Цель урока:познакомить студентов с физикой цвета и составом спектра.
План урока:
1.Что такое спектр, исторические сведения о нем.
2.Опыты Ньютона.
3.Длины волн цветов спектра.
4.Характеристика волны.
Студент должен:
знать: зависимость длины волны от цвета в спектре.
Ответы на вопросы плана урока:
1. Спектр (лат. spectrum от лат. specter — виде́ние, призрак) в физике — распределение значений физической величины (обычно энергии, частоты или массы). Графическое представление такого распределения называется спектральной диаграммой.
Обычно под спектром подразумевается электромагнитный спектр — спектр частот (или, что то же самое, энергий квантов) электромагнитного излучения. В научный обиход термин спектр ввёл Ньютон в 1671—1672 годах для обозначения многоцветной полосы, похожей на радугу, которая получается при прохождении солнечного луча через треугольную стеклянную призму.
Исторически раньше всех прочих спектров было начато исследование оптических спектров. Первым был Исаак Ньютон, который в своём труде «Оптика», вышедшем в 1704 году, опубликовал результаты своих опытов разложения с помощью призмы белого света на отдельные компоненты различной цветности и преломляемости, то есть получил спектры солнечного излучения, и объяснил их природу, показав, что цвет есть собственное свойство света, а не вносятся призмой, как утверждал Роджер Бэкон в XIII веке.
Фактически, Ньютон заложил основы оптической спектроскопии: в «Оптике» он описал все три используемых поныне метода разложения света — преломление, интерференцию и дифракцию, а его призма с коллиматором, щелью и линзой была первым спектроскопом. Следующий этап наступил через 100 лет, когда Уильям Волластон в 1802 году наблюдал тёмные линии в солнечном спектре, но не придал своим наблюдениям значения. В 1814 году эти линии независимо обнаружил и подробно описал Фраунгофер (сейчас линии поглощения в солнечном спектре называются линиями Фраунгофера), но не смог объяснить их природу. Фраунгофер описал свыше 500 линий в солнечном спектре и отметил, что положение линии D близко к положению яркой жёлтой линии в спектре пламени. В 1854 году Кирхгоф и Бунзен начали изучать спектры пламени, окрашенного парами металлических солей, и в результате ими были заложены основы спектрального анализа, первого из инструментальных спектральных методов — одних из самых мощных методов экспериментальной науки.В 1859 году Кирхгоф опубликовал в журнале «Ежемесячные сообщения Берлинской академии наук» небольшую статью «О фраунгоферовых линиях».
2.В 1666 году Ньютон произвел в Кембридже опыт разложения белого цвета призмой – опыт, который познакомил нас с истинной природой цвета. Через маленькое круглое отверстие в ставне окна в затемненную комнату проникал луч света, а на его пути Ньютон ставил стеклянную трехгранную призму и пучок света преломлялся в призме.
На экране, стоявшем за призмой, появлялась разноцветная полоса, которую Ньютон назвал «спектром» (от греческого «спектрум» — смотрю). Со времен Ньютона принято различать в спектре семь основных цветов: красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий, фиолетовый. Конечно, разделение спектра именно на семь цветовых зон чисто условно.
В действительности, глаз различает в спектре громадное количество промежуточных оттенков, поскольку последовательность цветов спектра непрерывна, и каждый цвет переходит в соседний плавно и постепенно. Описанное наблюдение Ньютона показывает, что лучи разного цвета по-разному преломляются призмой. Это важное заключение Ньютон проверил многими опытами.
Важнейший из них состоял в определении показателя преломления лучей различного цвета, выделенных из спектра. Для этой цели в экране, на котором получается спектр, прорезалось отверстие, перемещая экран. Можно было выпустить через отверстие узкий пучок лучей того или иного цвета.
Опыты обнаружили, что такой выделенный пучок, преломляясь во второй призме, уже не растягивается в полоску. Такому пучку соответствует определенный показатель преломления, значение которого зависит от цвета выделенного пучка. Зависимость показателя преломления от цвета получила название «дисперсия цвета» (от лат. dispergo – разбрасываю).
Ньютон установил также, что можно наоборот, смешав семь цветов спектра, вновь получить белый цвет. Для этого он поместил на пути разложенного призмой цветного пучка (спектра) двояковыпуклую линзу, которая снова налагает различные цвета один на другой; сходясь, они образуют на экране белое пятно.
Если же поместить перед линзой (на пути цветных лучей) узкую непрозрачную полоску, чтобы задержать какую-либо часть спектра, то пятно на экране станет цветным. Описанные опыты показывают, что для узкого цветного пучка, выделенного из спектра, показатель преломления имеет вполне определенное значение, тогда как преломление белого света можно только очень грубо охарактеризовать одним каким-то значением. Сопоставляя подобные наблюдения, Ньютон сделал вывод, что существуют простые цвета, не различающиеся при прохождении через призму, и сложные, представляющие собой совокупность простых, имеющих разные показатели преломления. В частности, белый солнечный свет есть такая совокупность цветов, которая при помощи призмы разлагается на спектральные (простые). Таким образом, в основных опытах Ньютона заключались два важных открытия: 1) свет различного цвета (длина волны) характеризуется разными показателями преломления в данном веществе (дисперсия);
2) белый цвет есть совокупность простых цветов.
3.В чем же состоит основное различие между цветами спектра? Ньютон утверждал, что различные цвета состоят из частиц разного размера: красные лучи – из самых больших частиц, фиолетовые – из самых маленьких. С другой стороны Томас Юнг предполагал, что цвета соответствуют волнам различной длины, при чем в красных лучах волны самые длинные, в фиолетовых – самые короткие.
Частицы отражаются зеркалом подобно тому, как резиновый мяч отскакивает от пола. Когда частицы ударяют в сетчатку глаза, они вызывают ощущение света. Этот способ объяснения световых явлений называется теорией истечения (или корпускулярной теорией).
На рубеже 19 века Томас Юнг установил принцип интерференции света, согласно которому можно, сложив свет со светом, получить темноту, то есть взаимно погасить свет. Юнг исследовал различные приложения принципа интерференции и пришел к заключению, что свет должен распространяться волновым движением.
Объяснить полосы интерференции с точки зрения истечения оказалось совершенно невозможным. Он вычислил также среднюю длину волны света различных цветов. Его результаты даны в следующей таблице. Они представляют интерес, как первые определения длины световых волн, которые когда-либо были сделаны. Следует отметить, что его цифры вполне пригодны и для современного употребления:
Весь спектр можно разделить по цветовым оттенкам на две части. В одну часть входят красные, оранжевые, желтые и желто-зеленые цвета, а в другую – фиолетовые, синие, голубые и зеленые цвета. Цвета первой части спектра связываются у нас с представлением о цвете накаленных тел — огня, поэтому их называют теплыми цветами.
Цвета второй части спектра связываются у нас с цветом воды, льда, металла и называются холодными цветами. Чем же определяется цвет окружающих нас предметов? Какой физический смысл соответствует нашим представлениям о том, что трава зеленая, цветок мака красный, а небо голубое и т.д.?
Цветов предметов, окружающих нас, зависит, во-первых, от их способности отражать или пропускать падающий на них световой поток и, во-вторых, от распределения светового потока в спектре освещающего их источника света. Когда мы говорим, что поверхность имеет зеленый цвет (при освещении белым светом), то это означает, что из всей совокупности лучей, составляющих белый свет, данная поверхность отражает преимущественно зеленые лучи.
Прозрачная среда (стекло, жидкость), представляющаяся нам окрашенной в зеленый цвет (при освещении белым светом), пропускает из всей совокупности лучей преимущественно зеленые лучи. Соответственно, отраженные или пропущенные лучи воздействуют на наши глаза и у нас создается ощущение зеленого цвета.
Всем известно, что окраска комнаты и находящихся в ней предметов воспринимается нами по-разному при дневном (естественном) и вечернем (искусственном) освещении, осуществляемом лампами накаливания. Причины этого – различное распределение светового потока в спектрах дневного света и лампы накаливания, наличие в спектре дневного света всех видимых излучений почти в равном количестве и почти полное отсутствие синих и фиолетовых лучей в спектре лампы накаливания. При освещении лампами накаливания красные цвета становятся более сочными, а оранжевые краснеют. При этом и красные, и оранжевые цвета становятся более светлыми. Голубые цвета зеленеют, а синие и фиолетовые несколько краснеют, приобретая при этом пурпурный оттенок, а значит – темнеют.
4.Длина волны спектрального цвета, который при разбавлении белым светом дает данный цвет, носит наименование цветового тона, или доминирующей длины волны. Цветовой тон обозначается греческой буквой λd (лямбда) с индексом и выражается в нанометрах.
Количество цветов одного и того же тона безгранично, поскольку безгранична возможность прибавления разного количества белого света к данному спектральному цвету. Из сказанного следует, что один цветовой тон не характеризует полностью цвета. Надо учесть степень его разбавления, то есть степень его белесости по отношению к спектральному цвету.
В спектральных цветах нет примеси белого, они являются самыми чистыми цветами. Параметр цвета, который учитывает степень разбавления спектрального цвета белым, называют чистотой цвета и обозначают буквой ρ. Чистота цвета выражается в долях единицы или процентах. Спектральные цвета имеют чистоту цвета, равную 100%. Все ахроматические цвета имеют чистоту цвета, равную нулю.
Цветовой тон λd и чистота цвета ρ характеризуют качество цвета. Совокупность цветового тона и чистоты цвета, то есть качественный параметр цвета, носит название цветности. Но и цветность не характеризует цвет полностью. Для оценки цвета необходимо указывать кроме цветности и его яркость (В).
То есть количественный его параметр, так как розовый цвет, например, при малых яркостях будет нам казаться цветом бордо, желтый – коричневым, а голубой – синим. Два цвета тождественны, если они имеют одинаковую цветность и одинаковую яркость. Из множества цветов одинакового цветового тона наш глаз может отличить друг от друга лишь ограниченное их число.
Для спектральных цветов разного цветового тона это число составляет от четырех (желтый цвет) до двадцати пяти (красный цвет). Наименьшее воспринимаемое глазом различие в цвете носит название порога цветоразличения. Число таких порогов характеризует насыщенность различных цветов.
Чем больше порогов цветоразличения имеет место для данного цвета от белого до спектрального, тем более насыщенным является данный цвет. Наиболее насыщенными являются красный и синий цвета. Наименее насыщенным – желтый цвет. Таким образом, не следует отождествлять насыщенность и чистоту цвета, являющихся различными понятиями.
Спектральные цвета являются самыми чистыми цветами, которые нам приходится наблюдать, так как в них отсутствует примесь белого цвета. Однако они не исчерпывают существующего в природе разнообразия цветов. В спектре нет белых, черных и серых цветов, кроме того, в спектре отсутствуют малиновый, вишневый, сиреневый и другие подобные цвета, называемые пурпурными. Полный набор, встречающихся в природе цветов, может быть получен при смешении спектральных цветов между собой в различной пропорции, а также смешением спектральных цветов с ахроматическими (белым и серым).
Вопросы для повторения:
1.Дайте характеристику спектру.
2.Каковы исторические сведения о спектре?
3.В чем заключались опыты Ньютона?
4.Как длина волны зависит от цвета в спектре?
5.Дайте характеристику различным понятиям, связанным с волной.
Литература:
1.Миронова Л.Н. Цветоведение, Минск. 1984.
2.Живопись: учеб. пособие для студ. высш. учеб. заведений / [Н. П. Бесчанов и др.] – М.: Гуманитар. изд. центр ВЛАДОС, 2004. – 223 с.
3.Кирцер Ю.М. Рисунок и живопись/ Ю.М. Кирцер. – М., Высшая школа. 1992.
4.Киплик Д.И. Техника живописи / Д.И. Киплик – М.: Сворога К., 1999.
Источник: studopedia.ru
Сколько цветов в спектре солнечного света
На 1 квадратный метр обращенной к Солнцу поверхности площадки в окрестностях Земли ежесекундно поступает 1400 Дж энергии, переносимой солнечным электромагнитным излучением. Эта величина называется солнечной постоянной . Иными словами, плотность потока энергии солнечного излучения составляет 1,4 кВт/м 2 .
Впервые для определения солнечной энергии был использован метод измерения нагревающего действия солнечных лучей Пулье (1837 год). Такой прибор называется пиргелиометром . В пиргелиометре находилась вода, температуру которой измерял обычный термометр. Под действием солнечных лучей температура воды возрастала.
Спектр Солнца непрерывный, в нем наблюдается множество темных фраунгоферовых линий . Фраунгофер был первым, кто описал темные линии на фоне непрерывного спектра в 1814 году. Эти линии в спектре Солнца образуются в результате поглощения квантов света в более холодных слоях солнечной атмосферы.
Видимая часть солнечного спектра
Наибольшую интенсивность непрерывный спектр имеет в области длин волн 430–500 нм. В видимой и инфракрасной областях спектр электромагнитного излучения Солнца близок к спектру излучения абсолютно черного тела с температурой 6000 К. Эта температура соответствует температуре видимой поверхности Солнца – фотосферы. В видимой области спектра Солнца наиболее интенсивны линии Н и К ионизованного кальция, линии бальмеровской серии водорода Н?, Н? и Н?.
Около 9 % энергии в солнечном спектре приходится на ультрафиолетовое излучение с длинами волн от 100 до 400 нм. Остальная энергия разделена приблизительно поровну между видимой (400–760 нм) и инфракрасной (760–5000 нм) областями спектра.
Модель 2.7. Излучение абсолютно черного тела
Солнце – мощный источник радиоизлучения. В межпланетное пространство проникают радиоволны, которые излучает хромосфера (сантиметровые волны) и корона (дециметровые и метровые волны). Радиоизлучение Солнца имеет две составляющие – постоянную и переменную. Постоянная составляющая характеризует радиоизлучение спокойного Солнца.
Солнечная корона излучает радиоволны как абсолютно черное тело с температурой = 10 6 К. Переменная составляющая радиоизлучения Солнца проявляется в виде всплесков, шумовых бурь. Шумовые бури длятся от нескольких часов до нескольких дней. Через 10 минут после сильной солнечной вспышки радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца; это состояние длится от нескольких минут до нескольких часов. Это радиоизлучение имеет нетепловую природу.
Плотность потока излучения Солнца в рентгеновской области (0,1–10 нм) весьма мала (~5•10 –4 Вт/м 2 и сильно меняется с изменением уровня солнечной активности. В ультрафиолетовой области на длинах волн от 200 до 400 нм спектр Солнца также описывается законами излучения абсолютно черного тела.
В ультрафиолетовой области спектра с длинами волн короче 200 нм интенсивность непрерывного спектра резко падает и появляются эмиссионные линии. Наиболее интенсивна из них водородная линия лаймановской серии ( = 121,5 нм). При ширине этой линии около 0,1 нм ей соответствует плотность потока излучения около 5•10 –3 Вт/м 2 . Интенсивность излучения в линии приблизительно в 100 раз меньше. Заметны также яркие эмиссионные линии различных атомов, важнейшие линии принадлежат Si I ( = 181 нм), Mg II и Mg I, O II, O III, C III и другие.
Коротковолновое ультрафиолетовое излучение Солнца возникает вблизи фотосферы. Рентгеновское излучение исходит из хромосферы ( ~ 10 4 К), расположенной над фотосферой, и короны ( ~ 10 6 К) – внешней оболочки Солнца. Радиоизлучение на метровых волнах возникает в короне, на сантиметровых – в хромосфере.
Источник: college.ru
Что такое цвет? Солнечный свет и спектр
Пропуская луч света через стеклянную призму, Исаак Ньютон доказал, что солнечный свет состоит из различных цветов. Преломляясь в призме, он образует спектр.
Для большинства из нас спектр состоит из 6 или 7 цветов, но приборы выделяют более 100 оттенков. Белый цвет составляют три основных цвета, называемых «первичными цветами». Это — оранжево-красный, зеленый и фиолетово-синий.
В спектре представлены еще три смешанных цвета, которые видны невооруженным глазом. Они называются «второстепенные цвета». Это зеленовато-голубой, желтый и пурпурно-красный.
Второстепенные цвета можно получить при смешении других оттенков.
Цвета соответствуют длине волн, которые воспринимает человеческий глаз. Насекомые и животные воспринимают другие длины волн и видят другие цвета.
Световые или цветовые волны имеют очень короткую длину.
Для придания цвета в краску добавляют красители, которые не соответствуют цветам света. Второстепенные цвета света соответствуют первичным цветам в краске. То есть в краске первичными являются желтый, зеленовато-синий и красный, второстепенные — оранжево-красный, зеленый и фиолетово-синий.
Оттенок — это цвет без добавления черной или белой краски, например желтый, красный, синий, зеленый. При соединении с белым цветом и другими оттенками получается полутон, например розовый и слоновая кость. При соединении чистого оттенка, черного и белого получается тон. Это — желтовато-коричневый, бежевый, серый.
Красная краска в банке выглядит черной. Там, где нет световых лучей, нет цвета. В темной комнате мы не видим и не различаем цветов, потому что их нет. Цвет предмета зависит от материала, из которого создан данный предмет, и его освещения. Оранжево-красный свитер выглядит так потому, что краситель, который использовали для окраски шерсти, отражает оранжево-красную часть световых лучей и поглощает фиолетово-синюю и зеленую часть спектра.
Источник: intofact.ru
Сколько цветов в спектре солнечного света
Биология света. Световой спектр
Всякое движение, всякое действие в окружающем нас пространстве представляет собой проявление энергии. В своем вечном изменении энергия принимает различные формы, которые мы называем механической, тепловой, химической, электрической энергией. Одна из форм энергии известна под названием лучистой энергии.
Лучистую энергию излучает всякое раскаленное тело, в том числе и солнце. Всякое тело, которое испускает свет, т. е. светится, называется источником света. Наиболее частой причиной свечения является высокая температура.
Чем выше температура, тем ярче испускаемый телом свет. При нагреве куска железа до 500° тепла оно остается темным, несветящимся телом. При его дальнейшем, нагреве свыше 600—700° кусок железа становится тёмнокрасным, испускающим свет. При 800—1000° железо светится уже светлокрасным светом, при температуре 1000— 1200° желтым, а при температуре около 1500° кусок железа начинает излучать желтовато-белый свет. Тугоплавкие тела, разогретые до 2000—2500°, испускают уже ослепительный белый свет — поток различных световых лучей, представляющих собой электромагнитые колебания различных длин волн (частоты колебаний).
Постоянным источником лучистой энергии является солнце. Теоретические расчеты заставляют предполагать, что в центре солнца температура равна 20 000 000° при громадном давлении. Все пространство вокруг солнца заполнено потоком световой энергии. Этот поток солнечной энергии со скоростью 300 000 км/сек распространяется во все стороны от центра.
Из непрерывного потока излучаемой энергии до нашей планеты доходит лишь одна двухмиллиардная доля солнечной энергии. Часть этой энергии отражается от атмосферы земного шара и рассеивается атмосферой во все стороны, часть идет на нагревание воздуха и до земной поверхности доходит меньше половины.
При светолечении и закаливании используются различные источники: естественные — солнце (гелиотерапия) и всевозможные искусственные — ртутно-кварцевые лампы, осветительные приборы и т. д. (фототерапия).
Световой спектр
Световой луч, пропущенный через призму, разлагается на ряд цветных полос. Получаемые на экране отри разложении луча цветные полосы Ньютон назвал спектром. Цветные полосы постепенно переходят одна в другую. Видимая часть спектра охватывает лучи с длиной волны от 760 mu (красные) до 400 тu (фиолетовые).
Длина волны от красного луча к фиолетовому постепенно уменьшается, а частота колебаний, наоборот, увеличивается. Вся эта группа лучей названа световыми, или видимыми.
Инфракрасные и ультрафиолетовые лучи расположены по обе стороны видимых лучей: за красными — инфракрасные, за фиолетовыми— ультрафиолетовые. Названы они невидимыми потому, что не воспринимаются сетчаткой глаза.
Инфракрасные лучи — самые длинные — от 760 тu до 0,3 мм. Влево от инфракрасной части спектра (длиной от 0,3 мм до 3 мм) лежат радиолучи, имеющие большую длину волны. Ультрафиолетовые лучи короче — от 400 до 180 mu. За ультрафиолетовой частью спектра расположены лучи Рентгена, гамма-лучи, а еще дальше космические.
При изучении действия лучей с различной длиной волны было экспериментально установлено, что лучи левой части спектра, т. е. инфракрасные, красные и оранжевые, обладают большим тепловым действием; лучи средней части спектра, т. е. желтые и зеленые, действуют главным образом оптически, а синие, фиолетовые и ультрафиолетовые (в правой части спектра) оказывают преимущественно химическое действие.
Обычно все виды лучистой энергии обладают способностью и тс тепловому и химическому действию, одинаковому по качеству, но различному по количеству, поэтому неправильно называть красные и инфракрасные лучи тепловыми, а синие, фиолетовые и ультрафиолетовые — химическими и разделение спектра на тепловые, световые и химические лучи было бы неправильным.
В большинстве случаев лучи, падая на различные тела, поглощаются ими и превращаются в теплоту. Количество получаемой таким образом теплоты будет прямо пропорционально энергии поглощенных лучей.
Информация на сайте подлежит консультации лечащим врачом и не заменяет очной консультации с ним.
См. подробнее в пользовательском соглашении.
Источник: meduniver.com
Из чего состоят звезды (спектры звезд)?
Спектральный анализ звезд и других космических объектов
Луч света, проходящий через стеклянную призму преломляется, и после выхода из призмы идет уже по другому направлению. При этом лучи разного цвета преломляются различно. Из семи цветов радуги сильнее всего отклоняются световые лучи фиолетового цвета, в меньшей степени — синего, еще меньше — голубые лучи, затем — зеленые, желтые, оранжевые, меньше всего отклоняются красные лучи.
Любое светящееся тело испускает в пространство лучи разного цвета. Но так как они накладываются один на другой, то для человеческого глаза все они сливаются в один цвет.
Например, Солнце испускает лучи белого цвета, но если мы пропустим такой луч через призму и тем самым разложим его на составные части, то окажется, что белый цвет луча сложный: он состоит из смеси всех цветов радуги. Смешав эти цвета вместе, мы опять получим белый цвет.
В астрономии, для изучения того как устроены звезды, активно используются так называемые спектры звезд. Спектром называется луч какого-нибудь источника света, пропущенный через призму и разложенный ею на свои составные части. Немного отвлекшись, можно сказать, что обычная земная радуга есть ничто иное, как спектр Солнца, ведь своим появлением она обязана преломлению солнечного света в капельках воды, действующих в данном случае подобно призме.
Для того чтобы получить спектр в более чистом виде, ученые пользуются не простой стеклянной призмой, а специальным прибором — спектроскопом.
Принцип работы спектроскопа: мы знаем как «светится» совершенно «чистый» (идеальный) поток света, также мы знаем какие «помехи» вносят различные примеси. Сравнивая спектры, мы можем видеть температуру и химический состав тела, испустившего анализируемый световой поток
Если мы осветим щель спектроскопа светящимися парами какого-нибудь вещества, то увидим, что спектр этого вещества состоит из нескольких цветных линий на темном фоне. При этом цвета линий для каждого вещества всегда одни и те же – независимо от того, говорим мы о Земле или Альфа Центавра. Кислород или водород всегда остаются самим собой. Соответственно, зная как выглядит каждый из привычных нам химических элементов на спектрографе, мы можем очень точно определить их наличие в составе далеких звезд, просто сравнив спектр их излучения с нашим земным “эталоном”.
Располагая списком спектров разных веществ, мы сможем каждый раз точно определить, с каким же веществом мы имеем дело. Достаточно малейшей примеси какого-либо вещества в металлическом сплаве или в горной породе, и это вещество выдаст свое присутствие, заявит о себе цветным сигналом в спектре.
Смесь паров нескольких химических элементов, не образующих химического соединения, дает наложение их спектров один на другой. По таким спектрам мы и распознаем химический состав смеси. Если светятся не разложенные на атомы молекулы сложного химического вещества, то есть химического соединения, то их спектр состоит из широких ярких цветных полос на темном фоне. Для всякого химического соединения эти полосы тоже всегда определенные, и мы их умеем распознавать.
Вас может заинтересовать
- Светимость звезд и звездные величины
- Как определить время по звездам?
- Почему звезды и планеты имеют шарообразную форму?
- Звездные часы: солнечное и среднесолнечное время
- 9 загадок космоса которые не может объяснить наука
Так выглядит спектр нашей «родной» звезды – Солнца
Спектр в виде полоски, состоящей из всех цветов радуги, дают твердые, жидкие и раскаленные вещества, например нить электрической лампочки, расплавленный чугун и раскаленный прут железа. Такой же спектр дают огромные массы сжатого газа, из которого состоит Солнце.
Вскоре после того как в спектре Солнца были обнаружены темные линии, некоторые из ученых обратили внимание на такое явление: в желтой части этого спектра есть темная линия, которая имеет ту же длину волны, что и яркая желтая линия в спектре разреженных светящихся паров натрия. Что это означает?
Для выяснения вопроса ученые провели опыт.
Был взят раскаленный кусок извести, дающий непрерывный спектр без всяких темных линий. Затем перед этим куском извести было помещено пламя газовой горелки, содержащей пары натрия. Тогда в непрерывном спектре, полученном от раскаленной извести, свет которой прошел через пламя горелки, появилась в желтой части темная линия. Стало ясно, что сравнительно более холодные пары натрия поглощают или задерживают лучи той же самой длины волны, какую эти пары сами по себе способны испускать.
Опытным путем, было установлено, что светящиеся газы и пары поглощают свет тех самых длин волн, которые они сами способны испускать, будучи достаточно нагретыми.
Так вслед за первой тайной — причиной окрашивания пламени в тот или другой цвет парами определенных веществ — была раскрыта и вторая тайна: причина появления темных линий в солнечном спектре.
Спектральный анализ в исследовании Солнца
Очевидно, Солнце — раскаленное тело, испускающее белый свет, спектр которого непрерывен — окружено слоем более холодных, но все же раскаленных газов. Эти газы и образуют вокруг Солнца его оболочку, или атмосферу. А в этой атмосфере содержатся пары натрия, которые и поглощают из лучей солнечного спектра лучи с гой самой длиной волны, которую натрий способен испускать. Поглощая, задерживая эти лучи, пары натрия создают в свете Солнца, прошедшем сквозь его атмосферу и дошедшем до нас, недостаток желтых лучей с этой длиной волны. Вот почему в соответствующем месте желтой части спектра Солнца мы находим темную линию.
Так, не побывав никогда на Солнце, находящемся от нас на расстоянии 150 миллионов километров, мы можем утверждать, что в составе солнечной атмосферы есть натрий.
Таким же образом, определив длины волн других темных линий, видимых в спектре Солнца, и сравнив их с длинами волн ярких линий, испускаемых парами различных веществ и наблюдаемых в лаборатории, мы точно определим, какие еще другие химические элементы входят в состав солнечной атмосферы.
Так было выяснено, что в солнечной атмосфере присутствуют те же химические элементы, что и на земле: водород, азот, натрий, магний, алюминий, кальций, железо и даже золото.
Спектры звезд, свет которых тоже можно направить в спектроскоп, похожи на спектр Солнца. И по темным линиям их мы можем определить химический состав звездных атмосфер так же, как мы определили химический состав солнечной атмосферы по темным линиям спектра Солнца.
Таким путем ученые установили, что даже количественно химический состав атмосфер Солнца и звезд очень похож на количественный химический состав земной коры.
Самый легкий из всех газов, из всех химических элементов — водород — составляет на Солнце 42% по весу. На долю кислорода приходится 23% по весу. Столько же приходится на долю всех металлов, вместе взятых. Углерод, азот и сера составляют вместе 6% от состава солнечной атмосферы. И только 6% приходится на все остальные элементы, вместе взятые.
Надо учесть, что атомы водорода легче всех остальных. Поэтому их число далеко превосходит число всех других атомов. Из каждой сотни атомов в атмосфере Солнца 90 атомов принадлежит водороду.
Средняя плотность Солнца на 40% больше плотности воды и все-таки оно ведет себя во всех отношениях как идеальный газ. Плотность на внешнем видимом краю Солнца составляет приблизительно одну миллионную от плотности воды, в то время как плотность вблизи его центра примерно в 50 раз выше плотности воды.
Спектральный анализ и температура звезд
Спектры звезд — это их паспорта с описанием всех звездных примет, всех их физических свойств. Надо лишь уметь в этих паспортах разобраться. Многое еще мы не умеем из них извлечь в будущем, но уже и сейчас мы читаем в них немало.
По спектру звезды мы можем узнать ее светимость, а следовательно, и расстояние до нее, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести.
Спектральный анализ дает ученым также возможность определять скорость движения светил к нам или от нас даже в тех случаях, когда эту скорость и вообще движение светил никакими другими способами обнаружить невозможно.
Если какой-нибудь источник колебаний, распространяющихся в виде волн, движется по отношению к нам, то, понятно, длина волны колебаний, воспринимаемая нами, меняется. Чем быстрее приближается к нам источник колебания, тем короче делается длина его волны. И наоборот, чем быстрее источник колебаний удаляется, тем длина волны по сравнению с той длиной волны, которую воспринял бы наблюдатель, неподвижный по отношению к источнику, увеличивается.
То же самое происходит и со светом, когда источник света — небесное светило — движется по отношению к нам. Когда светило приближается к нам, длина волны всех линий в его спектре становится короче. А когда источник света удаляется, то длина волны тех же самых линий становится больше. В соответствии с этим в первом случае линии спектра сдвигаются в сторону фиолетового конца спектра (то есть в сторону коротких длин волн), а во втором случае они смещаются к красному концу спектра.
Точно так же путем изучения распределения яркости в спектре звезд мы узнали их температуру.
Звезды красного цвета — самые «холодные». Они нагреты до 3 тысяч градусов, что примерно равняется температуре в пламени электрической дуги.
Температура желтых звезд составляет 6 тысяч градусов. Такова же температура поверхности нашего Солнца, которое тоже относится к разряду желтых звезд. Температуру в 6 тысяч градусов наша техника пока не может искусственно создать на Земле.
Белые звезды еще более горячие. Температура их составляет от 10 до 20 тысяч градусов.
Наконец, самыми горячими среди известных нам звезд являются голубые звезды, раскаленные до 30, а в некоторых случаях даже до 100 тысяч градусов.
Классификация звезд по цвету и температуре
В недрах звезд температура должна быть значительно выше. Определить ее точно мы не можем, потому что свет из глубины звезд до нас не доходит: свет звезд, наблюдаемый нами, излучается их поверхностью. Можно говорить лишь о научных расчетах, о том, что температура внутри Солнца и звезд составляет примерно 20 миллионов градусов.
Несмотря на раскаленность звезд, нас достигает лишь ничтожная доля испускаемого ими тепла — так далеки от нас звезды. Больше всего тепла доходит к нам от яркой красной звезды Бетельгейзе в созвездии Ориона: меньше Одной десятой от миллиардной доли малой калории 1 на квадратный сантиметр за минуту.
Иными словами, собирая с помощью 2,5 – метрового вогнутого зеркала это тепло, в течение года мы бы могли нагреть им наперсток воды всего лишь на два градуса!
Источник: starcatalog.ru