«Спектральный анализ физика» - Спектральный анализ Открытый урок. Оптотехники и светотехники нужны - сегодня, завтра, всегда! Стационарно – искровые оптико - эмиссонные спектрометры «МЕТАЛСКАН –2500». В спектрах таких звездах много линий металлов и молекул. Спектральный анализ в астрофизике. Цель урока. Главное поле деятельности Вуда - физическая оптика.
«Спектр излучения» - Лампы дневного света. Классификация источников света. В настоящее время составлены таблицы спектров всех атомов. Примером может служить бурно развивающаяся физическая химия. Спектральный анализ. Такие приборы называют спектральными аппаратами. 4, 6 - гелий. 7 - солнечный. На месте линий поглощения в солнечном спектре вспыхивают линии излучения.
«Спектр» - Спектры испускания. Каждый атом излучает набор электромагнитных волн определенных частот. Три вида: сплошной, линейчатый, полосатый. Открытие гелия. Поэтому каждый химический элемент имеет свой спектр. Полосатый. Усовершенствовал изготовление линз, дифракционных решеток. Спектры. Постулаты Бора. ФРАУНГОФЕР (Fraunhofer) Йозеф (1787–1826), немецкий физик.
«Спектры и спектральный анализ» - Спектры. Спектр излучения. Спектральный анализ. Линии поглощения. Спектроскоп. Уголовное дело. Дисперсия. Газы светятся. Метод спектрального анализа. Длина волны. Иозеф Фраунгофер. Коллиматор. Бунзен Роберт Вильгельм. Спектральный анализ в астрономии.
«Виды спектров» - Водород. 1. Непрерывный спектр. Виды спектров: Наблюдение сплошного и линейчатых спектров. 4. Спектры поглощения. Натрий. 3. Полосатый спектр. Лабораторная работа. Спектральный анализ. Прибор для определения химического состава сплава металлов. Определение состава вещества по спектру. Гелий. 2. Линейчатый спектр.
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
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 в астрономии находит себе применение, главным образом, в определении химического состава и физического состояния небесных светил и в определении их движения по лучу зрения, т. е. вдоль прямой, соединяющей землю и светило (см. Допплера явление). В первом случае применяются основные законы спектрального анализа; спектры источника света бывают трех видов:1) сплошной, когда источник света есть твердое или жидкое тело, каким-либо путем доведенное до свечения, или также и газообразное, особенно смесь газов, если давление его достаточно велико; сплошного спектра в последнем случае на земле не получено, но на возможность его указывают опыты, при которых линии спектра некоторых веществ расширялись при повышении давления газа, испускающего свет; 2) линейчатый спектр излучения, состоящий из большего или меньшего количества ярких линий (каждая линия есть изображение щели спектрального аппарата в отдельном цвете определенной длины волны); он получается, если источник света есть газ, каким-либо путем доведенный до свечения: опытами до сих пор не найдено двух различных газов, которые давали бы одинаковый спектр; на этом основана возможность по линейчатому спектру излучения определять химический состав того газа или смеси тех газов, от которых исходит свет; с другой стороны, опыты же показали, что у некоторых газов спектр бывает не один, а несколько, и что это зависит от способа, каким газ доведен до свечения; возможно, предполагать, что эта зависимость касается всех газов, но еще не у всех она обнаружена опытами. Далеко не во всех таких случаях определенно установлено, какие причины влияют на изменение спектра. Обычно их приписывают различию температуры, различию энергии, с которой в том или другом процессе (нагревание, прохождение электрического тока) совершается испускание света атомами газа: подмечено, например, что у некоторых газов без коренного изменения расположения светлых линий в их спектрах относительная яркость отдельных линий меняется по мере того, как, например, изменяется мощность электрического разряда, которым газ доводится до свечения; притом яркость некоторых линий увеличивается с увеличением мощности разряда, у других же линий она при этом уменьшается; подобное же изменение яркости некоторых линий наблюдается при сравнении спектров, полученных путем нагревания паров подходящих металлов при повышении температуры от 1 ½ до 2 ½ тысяч градусов. Результаты этих исследований применяются иногда в астрономии для суждения об условиях, при которых на небесных телах находятся различные светящиеся газы; однако, применение их не вполне уверенно, так как сомнительно, чтоб условия свечения газов на небесных светилах вполне соответствовали тем ограниченным техническим приемам, которыми до сих пор возможно пользоваться в земных лабораториях. Здесь открывается широкое поле для дальнейших опытов и теоретических исследований; 3) третий вид спектров, спектр поглощения, получается, когда свет от источника света, дающего непрерывный спектр, прежде чем попасть в щель спектрального прибора, проходит через слой газов, в частном случае светящихся. Тогда в спектре обычно появляются темные линии в тех самых местах, в которых эти газы при самосвечении дают светлые линии. Таким образом, по этим темным линиям возможно определить природу газов, через которые проходит свет. Но не всегда прохождение света через газы вызывает заметные линии поглощения; и, далее, относительная напряженность линий поглощения не вполне соответствует относительной яркости ярких линий тех же газов. Резкий пример: гелий впервые открыт на солнце по светлой линии его в спектре хромосферы, но темной линии гелия в обычном спектре солнца нет. Поэтому из отсутствия темных линий какого-либо газа в спектре небесного тела нельзя еще заключать об отсутствии или малом количестве этого газа в его атмосфере; физические условия могут быть таковы, что он не может проявить себя заметным поглощением света. Как во многих других случаях, достоверны лишь положительные, а не отрицательные свидетельства. Путем применения этих основных законов спектрального анализа был обнаружен состав различных небесных тел или их частей (см. солнце, звезды, кометы, туманности).
Влияние различных других факторов на место в спектре и вид спектральных линий, обнаруженное при исследованиях в земных лабораториях, также находит себе применение в астрономии; например, изменение длины волны линий в зависимости от давления газа дает возможность приблизительно судить о давлении атмосфер на небесных светилах в предположении, что здесь не дают знать себя какие-либо другие причины. Влияние магнитного поля на спектр газа, проходящего в нем (см. Земаново явление), также нашло себе применение в астрономии; путем исследования поляризации темных линий в спектре солнечных пятен было обнаружено магнитное доле в них, а затем и вообще магнитное поле солнца. Определение движения по лучу зрения на основании явления Допплера (см.) находит себе обширное применение, в особенности в различных вопросах, касающихся звезд и солнца (см. звезды, XXI, 34, 35, 38; солнце).
В конце XIX века теоретическими и экспериментальными исследованиями были установлены законы излучения (см.) т. н. абсолютно черного тела; была определена зависимость количества излучаемой телом энергии от его температуры и распределение энергии по различным частям спектра, длинам волн. Применение найденных при этом законов к спектрам небесных светил позволило, конечно, в случае самосветящихся, т. е. солнца и звезд, определить, хотя бы приблизительно, температуры их излучающих поверхностей.
Наконец, в недавнее время спектральный анализ нашел себе особое применение в астрономии, именно к определению расстояний звезд от солнца. Чисто геометрическим методом (см. звезды, XXI, 27) постепенно были определены расстояния нескольких сотен звезд от солнца; кроме того, были определены и их видимые, кажущиеся яркости в так называемых звездных величинах (см. звезды, XXI, 23); эти видимые величины зависят, конечно, от действительной яркости звезд, но также и от их расстояния от солнца: на деле яркая звезда может казаться слабой, если она очень далека от нас; наоборот, слабая может казаться яркой, если она ближе к нам. Но если известны и видимая яркость и расстояние, то тогда можно сравнить между собой действительные яркости звезд, какими они были бы, если бы все находились на одинаковом расстоянии от солнца. За такое расстояние было условно принято расстояние в 2 062 648 раз больше расстояния земли от солнца; ему соответствует годичный параллакс ровно в 0,1 секунды дуги; звездная величина каждой звезды, воображаемой перенесенною на такое расстояние, называется «абсолютной» величиной этой звезды. И вот при сравнении спектров звезд одного и того же спектрального типа (см. звезды, XXI, 31, 32), но различных «абсолютных» величин, было найдено, что некоторые немногие линии спектра по своей напряженности, ширине определенным образом связаны с абсолютной величиной; так что по их относительной напряженности можно определить «абсолютную» величину. Когда эта связь выражена математической формулой или же просто чертежом, тогда по напряженности линий в спектре любой звезды этого звезды больше или меньше того расстояния, которому соответствует «абсолютная» яркость, т. е. расстояние с параллаксом в 0,1 секунды дуги, а значит можно определить расстояние этой звезды. Этот способ, намеченный Кольшюттером и детально развитый Адамсом, находит в последние годы все большее и большее применение в астрономии.
Задумывались ли вы над тем, откуда мы знаем о свойствах далёких небесных тел?
Наверняка вам известно о том, что таким знаниям мы обязаны спектральному анализу. Однако нередко мы недооцениваем вклад этого метода в само понимание . Появления спектрального анализа перевернуло многие устоявшиеся парадигмы о строении и свойствах нашего мира.
Благодаря спектральному анализу мы имеем представление о масштабе и величии космоса. Благодаря нему мы перестали ограничивать Вселенную Млечным Путём. Спектральный анализ открыл нам великое разнообразие звезд, рассказал об их рождении, эволюции и смерти. Этот метод лежит в основе практически всех современных и даже грядущих астрономических открытий.
Узнать о недосягаемом
Ещё два столетия назад было принято считать, что химических состав планет и звезд навсегда останется для нас загадкой. Ведь в представлении тех лет космические объекты всегда останутся для нас недоступными. Следовательно, мы никогда не получим пробного образца какой-либо звезды или планеты и никогда не узнаем об их составе. Открытие спектрального анализа полностью опровергло это заблуждение.
Спектральный анализ позволяет дистанционно узнать о многих свойствах далёких объектов. Естественно, без такого метода современная практическая астрономия просто бессмысленна.
Линии на радуге
Темные линии на спектре Солнца заметил ещё в 1802 году изобретатель Волластон. Однако сам первооткрыватель особо не зациклился на этих линиях. Их обширное исследование и классификацию произвел в 1814 году Фраунгофер. В ходе своих опытов он заметил, что своим набором линий обладает Солнце, Сириус, Венера и искусственные источники света. Это означало, что эти линии зависят исключительно от источника света. На них не влияет земная атмосфера или свойства оптического прибора.
Природу этих линий в 1859 открыл немецкий физик Кирхгоф вместе с химиком Робертом Бунзеном. Они установили связь между линиями в спектре Солнца и линиями излучения паров различных веществ. Так они сделали революционное открытие о том, что каждый химический элемент обладает своим набором спектральных линий. Следовательно, по излучению любого объекта можно узнать о его составе. Так был рождён спектральный анализ.
В ходе дальнейших десятилетий благодаря спектральному анализу были открыты многие химические элементы. В их число входит гелий, который был сначала обнаружен на Солнце, за что и получил своё название. Поэтому изначально он считался исключительно солнечным газом, пока через три десятилетия не был обнаружен на Земле.
Три вида спектра
Чем же объясняется такое поведение спектра? Ответ кроется в квантовой природе излучения. Как известно, при поглощении атомом электромагнитной энергии, его внешний электрон переходит на более высокий энергетический уровень. Аналогично при излучении – на более низкий. Каждый атом имеет свою разницу энергетических уровней. Отсюда и уникальная частота поглощения и излучения для каждого химического элемента.
Именно на этих частотах излучает и испускает газ. В тоже время твёрдые и жидкие тела при нагревании испускают полный спектр, независящий от их химического состава. Поэтому получаемый спектр подразделяется на три типа: непрерывный, линейчатый спектр и спектр поглощения. Соответственно, непрерывный спектр излучают твёрдые и жидкие тела, линейчатый – газы. Спектр поглощения наблюдается тогда, когда непрерывное излучение поглощается газом. Другими словами, разноцветные линии на тёмном фоне линейчатого спектра будут соответствовать тёмным линиям на разноцветном фоне спектра поглощения.
Именно спектр поглощения наблюдается у Солнца, тогда как нагретые газы испускают излучение с линейчатым спектром. Это объясняется тем, что фотосфера Солнца хоть и является газом, она не прозрачна для оптического спектра. Похожая картина наблюдается у других звёзд. Что интересно, во время полного солнечного затмения спектр Солнца становится линейчатым. Ведь в таком случае он исходит от прозрачных внешних слоёв её .
Принципы спектроскопии
Оптический спектральный анализ относительно прост в техническом исполнении. В основе его работы лежит разложение излучения исследуемого объекта и дальнейший анализ полученного спектра. Используя стеклянную призму, в 1671 году Исаак Ньютон осуществил первое «официальное» разложение света. Он же и ввёл в слово «спектр» в научный обиход. Собственно, раскладывая таким же образом свет, Волластон и заметил чёрные линии на спектре. На этом принципе работают и спектрографы.
Разложение света может также происходить с помощью дифракционных решёток. Дальнейший анализ света можно производить самыми различными методами. Изначально для этого использовалась наблюдательная трубка, затем – фотокамера. В наши дни получаемый спектр анализируется высокоточными электронными приборами.
До сих пор речь шла об оптической спектроскопии. Однако современный спектральный анализ не ограничивается этим диапазоном. Во многих областях науки и техники используется спектральный анализ практически всех видов электромагнитных волн – от радио до рентгена. Естественно, такие исследования осуществляются самыми различными методами. Без различных методов спектрального анализа мы бы не знали современной физики, химии, медицины и, конечно же, астрономии.
Спектральный анализ в астрономии
Как отмечалось ранее, именно с Солнца началось изучение спектральных линий. Поэтому неудивительно, что исследование спектров сразу же нашло своё применение в астрономии.
Разумеется, первым делом астрономы принялись использовать этот метод для изучения состава звезд и других космических объектов. Так у каждой звезды появился свой спектральный класс, отражающий температуру и состав их атмосферы. Также стали известны параметры атмосферы планет солнечной системы. Астрономы приблизились к пониманию природы газовых туманностей, а также , и многих других небесных объектов и явлений.
Однако с помощью спектрального анализа можно узнать не только о качественном составе объектов.
Измерить скорость
Эффект Доплера в астрономииЭффект Доплера в астрономии
Эффект Доплера был теоретически разработан австрийским физиком в 1840 году, в честь которого он и был назван. Этот эффект можно пронаблюдать, прислушиваясь к гудку проезжающего мимо поезда. Высота гудка приближающегося поезда будет заметно отличаться от гудка отдаляющегося. Примерно таким образом Эффект Доплера и был доказан теоретически. Эффект заключается в том, что для наблюдателя длина волны движущегося источника искажается. Она увеличивается при удалении источника и уменьшается при приближении. Аналогичным свойством обладают и электромагнитные волны.
При отдалении источника всё темные полосы на спектре его излучения смещаются к красной стороне. Т.е. все длины волн увеличиваются. Точно также при приближении источника они смещаются к фиолетовой стороне. Таким образом стал отличным дополнением к спектральному анализу. Теперь по линиям в спектре можно было узнать то, что раньше казалось невозможным. Измерить скорости космических объекта, рассчитать орбитальные параметры двойных звёзд, скорости вращения планет и многое другое. Особую роль эффект «красного смещения» произвёл в космологии.
Открытие американского учёного Эдвина Хаббла сравнимо с разработкой Коперником гелиоцентрической системы мира. Исследуя яркость цефеид в различных туманностях, он доказал, что многие из них расположены намного дальше Млечного Пути. Сопоставив полученные расстояния с спектров галактик, Хаббл открыл свой знаменитый закон. Согласно нему, расстояние до галактик пропорционально скорости их удаления от нас. Хотя его закон несколько разнится с современными представлениями, открытие Хаббла расширило масштабы Вселенной.
Спектральный анализ и современная астрономия
Сегодня без спектрального анализа не происходит практически ни одного астрономического наблюдения. С его помощью открывают новые экзопланеты и расширяют границы Вселенной. Спектрометры несут на себе марсоходы и межпланетные зонды, космические телескопы и исследовательские спутники. Фактически без спектрального анализа не было бы современной астрономии. Мы так и дальше бы вглядывались пустой безликий свет звёзд, о котором не знали бы ничего.
В 1802 г. английский физик Уильям Хаид Волластон (1766-1828), открывший годом ранее ультрафиолетовые лучи, построил спектроскоп, в котором впереди стеклянной призмы параллельно её ребру располагалась узкая щель. Наведя прибор на Солнце, он заметил, что солнечный спектр пересекают узкие тёмные линии.
Волластон тогда не понял смысла своего открытия и не придал ему особого значения. Через 12 лет, в 1814г. немецкий физик Йозеф Фра-унгофер (1787-1826) вновь обнаружил в солнечном спектре тёмные линии, но в отличие от Волластона сумел правильно объяснить их поглощением лучей газами атмосферы Солнца. Используя явление дифракции света, он измерил длины волн наблюдаемых линий, которые получили с тех пор название фраунгоферовых.
В 1833 г. шотландский физик Дэвид Брюстер (1781-1868), известный своими исследованиями поляризации света, обратил внимание на группу полос в солнечном спектре, интенсивность которых увеличивалась по мере того, как Солнце опускалось к горизонту. Прошло почти 30 лет, прежде чем в 1862 г. выдающийся французский астрофизик Пьер Жюль Сезар Жансён (1824-1907) дал им правильное объяснение: эти полосы, получившие название теллурических (от лат. telluris - "земля"), вызваны поглощением солнечных лучей газами земной атмосферы.
К середине XIX в. физики уже довольно хорошо изучили спектры светящихся газов. Так, было установлено, что свечение паров натрия порождает яркую жёлтую линию. Однако на том же месте в спектре Солнца наблюдалась тёмная линия. Что бы это значило?
Решить этот вопрос в 1859 г. взялись выдающийся немецкий физик Густав Кирхгоф (1824-1887) и его коллега, известный химик Роберт Бун-зен (1811-1899). Сравнивая длины волн фраунгоферовых линий в спектре Солнца и линий излучения паров различных веществ, Кирхгоф и Бун-зен обнаружили на Солнце натрий, железо, магний, кальций, хром и другие металлы. Каждый раз светящимся лабораторным линиям земных газов соответствовали тёмные линии в спектре Солнца. В 1862 г. шведский физик и астроном Андрее Йонас Ангстрем (1814-1874), ещё один из основоположников спектроскопии (кстати, его именем названа единица длины, ангстрем: 1 А=Ю~10 м), обнаружил в солнечном спектре линии самого распространённого в природе элемента - водорода. В 1869 г. он же, измерив с большой точностью длины волн нескольких тысяч линий, составил первый подробный атлас спектра Солнца.
18 августа 1868 г. французский астрофизик Пьер Жансен, наблюдая полное солнечное затмение, заметил яркую жёлтую линию в спектре Солнца вблизи двойной линии натрия. Её приписали неизвестному на Земле химическому элементу гелию (от греч. "хелиос" - "солнце"). Действительно, на Земле гелий был впервые найден в газах, выделявшихся при нагревании минерала клевеита, только в 1895 г., так что он вполне оправдал своё "внеземное" название.
Успехи спектроскопии Солнца стимулировали учёных применять спектральный анализ к изучению звёзд. Выдающаяся роль в развитии звёздной спектроскопии по праву принадлежит итальянскому астрофизику Анджело Сёкки (1818-1878). В 1863-1868 гг. он изучил спектры 4 тыс. звёзд и построил первую классификацию звёздных спектров, разделив их на четыре класса. Его классификация была принята всеми астрономами и применялась до введения в начале XX в. Гарвардской классификации. Одновременно с Уильямом Хёггинсом Секки выполнил первые спектральные наблюдения планет, причём он обнаружил в красной части спектра Юпитера широкую тёмную полосу, принадлежавшую, как выяснилось впоследствии, метану.
Немалый вклад в развитие астро-спектроскопии внёс соотечественник Секки Джованни Донати (1826-1873), имя которого обычно связывают с открытой им в 1858 г. и названной в его честь яркой и очень красивой кометой. Донати первым получил её спектр и отождествил наблюдаемые в нём полосы и линии. Он изучал спектры Солнца, звёзд, солнечных хромосферы и короны, а также полярных сияний.
Уильям Хёггинс (1824-1910) установил сходство спектров многих звёзд со спектром Солнца. Он показал, что свет испускается его раскалённой поверхностью, поглощаясь после этого газами солнечной атмосферы. Стало ясно, почему линии элементов в спектре Солнца и звёзд, как правило, тёмные, а не яркие. Хёггинс впервые получил и исследовал спектры газовых туманностей, состоящие из отдельных линий излучения. Это и доказало, что они газовые.
Хёггинс впервые изучил спектр новой звезды, а именно новой Северной Короны, вспыхнувшей в 1866 г., и обнаружил существование вокруг звезды расширяющейся газовой оболочки. Одним из первых он использовал для определения скоростей звёзд по лучу зрения принцип Доплера - Физо (его часто называют эффектом Доплера).
Незадолго до этого, в 1842 г., австрийский физик Кристиан Доплер (1803-1853) теоретически доказал, что частота звуковых и световых колебаний, воспринимаемых наблюдателем, зависит от скорости приближения или удаления их источника. Высота тона гудка локомотива, например, резко меняется (в сторону понижения), когда приближающийся поезд проезжает мимо нас и начинает удаляться.
Выдающийся французский физик Арман Ипполит Луи Физо (1819- 1896) в 1848 г. проверил это явление для лучей света в лаборатории. Он же предложил использовать его для определения скоростей звёзд по лучу зрения, так называемых лучевых скоростей, - по смещению спектральных линий к фиолетовому концу спектра (в случае приближения источника) или к красному (в случае его удаления). В 1868 г. Хёггинс таким способом измерил лучевую скорость Сириуса. Оказалось, что он приближается к Земле со скоростью примерно 8 км/с.
Последовательное применение принципа Доплера - Физо в астрономии привело к ряду замечательных открытий. В 1889 г. директор Гарвардской обсерватории (США) Эдуард Чарлз Пикеринг (1846-1919) обнаружил раздвоение линий в спектре Ми-цара - всем известной звезды 2-й звёздной величины в хвосте Большой Медведицы. Линии с определённым периодом то сдвигались, то раздвигались. Пикеринг понял, что это скорее всего тесная двойная система: её звёзды настолько близки друг к другу, что их нельзя различить ни в один телескоп. Однако спектральный анализ позволяет это сделать. Поскольку скорости обеих звёзд пары направлены в разные стороны, их можно определить, используя принцип Доплера - Физо (а также, конечно, и период обращения звёзд в системе).
В 1900 г. пулковский астроном Аристарх Аполлонович Белополь-ский (1854-1934) использовал этот принцип для определения скоростей и периодов вращения планет. Если поставить щель спектрографа вдоль экватора планеты, спектральные линии получат наклон (один край планеты к нам приближается, а другой - удаляется). Приложив этот метод к кольцам Сатурна, Белопольский доказал, что участки кольца обращаются вокруг планеты по законам Кеплера, а значит, состоят из множества отдельных, не связанных между собой мелких частиц, как это предполагали, исходя из теоретических соображений, Джеймс Клерк Максвелл (1831- 1879) и Софья Васильевна Ковалевская (1850-1891).
Одновременно с Белопольским такой же результат получили американский астроном Джеймс Эдуард Кйлер (1857-1900) и французский астроном Анри Деландр (1853-1948).
Примерно за год до этих исследований Белопольский обнаружил периодическое изменение лучевых скоростей у цефеид. Тогда же московский физик Николай Алексеевич Умов (1846-1915) высказал опередившую своё время мысль, что в данном случае учёные имеют дело не с двойной системой, как тогда полагали, а с пульсацией звезды.
Между тем астроспектроскопия делала всё новые и новые успехи. В 1890 г. Гарвардская астрономическая обсерватория выпустила большой каталог звёздных спектров, содержавший 10 350 звёзд до 8-й звёздной величины и до 25? южного склонения. Он был посвящён памяти Генри Дрэ-пера (1837-1882), американского любителя астрономии (по специальности врача), пионера широкого применения фотографии в астрономии. В 1872 г. он получил первую фотографию спектра звезды (спектрограмму), а в дальнейшем - спектры ярких звёзд, Луны, планет, комет и туманностей. После выхода первого тома каталога к нему не раз издавались дополнения. Общее число изученных спектров звёзд достигло 350 тыс.
