Skip to main content
LibreTexts - Ukrayinska

5: Випромінювання та спектри

  1. Last updated
  2. Save as PDF
  • Page ID
    78271

    • \( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)

    Найближча зірка настільки далеко, що найшвидший космічний апарат, який люди побудували, займе майже 100 000 років, щоб дістатися туди. Але ми дуже хочемо знати, з якого матеріалу складається ця сусідня зірка і чим вона відрізняється від нашого власного Сонця. Як ми можемо дізнатися про хімічний склад зірок, які ми не можемо сподіватися відвідати або спробувати?

    В астрономії більшість об'єктів, які ми вивчаємо, абсолютно поза межами нашої досяжності. Температура Сонця настільки висока, що космічний корабель буде смажений задовго до того, як він досяг його, а зірки занадто далеко, щоб відвідати в нашому житті з наявною технологією. Навіть світло, яке рухається зі швидкістю 300 000 кілометрів в секунду (км/с), займає більше 4 років, щоб дістатися до нас від найближчої зірки. Якщо ми хочемо дізнатися про Сонце і зірки, ми повинні покладатися на методи, які дозволяють нам аналізувати їх здалеку.

    • 5.1: Поведінка світла
      Джеймс Клерк Максвелл показав, що щоразу, коли заряджені частинки змінюють свій рух, як це роблять в кожному атомі і молекулі, вони виділяють хвилі енергії. Світло є однією з форм цього електромагнітного випромінювання. Довжина хвилі світла визначає колір видимого випромінювання. Довжина хвилі (λ) пов'язана з частотою (f) і швидкістю світла (c) рівнянням c = λf. Електромагнітне випромінювання іноді поводиться як хвилі, але в інший час воно поводиться так, ніби це частинка, звана фотоном.
    • 5.2: Електромагнітний спектр
      Електромагнітний спектр складається з гамма-променів, рентгенівських променів, ультрафіолетового випромінювання, видимого світла, інфрачервоного, радіовипромінювання. Багато з цих довжин хвиль не можуть проникати в шари атмосфери Землі і повинні спостерігатися з космосу, тоді як інші - такі як видиме світло, FM-радіо та телевізор - можуть проникати на поверхню Землі. Випромінювання електромагнітного випромінювання тісно пов'язане з температурою джерела.
    • 5.3: Спектроскопія в астрономії
      Спектрометр - це пристрій, який формує спектр, часто використовуючи явище дисперсії. Світло від астрономічного джерела може складатися з безперервного спектра, спектра випромінювання (яскрава лінія) або спектра поглинання (темна лінія). Оскільки кожен елемент залишає свою спектральну сигнатуру в схемі ліній, які ми спостерігаємо, спектральні аналізи виявляють склад Сонця та зірок.
    • 5.4: Будова атома
      Атоми складаються з ядра, що містить один або кілька позитивно заряджених протонів. Всі атоми, крім водню, також можуть містити один або кілька нейтронів в ядрі. Негативно заряджені електрони обертаються навколо ядра. Кількість протонів визначає елемент (водень має один протон, гелій - два і так далі) атома. Ядра з однаковою кількістю протонів, але різною кількістю нейтронів - це різні ізотопи одного і того ж елемента.
    • 5.5: Формування спектральних ліній
      Коли електрони рухаються від більш високого енергетичного рівня до нижчого, випромінюються фотони, і в спектрі видно лінію випромінювання. Лінії поглинання видно, коли електрони поглинають фотони і рухаються на більш високі енергетичні рівні. Оскільки кожен атом має свій характерний набір енергетичних рівнів, кожен пов'язаний з унікальною схемою спектральних ліній. Це дозволяє астрономам визначити, які елементи присутні в зірках і в хмарах газу і пилу серед зірок.
    • 5.6: Ефект доплера
      Якщо атом рухається до нас, коли електрон змінює орбіти і виробляє спектральну лінію, ми бачимо, що лінія трохи зміщена до синього кольору своєї нормальної довжини хвилі в спектрі. Якщо атом віддаляється, ми бачимо лінію, зміщену до червоного. Цей зсув відомий як ефект Доплера і може бути використаний для вимірювання радіальних швидкостей віддалених об'єктів.
    • 5.E: Випромінювання та спектри (вправи)

    Мініатюра: Ця фотографія Сонця була зроблена на декількох різних довжині хвиль ультрафіолету, які наші очі не можуть бачити, а потім закодовано кольором, щоб вона виявляла активність в атмосфері нашого Сонця, яку неможливо спостерігати у видимому світлі. Ось чому важливо спостерігати за Сонцем та іншими астрономічними об'єктами в довжині хвиль, відмінних від видимої смуги спектра. Це зображення було зроблено супутником зверху атмосфери Землі, що необхідно, оскільки атмосфера Землі поглинає значну частину ультрафіолетового світла, що надходить з космосу. (Кредит: модифікація роботи НАСА).