Какие данные о физической природе планет можно получить на основе спектрального анализа кратко

Обновлено: 04.07.2024

Методом, дающим ценные и наиболее разнообразные сведения о небесных светилах, является спектральный анализ. Он позволяет установить из анализа излучения качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и многое другое.

Спектральный анализ основан на разложении белого света на составные части. Если узкий пучок света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие белый свет лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке

Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электромагнитной волны. Длина волны в спектре уменьшается от красных лучей к фиолетовым примерно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми лучами спектра лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом, но действующие на фотопластинку. Еще меньшую длину волны имеют рентгеновские лучи. Рентгеновское излучение небесных светил, важное для понимания их природы, атмосфера Земли задерживает. За красными лучами спектра находится область инфракрасных лучей. Они невидимы, но созданы специальные приемники инфракрасного излучения, например особым способом приготовленные фотопластинки. Под спектральными наблюдениями понимают обычно наблюдения в интервале от инфракрасных до ультрафиолетовых лучей.

Для изучения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и i>спектрографом. В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой.

На рисунке 39 показано устройство спектрографа. Свет попадает через узкую щель на объектив, который посылает его параллельным пучком на одну или несколько призм. В призме свет разлагается на составные части и дает спектр. Его изображение строят линзой на фотопластинке и получают спектрограмму. В спектроскопе это изображение рассматривают через окуляр. В астрономических спектрографах, кроме призмы, используют также и дифракционную решетку, которая отражает свет и одновременно разлагает его в спектр.

Рис. 39. Схема устройства призменного спектрографа.

Существуют следующие виды спектров.

Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают твердые и жидкие раскаленные тела (уголь, нить электролампы) и достаточно плотные массы газа.

Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании или под действием электрического разряда. Каждый газ излучает свет строго определенных длин волн и дает характерный для данного химического элемента линейчатый спектр. Сильные изменения состояния газа или условий его свечения, например нагрев или ионизация, вызывают определенные изменения в спектре данного газа.

Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре натрия особенно ярки две желтые линии.

Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения представляет собой непрерывный спектр, перерезанный темными линиями, которые находятся в тех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, присущие данному газу (рис. 40). Например, две темные линии поглощения натрия расположены в желтой части спектра (Вы можете сравнением легко отождествить линии водорода в спектрах Солнца и Сириуса, используя рисунок заднего форзаца.)

Рис. 40. Сравнение спектра Солнца (вверху) с лабораторным спектром паров железа.

Изучение спектров позволяет производить анализ химического состава газов, излучающих или поглощающих свет Количество атомов или молекул, излучающих или поглощающих энергию, определяется по интенсивности линий. Чем больше атомов, тем ярче линия в спектре излучения или тем она темнее в спектре поглощения.

Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями поглощения, возникающими при прохождении излучения через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд — это спектры поглощения (Рассмотрим изображения разных спектров на форзаце.)

Надо помнить, что спектральный анализ позволяет определять химический состав только самосветящихся или поглощающих излучение газов. Химический состав твердого тела при помощи спектрального анализа определить нельзя.

Скорости движения небесных светил относительно Земли по лучу зрения (лучевые скорости) определяются при помощи спектрального анализа на основании принципа Доплера — Физо: если источник света и наблюдатель сближаются, то длины волн, определяющие положения спектральных линий, укорачиваются, а при их взаимном удалении длины волн увеличиваются. Это явление выражается формулой:

где v — лучевая скорость относительного движения с ее знаком (минус при сближении), λ — нормальная длина волны света при неподвижном источнике, λ₀ — длина волны при движении источника и с — скорость света. Иначе говоря, при сближении наблюдателя и источника света линии спектра смещаются к его фиолетовому, а при удалении — к красному концу.

Скорости движения тел на Земле могли бы вызвать лишь ничтожные смещения линий в спектрах тел, но и скорости небесных тел (обычно десятки и сотни км/с) вызывают смещения столь малые, что их можно измерить на спектрограмме только под микроскопом.

Получив спектрограмму светила, над ней и под ней впечатывают спектры сравнения от земного источника излучения, например от ртутной или неоновой лампы (рис. 41). Спектр сравнения для нас неподвижен, и относительно него можно определять сдвиг линий спектра звезды. Он обычно составляет сотые или десятые доли миллиметра на фотографии. Чтобы выяснить, какому изменению соответствует полученный на спектрограмме сдвиг, надо знать масштаб спектра — на сколько меняется длина волны, если мы продвигаемся вдоль спектра на 1 мм. Подстановка в формулу величин λ, λ₀ и с = 300000 км/с позволяет определить v — лучевую скорость движения светила.

Рис. 41. Смещение линии H_γ, в спектре одной из звезд при ее движении по лучу зрения. Сверху и снизу — лабораторные спектры сравнения ванадия. Над ними написаны длины волн в ангстремах (1А =0,0001 мкм).

Когда тело раскалено докрасна, в его сплошном спектре ярче всего красная часть. При дальнейшем нагревании наибольшая яркость в спектре переходит в желтую, потом в зеленую часть и т. д. Теория излучения света, проверенная на опыте, показывает, что распределение яркости вдоль сплошного спектра зависит от температуры тела. Зная эту зависимость, можно установить температуру Солнца и звезд. Температуру планет и температуру звезд определяют еще при помощи термоэлемента, помещенного в фокусе телескопа или специально созданных приемников инфракрасного излучения.

Задумывались ли вы над тем, откуда мы знаем о свойствах далёких небесных тел?

Новый взгляд на Вселенную

Наверняка вам известно о том, что таким знаниям мы обязаны спектральному анализу. Однако нередко мы недооцениваем вклад этого метода в само понимание Вселенной . Появления спектрального анализа перевернуло многие устоявшиеся парадигмы о строении и свойствах нашего мира.

Благодаря спектральному анализу мы имеем представление о масштабе и величии космоса. Благодаря нему мы перестали ограничивать Вселенную Млечным Путём. Спектральный анализ открыл нам великое разнообразие звезд, рассказал об их рождении, эволюции и смерти. Этот метод лежит в основе практически всех современных и даже грядущих астрономических открытий.

Узнать о недосягаемом

Ещё два столетия назад было принято считать, что химических состав планет и звезд навсегда останется для нас загадкой. Ведь в представлении тех лет космические объекты всегда останутся для нас недоступными. Следовательно, мы никогда не получим пробного образца какой-либо звезды или планеты и никогда не узнаем об их составе. Открытие спектрального анализа полностью опровергло это заблуждение.

Спектральный анализ позволяет дистанционно узнать о многих свойствах далёких объектов. Естественно, без такого метода современная практическая астрономия просто бессмысленна.

Линии на радуге

Темные линии на спектре Солнца заметил ещё в 1802 году изобретатель Волластон. Однако сам первооткрыватель особо не зациклился на этих линиях. Их обширное исследование и классификацию произвел в 1814 году Фраунгофер. В ходе своих опытов он заметил, что своим набором линий обладает Солнце, Сириус, Венера и искусственные источники света. Это означало, что эти линии зависят исключительно от источника света. На них не влияет земная атмосфера или свойства оптического прибора.

Природу этих линий в 1859 открыл немецкий физик Кирхгоф вместе с химиком Робертом Бунзеном. Они установили связь между линиями в спектре Солнца и линиями излучения паров различных веществ. Так они сделали революционное открытие о том, что каждый химический элемент обладает своим набором спектральных линий. Следовательно, по излучению любого объекта можно узнать о его составе. Так был рождён спектральный анализ.

В ходе дальнейших десятилетий благодаря спектральному анализу были открыты многие химические элементы. В их число входит гелий, который был сначала обнаружен на Солнце, за что и получил своё название. Поэтому изначально он считался исключительно солнечным газом, пока через три десятилетия не был обнаружен на Земле.

Три вида спектра

Пример линейного спектра поглощения

Чем же объясняется такое поведение спектра? Ответ кроется в квантовой природе излучения. Как известно, при поглощении атомом электромагнитной энергии, его внешний электрон переходит на более высокий энергетический уровень. Аналогично при излучении – на более низкий. Каждый атом имеет свою разницу энергетических уровней. Отсюда и уникальная частота поглощения и излучения для каждого химического элемента.

Именно на этих частотах излучает и испускает газ. В тоже время твёрдые и жидкие тела при нагревании испускают полный спектр, независящий от их химического состава. Поэтому получаемый спектр подразделяется на три типа: непрерывный, линейчатый спектр и спектр поглощения. Соответственно, непрерывный спектр излучают твёрдые и жидкие тела, линейчатый – газы. Спектр поглощения наблюдается тогда, когда непрерывное излучение поглощается газом. Другими словами, разноцветные линии на тёмном фоне линейчатого спектра будут соответствовать тёмным линиям на разноцветном фоне спектра поглощения.

Именно спектр поглощения наблюдается у Солнца, тогда как нагретые газы испускают излучение с линейчатым спектром. Это объясняется тем, что фотосфера Солнца хоть и является газом, она не прозрачна для оптического спектра. Похожая картина наблюдается у других звёзд. Что интересно, во время полного солнечного затмения спектр Солнца становится линейчатым. Ведь в таком случае он исходит от прозрачных внешних слоёв её атмосферы .

Принципы спектроскопии

Разложение света может также происходить с помощью дифракционных решёток. Дальнейший анализ света можно производить самыми различными методами. Изначально для этого использовалась наблюдательная трубка, затем – фотокамера. В наши дни получаемый спектр анализируется высокоточными электронными приборами.

До сих пор речь шла об оптической спектроскопии. Однако современный спектральный анализ не ограничивается этим диапазоном. Во многих областях науки и техники используется спектральный анализ практически всех видов электромагнитных волн – от радио до рентгена. Естественно, такие исследования осуществляются самыми различными методами. Без различных методов спектрального анализа мы бы не знали современной физики, химии, медицины и, конечно же, астрономии.

Спектральный анализ в астрономии

Как отмечалось ранее, именно с Солнца началось изучение спектральных линий. Поэтому неудивительно, что исследование спектров сразу же нашло своё применение в астрономии.

Разумеется, первым делом астрономы принялись использовать этот метод для изучения состава звезд и других космических объектов. Так у каждой звезды появился свой спектральный класс, отражающий температуру и состав их атмосферы. Также стали известны параметры атмосферы планет солнечной системы. Астрономы приблизились к пониманию природы газовых туманностей, цефеид , а также комет , колец Сатурна , полярного сияния и многих других небесных объектов и явлений.

Однако с помощью спектрального анализа можно узнать не только о качественном составе объектов.

Измерить скорость

Эффект Доплера был теоретически разработан австрийским физиком в 1840 году, в честь которого он и был назван. Этот эффект можно пронаблюдать, прислушиваясь к гудку проезжающего мимо поезда. Высота гудка приближающегося поезда будет заметно отличаться от гудка отдаляющегося. Примерно таким образом Эффект Доплера и был доказан теоретически. Эффект заключается в том, что для наблюдателя длина волны движущегося источника искажается. Она увеличивается при удалении источника и уменьшается при приближении. Аналогичным свойством обладают и электромагнитные волны.

Открытие американского учёного Эдвина Хаббла сравнимо с разработкой Коперником гелиоцентрической системы мира. Исследуя яркость цефеид в различных туманностях, он доказал, что многие из них расположены намного дальше Млечного Пути. Сопоставив полученные расстояния с красным смещением спектров галактик, Хаббл открыл свой знаменитый закон. Согласно нему, расстояние до галактик пропорционально скорости их удаления от нас. Хотя его закон несколько разнится с современными представлениями, открытие Хаббла расширило масштабы Вселенной.

Спектральный анализ и современная астрономия

Сегодня без спектрального анализа не происходит практически ни одного астрономического наблюдения. С его помощью открывают новые экзопланеты и расширяют границы Вселенной. Спектрометры несут на себе марсоходы и межпланетные зонды, космические телескопы и исследовательские спутники. Фактически без спектрального анализа не было бы современной астрономии. Мы так и дальше бы вглядывались пустой безликий свет звёзд, о котором не знали бы ничего.

1. Применение спектрального анализа. Важнейшим источником информации о большинстве небесных объектов является их изучение. Наиболее ценные и разнообразные сведения о телах позволяет получить спектральный анализ их изучения. Он позволяет установить из анализа излучения качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и многое другое.

Спектральный анализ основан на разложении белого света на составные части. Если узкий пучок света пустить на боковую грань трёхгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие белый свет лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в определённом порядке. Под спектральными наблюдениями понимают обычно наблюдения в интервале от инфракрасных до ультрафиолетовых лучей. Для изучения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и спектрографом. В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют, фотография спектра называется спектрограммой.

Существуют следующие виды спектров.

Сплошной или непрерывный спектр в виде радужной полоски дают твёрдые и жидкие раскалённые тела (уголь, нить электролампы) и достаточно плотные массы газа.

Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании или под действием электрического разряда. Каждый газ излучает свет строго определённых длин волн и даёт характерный для данного химического элемента линейчатый спектр. Сильные изменения состояния газа или условий его свечения, например нагревание или ионизация, вызывают определённые изменения в спектре данного газа.

Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения представляет собой непрерывный спектр, перерезанный тёмными линиями, которые находятся в тех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, присущие данному газу.

Изучение спектров позволяет проводить анализ химического состава газов, излучающих или поглощающих свет. Количество атомов или молекул, излучающих или поглощающих энергию, определяются по интенсивности линий. Чем больше атомов, тем ярче линия в спектре излучения или тем она темнее в спектре поглощения. Когда тело раскалено до красна, в его сплошном спектре ярче всего красная часть. При дальнейшем нагревании наибольшая яркость в спектре переходит в жёлтую, потом в зелёную часть и так далее. Теория излучения света, проверенная на опыте, показывает, что распределение яркости вдоль сплошного спектра зависит от температуры тела. Зная эту зависимость, можно установить температуру Солнца и звёзд.

Надо помнить, что спектральный анализ позволяет определять химический состав только самосветящихся или поглощающих излучение газов. Химический состав твёрдого тела при помощи спектрального анализа определить нельзя.

2. Оптические и радионаблюдения. Для изучения небесных объектов применяют и другие методы, например фотографирование светил при помощи астрографов (телескоп, предназначенный специально для фотографирования участков неба). С помощью астрономических фотографий можно измерить медленные перемещения сравнительно близких звёзд на фоне более далёких, увидеть изображение очень слабых объектов на негативе, измерить величину потоков излучения, приходящего от звёзд, планет и других космических объектов.

Наши представления о небесных телах и их системах чрезвычайно обогатились после того, как стало возможным изучать их радиоизлучение. Для этого созданы радиотелескопы различных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожи на обычные рефлекторы, они собирают радиоволны в фокусе металлического вогнутого зеркала. Это зеркало можно сделать решётчатым и огромных размеров – диаметром в десятки и сотни метров. Такой способ позволяет узнать структуру радиоисточника и измерить его угловой размер, даже если он во много раз меньше угловой секунды.

3.Обсерватории. Астрономические исследования проводятся в научных институтах, университетах и обсерваториях. Но не каждая обсерватория ведёт все виды астрономических работ, но на многих есть специальное оборудование, предназначенное для решения определённого класса астрономических задач, например для определения точного положения звёзд на небе, а также быстродействующие счётные машины.

4. Исследования с помощью космической техникизанимают особое место в методах изучения небесных тел и космической среды. К настоящему времени космонавтика сделала возможным: 1) создание внеатмосферных искусственных спутников Земли; 2) создание искусственных спутников Луны и планет; 3) доставку приборов, управляемых с Земли, на Луну и планеты; 4) создание автоматов, доставляющих с Луны пробы грунта; 5) полёты в космос лабораторий с людьми и высадку космонавтов на Луну. Внеатмосферные наблюдения позволяют принимать излучения, которые сильно поглощаются земной атмосферой: далёкие ультрафиолетовые, рентгеновские и инфракрасные лучи, радиоизлучения некоторых длин волн, а также корпускулярные излучения Солнца и других тел. Внеатмосферные наблюдения Луны и планет, звёзд и туманностей, межпланетной и межзвёздной среды очень обогатили наши знания о природе и физических свойствах этих объектов.

Отличительные особенности планет земной группы от планет-гигантов.

Сравнительная таблица основных показателей планет земной группы и планет-гигантов:

Показатель.	Группа планет.
Планеты земной группы.	Планеты-гиганты.
Масса.	От 3,3 10 23 кг (Меркурий) до 5,976 10 24 кг (Земля).	От 8,7 10 25 кг (Уран) до 1,9 10 27 кг (Юпитер).
Размер (экваториальный диаметр).	От 4880 км (Меркурий) до 12756 км (Земля).	От 49500 км (Нептун) до 143 000 км (Юпитер).
Плотность.	Плотность планет земной группы близка к земной: 12,5 10 3 кг/м 3 (в 5,5 раз больше плотности воды).	У планет-гигантов очень маленькая плотность (плотность Сатурна меньше плотности воды).
Химический состав.	На примере Земли: Fe (34,6%), O2 (29,5%), Si (15,2%), Mg (12,7%).	В основном они состоят из газов: H2 (,большая часть), CH4, NH3.
Наличие атмосферы.	У планет земной группы есть атмосфера (более разряженная, чем у планет-гигантов).	У всех планет-гигантов обширная атмосфера.
Наличие твёрдой поверхности.	Все планеты земной группы обладают твёрдой поверхностью.	Не имеют твёрдой поверхности.
Количество спутников.	У планет земной группы мало спутников или их вообще нет: Земля – 1, Марс – 2, Меркурий – нет, Венера – нет.	У планет-гигантов большое кол-во спутников: Юпитер – 14, Сатурн – 15, Уран – 5, Нептун – 2.
Наличие колец.	Кольца отсутствуют.	У планет-гигантов есть кольца.
Скорость обращения вокруг собственной оси.	Вращение вокруг своей оси медленное (по сравнению с планетами-гигантами).	Вращение вокруг своей оси быстрое (по сравнению с планетами земной группы).

Меркурий, Венера, Земля и Марс отличаются от планет-гигантов меньшими размерами, меньшей массой, большей плотностью, более медленным вращением, гораздо более разрежёнными атмосферами (на Меркурии атмосфера практически отсутствует, поэтому его дневное полушарие сильно накаляется; все планеты-гиганты окружены мощными протяжёнными атмосферами), малым числом спутников или отсутствием их.

Поскольку планеты-гиганты находятся далеко от Солнца, их температура (по крайней мере, над их облаками) очень низка: на Юпитере – 145 С, на Сатурне – 180 С, на Уране и Нептуне ещё ниже. А температура у планет земной группы значительно выше (на Венере до плюс 500 С). Малая средняя плотность планет-гигантов может объяснятся тем, что она получается делением массы на видимый объём, а объём мы оцениваем по непрозрачному слою обширной атмосферы. Малая плотность и обилие водорода отличают планеты-гиганты от остальных планет.

Задумывались ли вы над тем, откуда мы знаем о свойствах далёких небесных тел?

Новый взгляд на Вселенную

Наверняка вам известно о том, что таким знаниям мы обязаны спектральному анализу. Однако нередко мы недооцениваем вклад этого метода в само понимание Вселенной. Появления спектрального анализа перевернуло многие устоявшиеся парадигмы о строении и свойствах нашего мира.

Узнать о недосягаемом

Линии на радуге

Три вида спектра

Пример линейного спектра поглощения

Принципы спектроскопии

Принцип оптического спектрального анализа

Спектральный анализ в астрономии

Спектры различных звезд

Разумеется, первым делом астрономы принялись использовать этот метод для изучения состава звезд и других космических объектов. Так у каждой звезды появился свой спектральный класс, отражающий температуру и состав их атмосферы. Также стали известны параметры атмосферы планет солнечной системы. Астрономы приблизились к пониманию природы газовых туманностей, цефеид, а также комет, колец Сатурна, полярного сияния и многих других небесных объектов и явлений.

Однако с помощью спектрального анализа можно узнать не только о качественном составе объектов.

Измерить скорость

Эффект Доплера в астрономииЭффект Доплера в астрономии

Материалы по теме

Спектральный анализ и современная астрономия

Читайте также: