Спектральные приборы

Спектральные проборы необходимы при изучении спектров. Такие приборы должны содержать диспергирующиеэлементы, которые разделяют падающее излучение по направлениям в зависимости от длины волны. По принципу действия приборы трех типов:

• дисперсионные (призмы);

• дифракционные (плоские или вогнутые дифракционные решетки, прозрачные или отражательные).

• интерференционные, диспергирующий элемент – полупрозрачные отражающие пластины.

Впервые оптический спектр Солнца был получен И.Ньютоном (1704 г.) с помощью призмы. Волластон (анг. 1802) и И.Фраунгофер(Герм. 1814 г.) обнаружили и исследовали в спектре Солнца линии поглощения. Связь спектров с химическим составом изучающего или поглощающего вещества была доказана Кирхгофом Г. и Бунзеном Р. (Герм.1876 г.).

Дифракционный спектрометр с плоской или вогнутой решеткой и фотоэлектрической регистрацией спектра.

Основным современным спектральным прибором для астрономических исследований с большими оптическими телескопами.

Основными параметрами классического спектрального прибора являются угловая дисперсия ; линейная дисперсия;

разрешающая способность

R= . (20)

Физические эффекты, используемые в спектральном анализе

Эффект Доплера – изменение длины волны при относительном движении источника и наблюдателя по лучу зрения.

= (21)

– лучевая скорость;

при удалении источника от наблюдателя;

при сближении.

Используется для определения лучевой скорости источника по величине смещения, а также для анализа внутренних движений вещества в источнике света, вращение звезд, температура.

Эффект Зеемана – расщепление спектральных линий излучающего атома находящегося в магнитном поле. Расстояние между крайними поляризованными компонентами (в ангстремах).

2△λ = 9,4 * 10^-13g λ^-2 Н

g- множитель Ланде, рассчитывается для каждой линии;

Н – напряженность магнитного поля в эрстедах.

По наблюдению эффекта Зеемана измерено магнитное поле Солнца и многих звезд.

Эффект Штарка – расщепление и сдвиг энергетических уровней атомов и молекул под действием электрического поля.

Может возникать при прохождении заряженной частицы мимо поглощающего или излучающего атома. Вызывает уширение спектральных линий, по которому можно оценить концентрацию заряженных частиц в атмосфере звезд.

Методы определения температуры

Температура – физическая величина характеризующая распределение энергии между частицами вещества или в спектре излучения в условиях теплового (термодинамического) равновесия.

В астрофизике часто за температуру принимают величину КТ и измеряют температуру в энергетических единицах (эрг, Дж, эВ).

Температура – характеристика средней кинетической энергии одной частицы вещества. В этом смысле температуру называют кинетической.

Кинетическая энергия частиц в состоянии равновесия распределена в соответствии с распределением Максвелла.

Распределение по возбужденным состояниям в состоянии возбуждения определяется распределением Больцмана это температура возбуждения.

В состоянии ионизации степень ионизации описывается формулой Саха, содержащей температуру, которая называется температурой ионизации.

Температура входит в законы теплового излучения и они могут быть использованы для определения температуры.

В состоянии равновесия все эти температуры равны.

В астрофизике измерение температуры обладает особенностью – невозможность использования термометра. Используются различные косвенные методы.

а) определение температуры по ширине спектральных линий.

Рисунок 53. Изменение среднегодовых чисел Вольфа.

Используется эффект Доплера, вследствие которого спектральная линия имеет форму кривой Гаусса.

; ⇒