Спектральный анализ - главный метод определения химического состава удалённых светящихся объектов, например, звёзд. Первыми элементами, открытыми посредством этого метода, стали цезий и рубидий. А вскоре обнаружился и гелий, причём, на Солнце его открыли на 27 лет раньше, чем на Земле.

Всем известны семь основных цветов, распознаваемых нашим глазом, но ещё есть оттенки в переходе от одного цвета к другому. Свет – это смесь электромагнитных колебаний, и каждое колебание имеет свою длину волны, и, соответственно, свой цвет. Пропуская свет от объекта через призму, его разлагают на спектры. От получившейся картины (спектрограммы) и делают выводы о характеристиках испустившего свет объекта . Пример из жизни - радуга после дождя. Капли дождя разлагают свет, летящий от солнца на семь основных цветов. Единица измерения длин волн – Ангстремодна стомиллионная часть сантиметра

Все спектры, которые возможно наблюдать, подразделяются на три класса:

1. Линейчатый спектр излучения. Эмиссионные линии испускаются нагретым газом, находящимся в разреженном состоянии.
2. Непрерывный спектр. Эти виды спектров получаются у твёрдых тел, жидкостей, а также горячих непрозрачных газов.
3. Линейчатый спектр поглощения. Спектр образуется, если излучение от горячего тела, обладающего непрерывным спектром, проходит сквозь разреженную холодную среду.

Применение в астрономии

Спектральный анализ очень широко применяется в современной астрономии. Это метод, способный выдавать самые подробные и уникальные сведения об объектах космоса.

Анализируя излучения объекта, можно очень точно установить его основные характеристики.

Распространение света имеет вид электромагнитных волн. Для каждого цвета характерна длина волны определённой величины. Длина волны уменьшается в спектре от 7000 Ангстрем до 4000 Ангстрем, от красных лучей – к фиолетовым. После фиолетовых лучей располагаются ультрафиолетовые лучи. Они не улавливаются глазом, но фиксируются приборами. После ультрафиолетового идут рентгеновские лучи - они имеют еще меньшую длину волны.

Другая сторона спектра, красная, продолжается инфракрасными лучами, также невидимыми человеческому глазу, но улавливаемыми специально подготовленными фотопластинками. Спектральные наблюдения – это исследования лучей в диапазоне цветов от ультрафиолетового до инфракрасного.Насыщенность спектральных линий определяет количество молекул и атомов, излучающих или поглощающих энергию. Количество атомов тем больше, чем ярче линия в излучаемом спектре и темнее в поглощаемом. Для и всех остальных звёзд характерно наличие . Излучение, проходящее через атмосферу, проявляется тёмными линиями поглощения на непрерывном спектре видимой поверхности. Для таких объектов – это спектры поглощения. Спектральный анализ, базирующийся на , позволяет определять скорости движения небесных тел относительно нашей планеты по лучу зрения. У Приближающегося к наблюдателю источника света укорачиваются длины волн, а если источник удаляется, то длины волн будут увеличиваться. Если тело движется на Земле, то его скорость вызывает ничтожные в спектре. И даже скорости небесных тел, имеющие значения десятков и сотен км./сек., видимы в настолько малых смещениях, что наблюдение их на спектрограммах реально только помощи микроскопа. Полученная спектрограмма светила сравнивается с эталонами, которыми служат спектрограммы земных источников излучения, например, неоновой лампы. Относительно неподвижного спектра в эталонах определяется сдвиг спектральных линий наблюдаемого объекта. Этот сдвиг очень мал, и величина его исчисляется десятыми и сотыми долями миллиметра.

Значение для космологии

В настоящее время все спектры химических элементов определены и сведены в специальные таблицы. Спектральный анализ позволил открыть некоторые неизвестные элементы, например, рубидий и цезий. И эти новые элементы иногда получали названия, соответствующие цветам преобладающих линий спектра: рубидий даёт тёмно-красные линии, а цезий (небесно-голубой) – голубые. Только спектральный анализ помог определить химический состав нашего светила и других звёзд. Использование иных методов для достижения этой цели не представляется возможным. Как оказалось, и на нашей планете, и на далёких звёздах присутствуют одинаковые химические элементы. Астрофизика, используя спектральный анализ, узнаёт характеристики, которыми обладают звёзды, газовые облака и другие объекты. Это химический состав, температура, скорость движения, магнитная индукция, давление. Все эти величины определяются только анализом спектральных линий космических объектов. Приняв на вооружение эффект Доплера, стало возможным измерение лучевых скоростей тысяч звёзд, газовых туманностей и других внегалактических объектов. Определились закономерности движения отдельных светил и вращения звёздных систем. Были установлены величины масс галактик и звёздных скоплений. Используя эффект, открытый голландским физиком Зееманом, можно определять параметры космических магнитных полей. Сильные магнитные поля расщепляют линии спектра. Такой эффект создаёт и поле электрическое, которое может возникать в звезде на непродолжительное время (эффект Штарка).

Спектр излучения — это электромагнитное излучение всякого нагретого тела, наблюдаемое с помощью спектральных приборов.

Спектр поглощения — спектр, получающий при прохождении и поглощении электромагнитного излучения в веществе.

Спектральный анализ — метод исследования химического состава и физических характеристик небесных объектов, основанный на изучении их спектров.

Спектрограмма — фотографический снимок спектра небесного тела или график зависимости интенсивного изучения в зависимости от длины волны или частоты.

2. Закончите предложения

Непрерывный (сплошной) спектр испускают все твёрдые тела, расплавленные металлы, светящиеся газы и пары, находящиеся под очень большим давлением.

Линейчатый спектр образуется при нахождении газа в атомарном состоянии и когда его давление мало отличается от нормального.

Спектральными линиями называют узкие участки спектра, на которых интенсивность излучения усилена либо ослаблена.

3. Вычеркните неправильные утверждения о применении спектрального анализа в астрономии

• а) по спектру можно определить температуру звезды;
• б) по спектру можно определить химический состав звезды;
• в) по спектру можно определить характер рельефа поверхности планеты;
• г) по спектру можно определить звёздную величину и светимость звезды.

4. Перед тем как отправится в космос, свет фотосферы звезды должен пройти через её атмосферу. Какая из этих областей образует непрерывный спектр и спектр поглощения?

Непрерывный спектр образует фотосфера , спектр поглощения — атмосфера .

5. Вставьте пропущенные слова и закончите предложения

Закон смещения Вина записывается в виде формулы:

где буквами обозначены: λ — длина волны, которой соответствует максимум в распространении энергии; T — абсолютная температура; b — постоянная Вина.

Закон Вина можно применять не только для оптического диапазона электромагнитного излучения, но и для любого другого диапазона волн .

Мощность излучения абсолютно чёрного тела определяется законом Стефана—Больцмана, который записывается следующим образом:

где буквами обозначены: ε — мощность излучения единицы поверхности нагретого тела; σ — постоянная Стефана—Больцмана; T — абсолютная температура.

При движении источника излучения относительно относительно наблюдателя возникает эффект Доплера. Сущность эффекта состоит в следующем: если источник излучения движется по лучу зрения наблюдателя со скоростью v (лучевая скорость), то вместо длины волны λ(0) (её излучает источник) наблюдатель фиксирует длину волны λ.

Лучевой скоростью называют проекцию пространственной скорости небесного объекта на луч зрения (на направление от объекта к наблюдателю).

Лучевая скорость связана со сдвигом спектральных линий формулой

PAGE_BREAK--Полное излучение Солнца определяется по освещённости, создаваемой им на поверхности Земли, – около 100 тыс. лк, когда Солнце находится в зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца освещённость равна 127 тысяч лк. Сила света Солнца составляет 2,84 10527 свечей. Количество энергии, приходящее в одну минуту на площадку в 1 см, поставленную перпендикулярно солнечным лучам за пределами атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца, называют солнечной постоянной. Мощность общего излучения Солнца – 3,83 10526 ватт, из которых на Землю попадает около 2 10 517 ватт, средняя яркость поверхности Солнца (при наблюдении вне атмосферы Земли) составляет 1,98 1059 нт, яркость центра диска Солнца – 2,48 1059 нт. Яркость диска Солнца уменьшается от центра к краю, причём это уменьшение зависит от длины волны, так что яркость на краю диска Солнца для света с длиной волна 3600 А составляет 0,2 яркости его центра, а для 5000 А – около 0,3 яркости центра диска Солнца. На самом краю диска Солнца яркость падает в 100 раз на протяжении менее одной секунды дуги, поэтому граница диска Солнца выглядит очень резкой.
Спектральный состав света, излучаемого Солнцем, то есть распределение энергии в центре Солнца (после учёта влияния поглощения в земной атмосфере и влияния фраунгоферовых линий), в общих чертах соответствует распределению энергии в излучении абсолютно чёрного тела с температурой около 6000 К. Однако в отдельных участках спектра имеются заметные отклонения. Максимум энергии в спектре Солнца соответствует длине волны 4600 А. Спектр Солнца – это непрерывный спектр, ни который наложено более 20 тысяч линий поглощения (фраунгоферовых линий). Более 60% из них отождествлено со спектральными линиями известных химических элементов путём сравнения длин волн и относительной интенсивности линии поглощения в солнечном спектре с лабораторными спектрами. Изучение фраунгоферовых линий даёт сведения не только о химическом составе атмосферы Солнца, но и о физических условиях в тех слоях, в которых образуются те или иные поглощения. Преобладающим элементом на Солнце является водород. Количество атомов гелия в 4–5 раз меньше, чем водорода. Число атомов всех других элементов вместе взятых, по крайней мере, в 1000 раз меньше числа атомов водорода. Среди них наиболее обильны кислород, углерод, азот, магний, железо и другие. В спектре Солнца можно отождествить также линии, принадлежащие некоторым молекулам и свободным радикалам: OH, NH, CH, CO и другим.
Магнитные поля на Солнце измеряются главным образом по зеемановскому расщеплению линий поглощения в спектре Солнца. Различают несколько типов магнитных полей на Солнце. Общее магнитное поле Солнца невелико и достигает напряжённости в 1 этой или иной полярности и меняется со временем. Это поле тесно связано с межпланетным магнитным полем и его секторной структурой.
Магнитные поля, связанные с солнечной активностью, могут достигать в солнечных пятнах напряжённости в несколько тысяч. Структура магнитных полей в активных областях очень запутана, чередуются магнитные полюсы различной полярности. Встречаются также локальные магнитные области с напряжённостью поля в сотни вне солнечных пятен. Магнитные поля проникают и в хромосферу, и в солнечную корону.
Большую роль на Солнце играют магнитогазодинамические и плазменные процессы.
При температуре 5000-10000 К газ достаточно ионизирован, проводимость его велика и благодаря огромным масштабам солнечных явлений значение электромеханических и магнитомеханических взаимодействий весьма велико.
Атмосфера солнца
Атмосферу Солнца образуют внешние, доступные наблюдениям слои. Почти всё излучение Солнца исходит из нижней части его атмосферы, называемой фотосферой. На основании уравнений лучистого переноса энергии, лучистого и локального термодинамического равновесия и наблюдаемого потока излучения можно теоретически построить модель распределения температуры и плотности с глубиной в фотосфере. Толщина фотосферы около трёхсот километров, её средняя плотность 3 104–5 кг/м. Температура в фотосфере падает по мере перехода к более внешним слоям, среднее её значение порядка 6000 К, на границе фотосферы около 4200 К. Давление меняется от 2 1054 до 1052 н/м.
Существование конвекции в подфотосферной зоне Солнца проявляется в неравномерной яркости фотосферы, видимой её зернистости – так называемой грануляционной структуре. Гранулы представляют собой яркие пятнышки более или менее круглой формы. Размер гранул 150 – 1000 км, время жизни 5 – 10 минут, отдельные гранулы удаётся наблюдать в течении 20 минут. Иногда гранулы образуют скопления размером до 30 тысяч километров. Гранулы ярче межгранульных промежутков на 20 – 30%, что соответствует разнице в температуре в среднем на 300 К. В отличие от других образований, на поверхности Солнца грануляция одинакова на всех гелиографических широтах и не зависит от солнечной активности. Скорости хаотических движений (турбулентные скорости) в фотосфере составляют по различным определениям 1–3 км/сек. В фотосфере обнаружены квазипериодические колебательные движения в радиальном направлении. Они происходят на площадках размерами 2–3 тысячи километров с периодом около пяти минут и амплитудой скорости порядка 500 м/сек. После нескольких периодов колебания в данном месте затухают, затем могут возникнуть снова. Наблюдения показали также существование ячеек, в которых движение происходит в горизонтальном направлении от центра ячейки к её границам. Скорости таких движений около 500 м/сек. Размеры ячеек – супергранул составляют 30 – 40 тысяч километров. По положению супергранулы совпадают с ячейками хромосферной сетки. На границах супергранул магнитное поле усилено.
Предполагают, что супергранулы отражают на глубине нескольких тысяч километров под поверхностью конвективных ячеек такого же размера. Первоначально предполагалось, что фотосфера даёт только непрерывное излучение, а линии поглощения образуются в расположенном над ней обращающем слое. Позже было установлено, что в фотосфере образуются и спектральные линии, и непрерывный спектр. Однако для упрощения математических выкладок при расчете спектральных линий понятие обращающего слоя иногда применяется.
Часто в фотосфере наблюдаются солнечные пятна и факелы.
Солнечные пятна
Солнечный пятна – это тёмные образования, состоящие, как правило, из более тёмного дра (тени) и окружающей его полутени. Диаметры пятен достигают двухсот тысяч километров. Иногда пятно бывает окружено светлой каёмкой.
Совсем аленькие пятна называют порами. Время жизни пятен от нескольких часов до нескольких месяцев. В спектре пятен ещё больше линий и полос поглощения, чем в спектре фотосферы, он напоминает спектр звезды спектрального класса КО. Смещения линий в спектре пятен из-за эффекта Доплера указывает на движение вещества в пятнах – вытекание на более низких уровнях и втекание на более высоких, скорости движения достигают 3 тысячи м/сек. Из сравнений интенсивности линий и непрерывного спектра пятен и фотосферы следует, что пятна холоднее фотосферы на 1–2 тысячи градусов (4500 К и ниже). Вследствие этого на фоне фотосферы пятна кажутся тёмными, яркость ядра составляет 0,2 – 0,5 яркости фотосферы, яркость полутени около 80% фотосферной. Все солнечные пятна обладают сильным магнитным полем, достигающим для крупных пятен напряжённости 5 тысяч эстердов. Обычно пятна образуют группы, которые по своему магнитному полю могут быть униполярными, биполярными и мультиполярными, то есть содержащими много пятен различной полярности, часто объединённых общей полутенью. Группы пятен всегда окружены факелами и флоккулами, протуберанцами, вблизи них иногда происходят солнечные вспышки, и в солнечной короне над ними наблюдаются образования в виде лучей шлемов, опахал – всё это вместе образует активную область на Солнце. Среднегодовое число наблюдаемых пятен и активных областей, а также средняя площадь, занимаемая ими, меняется с периодом около 11 лет.
Это – средняя величина, продолжительность же отдельных циклов солнечной активности колеблется от 7,5 до 16 лет. Наибольшее число пятен, одновременно видимых на поверхности Солнца, меняется для различных циклов более чем в два раза. В основном пятна встречаются в так называемых королевских зонах, простирающихся от 5 до 30° гелиографической широты по обе сторона солнечного экватора. В начале цикла солнечной активности широта места расположения пятен выше, а в конце цикла – ниже, а на более высоких широтах появляются пятна нового цикла. Чаще наблюдаются биполярные группы пятен, состоящие из двух крупных пятен – головного и последующего, имеющих противоположную магнитную полярность, и несколько более мелких. Головные пятна имеют одну и ту же полярность в течение всего цикла солнечной активности, эти полярности противоположны в северной и южной полусферах Солнца. По-видимому, пятна представляют собой углубления в фотосфере, а плотность вещества в них меньше плотности вещества в фотосфере на том же уровне.
Факелы
В активных областях Солнца наблюдаются факелы – яркие фотосферные образования, видимые в белом свете преимущественно вблизи края диска Солнца. Обычно факелы появляются раньше пятен и существуют некоторое время после их исчезновения. Площадь факельных площадок в несколько раз превышает площадь соответствующей группы пятен. Количество факелов на диске Солнца зависит от фазы цикла солнечной активности. Максимальный контраст (18%) факелы имеют вблизи края диска Солнца, но не на самом краю. В центре диска Солнца факелы практически не видны, контраст их очень мал. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, контраст их зависит от длины волны, на которой проводятся наблюдения. Температура факелов на несколько сот градусов превышает температуру фотосферы, общее излучение с одного квадратного сантиметра превышает фотосферное на 3 – 5%. По-видимому, факелы несколько возвышаются над фотосферой. Средняя продолжительность их существования – 15 суток, но может достигать почти трёх месяцев.
Хромосфера
Выше фотосферы расположен слой атмосферы Солнца, называемый хромосферой. Без специальных телескопов хромосфера видна только во время полных солнечных затмений как розовое кольцо, окружающее тёмный диск в те минуты, когда Луна полностью закрывает фотосферу. Тогда можно наблюдать и спектр хромосферы. На краю диска Солнца хромосфера представляется наблюдателю как неровная полоска, из которой выступают отдельные зубчики – хромосферные спикулы. Диаметр спикул 200–2000 километров, высота порядка 10000 километров, скорость подъёма плазмы в спикулах до 30 км/сек. Одновременно на Солнце существует до 250 тысяч спикул. При наблюдении в монохроматическом свете на диске Солнца видна яркая хромосферная сетка, состоящая из отдельных узелков – мелких диаметром до 1000 км и крупных диаметром от 2000 до 8000 км. Крупные узелки представляют собой скопления мелких. Размеры ячеек сетки 30 – 40 тысяч километров.
Полагают, что спикулы образуются на границах ячеек хромосферной сетки. Плотность в хромосфере падает с увеличением расстояния от центра Солнца. Число атомов в одном куб. сантиметре изменяется от 10515 0 вблизи фотосферы до 1059 в верхней части хромосферы. Исследование спектров хромосферы привело к выводу, что в слое, где происходит переход от фотосферы к хромосфере, температура переходит через минимум и по мере увеличения высоты над основанием хромосферы становится равной 8 -10 тысяч Кельвинов, а на высоте в несколько тысяч километров достигает 15 – 20 тысяч Кельвинов.
Установлено, что в хромосфере имеет место хаотическое движение газовых масс со скоростями до 15 1053 м/сек. В хромосфере факелы в активных областях видны как светлые образования, называемые обычно флоккулами. В красной линии спектра водорода хорошо видны тёмные образования, называемые волокнами. На краю диска Солнца волокна выступают за диск и наблюдаются на фоне неба как яркие протуберанцы. Наиболее часто волокна и протуберанцы встречаются в четырёх расположенных симметрично относительно солнечного экватора зонах: полярных зонах севернее +40° и южнее -40° гелиографической широты и низкоширотных зонах около √(30°) в начале цикла солнечной активности и √(17°) в конце цикла. Волокна и протуберанцы низкоширотных зон показывают хорошо выраженный 11-летний цикл, их максимум совпадает с максимумом пятен.
У высокоширотных протуберанцев зависимость от фаз цикла солнечной активности выражена меньше, максимум наступает через два года после максимума пятен.
Волокна, являющиеся спокойными протуберанцами, могут достигать длины солнечного радиуса и существовать в течении нескольких оборотов Солнца. Средняя высота протуберанцев над поверхностью Солнца составляет 30 – 50 тысяч километров, средняя длина – 200 тысяч километров, ширина – 5 тысяч километров. Согласно исследованиям А.Б. Северного, все протуберанцы по характеру движения можно разбить на 3 группы: электромагнитные, в которых движения происходят по упорядоченным искривлённым траекториям – силовым линиям магнитного поля; хаотические, в которых преобладают неупорядоченные турбулентные движения (скорости порядка 10 км/сек); эруптивные, в которых вещество первоначального спокойного протуберанца с хаотическими движениями внезапно выбрасывается с возрастающей скоростью (достигающей 700 км/сек) прочь от Солнца. Температура в протуберанцах (волокнах) 5 – 10 тысяч Кельвинов, плотность близка к средней плотности хромосферы. Волокна, представляющие собой активные, быстро меняющиеся протуберанцы, обычно сильно изменяются за несколько часов или даже минут. Форма и характер движений в протуберанцах тесно связаны с магнитным полем в хромосфере и солнечной короне.
Солнечная корона – самая внешняя и наиболее разрежённая часть солнечной атмосферы, простирающаяся на несколько (более 10) солнечных радиусов. До 1931 года корону можно было наблюдать только во время полных солнечных затмений в виде серебристо-жемчужного сияния вокруг закрытого Луной диска Солнца. В короне хорошо выделяются детали её структуры: шлемы, опахала, корональные лучи и полярные щёточки. После изобретения коронографа солнечную корону стали наблюдать и вне затмений. Общая форма короны меняется с фазой цикла солнечной активности: в годы минимума корона сильно вытянута вдоль экватора, в годы максимума она почти сферична. В белом свете поверхностная яркость солнечной короны в миллион раз меньше яркости центра диска Солнца. Ее свечение образуется в основном в результате рассеяния фотосферного излучения свободными электронами. Практически все атомы в короне ионизированы. Концентрация ионов и свободных электронов у основания короны составляет 1059 частиц в 1 см. Нагрев короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы. Наибольшее выделение энергии происходит в нижней части короны, но благодаря высокой теплопроводности корона почти изотермична – температура понижается наружу очень медленно. Отток энергии в короне происходит несколькими путями.
В нижней части короны основную роль играет перенос энергии вниз благодаря теплопроводности. К потере энергии приводит уход из короны наиболее быстрых частиц. Во внешних частях короны большую часть энергии уносит солнечный ветер – поток коронального газа, скорость которого растёт с удалением от Солнца от нескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек на расстоянии Земли. Температура в короне превышает 1056 К. В активных слоях короны температура выше – до 1057 К. Над активными областями могут образовываться так называемые корональные конденсации, в которых концентрация частиц возрастает в десятки раз. Часть излучения внутри короны – это линии излучения многократно ионизированных атомов железа, кальция, магния, углерода, кислорода, серы и других химических элементов. Они наблюдаются и в видимой части спектра и в ультрафиолетовой области. В солнечной короне генерируется радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне и рентгеновское излучение, усиливающееся во много раз в активных областях. Как показали расчёты, солнечная корона не находится в равновесии с межпланетной средой.
Из короны в межпланетное пространство распространяются потоки частиц, образующие солнечный ветер. Между хромосферой и короной имеется сравнительно тонкий переходной слой, в котором происходит резкий рост температуры до значений, характерных для короны. Условия в нём определяются потоком энергии из короны в результате теплопроводности. Переходный слой является источником большей части ультрафиалетового излучения Солнца.
Хромосфера, переходной слой и корона дают всё наблюдаемое радиоизлучение Солнца. В активных областях структура хромосферы, короны и переходного слоя меняется. Это изменение, однако, ещё недостаточно изучено.
продолжение
--PAGE_BREAK--В активных областях хромосферы наблюдаются внезапные и сравнительно кратковременные увеличения яркости, видимые сразу во многих спектральных линиях. Эти яркие образования существуют от нескольких минут до нескольких часов. Они называются солнечными вспышками (прежнее название – хромосферные вспышки). Вспышки лучше всего видны в свете водородной линии, но наиболее яркие видны иногда и в белом свете. В спектре солнечной вспышки насчитывается несколько сотен эмиссионных линий различных элементов, нейтральных и ионизированных. Температура тех слоёв солнечной атмосферы, которые дают свечение в хромосферных линиях (1–2) х1054 К, в более высоких слоях – до 1057 К. Плотность частиц во вспышке достигает 10513 -10514 в одном кубическом сантиметре. Площадь солнечных вспышек может достигать 10515 м. Обычно солнечные вспышки происходят вблизи быстро развивающихся групп солнечных пятен с магнитным полем сложной конфигурации. Они сопровождаются активизацией волокон и флоккулов, а также выбросами вещества. При вспышке выделяется большоеколичество энергии (до 10521 – 10525 джоулей).
Предполагается, что энергия солнечной вспышки первоначально запасается в магнитном поле, а затем быстро высвобождается, что приводит к локальному нагреву и ускорению протонов и электронов, вызывающих дальнейший разогрев газа, его свечение в различных участках спектра электромагнитного излучения, образование ударной волны. Солнечные вспышки дают значительное увеличение ультрафиалетового излучения Солнца, сопровождаются всплесками рентгеновского излучения (иногда весьма мощными), всплесками радиоизлучения, выбросом карпускул высоких энергий вплоть до 10510 эв. Иногда наблюдаются всплески рентгеновского излучения и без усиления свечения в хромосфере.
Некоторые вспышки (они называются протонными) сопровождаются особенно сильными потоками энергичных частиц – космическими лучами солнечного происхождения.
Протонные вспышки создают опасность для находящихся в полёте космонавтов, сталкиваясь с атомами оболочки корабля так как энергичные частицы, порождают рентгеновское и гамма-излучение, причём иногда в опасных дозах.
Уровень солнечной активности (число активных областей и солнечных пятен, количество и мощность солнечных вспышек и т.д.) изменяется с периодом около 11 лет. Существуют также слабые колебания величины максимумов 11-летнего цикла с периодом около 90 лет. На Земле 11-летний цикл прослеживается на целом ряде явлений органической и неорганической природы (возмущения магнитного поля, полярные сияния, возмущения ионосферы, изменение скорости роста деревьев с периодом около 11 лет, установленным по чередованиям толщины годовых колец, и т.д.). На земные процессы оказывают также воздействие отдельные активные области на Солнце и происходящие в них кратковременные, но иногда очень мощные вспышки. Время существования отдельной магнитной области на Солнце может достигать одного года. Вызываемые этой областью возмущения в магнитосфере и верхней атмосфере Земли повторяются через 27 суток (с наблюдаемым с Земли периодом вращения Солнца). Наиболее мощные проявления солнечной активности – солнечные (хромосферные) вспышки происходят нерегулярно (чаще вблизи периодов максимальной активности), длительность их составляет 5–40 минут, редко несколько часов. Энергия хромосферной вспышки может достигать 10525 джоулей, из выделяющейся при вспышке энергии лишь 1–10% приходится на электромагнитное излучение в оптическом диапазоне. По сравнению с полным излучением Солнца в оптическом диапазоне энергия вспышки не велика, но коротковолновое излучение вспышки и генерируемые при вспышек электроны, а иногда солнечные космические лучи могут дать заметный вклад в рентгеновское и карпускулярное излучение Солнца. В периоды повышения солнечной активности его рентгеновское излучение увеличивается в диапазоне 30 -10 нм в два раза, в диапазоне 10 -1 нм в 3–5 раз, в диапазоне 1–0,2 нм более чем в сто раз. По мере уменьшения длины волны излучения вклад активных областей в полное излучение Солнца увеличивается, и в последнем из указанных диапазонов практически всё излучение обусловлено активными областями. Жёсткое рентгеновское излучение с длиной волны меньше 0,2 нм появляется в спектре Солнца всего лишь на короткое время после вспышек. В ультрафиолетовом диапазоне (длина волны 180–350 нм) излучение Солнца за 11-летний цикл меняется всего на 1–10%, а в диапазоне 290–2400 нм остаётся практически постоянным и составляет 3,6 10526 ватт.
Постоянство энергии, получаемой Землёй от Солнца, обеспечивает стационарность теплового баланса Земли. Солнечная активность существенно не сказывается не энергетике Земли как планеты, но отдельные компоненты излучения хромосферных вспышек могут оказывать значительное влияние на многие физические, биофизические и биохимические процессы на Земле.
Активные области являются мощным источником корпускулярного излучения. Частицы с энергиями около 1 кэв (в основном протоны), распространяющиеся вдоль силовых линий межпланетного магнитного поля из активных областей усиливают солнечный ветер. Эти усиления (порывы) солнечного ветра повторяются через 27 дней и называются рекуррентными. Аналогичные потоки, но ещё большей энергии и плотности, возникают при вспышках. Они вызывают так называемые спорадические возмущения солнечного ветра и достигают Земли за интервалы времени от 8 часов до двух суток. Протоны высокой энергии (от 100 Мэв до 1 Гэв) от очень сильных «протонных» вспышек и электроны с энергией 10–500 кэв, входящие в состав солнечных космических лучей, приходят к Земле через десятки минут после вспышек; несколько позже приходят те из них, которые попали в «ловушки» межпланетного магнитного поля и двигались вместе с солнечным ветром. Коротковолновое излучение и солнечные космические лучи (в высоких широтах) ионизируют земную атмосферу, что приводит к колебаниям её прозрачности в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах, а также к изменениям условий распространения коротких радиоволн (в ряде случаев наблюдаются нарушения коротковолновой радиосвязи).
Усиление солнечного ветра, вызванное вспышкой, приводит к сжатию магнитосферы Земли с солнечной стороны, усилению токов на её внешней границе, частичному проникновению частиц солнечного ветра в глубь магнитосферы, пополнению частицами высоких энергий радиационных поясов Земли и т.д. Эти процессы сопровождаются колебаниями напряжённости геомагнитного поля (магнитной бурей), полярными сияниями и другими геофизическими явлениями, отражающими общее возмущение магнитного поля Земли. Воздействие активных процессов на Солнце (солнечных бурь) на геофизические явления осуществляется как коротковолновой радиацией, так и через посредство магнитного поля Земли. По-видимому, эти факторы являются главными и для физико-химических и
биологических процессов. Проследить всю цепь связей, приводящих к 11-летней периодичности многих процессов на Земле пока не удаётся, но накопленный обширный фактический материал не оставляет сомнений в существовании таких связей. Так, была установлена корреляция между 11-летним циклом солнечной активности и землетрясениями, урожаями сельхозкультур, числом сердечнососудистых заболеваний и т.д. Эти данные указывают на постоянное действие солнечно-земных связей.
Наблюдения Солнца ведутся с помощью рефракторов небольшого или среднего размера и больших зеркальных телескопов, у которых большая часть оптики неподвижна, а солнечные лучи направляются внутрь горизонтальной или башенной установки телескопа при помощи одного или двух движущихся зеркал. Создан специальный тип солнечного телескопа – внезатменный коронограф. Внутри коронографа осуществляется затемнение Солнца специальным непрозрачным экраном. В коронографе во много раз уменьшается количество рассеянного света, поэтому можно наблюдать вне затмения самые внешние слои атмосферы Солнца. Солнечные телескопы часто снабжаются узкополосными светофильтрами, позволяющими вести наблюдения в свете одной спектральной линии. Созданы также нейтральные светофильтры с переменной прозрачностью по радиусу, позволяющие наблюдать солнечную корону на расстоянии нескольких радиусов Солнца. Обычно крупные солнечные телескопы снабжаются мощными спектрографами с фотографической или фотоэлектрической фиксацией спектров. Спектрограф может иметь также магнитограф – прибор для исследования зеемановского расщепления и поляризации спектральных линий и определения величины и направления магнитного поля на Солнце. Необходимость устранить замывающее действие земной атмосферы, а также исследования излучения Солнца в ультрафиолетовой, инфракрасной и некоторых других областях спектра, которые поглощаются в атмосфере Земли, привели к созданию орбитальных обсерваторий за пределами атмосферы, позволяющих получать спектры Солнца и отдельных образований на его поверхности вне земной атмосферы.

Путь Солнца среди звезд
Каждый день, поднимаясь из-за горизонта в восточной стороне неба, Солнце проходит по небу и вновь скрывается на западе. Для жителей Северного полушария это движение происходит слева направо, для южан справа налево. В полдень Солнце достигает наибольшей высоты, или, как говорят астрономы, кульминирует. Полдень – это верхняя кульминация, а бывает еще и нижняя – в полночь. В наших средних широтах нижняя кульминация Солнца не видна, так как она происходит под горизонтом. А вот за Полярным кругом, где Солнце летом иногда не заходит, можно наблюдать и верхнюю, и нижнюю кульминации.
На географическом полюсе суточный путь Солнца практически параллелен горизонту. Появившись в день весеннего равноденствия, Солнце четверть года поднимается все выше и выше, описывая круги над горизонтом. В день летнего солнцестояния оно достигает максимальной высоты (23,5˚). Следующие четверть года, до осеннего равноденствия, Солнце спускается. Это полярный день. Затем на полгода наступает полярная ночь. В средних широтах на протяжении года видимый суточный путь Солнца то сокращается, то увеличивается. Наименьшим он оказывается в день зимнего солнцестояния, наибольшим – в день летнего солнцестояния. В дни равноденствий
Солнце находится на небесном экваторе. В это же время оно восходит в точке востока и заходит в точке запада.
В период от весеннего равноденствия до летнего солнцестояния место восхода Солнца немного смещается от точки восхода влево, к северу. А место захода удаляется от точки запада вправо, хотя тоже к северу. В день летнего солнцестояния Солнце появляется на северо-востоке, а в полдень оно кульминирует на максимальной за год высоте. Заходит Солнце на северо-западе.
Затем места восхода и захода смещаются обратно к югу. В день зимнего солнцестояния Солнце восходит на юго-востоке, пересекает небесный меридиан на минимальной высоте и заходит на юго-западе. Следует учитывать, что вследствие рефракции (то есть преломления световых лучей в земной атмосфере) видимая высота светила всегда больше истинной.
Поэтому восход Солнца происходит раньше, а заход – позже, чем это было бы при отсутствии атмосферы.
Итак, суточный путь Солнца представляет собой малый круг небесной сферы, параллельный небесному экватору. В то же время в течении года Солнце перемещается относительно небесного экватора то к северу, то к югу. Дневная и ночная части его пути неодинаковы. Они равны только в дни равноденствий, когда Солнце находится на небесном экваторе.
Выражение «путь Солнца среди звезд» кому-то покажется странным. Ведь днем звезд не видно. Поэтому нелегко заметить, что Солнце медленно, примерно на 1˚ за сутки, перемещается среди звезд справа налево. Зато можно проследить, как в течение года меняется вид звездного неба. Все это – следствие обращения Земли вокруг Солнца.
Путь видимого годичного перемещения Солнца на фоне звезд именуется эклиптикой (от греческого «эклипсис» – «затмение»), а период оборота по эклиптике – звездным годом. Он равен 265 суткам 6 часам 9 минутам 10 секундам, или 365, 2564 средних солнечных суток.
Эклиптика и небесный экватор пересекаются под углом 23˚26" в точках весеннего и осеннего равноденствия. В первой из этих точек Солнце обычно бывает 21 марта, когда оно переходит из южного полушария неба в северное. Во второй – 23 сентября, при переходе их северного полушария в южное. В наиболее удаленной к северу точке эклиптике Солнце бывает 22 июня (летнее солнцестояние), а к югу – 22 декабря (зимнее солнцестояние). В високосный год эти даты сдвинуты на один день.
Из четырех точек эклиптики главной является точка весеннего равноденствия. Именно от нее отсчитывается одна из небесных координат – прямое восхождение. Она же служит для отсчета звездного времени и тропического года – промежутка времени между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия. Тропический год определяет смену времен года на нашей планете.
Так как точка весеннего равноденствия медленно перемещается среди звезд вследствие прецессии земной оси, продолжительность тропического года меньше продолжительности звездного. Она составляет 365,2422 средних солнечных суток. Около 2 тысяч лет назад, когда Гиппарх составил свой звездный каталог (первый дошедший до нас целиком), точка весеннего равноденствия находилась в созвездии Овна. К нашему времени она переместилась почти на 30˚, в созвездие Рыб, а точка осеннего равноденствия – из созвездия Весов в созвездие Девы. Но по традиции точки равноденствий обозначаются прежними знаками прежних «равноденственных» созвездий – Овна и Весов. То же случилось и с точками солнцестояния: летнее в созвездии Тельца отмечается знаком Рака, а зимнее в созвездие Стрельца – знаком Козерога.
И наконец, последнее, что связано с видимым годичным движением Солнца. Половину эклиптики от весеннего равноденствия до осеннего (с 21 марта по 23 сентября) Солнце проходит за 186 суток. Вторую половину, от осеннего равноденствия да весеннего, – за 179 суток (180 в високосный год). Но ведь половинки эклиптики равны: каждая по 180˚. Следовательно, Солнце движется по эклиптике неравномерно. Эта неравномерность объясняется изменением скорости движения Земли по эллиптической орбите вокруг Солнца. Неравномерность движения Солнца по эклиптике приводит к разной длительности времен года. Для жителей северного полушария, например, весна и лето на шесть суток продолжительнее осени и зимы. Земля 2–4 июня расположена от Солнца на 5 миллионов километров дольше, чем 2–3 января, и движется по своей орбите медленнее в соответствии со вторым законом Кеплера. Летом Земля получает от
Солнца меньше тепла, но зато лето в Северном полушарии продолжительнее зимы. Поэтому в Северном полушарии Земли теплее, чем в Южном.
Солнечные затмения
В момент лунного новолуния может произойти солнечное затмение – ведь именно в новолуние Луна проходит между Солнцем и Землей. Астрономы заранее знают, когда и где будет наблюдаться солнечное затмение, и сообщают об этом в астрономических календарях.
Земле достался один-единственный спутник, но зато какой! Луна в 400 раз меньше Солнца и как раз в 400 раз ближе его к Земле, поэтому на небе Солнце и Луна кажутся дисками одинаковых размеров. Так что при полном солнечном затмении Луна целиком заслоняет яркую поверхность Солнца, оставляя при этом открытой всю солнечную атмосферу.
Точно в назначенный час и минуту сквозь темное стекло видно, как на яркий диск Солнца наползает с правого края что-то черное, как появляется на нем черная лунка. Она постепенно разрастается, пока наконец солнечный круг не примет вид узкого серпа. При этом быстро ослабевает дневной свет. Вот Солнце полностью прячется за темной заслонкой, гаснет последний дневной луч, и тьма, кажущаяся тем глубже, чем она внезапнее, расстилается вокруг, повергая человека и всю природу в безмолвное удивление.
О затмении Солнца 8 июля 1842 года в городе Павии (Италия) рассказывает английский астроном Фрэнсис Бейли: «Когда наступило полное затмение и солнечный свет мгновенно потух, вокруг темного тела Луны внезапно возникло какое-то яркое сияние, похожее на корону ил на ореол вокруг головы святого.
Ни в каких отчетах о прошлых затмения не было написано о чем-то подобном, и я вовсе не ожидал увидеть великолепие, находившееся теперь у меня перед глазами. Ширина короны, считая от окружности диска Луна, была равна примерно половине лунного диаметра. Она казалась составленной из ярких лучей. Ее свет был плотнее около самого края Луны, а по мере удаления лучи короны становились все слабее, тоньше. Ослабление света шло совершенно плавно вместе с увеличение расстояния. Корона представлялась в виде пучков прямых слабых лучей; их внешние концы расходились веером; лучи были неравной длины. Корона была не красноватая, не жемчужная, она была совершенно белого цвета. Ее лучи переливались или мерцали, как газовое пламя. Как не блестяще было это явление, какие бы восторги оно не вызывало у зрителей, но все же в этом странном, дивном зрелище было точно что-то зловещее, и я вполне понимаю, насколько могли быть потрясены и испуганы люди во времена, когда эти явления происходили совершенно неожиданно.
продолжение
--PAGE_BREAK--

Спектральный анализ

© Знания-сила

Понятие о спектральном анализе

Сегодня спектральный анализ является одним из основных средств изучения астрономических объектов в астрофизике. С его помощью получены сведения о природе светил, их движении, развитии и химическом составе.

Спектральный анализ основан на свойстве света разлагаться на составляющие его цветовые лучи, т.е. в спектр. По зрительному ощущению мы различаем в спектре семь основных цветов: красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий, фиолетовый, но в действительности наблюдается переход от одного цвета к другому через промежуточные оттенки. Почему цвета в спектре располагаются в строго определенном порядке, установлено исследованием природы света. Было выяснено, что свет представляет собой распространяющуюся в пространстве смесь электромагнитных колебаний, каждое из которых имеет свой период и соответствующую ему длину волны. Длины волн в спектре принято измерять в специальных единицах - ангстремах (Å), составляющих одну стомиллионную часть сантиметра. В видимом спектре длины волн уменьшаются от красных (около 7000 Å ) до фиолетовых (около 4000 Å ). Длины волн остальных цветов заключены между ними. К видимым лучам примыкают невидимые: короче 4000 Å - ультрафиолетовые и длиннее 7000 Å - инфракрасные.

Разлагают свет в спектр спектральные приборы, важнейшая деталь которых - стеклянная призма или дифракционная решетка. Свет в призме преломляется, причем лучи с большей длиной волн отклоняются от первоначального направления меньше, чем лучи с короткой длиной волны. Разделившиеся лучи попадают в зрительную трубу или фотокамеру.

Спектральные исследования небесных тел основаны на законах излучения. При разогревании тел повышается их температура. У твердых тел она представляет собой меру колебательной энергии их атомов, а у жидких и газообразных - меру кинетической энергии свободных атомов и молекул. У нагретых твердых и жидких тел излучение имеет плавный, непрерывный по длинам волн спектр. Яркость того или иного участка спектра характеризует количество излучаемой телом энергии на этой длине волны.

Например, у тел, нагретых до 1000 К , наиболее ярким будет красный участок спектра, а по мере дальнейшего повышения температуры ярче его становятся последовательно другие участки спектра. У тел, нагретых выше 7000 К , излучение всего ярче в ультрафиолетовых лучах. Глаз не различает эти лучи, зато их чувствуют фотоэлементы и фотоэмульсии. Например, обычные фотопластинки воспринимают излучения с длинами волн от 2000 Å . Но имеются специальные сорта фотопластинок и так называемые фотосопротивления, которые воспринимают инфракрасные излучения, а еще более длинноволновые излучения измеряются термоэлементами и радиоприемными аппаратами.

Спектральные классы

Сплошные спектры излучают только твердые и жидкие накалё́нные тела. У газообразных тел спектры совсем иного характера. Дело в том, что нагретый газ излучает свет в узких участках спектра, имеющих вид ярких линий, называемых спектральными. Это очень важное свойство спектров газов, позволившее разносторонне исследовать газообразные небесные тела - звёзды, туманности и атмосферы планет. Почему газы излучают спектральные линии, объяснила квантовая теория излучения. Атомы поглощают и отдают (излучают) энергию строго определенными порциями - квантами. Чем больше порция, тем в более возбуждённом состоянии оказывается атом, поглотивший энергию. Напомним, что сам атом, как известно из физики, представляет собой систему, состоящую из ядра и облака электронов. Процесс поглощения порции энергии состоит в том, что её получает один самый удаленный от ядра электрон. Чем больше квант энергии, тем независимее ведёт себя этот электрон по отношению к атому. Тот и другой находятся, как говорят, в возбужденном состоянии. Если квант, захваченный электроном, достаточно велик, то электрон может совсем оторваться от атома: происходит ионизация. Атом, потеряв электрон, становится положительно заря́женным ионом (один раз ионизо́ванным), а электрон - свободным. В остальны́х случаях энергии кванта на ионизацию атома не хватает и через считанные доли секунды атом (его электрон) отдаёт порцию энергии в виде излучения. Энергия может отдаваться одной большой порцией или несколькими малыми, которым соответствуют определенные длины волн, т.е. спектральные линии. Эти линии мы и исследуем в спектрах газообразных тел.

Итак, наблюдаемые спектры делятся на три класса:

Три класса спектров:

Обычный (1, без линий), непрерывный спектр.
Такой спектр дают твердые тела, жидкости или плотный непрозрачный газ в нагретом состоянии. Длина волны́, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры.

Эмиссионный (2, с блестящими линиями на темном фоне)
линейчатый спектр излучения. Нагретый разреже́нный газ испускает яркие эмиссионные линии.

И абсорбционный (3, с черными линиями).
линейчатый спектр поглощения. На фоне непрерывного спектра заметны темные линии поглощения. Линии поглощения образуются, когда излучение от более горячего тела, имеющего непрерывный спектр, проходит через холодную разреженную среду.

Распределение энергии излучения по непрерывному спектру и его зависимость от температуры излучающего тела устанавливаются законом Планка . График выражаемой им зависимости для нескольких температур и график распределения энергии в спектре Солнца приведены на рисунке . С законом Планка тесно связан закон Стефана , определяющий соотношение между температурой источника и полным количеством энергии, проходящим через квадратный сантиметр его излучающей поверхности (эта величина носит название полного потока излучения). Полный поток излучения согласно закону Стефана пропорционален четвертой степени температуры излучающего тела.

Но действительные закономерности излучения небесных светил более сложны, чем закон Планка. Во внутренних слоях звёзд этот закон соблюдается неуклонно, но излучение оттуда к нам прямо не приходит, а поглощается атомами наружных слоев звезды. Величина же этого поглощения в сильной степени зависит от химического состава и температуры излучающих слоев звезды.

И хотя распределение по спектру выходящей из звезды энергии отличается от закона Планка, мы можем по нему найти значение полного потока излучения и с помощью закона Стефана вычислить соответствующую этому потоку температуру. Эта температура носит название эффективной температуры и характеризует нагрев излучающей звездной поверхности.

Ещё один важный закон связывает излучение и поглощение света газами. Если газ поместить перед более горячим источником с непрерывным спектром излучения, то на фоне яркого сплошного спектра появятся темные спектральные линии поглощения нашего газа - те же самые, что ранее были видны в спектре газа как яркие спектральные линии (закон Кирхгофа ). Поэтому обнаружение тех или иных линий поглощения в спектре звезды указывает на присутствие в ней химических элементов, которым они принадлежат. Правда, отсутствие спектральных линий того или иного элемента еще не означает, что его нет в звездной оболочке. Просто в звезде могут быть такие условия, что линии элемента весьма слабы и поэтому незаметны.

С помощью закона Кирхгофа астрономы анализируют строение звездных оболочек и их химический состав.

Интенсивность спектральных линий поглощения зависит не только от числа атомов данного элемента, но и от температуры и плотности слоев звездной атмосферы, где они образуются. По интенсивности линий можно установить температуру, плотность и другие характеристики звездных атмосфер.

Эффект Доплера

Очень важную роль в спектральном анализе играет эффект Доплера . Он заключается в том, что если источник излучения движется к нам, то длины волн спектральных линий в его спектре уменьшаются, а если удаляется, то увеличиваются. Смещение спектральных линий, таким образом, характеризует скорость движения источника по направлению луча зрения. Эту скорость называют лучевой скоростью светила v .

Выраженная в километрах в секунду, она пропорциональна смещению длины волны́ наблюдаемой линии λ по сравнению с её длиной волны́ λ о при неподвижном источнике: v=с(λ-λ о)/λ о , где с - скорость света.

Смещение линий в спектре звезды относительно спектра сравнения в красную сторону говорит о том, что звезда удаляется от нас, смещение в фиолетовую сторону спектра – что звезда приближается к нам. Вследствие обращения Земли вокруг Солнца со скоростью V = 30 км/с , линии в спектрах звёзд, удаляющихся от Земли, смещены в красную сторону на Δλ/λ о = V/c = 10 –4 . Для линии λ о = 500 нм смещение составит 0,05 нм (0,5 Å ) . Для звёзд, приближающихся к Земле, линии будут смещены на такую же величину в фиолетовую сторону.

Эффект Доплера дает возможность оценить также и скорость вращения звезд. Например, вследствие вращения Солнца западный край Солнца удаляется от нас, а восточный край – приближается к нам. Поэтому наибольшая линейная скорость вращения Солнца, которая наблюдается на экваторе, равная 2 км/с , дает до́плеровское смещение линии l = 500 нм (5000 Å) в Δl = 0,035Å . При этом на полюса́х Солнца до́плеровское смещение линий уменьшается до нуля.

Даже когда излучающий газ не имеет относительного движения, спектральные линии, излучаемые отдельными атомами, будут смещаться относительно лабораторного значения из-за беспорядочного теплового движения. Для общей массы газа это будет выражаться в ушире́нии спектральных линий. При этом квадрат до́плеровской ширины спектральной линии пропорционален температуре: T ~ (Δl) 2 . Поэтому особенно сильно линии уширя́ются в спектрах горячих звезд. Таким образом, по ширине спектральной линии можно судить о температуре излучающего газа. Линии могут уширя́ться не только за счет эффекта Доплера. Не менее важной причиной является столкновение атомов.

Используя эффект Доплера, астрономы измерили тысячи лучевых скоростей звёзд, газовых туманностей и их деталей, внегалактических объектов, выяснили закономерности движений звезд и вращения звездных систем, нашли массы звездных скоплений и галактик. Кроме того, исследование лучевых скоростей далеких галактик играет важную роль в изучении общих закономерностей Вселенной в целом.

Эффект Зеемана

В 1896 году́ нидерландским физиком Зееманом был открыт эффект расщепления линий спектра в сильном магнитном поле. С помощью этого эффекта стало возможно «измерять» космические магнитные поля. Похожий эффект (он называется эффектом Штарка ) наблюдается в электрическом поле. Он проявляется, когда в звезде кратковременно возникает сильное электрическое поле.

Уважаемые посетители!

Истинное значение открытий Фраунгофера не было оценено еще несколько десятилетий. Наконец примерно в 1860 году Роберт Вильгельм Бунзен (18111899) и Густав Роберт Кирхгоф продемонстрировали важность спектральных линий в химическом анализе. Кирхгоф учился в Кенигсберге и в весьма юном возрасте, в 26 лет, получил должность профессора в университете г. Бреслау (ныне — Вроцлав). Там он познакомился с Бунзеном, и они стали друзьями. Когда Бунзен переехал в Гейдельберг, он смог найти там место и для Кирхгофа. В 1871 году Кирхгоф стал профессором теоретической физики в Берлине. Говорят, что Кирхгоф на своих лекциях скорее усыплял студентов, а не придавал им энтузиазма, но среди его студентов были и Генрих Герц, и Макс Планк, ставшие великими физиками.

Долгое время Кирхгоф в сотрудничестве с Бунзеном проводил свои успешные исследования. Бунзен начал анализ химического состава образцов по цвету, который они придавали бесцветному огню его знаменитой горелки. Кирхгоф решил, что будет лучше использовать спектроскоп для более точного измерения длины волны (цвета). Когда это удалось осуществить, все линии Фраунгофера были отождествлены.
Оказалось, что характерный цвет пламени обусловлен яркими спектральными линиями разной длины волны у разных элементов. Каждый элемент имеет собственный характерный признак в виде спектральных линий, которые появляются, когда образец нагревается до такой температуры, чтобы он превратился в горячий газ. По спектральным линиям можно определить химический состав иссле-дуемого образца. В письме, датированном 1859 годом, Бунзен писал: «Сейчас вместе с Кирхгофом мы проводим исследования, которые не дают нам уснуть. Кирхгоф сделал совершенно неожиданное открытие. Он нашел причину возникновения темных линий в спектре Солнца, и он способен воспроизвести эти линии… в непрерывном спектре пламени на тех же местах, что и линии Фраунгофера, Это открывает путь к определению химического состава Солнца и неподвижных звезд..,».
На самом деле еще в 1849 ГОДУ Жан Фуко (18191868) в Париже обнаружил совпадение между лабораторными спектральными линиями и линиями в спектре Солнца. Но по какимто причинам его открытие оказалось забыто. Ничего не зная о работе Фуко, Бунзен и Кирхгоф повторили и усовершенствовали его опыты.

Кирхгоф обобщил свои результаты в виде так называемых законов Кирхгофа.

• I закон Кирхгофа: Горячий плотный газ и твердые тела излучают непрерывный спектр. Спектр называют непрерывным, если в нем представлены все цвета радуги и поэтому в нем нет темных линий.
• II закон Кирхгофа: Разреженные (имеющие низкую плот

ность) газы излучают спектр состоящий из ярких линий. Яркие ли
нии с определенными длинами волн называют также эмиссионны
ми линиями.
Как уже говорилось, спектр с эмиссионными линиями возникает от горячего, разреженного газа в пламени бунзеновской горелки, наблюдаемом на темном фоне. Однако если за горелкой поставить источник света и пустить интенсивный луч света сквозь газ этого пламени, то можно предположить, что свет горелки и свет, идущий от источника за горелкой, будут складываться. Если же свет, приходящий изза горелки, имеет непрерывный спектр, то можно ожидать, что яркие линии пламени горелки будут налагаться на непрерывный спектр. Но Кирхгоф этого не увидел. Наоборот, он видел непрерывный спектр с темными линиями на тех местах, где должны были быть эмиссионные линии. И это он зафиксировал в своем третьем законе.

• III закон Кирхгофа: Когда непрерывный спектр проходит через разреженный газ, в спектре возникают темные линии.

Темные линии называются абсорбционными линиями, или линиями поглощения. В спектре Солнца непрерывное излучение исходит из нижних, относительно горячих (около 5500 °С) и плотных слоев солнечной поверхности. На пути вверх свет проходит через более холодные и разреженные слои солнечной атмосферы, которая и дает темные линии Фраунгофера.
Спектральный анализ позволил исследовать химический состав Солнца и даже звезд. Например, две соседние темные спектральные линии «Э» в солнечном спектре видны как яркие линии в спектре горячего натриевого газа. Из этого Кирхгоф и Бунзен сделали вывод, что на Солнце много газообразного натрия. Кроме того, они нашли в спектре Солнца признаки железа, магния, кальция, хрома, меди, цинка, бария и никеля. К концу столетия были открыты водород, углерод, кремний и неизвестный элемент, который назвали гелием в честь греческого имени Солнца. В1895 году гелий был обнаружен и на Земле. Самый простой спектр из всех элементов оказался у водорода. Его спектральные линии образуют такой простой и стройный ряд, что преподаватель Базельского университета (Швейцария) Иоганн Якоб Бальмер (18251898) придумал простую формулу для определения их длин волн. Эту серию спектральных линий водорода называют бальмеровскими линиями.
Но невозможно определить степень обилия элементов на Солнце только лишь на основе интенсивности спектральных линий каждого элемента. С помощью сложных вычислений, учитывающих температуру, было выяснено, что наиболее обильным элементом на Солнце является водород (хотя его спектральные линии не очень интенсивны), а второе место занимает гелий. На долю всех прочих элементов приходится менее 2% (табл., там указано также обилие наиболее распространенных элементов на Земле и в человеческом теле).

Современный химический анализ показывает, что остальные звезды не сильно отличаются от Солнца. А именно, водород — самый распространенный элемент; его доля составляет примерно 72% массы звезды. Доля гелия около 26%, а на долю остальных элементов остается не более 2%. Однако содержание именно этих тяжелых элементов на поверхности звезд сильно различается от одной звезды к другой.