Астраномія
Выдавец: Выдавецтва БДУ
Памер: 224с.
Мінск 2003
Пры параўнанні даўжынь хваль ліній паглынання, якія назіраюц-ца ў спектрах нябесных цел, з атрыманымі ў лабараторыі або тэарэ-тычна разлічанымі спектрамі розных рэчываў можна вызначыць хімічны састаў выпраменьваючага касмічнага аб’екта, які знаходзіц-ца на вельмі вялікай адлегласці. Спектральны аналіз дае магчымасць вызначыць састаў не толькі Сонца, але і іншых аб’ектаў — зорак, туманнасцей. Аналіз спектраў — асноўны метад вывучэння фізічнай прыроды касмічных аб’ектаў, які выкарыстоўваецца ў астрафізіцы.
3. Тэмпература. Законы Віна і Стэфана — Больцмана. Кожнае, нават слаба нагрэтае цела выпрамяняе электрамагнітныя хвалі (цеп-лавое выпрамяненне). Пры тэмпературах, не большых за 103 К, выпрамяняюцца галоўным чынам інфрачырвоныя прамяні і радыё-хвалі. Пры далейшым награванні спектр цеплавога выпрамянення мяняецца: па-першае, павялічваецца агульная колькасць энергіі, якая выпрамяняецца, па-другое, з’яўляюцца прамяні ўсё больш і больш кароткіх даўжынь хваль — бачныя (ад чырвоных да фіяле-тавых), ультрафіялетавыя, рэнтгенаўскія і г. д.
Пры цеплавым выпрамяненні ўнутраная энергія цеплавога руху атамаў і малекул цела пераходзіць у энергію выпраменьваемых
123
электрамагнітных хваль. Пры паглынанні святла адбываецца адва-ротны працэс пераходу электрамагнітнай энергіі ва ўнутраную энергію цела.
Цела, якое абсалютна не паглынала б выпрамяненне і поўнас-цю адбівала б усе прамяні, што падаюць на яго, называюць у фізіцы абсалюгна белым целам. Колер такога цела вызначаецца спектраль-ным саставам выпрамянення, якое яго асвятляе. Цела, якое поўнас-цю паглынае выпрамяненне, што падае на яго, называецца абсалют-на чорным целам. Пры асвятленні такога цела пабочнай крыніцай святла яно нічога не адбівае і здаецца нам чорным.
Адзначым, што ў прыродзе абсалютна белых і абсалютна чорных цел не існуе. Рэальныя целы, якія мы называем чорнымі (аксаміт, сажа), добра паглынаюць толькі выпрамяненне бачнай часткі спек-тра, ды і то не поўнасцю.
Пры кожным пэўным значэнні тэмпературы нагрэтае цела вы-прамяняе больш за ўсё ў некаторай частцы спектра. Тэмпературу нябесных цел, якія маюць бесперапынны спектр, можна вымераць па размеркаванні энергіі ў спектры. Ад размеркавання энергіі ў спектры залежыць колер крыніцы, таму колер цела звязаны з яго тэмпературай.
Размеркаванне энергіі ў бесперапынным спектры цел рознай тэмпературы можна падаць у выглядзе графіка (рыс. 18.5). 3 павелі-чэннем тэмпературы максімум выпрамянення абсалютна чорнага цела зрушваецца ў караткахвалевую частку спектра. Даўжыня хвалі ^тах’ як°й адпавядае максімум у размеркаванні энергіі, звязана з аб-салютнай тэмпературай Т суадносінамі, якія называюцца законам зрушэння Віна:
МЕТАДЫ ДАСЛЕДАВАННЯ НЯБЕСНЫХ ЦЕЛ
^■тах
Рыс. 18.5. Размеркаванне энергіі ў бесперапынных спектрах цел, нагрэтых да розных тэмператур. Чырвоная крывая — спектр Сонца
124
МЕТАДЫ ДАСЛЕДАВАННЯ НЯБЕСНЫХ ЦЕЛ
Калі Т выразіць у градусах Кельвіна, a Xmax — у мікраметрах, то пастаянная b = 2900 К • мкм. Гэты закон справядлівы не толькі для аптычнага, але і для любога іншага дыяпазону электрамагнітнага выпрамянення.
У спектраграме Сонца найбольшая інтэнсіўнасць выпрамянен-ня прыпадае на даўжыню хвалі X = 480 нм, таму тэмпература сонеч-най фотасферы блізкая да 6000 К.
3 павелічэннем тэмпературы мяняецца не толькі колер выпра-мянення, але і яго магутнасць. У выніку эксперыментаў і тэарэтыч-нага абгрунтавання было даказана, што магутнасць выпрамянення абсалютна чорнага цела прапарцыянальная чацвёртай ступені тэмпе-ратуры (закон Стэфана — Больцмана). Кожны квадратны метр па-верхні абсалютна чорнага цела выпрамяняе за 1 с па ўсіх напрам-ках ва ўсім дыяпазоне даўжынь хваль энергію:
е = оТ4,
і дзе е — магутнасць выпрамянення адзінкі паверхні нагрэтага цела, I Т— абсалютная тэмпература, a — пастаянная Стэфана — Больцма-I на, роўная 5,67-10-8 Вт/(м2К4).
Калі вядома колькасць энергіі, што прыходзіць ад зоркі да зям-ной паверхні, то можна вызначыць яе тэмпературу па законе Стэ-фана — Больцмана. Законы Віна і Стэфана — Больцмана справяд-лівыя для выпрамянення абсалютна чорнага цела. У першым набліжэнні можна лічыць, што зоркі, у прыватнасці Сонца, выпра-мяняюць як абсалютна чорнае цела.
4. Эфект Доплера. У астрафізіцы шырока выкарыстоўваецца эфект Доплера, які ўзнікае пры руху крыніцы выпрамянення адносна назіральніка. Сутнасць эфекту Доплера заключаецца ў наступным: калі крыніца выпрамянення рухаецца па прамяні зроку назіральні-ка са скорасцю vr, якая называецца прамянёвай скорасцю, то замест даўжыні хвалі Хо, якую выпрамяняе крыніца, назіральнік фіксуе хвалю даўжынёй X, так што
A — Aq 14------------------- \ с дзе с— скорасць святла.
Скорасць vr дадатная пры аддаленні крыніцы святла ад назіраль-ніка (ДХ = X, — Хо > 0) і адмоўная пры набліжэнні да яго (ДХ = X — - Хо < 0).
3 эфектам Доплера мы часта сутыкаемся ў акустыцы. Напры-клад, калі вы стаіце на платформе, міма якой праходзіць цягнік, то можаце заўважыць, што пакуль ён набліжаўся, гукавы сігнал быў больш высокі, а калі стаў аддаляцца, вышыня гуку адразу знізіла-
125
ся. Аналагічная з’ява назіраецца і ў оптыцы: святло ад крыніцы, якая набліжаецца, робіцца больш сінім (частата павялічваецца), а ад крыніцы, якая аддаляецца, — больш чырвоным (частата памяншаец-ца). Гэта змена адбіваецца на месцазнаходжанні спектральных ліній у спектры: яны зрушваюцца ў сінюю або чырвоную зону спектра.
Для вымярэння зрушэння спектральных ліній побач са спектрам зоркі, якую даследуюць, на тую ж фотапласцінку фатаграфуюць спектр лабараторнай крыніцы, у якім ёсць вядомыя спектральныя лініі. Потым пры дапамозе мікраскопаў з дакладнымі мікрометрамі вымяраюць зрушэнне ліній аб’екта ў адносінах да лабараторнай сістэмы даўжынь хваль і такім чынам знаходзяць велічыню ЛХ. За-тым на аснове формулы
ДХ _ Х-Хо _ vr ^•о ^о с
якая вынікае з прыведзенай вышэй, вылічваюць прамянёвую ско-расць vr.
Прыведзеная вышэй формула Доплера прыдатная толькі для скарасцей vr у межах да 0,1 скорасці святла. Пры руху крыніц вы-прамянення са скарасцямі, блізкімі да скорасці святла, неабход-на ўлічваць законы тэорыі адноснасці.
Зрух спектральных ліній тэарэтычна прадказаў у 1842 г. аўст-рыйскі фізік X. Доплер. Правільнасць формулы Доплера па-цвердзіў у 1899 г. лабараторнымі доследамі і назіраннямі спектраў зорак рускі астрафізік A. А. Белапольскі.
МЕТАДЫ ДАСЛЕДАВАННЯ НЯБЕСНЫХ ЦЕЛ
Пытанні і практыкаванні
1. Што такое спектр? Якія з’явы даказваюць складаны састаў святла? 2. Што можна ведаць аб касмічным аб’екце, калі вывучыць яго спектр? 3. Назавіце і дайце вызначэнні тром асноўным відам спектраў. 4. Што та-кое спектральны аналіз? Якое выкарыстанне ён знаходзіць у астраноміі? 5. Для чаго прызначаны і як пабудаваны спектрограф? Што такое спек-траграма? 6. Сфармулюйце і запішыце закон зрушэння Віна і закон Стэ-фана — Больцмана. 7. Разлічыце, на якую частку спектра прыпадае мак-сімум выпрамянення цела, нагрэтага да пакаёвай (20 °C) тэмпературы. 8. Якую тэмпературу павінна мець зорка, каб максімум у яе спектры пры-падаў на ўчастак ультрафіялетавага выпрамянення? 9. У чым заключаецца эфект Доплера? Якое выкарыстанне ён знаходзіць у астраноміі? 10. Вымя-рэнні спектраграмы зоркі паказалі, што лінія жалеза (X = 530,2 нм) у яе спектры зрушана ў параўнанні з лініямі лабараторнай крыніцы ў бок больш кароткіх хваль на 0,02 нм. Чаму роўная скорасць зоркі па прамяні зроку?
VI
РАЗДЗЕЛ
Сонца — дзённая зорка
19.
СОНЦА ЯК ЗОРКА
1. Агульныя звесткі. Сонца займае выключнае становішча ў жыцці чалавецтва. Яно забяспечвае нас святлом, цяплом і з’яўляецца кры-ніцай усіх відаў энергіі, якія выкарыстоўваюцца людзьмі. Сонца ўплывае на магнітнае поле і верхнія слаі атмасферы Зямлі, выклікае магнітныя буры, іанізацыю і цыркуляцыю атмасферы. Сонечнае «на-двор’е» ўплывае на клімат, біясферу і зямное жыццё ўвогуле. Гэта ас-ноўная роля Сонца ўсвядомлена чалавекам яшчэ ў старажытнасці.
Сонца — цэнтральнае цела Сонечнай сістэмы, тыповая зорка, якая ўяўляе сабой распалены плазменны шар. Сонца — адна са ІООмлрд зорак нашай Галактыкі. Пры дэталёвым вывучэнні фізічнай прыроды Сонца мы атрымоўваем найважнейшыя звесткі аб прыро-дзе астатніх зорак. Бачны з Зямлі сонечны дыск — асляпляльна жоў-ты круг з сярэднім вуглавым дыяметрам 32'. Святло ад яго даходзіць да нас за 8'/3 мін.
Дыяметр Сонца роўны 1 млн 392 тыс. км, ці 109 дыяметрам Зямлі. Гэта азначае, што аб’ём Сонца больш чым у мільён разоў перавышае аб’ём Зямлі, але яго маса складае М=1,99-1033 кг, што прыкладна роўна 330 000 зямных мас. Ведаючы масу Сонца і яго памеры, можна вызначыць сярэднюю шчыльнасць сонечнага рэчы-ва р = 1,409 103 кг/м3, што амаль у 4 разы менш за сярэднюю шчыльнасць Зямлі. Але Сонца неаднароднае, яго шчыльнасць хут-ка ўзрастае з глыбінёй.
Вымярэнні па-за межамі зямной атмасферы паказалі, што на пляцоўку I м2, размешчаную перпендыкулярна сонечным прамяням, кожную секунду паступае 1,37 кВт энергіі. Гэта велічыня практыч-на не змяняецца працяглы перыяд часу, таму яна атрымала назву сонечнай пастаяннай. Максімум сонечнага выпрамянення прыпадае на аптычны дыяпазон.
Свяцільнасць Сонца, ці поўную колькасць энергіі, якую выпра-мяняе Сонца па ўсіх напрамках у адзінку часу, вызначым наступным чынам: велічыню сонечнай пастаяннай памножым на плошчу сфе-ры з радыусам гу адну астранамічную адзінку (1 а. а. = 149,6 1 09м). Яна атрымаецца роўнай
£0= 4лг2 • 1370 Вт = 3,85 ■ 1026 Вт.
127
На Зямлю трапляе мізэрная ча-стка сонечнай энергіі, якая складае каля паловы мільярднай долі адзна-чанага вышэй значэння. (Іншыя ас-ноўныя звесткі аб Сонцы прыведзе-ны ў Дадатку 14.)
2. Спектр і хімічны састаў. Амаль усе нашы веды пра Сонца заснаваны на вывучэнні яго спек-тра. Хімічныя элементы, якія пры-сутнічаюць у атмасферы Сонца, паглынаюць з бесперапыннага спек-тра, што выпрамяняецца фотасфе-
Рыс. 19.1. Адпаведнасць паміж мес-цазнаходжаннем фраўнгоферавых ліній сонечнага спектра і лініямі хімічных элементаў
СОНЦА — ДЗЁННАЯ ЗОРКА
рай, святло пэўнай частаты. У выніку гэтага ў бесперапынным спек-тры з’яўляюцца цёмныя лініі. Як мы ўжо казалі, I. Фраўнгофер упершыню вывучыў і зарысаваў 576 цёмных ліній сонечнага спект-ра. Вучоны правільна паказаў, што крыніца цёмных спектральных ліній — сонечная атмасфера. Па месцазнаходжаннях у спектры (г. зн.
КНІГІ ОНЛАЙН
