![]() |
![]() |
![]() |
Излучение абсолютно черного тела, проходя через молекулярное облако, приобретает линии поглощения с своем спектре. У облака также можно наблюдать эмисионный спектр.
|
Разложение электромагнитного излучения по длинам волн с целью их изучения называется спектроскопией. Анализ спектров – основной метод изучения астрономических объектов, применяемый в астрофизике. Наблюдаемые спектры делятся на три класса:
Изучение спектров дает информацию о температуре, скорости, давлении, химическом составе и о других важнейших свойствах астрономических объектов.
История спектрального анализа началась в 1802 году, когда англичанин Волланстон, наблюдая спектр Солнца, впервые увидел темные линии поглощения. Он не смог объяснить их и не придал своему открытию особого значения.
![]() |
Модель 2.8.
Атом водорода.
|
В 1814 году немецкий физик Фраунгофер вновь обнаружил в солнечном спектре темные линии поглощения и верно смог объяснить их появление. С тех пор их называют линиями Фраунгофера.
В 1868 году в спектре Солнца были обнаружены линии неизвестного элемента, названного гелием (греч. helios «Солнце»). Через 27 лет небольшое количество этого газа обнаружилось и в земной атмосфере. Сегодня известно, что гелий – второй по распространенности элемент во Вселенной.
В 1918–1924 годах вышел в свет каталог Генри Дрепера, содержащий классификацию спектров 225 330 звезд. Этот каталог стал основой для Гарвардской классификации звезд.
В спектрах большинства астрономических объектов наблюдаются линии водорода, возникающие при переходе на первый энергетический уровень. Это серия Лаймана, наблюдаемая в ультрафиолете; отдельные линии серии имеют обозначения L? (? = 121,6 нм), L? (? = 102,6 нм), L? (? = 97,2 нм) и так далее. В видимой области спектра наблюдаются линии водорода серии Бальмера. Это линии H? (? = 656,3 нм) красного, H? (? = 486,1 нм) голубого, H? (? = 434,0 нм) синего и H? (? = 410,2 нм) фиолетового цвета.
Линии водорода наблюдаются и в инфракрасной части спектра – серии Пашена, Брэккета и другие, более далекие.
![]() |
Спектральные серии в спектре водорода.
|
![]() |
Почти все звезды имеют линии поглощения в спектре.
|
Наиболее интенсивная линия гелия расположена в желтой части спектра: D3 (? = 587,6 нм). В спектрах звезд типа Солнца наблюдаются также линии натрия: D1 (? = 589,6 нм) и D2 (? = 589,0 нм), линии ионизованного кальция: Н (? = 396,8 нм) и К (? = 393,4 нм).
Фотосферы звезд дают непрерывный спектр, пересеченный отдельными темными линиями, которые возникают при прохождении излучения через более холодные слои атмосферы звезды.
По спектру поглощения (точнее, по наличию определенных линий в спектре) можно судить о химическом составе атмосферы звезды. Яркие линии в спектре показывают, что звезда окружена расширяющейся оболочкой из горячего газа. У красных звезд с низкой температурой в спектре видны широкие полосы молекул окиси титана, оксидов. Ионизированный межзвездный газ, нагретый до высоких температур, дает спектры с максимумом излучения в ультрафиолетовой области.
Необычные спектры дают белые карлики. У них линии поглощения во много раз шире, чем у обычных звезд и имеются линии водорода, которые отсутствуют при таких температурах у обычных звезд. Это объясняется высоким давлением в атмосферах белых карликов.
![]() |
![]() |