О частицах, излучении и Вселенной: Страница 4

Оглавление статей
О частицах, излучении и Вселенной
Страница 2
Страница 3
Страница 4

Страница 4 из 4

 

 

 

Физические законы, определяющие тип спектра, излучаемого различными небесными телами, давно известны, и простой эксперимент может дать наглядное представление об их действии. Возьмите лампу с ярко светящейся нитью накала. Далее, установите перед ней спектроскоп, основным элементом которого является один из украшающих люстру хрустальных кристалликов, и пропустите через него свет от лампы. Спектроскоп создает радугу цветов от красного на одном конце до фиолетового — на другом. Полоса цветов не будет иметь никаких разрывов. Именно поэтому такой спектр называется непрерывным. Все раскаленные твердые тела, жидкости или сильно сжатые газы испускают непрерывные спектры.

Возьмите теперь стеклянную трубку, наполненную каким-либо газом. Это может быть водород, гели» или любой другой атомарный газ. Так как больше всего нам знаком неон, давайте после откачки воздуха из трубки впустим в нее небольшое количество этого газа. Если пропустить через газ электрический разряд, он начнет светиться характерным для него красным цветом. Пропустив этот свет через спектроскоп, мы увидим серию ярких линий различных цветов — эмиссионные линии, характерные для данного газа. Они получаются вследствие того, что под влиянием электрического разряда электроны атома начинают перескакивать на более удаленные от ядра орбиты. Затем они падают обратно, излучая энергию в отдельных участках электромагнитного спектра. Положение этих линий точно известно для всех газов, и, таким образом, если мы первоначально не знаем, что собой представляет данный газ, мы можем идентифицировать его по положению линий.

Но вернемся еще раз к электрической лампе. Поместим между лампой и спектроскопом какой-либо холодный газ. В отсутствие газа мы видели только непрерывный спектр. Теперь же непрерывный спектр пересечен темными линиями. Атомы газа как бы «крадут» небольшое количество света в различных частях спектра, выдавая себя темными линиями. Измерив положение темных линий, мы опять сможем установить, какой газ был помещен между нитью лампы и спектроскопом.

Именно с этими тремя типами спектров и встречается астроном, изучая небесные тела. И хотя условия в космосе могут полностью отличаться от тех, которые ученые воспроизводят в лабораториях, основной механизм образования спектров различных типов остается в силе во всей Вселенной.

Говоря о водороде, мы отмечали, что если он лишается своего единственного электрона и от атома остается только ядро, то такой атом называется ионизованным. Иногда атом поглощает так много энергии, что распадается на положительно и отрицательно заряженные части. Электрон, обладающий отрицательным зарядом, уходит прочь, и остается только положительно заряженный протон. Следовательно, при ионизации появляются заряженные частицы как с отрицательным, так и с положительным знаком.

Спектроскоп может помочь нам определить, сколь горяча поверхность звезды. Хотя спектр одного раскаленного твердого тела качественно идентичен спектру другого тела, между ними имеются количественные различия, зависящие от температуры. Слегка нагретый кусок железа, теплоту которого можно ощутить, коснувшись его, еще не светится, однако уже излучает энергию (которой соответствует очень большая длина волны), не воспринимаемую глазом, но ощущаемую рукой как тепло. С ростом температуры железо начинает светиться, сначала тускло-красным цветом, затем его цвет становится ярко-красным, оранжевым, желтым и наконец белым. Если в течение процесса нагревания воспользоваться спектроскопом, можно увидеть, что вначале сильнее всего выражена красная часть спектра, хотя и другие цвета также присутствуют. Когда температура увеличивается, интенсивность каждого цвета растет, но неодинаково быстро. В каждый момент времени присутствуют все цвета, и в зависимости от относительной мощности различных цветов создается тот смешанный свет, который мы наблюдаем без спектроскопа.

Сравнивая интенсивности различных участков спектра, можно определить температуру звезды. Это, конечно, будет эффективная температура поверхности звезды, а не температура ее глубин. Температура поверхности Солнца около 5 700 К (все упоминаемые температуры выражены в градусах Кельвина (К) — по абсолютной шкале температур). Холодные красные звезды имеют температуру поверхности около 2500 К, в то время как температура поверхности очень горячих звезд достигает 50 000 К и больше.

Линии в спектре могут смещаться как к красному, так и к голубому концу спектра, предоставляя ученым важный метод исследования движения небесных тел вдоль луча зрения в пространстве. Это эффект Доплера — Физо, или так называемое доплеровское смещение; лучше всего его можно объяснить следующим образом. Представьте себе несущийся вам навстречу поезд, гудок которого включен на полную мощность. При встречном движении звуковые волны укорачиваются, и в результате вы слышите более высокие тона. Но когда поезд проносится мимо наблюдателя и затем удаляется от него, скорость звуковых волн уменьшается на величину скорости поезда. Звуковые волны теперь оказываются более растянутыми, и ухо воспринимает звук более низкой частоты. Следовательно, доплеровское смещение оказывается индикатором движения небесных тел вдоль луча зрения. Таким методом определяют скорости приближения или удаления. Именно такой метод будет детально использован в дальнейшем для объяснения некоторых любопытных, а порой невероятно быстрых движений звезд.

 

I.M. Levill «Beyond the known universe»

Перевод с английского канд. физ.-мат. наук Н.И. Шакуры

 

« Предыдущая — След.

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: