јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > ¬изначенн¤ ф≥зичних властивостей ≥ швидкост≥ руху небесних т≥л за њхн≥ми спектрами

¬изначенн¤ ф≥зичних властивостей ≥ швидкост≥ руху небесних т≥л за њхн≥ми спектрами

1. ќбсерватор≥њ. јстроном≥чн≥ досл≥дженн¤ провод¤ть у нау≠кових ≥нститутах, ун≥верситетах ≥ обсерватор≥¤х. ѕулковська обсерватор≥¤ п≥д Ћен≥нградом (мал. 36) ≥снуЇ з 1839 р. ≥ просла≠вилас¤ складанн¤м найточн≥ших зор¤них каталог≥в, њњ в минулому стол≥тт≥ називали астроном≥чною столицею св≥ту. ” процес≥ бурхли≠вого розвитку науки в наш≥й крањн≥ було побудовано багато ≥н≠ших обсерватор≥й, у тому числ≥ в союзних республ≥ках. ƒо найб≥ль≠ших сл≥д в≥днести —пец≥альну астроф≥зичну обсерватор≥ю на ѕ≥вн≥чному  авказ≥.  римську (поблизу —≥мферопол¤), Ѕюраканську (поблизу ™ревана), јбастуманську (поблизу Ѕоржом≥), √олос≥њвську (у  иЇв≥), Ўемах≥нську (поблизу Ѕаку) обсерватор≥њ. « ≥нститут≥в найб≥льшими Ї јстроном≥чний ≥нститут ≥мен≥ ѕ.  . Ўтернберга при ћƒ” та ≤нститут теоретичноњ астроном≥њ јкадем≥њ наук –ос≥йськоњ ‘едерац≥њ у —анкт-ѕетербурз≥.

ќбсерватор≥њ звичайно спец≥ал≥зуютьс¤ на проведенн≥ певних вид≥в астроном≥чних досл≥джень. “ому вони оснащен≥ р≥зними ти≠пами телескоп≥в та ≥нших прилад≥в, призначених, наприклад, дл¤ визначенн¤ точного положенн¤ з≥р на неб≥, вивченн¤ —онц¤ або розв'¤занн¤ ≥нших наукових завдань.

„асто дл¤ вивченн¤ небесних об'Їкт≥в њх фотографують за допомогою спец≥альних телескоп≥в. ѕоложенн¤ з≥р на одержаних негативах вим≥рюють в≥дпов≥дними приладами в лаборатор≥њ. Ќе≠гативи, що збер≥гаютьс¤ в обсерватор≥њ, утворюють Ђскл¤ну фото≠текуї. ƒосл≥джуючи астроном≥чн≥ фотограф≥њ, можна вим≥р¤ти пов≥льн≥ перем≥щенн¤ пор≥вн¤но близьких з≥р на фон≥ б≥льш в≥д≠далених, побачити на негатив≥ зображенн¤ дуже слабких об'Їкт≥в. ¬им≥р¤ти величину поток≥в випром≥нюванн¤ в≥д з≥р, планет та ≥н≠ших косм≥чних об'Їкт≥в. ƒл¤ високоточних вим≥рювань енерг≥њ –¬≤“Ћќ¬»’ поток≥в використовують фотоелектричн≥ фотометри. ” них св≥тло в≥д зор≥, з≥бране об'Їктивом телескопа, спр¤мовуЇть≠с¤ на св≥тлочутливий шар електронного вакуумного приладу Ч фотопомножувача, в ¤кому виникаЇ слабкий струм, що його п≥дсилюють та реЇструють спец≥альн≥ електронн≥ прилади. ѕро≠пускаючи св≥тло через спец≥ально д≥бран≥ кольоров≥ св≥тлоф≥льтри, рстрономи к≥льк≥сно ≥з великою точн≥стю оц≥нюють кол≥р об'Їкта.

ћал. √оловний будинок ѕулковськоњ обсерватор≥њ.

2. –ад≥отелескопи. ѕ≥сл¤ того ¤к було ви¤влено косм≥чне рад≥о≠випром≥нюванн¤, дл¤ його прийманн¤ створили рад≥отелескопи р≥зних систем. јнтени де¤ких рад≥отелескоп≥в схож≥ на звичайн≥ рефлектори. ¬они збирають рад≥охвил≥ у фокус≥ металевого вгну≠того дзеркала, ¤ке можна зробити іратчастим ≥ величез≠них розм≥р≥в Ч д≥аметром у дес¤тки метр≥в.

≤нш≥ рад≥отелескопи Ч це величезн≥ рухом≥ рами, на ¤ких паралельно один одному закр≥плен≥ металев≥ стержн≥ або сп≥рал≥. –ад≥охвил≥, що надход¤ть, збуджують у них електромагн≥тн≥ ко≠ливанн¤, ¤к≥ п≥сл¤ п≥дсиленн¤ потрапл¤ють на дуже чутливу при≠ймальну рад≥оапаратуру дл¤ реЇстрац≥њ рад≥овипром≥нюванн¤ об'Їкта. ™ рад≥отелескопи, що складаютьс¤ ≥з системи окремих антен, в≥ддалених одна в≥д одноњ (≥нод≥ на багато сотень к≥ломет≠р≥в), за допомогою ¤ких провод¤ть одночасн≥ спо≠стереженн¤ косм≥чного ра-д≥оджерела. “акий спос≥б даЇ змогу д≥знатис¤ про структуру рад≥оджерела й вим≥р¤ти його кутовий роз≠м≥р, нав≥ть коли в≥н у ба≠гато раз≥в менший за ку≠тову секунду.

Ќаш≥ у¤вленн¤ про не≠бесн≥ т≥ла та њхн≥ системи надзвичайно збагатилис¤ п≥сл¤ того, ¤к почали ви≠вчати њхнЇ рад≥овипром≥≠нюванн¤.

3. «астосуванн¤ спект≠рального анал≥зу. Ќай≠важлив≥шим джерелом ≥нформац≥њ про б≥льш≥сть небесних об'Їкт≥в Ї њхнЇ випром≥ню≠ванн¤.

ƒ≥стати найб≥льш ц≥нн≥ й р≥зноман≥тн≥ в≥домост≥ про т≥ла даЇ змогу спектральний анал≥з њхнього випром≥нюванн¤. «а допо≠могою цього методу можна встановити ¤к≥сний ≥ к≥льк≥сний х≥м≥ч≠ний склад св≥тила, його температуру, на¤вн≥сть магн≥тного пол¤, швидк≥сть руху за променем зору та багато ≥ншого.

—пектральний анал≥з, ¤к ви знаЇте, грунтуЇтьс¤ на ¤вищ≥ дис≠перс≥њ св≥тла.

якщо вузький пучок б≥лого св≥тла спр¤мувати на б≥чну грань тригранноњ призми, то, по-р≥зному заломлюючись у скл≥, промен≥, з ¤ких складаЇтьс¤ б≥ле св≥тло, дадуть на екран≥ райдужну смужку, що називаЇтьс¤ спектром. ” спектр≥ вс≥ кольори розм≥щен≥ завжди в певному пор¤дку.

як в≥домо, св≥тло поширюЇтьс¤ у вигл¤д≥ електромагн≥тних хвиль.

 ожному кольору в≥дпов≥даЇ певЂа довжина електромагн≥тноњ хвил≥. ƒовжина хвил≥ св≥тла зменшуЇтьс¤ в≥д червоних проме≠н≥в до ф≥олетових приблизно в≥д 0,7 до 0,4 мкм. «а ф≥олетовими промен¤ми у спектр≥ лежать ультраф≥олетов≥ промен≥, ¤к≥ 'невиди≠м≥ дл¤ ока, але д≥ють на фотопластинку. ўе меншу довжину хви≠л≥ мають рентген≥вськ≥ промен≥. «а червоними промен¤ми знахо≠дитьс¤ область ≥нфрачервоних промен≥в. ¬они невидим≥, але прий≠маютьс¤ приймачами ≥нфрачервоного випром≥нюванн¤, наприклад спец≥альними фотопластинками.

ƒл¤ одержанн¤ спектр≥в застосовують прилади, ¤к≥ назива≠ютьс¤ спектроскопом ≥ спектрографом (мал. 38). ” спектроскоп спектр розгл¤дають, а спектрографом його фотографують. ‘ото-, граф≥¤ спектра називаЇтьс¤ спектрограмою.

Ќин≥ в астроф≥зиц≥ використовують ≥ складн≥ш≥ прилади дл¤ спектрального анал≥зу р≥зних вид≥в випром≥нюванн¤.

≤снують так≥ види спектр≥в земних джерел ≥ небесних т≥л.

—уц≥льний, або неперервний, спектр у вигл¤д≥ райдужноњ смужки дають непрозор≥ розжарен≥ т≥ла (вуг≥лл¤, нитка електро≠лампи) ≥ досить прот¤жн≥ густ≥ маси газу.

Ћ≥н≥йчастий спектр випром≥нюванн¤ дають розр≥джен≥ гази й пара при сильному нагр≥ванн≥.  ожний газ випром≥нюЇ св≥тло строго визначених довжин хвиль ≥ даЇ характерний дл¤ даного х≥м≥чного елемента л≥н≥йчастий спектр. «начн≥ зм≥ни стану газу або умов його св≥т≥нн¤, наприклад нагр≥ванн¤ чи ≥он≥зац≥¤, спри≠чин¤ють певн≥ зм≥ни в спектр≥ цього газу.

—кладено таблиц≥, в ¤ких перел≥чуютьс¤ л≥н≥њ кожного газу й зазначаЇтьс¤ ¤скрав≥сть кожноњ л≥н≥њ. Ќаприклад, у спектр≥ пари натр≥ю особливо ¤скрав≥ дв≥ жовт≥ л≥н≥њ.

Ћ≥н≥йчастий спектр поглинанн¤ дають гази й пара, ¤кщо за ними м≥ститьс¤ ¤скраве джерело, то даЇ неперервний спектр. —пектр поглинанн¤ Ч це неперервний спектр, перер≥заний темни≠ми л≥н≥¤ми саме в тих м≥сц¤х, де мають бути ¤скрав≥ л≥н≥њ, власти≠в≥ даному газу (мал. 39). Ќаприклад, дв≥ темн≥ л≥н≥њ поглинанн¤ пари натр≥ю м≥ст¤тьс¤ в жовт≥й частин≥ спектра.

¬ивченн¤ спектр≥в даЇ змогу анал≥зувати х≥м≥чний склад га≠з≥в, що випром≥нюють або поглинають св≥тло.  ≥льк≥сть атом≥в або молекул, ¤к≥ випром≥нюють чи поглинають енерг≥ю, визначаЇ≠тьс¤ ≥нтенсивн≥стю л≥н≥й. „им пом≥тн≥ша л≥н≥¤ певного елемента у спектр≥ випром≥нюванн¤ або поглинанн¤, тим б≥льше таких ато≠м≥в (молекул) на шл¤ху промен¤ св≥тла.

—онце ≥ зор≥ оточен≥ газовими атмосферами. Ќеперервний спектр њхньоњ видимоњ поверхн≥ перетинаЇтьс¤ темними л≥н≥¤ми поглинанн¤, ¤к≥ виникають, коли пром≥нн¤ проходить через агмг-сферу з≥р. “ому спектри —онц¤ ≥ з≥р Ч це спектри поглинанн¤.

Ўвидкост≥ руху небесних св≥тил в≥дносно «емл≥ за промен¤ми зору (променев≥ швидкост≥) визначають за допомогою спектра

ћал. 40. —пектри: 1 Ч —онц¤. 2 Ч водню, 3 Ч гел≥ю, 4 Ч —≥р≥уса (б≥ла зор¤), 5 Ч а ќр≥она (червона зор¤).

мого анал≥зу на основ≥ ефекту ƒоплера: ¤кщо джерело св≥тла ≥ спостер≥гач зближаютьс¤, то довжини хвиль, що визна≠чають положенн¤ спектральних л≥н≥й, укорочуютьс¤, а при њх вза≠Їмному в≥ддаленн≥ довжини хвиль зб≥льшуютьс¤. ÷¤ залежн≥сть виражаЇтьс¤ формулою

де v Ч променева швидк≥сть в≥дносно руху з урахуванн¤м њњ зна≠ка (м≥нус при зближенн≥), l0 Ч довжина хвил≥ при нерухомому джерел≥, l, Ч довжина хвил≥ п≥д час руху джерела ≥ с Ч швидк≥сть св≥тла. ≤накше кажучи, ≥з зближенн¤м спостер≥гача ≥ джерела св≥тла л≥н≥њ спектра зм≥шуютьс¤ до його ф≥олетового к≥нц¤, а з в≥д≠даленн¤м -- до червоного.

ƒ≥ставши спектрограму св≥тила, над нею ≥ п≥д нею вдруковують спектри -ор≥вн¤нн¤ в≥д земного джерела випром≥нюванн¤ (мал. 41). —пектр пор≥вн¤нн¤ дл¤ нас нерухомий, ≥ в≥дносно нього можна визначати зм≥щенн¤ л≥н≥й спектра зор≥ на спектрограм≥. Ќа≠в≥ть швидкост≥ небесних т≥л (звичайно дес¤тки й сотн≥ к≥лометр≥в за секунду) зумовлюють наст≥льки мал≥ зм≥щенн¤ (сот≥ або дес¤т≥ частки м≥л≥метра), що "њх можна вим≥р¤ти на спектрограм≥ т≥льки п≥д м≥кроскопом. ўоб з'¤сувати, ¤к≥й зм≥н≥ довжини хвил≥ це в≥дпов≥даЇ, треба знати масштаб спектра Ч на ск≥льки зм≥нюЇть≠с¤ довжина хвил≥, ¤кщо ми просуваЇмос¤ вздовж спектра на 1 мм. ѕ≥дставивши у формулу значенн¤ величин l, l0 ≥ с = 300 000 км/с, визначають променеву швидк≥сть руху св≥тила v.

«а спектром можна знайти й температуру св≥тного об'Їкта.  оли т≥ло розжарене до червоного, у його суц≥льному спектр≥ най¤скрав≥ша червона частина. якщо його нагр≥вати дал≥, д≥л¤нка найб≥льшоњ ¤скравост≥ у спектр≥ зм≥шуЇтьс¤ в жовту, пот≥м у зе≠лену частину ≥ т. д. ÷е ¤вище описуЇтьс¤ законом зм≥щенн¤ ¬≥на, ¤кий показуЇ залежн≥сть положенн¤ максимуму у спектр≥ випро≠м≥нюванн¤ в≥д температури т≥ла. «наючи цю залежн≥сть, можна встановити температуру —онц¤ ≥ з≥р. “емпературу планет ≥ темпе≠ратуру з≥р визначають також за допомогою спец≥ально створе≠них приймач≥в ≥нфрачервоного випром≥нюванн¤.

1	2

Ќазва: ¬изначенн¤ ф≥зичних властивостей ≥ швидкост≥ руху небесних т≥л за њхн≥ми спектрами
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (2199 прочитано)