Спектральный анализ. 
Астрономия

Спектральный анализ основан на явлении дисперсии света: разложение света на спектр по частоте (или длине волны). Спектр — радужная полоска, получаемая, при пропускании узкого пучка белого света через трехгранную призму (рис. 4, цветная вклейка). В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке.

Помним из курса общей физики, что свет распространяется в виде электромагнитных волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электромагнитной волны. Длина волны света уменьшается от красных лучей к фиолетовым примерно от 0,7 до 0,4 мкм. За пределами границ спектра, которые видны глазом, лежат, с одной стороны, за фиолетовыми лучами ультрафиолетовые лучи, с другой стороны, за красными лучами находится область инфракрасных лучей, а далее рентгеновские лучи. Они воспринимаются приемниками инфракрасного, ультрафиолетового излучения соответственно, например специальными фотопластинками.

В спектральном анализе применяют приборы, называемые спектроскопом и спектрографом (рис. 2.21). Спектроскоп — оптический прибор для визуального наблюдения спектра, а спектрографом его регистрируют (получают спектрограмму). В настоящее время в астрономических исследованиях используются более сложные приборы (и целые комплексы) для спектрального анализа различных видов излучения (в том числе на основе применения нейронных сетей).

Существует следующий ряд спектров земных источников и небесных тел: непрерывные (или сплошные), линейчатые, полосатые. Сплошной,

или непрерывный, спектр представляет собой радужную полоску, которую получают как результат излучения тел, находящихся в твердом или жидком состоянии, а также такой спектр дают достаточно протяженные плотные массы газа. Существенные перемены состояния газа или факторов его свечения (нагревание или ионизация) приводят к характерным изменениям в спектре данного газа. Так, на основе натурных экспериментов были разработаны таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре паров натрия самые яркие — две желтые линии.

Рис. 2.21. Спектроскоп (слева) и спектрограф (справа).

Линейчатый спектр поглощения получают при исследовании газов и паров, когда за ними находится яркий источник, дающий непрерывный спектр. Наличие такого спектра означает, что вещество излучает свет только вполне определенных длин волн. Данный спектр поглощения выглядит как непрерывный спектр, перерезанный темными линиями. Если рассмотреть пример паров натрия, то две темные линии поглощения находятся в желтой части спектра. Они расположены именно в тех местах, где должны быть яркие линии, соответствующие данному газу (рис. 5, цветная вклейка).

Полосатый спектр, как ясно из самого названия, состоит из отдельных полос, которые разделены темными промежутками. Каждая полоса — это совокупность большого числа очень тесно расположенных линий. При этом в отличие от линейчатых полосатые спектры образуются не атомами, а молекулами, не связанными или слабо связанными друг с другом.

Анализ спектров позволяет производить исследование химического состава газов (соответственно, небесных тел), излучающих или поглощающих свет. Интенсивность линий определяет количество атомов или молекул, излучающих или поглощающих энергию: чем заметнее (более четкая) линия данного элемента в спектре излучения или поглощения, тем больше таких атомов (молекул) на пути луча света. Например, Солнце и другие звезды окружены газовыми атмосферами. Сплошной спектр их видимой поверхности перерезают темные линии поглощения, которые появляются при прохождении излучения через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд — это спектры поглощения (рис. 6, цветная вклейка).

Пример. Пусть даны спектры различных звезд и таблица спектральных классов (рис. 8, цветная вклейка). Проведем анализ звезды Сириус (рис. 7, 8, цветная вклейка).

Сириус имеет спектральный класс А1, температуру поверхности около 10 000 К (более точное значение 9940 К). При сравнении табличных данных и реальной фотографии можно увидеть соответствие, что Сириус имеет белый цвет (белый карлик, см. гл. 4). Данный факт подтверждается более глубокими исследованиями: на самом деле Сириус — это двойная звездная система, состоящая из звезды главной последовательности^[1], которая обозначается Сириус А, и слабого белого карлика, который обозначается как Сириус В (расстояние между ними колеблется между 8,1 и 31,5 а. е.).

Интересный факт

Системе Сириус насчитывается около 200—300 млн лет. Первоначально данная система состояла из двух ярких голубоватых звезд: изначально более массивная Сириус В, потребляя свои ресурсы, стала красным гигантом, после чего выбросила внешние слои и стала белым карликом (примерно 120 млн лет назад). Сириус известен как «собачья звезда», что отражает его принадлежность к созвездию Большого Пса. Название «Сириус» происходит от древнегреческого «светящийся» или «раскаленный».

(?) На основе данных, представленных на рисунках 5, 6 и 7 (цветная вклейка), подберите небесный объект, дайте анализ данного тела (если эта звезда — принадлежность к классу, если другое небесное тело — наиболее распространенный химический элемент). Результаты рекомендуется сравнить со справочными данными, полученными из натурных экспериментов.

Имея спектрограмму светила, над ней и под ней вносят спектры сравнения от земного источника излучения (рис. 2.22).

Рассмотрим наблюдение разложения в спектр лучей от Солнца в земных условиях без применения каких-либо дополнительных устройств — пример «зеленый луч».

Земная атмосфера является для наших глаз подобием огромной воздушной призмы, основание которой обращено вниз. Таким образом, ей свойственны все совокупности явлений, что и обычной призме, в том числе дисперсия.

Рис. 2.22. Пример впечатывания спектров сравнения.

Атмосферная дисперсия солнечных лучей зачастую возникает в самый окончательный момент захода Солнца: над горизонтом остается маленький верхний сегмент, а после — только самая «макушка» солнечного диска (рис. 9, цветная вклейка). Последние лучи заходящего Солнца при разложении в спектр образуют совокупность цветных лучей^[2]. В видимом спектре расхождение крайних лучей (фиолетовых и красных) составляет в среднем 38″. Когда Солнце перемещается под горизонт, конечным лучом должен наблюдаться фиолетовый, но самые коротковолновые лучи — фиолетовые, синие, голубые, которые на пути в атмосфере (в момент, когда Солнце уже у горизонта) настолько сильно рассеиваются, что не доходят до земной поверхности. Есть еще один важный факт, что к лучам данной части спектра у человеческого глаза наименьшая чувствительность. В итоге результатом является то, что последний луч заходящего Солнца оказывается яркого изумрудного цвета (это явление и получило название зеленого луча).

Спектральный анализ позволяет помимо химического состава, температуры определить характеристики движения небесного тела на основании эффекта Доплера, который рассмотрим подробнее далее.

(?) Представим, что на Земле сплошная облачность, не видно звездного неба и нет авиации. По каким признакам можно установить существование звезд?

• [1] Звезда главной последовательности — звезда, находящаяся в области на диаграмме Герцшпрунга — Рассела (графике, на котором отражена зависимость междусветимостью и спектральным классом звезд), расположенной по диагонали от верхнеголевого угла (максимальная светимость при максимальной температуре поверхностизвезды) к нижнему правому (минимальная светимость при минимальной температуреповерхности).
• [2] Воронцов-Вельяминов Б. А. Астрономия. 10 класс.