У 1666 р. ьютон, пропускаючи пучок світла через тригранну скляну призму, помітив, о світло не тільки заломлю ться, але й розклада ться на колірні складові. триману на екрані кольоро ву сму ку, о склада ться із семи основни кольорів, о поступово пере-
одять один в один, назвали ектро . ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО
тригранну скляну призму, помітив, о світло не тільки заломлю ться,
54
ля спостере ення і дослід ення спектрів застосовують прилад ектро ко . ля одер ання та ре страції спектрів не есни тіл вико- ристовують спеціальний оптичний прилад ектро ра .
Спектри порівняно яскрави світил отогра ують за допомогою ілин- ни спектрогра ів, о складаються з коліматора, призми і отокамери (мал. 2.10). отогра ічний знімок спектра не есного тіла називають ектро ра о . Спектрограмою називають тако гра ік зале ності інтенсивності (поту ності) випромінювання не есного тіла від дов ини
вилі а о її частоти.
Будь-яке тіло, о світить, створю спектр випромінювання. Спектри увають суцільні (неперервні), лінійчасті й смугасті.
у і ни не ерервни ектр спектр, у якого моно роматичні складові заповнюють ез розривів інтервал дов ин виль, у ме а якого від ува ться випромінювання (мал. 2.11, à).
о то суцільний спектр ма вигляд неперервної сму ки, кольори якої поступово пере одять з одного в іншій. Усі тверді тіла, о світяться розплавлені метали, гази та пари, пере уваючи під ду е великим тиском, дають суцільний спектр. акий спектр мо на, наприклад, одер ати від дугового лі таря та свічки, о горить.
нший вид ма спектр, як о за д ерело світла використати розпечені гази а о пари, коли ї ній тиск май е не відрізня ться від нормального і гази пере увають в атомарному стані.
У цьому випадку говорять про іні а ти ектр (атомний). Він скла- да ться з окреми кольорови моно роматични ліній, о не зливаються одна з одною і розділені темними промі ками (мал. 2.11, á). Установле- но, о у стані розігрітого до високої температури ко ен імічний еле- мент газу склада ться з атомів і випроміню властивий тільки йому один лінійчастий спектр з арактерними кольоровими лініями, зав ди розмі-
еними на певному місці.
у а ти ектр спектр, моно роматичні складові якого утворюють групи (смуги), о складаються з агатьо тісно розмі ени ліній емісії.
Ìàë. 2.11. Спектри: à) суцільний, á) лінійчастий, â) смугастий à
á â
Ìàë. 2.10. С ема ілинного спектрогра а Світло
ілина
ризма
іолетові промені отогра ічна пластинка ервоні промені отокамера
МЕТОДИ ТА ЗАСОБИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ
55 о то смугастий спектр (молекулярний) склада ться з окреми ліній, які зливаються в смуги (чіткі з одного краю й розмиті з іншого), розділені темними промі ками (мал. 2.11, â). акий спектр випромінюють молеку- ли газів і пари.
оряд із спектрами випромінювання існують спектри поглинання (мал. 2.12).
Суцільний спектр, пересічений темними лініями а о полосами в резуль- таті про од ення ілого світла через розпечені гази а о пари, називають
ектро о инанн . ослід ення яви а виникнення спектрів погли- нання показало, о ре овина о ина ро ені тих довжин хви кі воно оже ви ро ін вати в даних у овах закон ірх о а .
аким чином, для ко ного імічного елемента його лінійчастий спектр випромінювання о ернений до спектра поглинання. е значить, о роз- мі ення темни ліній поглинання точно відповіда розмі енню кольоро- ви ліній випромінювання.
Спектри містять найва ливішу ін ормацію про випромінювання.
агальний вигляд спектра і детальний розподіл енергії в ньому зале ать від температури, імічного складу й ізични властивостей д ерела, а тако від швидкості його ру у. Метод дослід ення імічної удови тіл та ї нього ізичного стану за допомогою спектрів випромінювання і поглинання називають ектра ни ана ізо .
У 1814 р. німецький ізик озе раунго ер, спостерігаючи спектр Сонця за допомогою спектроскопа з ди ракційною раткою, який він виготовив, звернув увагу на те, о суцільний спектр Сонця містить значне число темни ліній. Учений уста- новив, о ці лінії (названі згодом його ім ям) зав ди присутні у спектрі Сонця на певни місця . раунго ерові лінії не о інше, як лінії поглинання пари різни речовин, о пере увають по лизу д ерела суцільного спектра яскравої повер ні Сонця (мі отос ерою і спек- тральним приладом). Сонце оточене газовою о олонкою, о ма ни чу температуру та меншу густину за отос еру. аким чином, спектр Сонця
спектром поглинання ці ї пари.
ри детальній класи ікації раунго ерови ліній на Сонці виявлено всі земні елементи. ак уло відкрито новий імічний елемент гелій (сонячний), який тільки через 26 років виявили на емлі.
орівнюючи дов ини виль ліній поглинання, спостере увани у спектра не есни тіл, з отриманими в ла ораторії а о розра ованими теоретично спектрами різни речовин, мо на визначити імічний склад випромінюючого космічного о кта, о пере ува на ду е великій від- стані. Спектральний аналіз да змогу визначити імічні складові не тіль- ки Сонця, але й інши о ктів зір, туманностей. Аналіз спектрів основний метод вивчення ізичної природи космічни о ктів, о використову ться в астро ізиці.
Т С Усі, навіть
сла ко нагріті тіла випромінюють електромагнітні вилі (те ове ви ро ін ванн ). а температур, о не переви ують 103 К, випроміню- ються головним чином ін рачервоні промені і радіо вилі. подальшим раунго ер, спостерігаючи спектр Сонця за допомогою спектроскопа з
Т С
сла ко нагріті тіла випромінюють електромагнітні вилі (
Ìàë. 2.12. Сонячний спектр із чіткими раунго еровими лініями
6
нагріванням спектр теплового випромінювання зміню ться, з ільшу ть- ся загальна кількість випроміненої енергії та з являються промені з коротки дов ин виль видимі (від червони до іолетови ), ультра і- олетові, рентгенівські й т. д.
ри тепловому випромінюванні внутрішня енергія теплового ру у ато- мів і молекул тіла пере одить в енергію випромінювани електромагнітни
виль. ри поглинанні світла від ува ться зворотний процес пере оду електромагнітної енергії у внутрішню енергію тіла.
і з ільшенням температури максимум випромінювання а солютно чорного тіла змі у ться в коротко вильову частину спектра. ов ина вилі λmax, яка відповіда максимуму в розподілі енергії, пов язана з а солютною температурою Ò співвідношенням, яке називають законо з і енн Віна: max = b, де b стала Віна (b ≈ 2,9 10 м К). ей закон викону ться не тільки для оптичного, але й для удь-якого іншого діапазону електромагнітного випромінювання.
У спектрограмі Сонця най ільша інтенсивність випромінювання при- пада на дов ину вилі λ = 480 нм, тому температура сонячної отос е- ри на ли а ться до 6000 К.
ри з ільшенні температури змінюються не тільки кольори випромі- нювання, але і ї ня поту ність. У результаті експериментів і теоретич- ни розра унків уло о рунтовано, о поту ність випромінювання а со- лютно чорного тіла пропорційна четвертому степеню температури (закон Сте ана Больцмана). Ко ен квадратний метр повер ні а солютно чорно- го тіла випроміню за 1 с у всі напрямка у всі дов ина виль енер- гію: , де ε поту ність випромінювання одиниці повер ні нагрі- того тіла Ò а солютна температура σ стала Сте ана Больцмана, ùî дорівню ,67 10 8 Вт/(м2 К4).
наючи кількість енергії, о над одить від зорі до земної повер ні, мо на за законом Сте ана Больцмана визначити її температуру. акони Віна й Сте ана Больцмана справд уються для випромінювання а солют- но чорного тіла. У першому на ли енні мо на вва ати, о зорі, і зокре- ма Сонце, випромінюють як а солютно чорне тіло.
В астро ізиці широко використову ться е ект оплера, о виника при русі д ерела випромінювання одо спостеріга- ча. Суть е екту оплера поляга в такому: як о д ерело випромінюван- ня ру а ться за променем зору спостерігача зі швидкістю vr названою променевою швидкістю, то замість дов ини вилі λ0, о випроміню д ерело, спостерігач іксу вилю дов иною λ, так о , де ñ швидкість світла. видкість vr додатна при віддаленні д ерела світ- ла від спостерігача (∆λ = λ λ0 0) і від мна при на ли енні до нього (∆λ = λ λ0 0).
ект оплера часто трапля ться в акустиці. априклад, як о ви пере- ува те на плат ормі, іля якої прої д а поїзд, то мо ете помітити, о поки він на ли а ться, звуковий сигнал уде ільш високим, а коли відда- лятиметься, то висота звуку відразу знизиться. Аналогічне яви е спостері- га ться і в оптиці: світло від д ерела, о на ли а ться, ста ільш синім (частота з ільшу ться), а від д ерела, о віддаля ться, ільш червоним (частота зменшу ться). я зміна познача ться на поло енні спектральни ліній у спектрі: вони змі уються в синю а о червону частину спектра.
ля визначення змі ення спектральни ліній поруч із спектром дослі- д уваної зорі на ту саму отопластинку отогра ують спектр ла оратор- ного д ерела, у якому відомі спектральні лінії. отім за допомогою мікроскопів, осна ени точними мікрометрами, вимірюють змі ення ліній о кта відносно ла ораторної системи дов ин виль і таким чином ма Сонце, випромінюють як а солютно чорне тіло.
оплера, о виника при русі д ерела випромінювання одо спостеріга-
МЕТОДИ ТА ЗАСОБИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ
7 зна одять величину ∆λ. отім, використовуючи ормулу: , визначають променеву швидкість vr.
я ормула оплера застосову ться лише для швидкостей vr у ме а до 0,1 швидкості світла. ри русі д ерел випромінювання зі швидкостя- ми, лизькими до швидкості світла, потрі но вра овувати закони теорії відносності.
мі ення спектральни ліній теоретично перед ачив у 1842 р. австрій- ський ізик Крістіан оплер.
ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО
1. о таке спектр Які яви а доводять складну складову світла
2. азвіть три основні види спектрів і дайте їм визначення. Яка мі ними відмінність
3. о таке спектральний аналіз Як застосовують його в астрономії 4. ля чого призначено і як улаштовано спектрогра о таке спектро-
грама
. С ормулюйте та поясніть закон Кір го а.
6. С ормулюйте та запишіть закон змі ення Віна й закон Сте ана Больц- мана. Яке значення ці закони мають в астрономії
7. У чому поляга е ект оплера Як змі уються лінії в спектрі і яка за зна- ком при цьому швидкість е застосовують е ект оплера в астрономії ÐÎÇÂ’ßÇÓЄÌÎ ÐÀÇÎÌ
ада а . оясніть, чому зоря, о для неоз ро ного ока ма вигляд одні ї, під час спостере ення в телескоп мо е розділитися на дві лизько розташовані зорі, то то виявитися подвійною зоряною системою.
ід овід . оздільна сила людського ока становить при лизно 1 . оз- дільна сила телескопа пропорційна діаметру о ктива, а діаметр о кти- ва телескопа на агато ільший за діаметр зіниці.
ада а . якою кутовою швидкістю ма ру атися не есне світило, о зав ди пере увати в полі зору неру омо встановленого телескопа, спрямованого в точку не есної с ери, о ле ить на не есному екваторі
ід овід у ма від уватися зі швидкістю о ертання не есної с ери на екваторі, то то ω = 2π : T = 6,28 : 86400 = 7,2 10 рад/с.
ада а . Яке з ільшення слід застосувати в шкільному телескопі для того, о Марс під час протистояння мав в окулярі телескопа такий самий кутовий діаметр, як Місяць для неоз ро ного ока Кутовий діа- метр Марса 20 .
ід овід . Місяць ма кутовий діаметр 0 = 1800 . ільшення теле- скопа ма ути = 90 разів.
ÇÀÄÀ×І ÒÀ ÂÏÐÀÂÈ
2.1. оясніть, у чому полягають ундаментальні відмінності мі теле- скопом-ре лектором і телескопом-ре рактором.
2.2. азвіть дві основні частини телескопа і поясніть ї н призначення.
2.3. ому під час спостере ень із емлі нам зда ться, о протягом ночі зорі перемі уються по не есній с ері
2.4. о ви порадили астрономам, які очуть вивчати Всесвіт, вико- ристовуючи γ-промені, рентгенівські промені й ультра іолетове випромі- нювання
. . ерелічіть переваги радіотелескопів.
ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО
58
2.6*. рипустимо, ми розгляда мо в телескоп Сонце а о Місяць. Який вигляд матиме те, о ми удемо ачити ї ні о ернені зо ра ення У який
ік удуть ру атися ці світила в полі зору телескопа
2.7*. ому в телескоп видно ільше зір, ні неоз ро ним оком ому яскравість зір, які видно неоз ро ним оком, при розгляданні ї у теле- скоп помітно з ільшу ться
2.8. ому, спостерігаючи в той самий телескоп різні планети і Місяць, поміча те, о зі з ільшенням зо ра ення ї ня яскравість дедалі сла - ша2.9. ому примі ення, де розмі ено телескопи, не опалюються
. . а якій відстані ми спостерігатимемо Місяць у вигляді світлої
точки, то то під кутом 1 іаметр Місяця 47 ,4 км.
2.11*. а якій відстані ми спостерігатимемо Сонце у вигляді світлої точки іаметр Сонця 1 90 600 км. яки планет Сонячної системи Сонце спостеріга ться як зоря
2.12*. а якій відстані система емля Місяць здавалася спостерігаче- ві як одне не есне тіло вичайно, за умови, о він спостеріга цю систе- му неоз ро ним оком. ( адіус емлі 6 78,2 км, радіус Місяця 17 6,7 км, середня відстань мі емлею та Місяцем 84 400 км). яки планет Сонячної системи емля Місяць спостерігалися як одне тіло
2.13. ому сьогодні ільшість о серваторій розмі ують у гора
2.14*. Космічний кора ель летить над Україною на висоті 200 км.
и мо уть космонавти неоз ро ним оком по ачити річку ніпро, шири- на якої 00 м
ÏÅÐÅÂІÐ ÑÂÎÞ ÊÎÌÏÅÒÅÍÒÍІÑÒÜ онтро ні за итанн
1. Які основні завдання розв язують в астрономії за допомогою теле- скопів
2. им відрізняються оптичні телескопи від радіотелескопів Ðадіоін- тер ерометр від радіотелескопа
. ому ін рачервоні телескопи розмі ують у високогірни засушли- ви района
о зна і в і робити
зна д о о викори тову т те е ко и і к х ожна ви отовити 1. Яка арактеристика телескопа ва ливіша для спостере ень сла - ки зір: діаметр окуляра чи діаметр о ктива
2. ому зорі в телескоп видно як яскраві точки, а планети в той самий телескоп як диск
. Виготовте телескоп-ре рактор, використовуючи лінзу з оку лярів 11 діоптрій, а як окуляр о ктив отоапарата а о іншу лінзу з оку- лярів 10 діоптрій.
4. Спостере енням на яки телескопа мо уть зава ати мере і стіль- никового зв язку
в і розв зувати а троно і ні зада і
. Бінокль, як і телескоп, ма о ктив і окуляр. ому тоді в іно- кля зо ра ення пряме, а в телескопа перевернуте
6. ому спостере ення в космосі дають ільше ін ормації, ні назем- ні телескопи
7. оясніть ме анізм утворення раунго ерови ліній у спектрі Сонця.
8. інія водню з дов иною вилі 4 4,00 нм на спектрограмі зорі дорів- ню 4 4,12 нм. о нас чи від нас ру а ться зоря і з якою швидкістю
9. Космічний кора ель віддаля ться від емлі зі швидкістю v= 10 км/с.
астота ν0 електромагнітни виль, о випромінюються антеною кора - ля, дорівню 0 МГц. Визначте доплерівське змі ення ∆ν частоти, яка сприйма ться приймачем.
МЕТОДИ ТА ЗАСОБИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ
9 ÒÅÑÒÎÂІ ÇÀÂÄÀÍÍß
1. елескоп це такий оптичний прилад, який
À на ли у до нас космічні світила Á з ільшу космічні світила Â з ільшу кутовий діаметр світила Ã на ли у нас до планети Ä прийма радіо вилі
2. ому великі астрономічні о серваторії удують у гора
À о на лизитися до планет у гора ільша тривалість ночі Â у гора менша марність Ã у гора ільш прозо ре повітря Ä о з ільшити світлові перешкоди
3. У який із ци телескопів мо на по ачити най ільше зір À у ре лектор з діаметром о ктива м
Á у ре рактор з діаметром о ктива 1 м В у радіотелескоп з діаметром 20 м
à у телескоп зі з ільшенням 1000 і з діаметром о ктива м Ä у телескоп з діаметром о ктива м та з ільшенням 00
4. е розмі ено най ільший у світі радіотелескоп для декаметрового діапазону виль
À у Японії Á у С А Â у Китаї в Українї у осії
. ому астрономи під час спостере ень за космічними тілами відда- ють перевагу телескопам з великим діаметром о ктива
À такий телескоп да велике з ільшення
Á великий о ктив з ира ільше світла, і в такий телескоп мо на по ачити ільш віддалені світила
 у такий телескоп мо на по ачити космічні тіла, о випроміню- ють енергію в ін рачервоній частині спектра
à у такий телескоп мо на по ачити космічні тіла, о випроміню- ють енергію в ультра іолетовій частині спектра
великий о ктив да чіткіше зо ра ення та з ільшу роздільну здатність телескопа
6. и мо на за допомогою одного телескопа отримувати різні з ільшення À мо на, як о застосовувати окуляри з різною окусною відстанню Á не мо на, о телескоп стаціонарний прилад, який да постійно
однакове з ільшення
В мо на тільки в космічному просторі
à мо на, як о в телескоп дивитися в окуляра
Ä мо на тільки в астрономічни о серваторія , о містяться в гора
7. ому в телескоп ми ачимо ільше зір, ні неоз ро ним оком 8. ому спостере ення в космосі дають ільше ін ормації, ні назем- ні телескопи
9. Які телескопи дають ільш чітке зо ра ення з великим з ільшен- ням чи з великим діаметром о ктива
. ому зорі в телескоп видно як яскраві точки, а планети в той самий телескоп як диск
11. а разі у космосі уду ться мі народна космічна станція, на якій Україна уде мати космічний лок. Які астрономічні прилади ви могли запропонувати для проведення дослід ень Всесвіту
12. Які телескопічні спостере ення не есни о ктів мо на вести вдень у марну погоду
60