§4 Исследования с космических аппаратов

Особенностью астрономических исследований является также и то, что, за исключением Солнечной системы, у астрономов отсутствует возможность постановки опыта, эксперимента (если не считать исследований упавших на Землю метеоритов и радиолокационных наблюдений), и все астрономические наблюдения производились только с поверхности Земли.

Однако с запуском первого искусственного спутника Земли в нашей стране в 1957 г. началась эра космических исследований, что позволило применить в астрономии методы других наук (геологии, геохимии, биологии и т. п.). Астрономия продолжает оставаться наблюдательной наукой, но недалек тот день, когда астрономические наблюдения будут производиться не только с межпланетных станций и орбитальных обсерваторий, но и с поверхности других планет.

§5 Определение физических свойств небесных тел по их спектрам

Если перед объективом телескопа поместить стеклянную призму, изображение звезды в фокальной плоскости «растянется» в разноцветную полоску - спектр. В современных телескопах для получения спектра обычно используют специальные приборы - спектрографы, устанавливаемые за фокусом объектива телескопа. Спектр в них получается при помощи дифракционных решеток.

Спектр содержит важнейшую информацию об излучении. Изучение спектров небесных тел позволяет установить ряд существенных характеристик этих тел: лучевую скорость (проекцию пространственной скорости на луч зрения наблюдателя), физическое состояние, химический состав, а иногда даже осевое вращение и наличие электромагнитного поля.

Анализ спектров - это основной метод изучения физической природы астрономических объектов, который используется в астрофизике.

Почти во всех случаях свет и другие электромагнитные волны, приходящие от астрономических объектов, возникают вследствие того, что излучающие их тела нагреты. Такое излучение называется тепловым. Наблюдаются три разновидности спектров излучения.

1. Линейчатый спектр испускания. Он состоит из отдельных спектральных линий, т. Е. Длины волн излучений имеют ряд строго определенных значений. Такой спектр дает любой разреженный газ.

2. Непрерывный спектр. Полоса спектра непрерывна, а не разбита на отдельные линии, как в предыдущем случае. Такой спектр возникает, если источник представляет собой твердое или жидкое тело или плотный непрозрачный газ.

3. Линейчатый спектр поглощения. Это тот же непрерывный спектр, только на его фоне заметны темные линии, соответствующие различным длинам волн. Эти темные линии образуются, когда излучение горячего тела, имеющего непрерывный спектр, проходит через более холодную разреженную среду, которая поглощает свет в определенных местах спектра.

Спектр поглощения имеет Солнце и большинство звезд. Темные линии возникают при прохождении света через их газовые атмосферы.

Свойство излучать и поглощать свет только определенных длин волн присуще всем атомам. Оно было объяснено физикой в первой половине нашего века и связано с тем, что атомы любого химического элемента могут обладать только определенными значениями внутренней энергии связи между положительным ядром атома и окружающими его электронами.

Когда атом поглощает квант света, энергия системы увеличивается и один из его электронов переходит на более далекую от ядра орбиту. После этого электрон может вернуться на более близкую орбиту, и тогда произойдет излучение кванта, который унесет высвободившуюся энергию. Важно, что внутренняя энергия атома может принимать не любые значения, а только определенные. Поэтому атомы поглощают или испускают лишь кванты, которым соответствуют некоторые фиксированные значения длин волн.

Конкретный «набор» длин волн, которые могут излучаться или поглощаться атомами, зависит от того, к какому химическому элементу они относятся. Тщательные измерения и изучение спектров позволяют расшифровать содержащуюся в них информацию о химическом составе и природе небесных объектов.

Химический состав небесных тел определяется на основании сравнения наблюдаемых спектров со спектрами известных химических элементов, полученных в лабораторных условиях.

Измеряя и сравнивая энергию, излученную или поглощенную в отдельных спектральных линиях, можно провести не только качественный, но и количественный химический анализ небесных тел, т. е. узнать о процентном содержании различных химических элементов в излучающем газе. Разработаны и методы, позволяющие по относительной яркости линий в спектре судить о температуре и плотности газа.

Температура - очень важная характеристика состояния вещества, от которой зависят основные его физические свойства. Ее определение - одна из труднейших астрофизических задач. Это связано как со сложностью существующих методов определения температуры, так и с принципиальной неточностью некоторых из них.

Температура небесных тел, имеющих непрерывный спектр, может быть измерена по распределению энергии (яркости) в спектре. От распределения энергии в спектре зависит цвет источника. Поэтому цвет оказывается связанным с температурой. Так, по цвету расплавленного металла сталевар определяет температуру плавки, а по цвету звезд астроном узнает их температуру.

Р аспределение энергии в непрерывном спектре тел различной температуры графически показано на рисунке Длина волны которой соответствует максимум в распределении энергии, связана с абсолютной температурой простым соотношением: b=2900К мкм

законом смещения Вина

с увеличением температуры абсолютно черного тела максимум его излучения смещается в коротковолновую область спектра.

Рис. Распределение энергии в спектре Солнца (жирная линия) и планковские кривые.

Излучение с поверхности звезд близко по своим спектральным характеристикам к излучению абсолютно черного тела, поэтому законы излучения абсолютно черного тела сыграли важную роль в изучении природы звезд.

Закон Стефана – Больцмана. Количество энергии, излучаемой абсолютно черным телом с единицы поверхности в единицу времени, пропорционально четвертой степени его абсолютной температуры:  =  T⁴

где  = 5,67 10^-8 Вт/м² * град⁴. Если из наблюдений найдено , то по формуле определяется эффективная температура звезда.

Формула Планка дает распределение по частоте интенсивности излучения абсолютно черного тела в зависимости от температуры T:

B(, T) = (2h³/с² ) где h = 6,63 10^-34 Дж/Гц – постоянная Планка.

При низких частотах (hkT) формула Планка переходит в формулу Рэлея – Джинса: B(T) = 2kT² / c²

Закон Стефана – Больцмана получается интегрированием функции Планка по всем частотам и по всем направлениям.

Сопоставляя распределение энергии в некотором участке спектра звезды с планковскими кривыми, находят цветовую температуру. Цветовой температурой звезды называется температура такого абсолютно черного тела, у которого относительное распределение энергии в некотором участке спектра такое же, как и у звезды.

В астрофизике используется также понятие яркостной температуры. Яркостной температурой принято называть температуру такого черного тела, которое в заданной частоте (длине волны) излучает с единицы поверхности такое же количество энергии, как и данное тело