній. При цьому квадрат доплеровской ширини спектральної лінії пропорційний температурі: T ~ (О”l) 2. Тому особливо сильно лінії розширюють у спектрах гарячих зірок. Таким чином, по ширині спектральної лінії можна судити про температуру випромінюючого газу. Лінії можуть розширювати не лише за рахунок ефекту Доплера. Не менш важливою причиною є зіткнення атомів. У 1896 році нідерландським фізиком Зеєману був відкритий ефект розщеплення ліній спектра в сильному магнітному полі. За допомогою цього ефекту тепер стало можливо В«вимірюватиВ» космічні магнітні поля. Схожий ефект (він називається ефектом Штарка) спостерігається в електричному поле. Він виявляється, коли в зірці короткочасно виникає сильне електричне поле. Близько розташовані спектральні лінії можуть зливатися. Отримана лінія називається блендою.
