Фотон. Квант. Спектр

До середини XX століття нашим знанням про Всесвіт ми були зобов’язані майже виключно загадковим світлових променів. Немов незримі нитки, вони пов’язують нас з небесними світилами, а загадковими їх можна назвати тому, що природа світлових хвиль ще до кінця не пізнана. З одного боку, світло – це електромагнітні хвилі; з іншого – світло випромінюється і поглинається окремими “порціями”. Тому промінь світла можна розглядати і як хвилю, і як потік частинок речовини, які отримали назву фотонів або квантів.

Світлова хвиля, як і будь-яка інша хвиля, характеризується частотою V і довжиною хвилі λ. Між цими фізичними параметрами існує проста залежність:

Vλ = C
де с – швидкість світла у вакуумі (порожнечі). А енергія фотонів пропорційна частоті випромінювання.

У природі світлові хвилі поширюються найкраще в просторах Всесвіту, так як там на їх шляху найменше перешкод. І людина, озброївшись оптичними приладами, навчився читати загадкові світлові письмена. За допомогою спеціального приладу – спектроскопа, пристосованого до телескопа, астрономи стали визначати температуру, яскравість і розміри зірок; їх швидкості, хімічний склад і навіть процеси, що відбуваються в надрах далеких світил.

Ще Ісаак Ньютон встановив, що білий сонячне світло складається з суміші променів всіх кольорів веселки. При переході з повітря в скло колірні промені переломлюються в різній мірі. Тому якщо на шляху вузького сонячного променя поставити тригранну призму, то після виходу променя з призми на екрані виникає райдужна смужка, яка називається спектром.

Спектр містить найважливішу інформацію про випромінюють світло небесному тілі. Без жодного перебільшення можна сказати, що астрофізика своїми чудовими успіхами зобов’язана перш за все спектральному аналізу. Спектральний аналіз є в наш час основним методом вивчення фізичної природи небесних тіл.

Кожен газ, кожен хімічний елемент дає свої, тільки йому одному притаманні лінії в спектрі. Вони можуть бути схожими за кольором, але обов’язково відрізняються одна від одної своїм розташуванням в спектральної смужці. Одним словом, спектр хімічного елемента – це його своєрідний “паспорт”. І досвідченому спектроскопісту досить лише глянути на набір кольорових ліній, щоб визначити, яка речовина випромінює світло. Отже, для визначення хімічного складу світиться тіла немає ніякої необхідності брати його в руки і піддавати безпосереднім лабораторним дослідженням. Відстані тут, нехай навіть космічні, теж не перешкода. Важливо тільки, щоб досліджуване тіло було в розпеченому стані – яскраво світилося і давало спектр. А як ми знаємо, зірки представляють собою гігантські самосветящиеся газові кулі, і тому вони як не можна краще підходять для вивчення спектральним методом.

Досліджуючи спектр Сонця або іншої зірки, астроном має справу з темними лініями, так званими лініями поглинання. Лінії поглинання в точності збігаються з лініями випромінювання даного газу. Саме завдяки цьому за спектрами поглинання можна вивчати хімічний склад Сонця і зірок. Вимірюючи енергію, випроменену або поглинену в окремих спектральних лініях, можна провести кількісний хімічний аналіз небесних світил, тобто дізнатися про процентний вміст різних хімічних елементів. Так було встановлено, що в атмосферах зірок переважають водень і гелій.
Дуже важлива характеристика зірки – її температура. У першому наближенні про температуру небесного світила можна судити по його кольору. Спектроскопія дозволяє визначати поверхневу температуру зірок з дуже високою точністю.

Температура поверхневого шару більшості зірок укладена в межах від 3000 до 25 000 К.

Можливості спектрального аналізу майже невичерпні! Він переконливо показав, що хімічний склад Землі, Сонця і зірок однаковий. Правда, на окремих небесних тілах деяких хімічних елементів може бути більше або менше, але ніде не було виявлено присутність якогось особливого “неземного речовини”. Подібність хімічного складу небесних тіл служить важливим підтвердженням матеріального єдності Всесвіту.

Астрофізика – великий відділ сучасної астрономії – займається вивченням фізичних властивостей і хімічного складу небесних тіл і міжзоряного середовища. Вона розробляє теорії будови небесних тіл і протікають в них процесів. Одна з найважливіших задач, що стоять сьогодні перед астрофізикою, полягає в уточненні внутрішньої будови Сонця і зірок і джерел їх енергії, у встановленні процесу їх виникнення і розвитку. І всієї багатющої інформацією, що надходить до нас з глибин Всесвіту, ми зобов’язані вісникам далеких світів – променів світла.

Власний рух зірок – це кут, на який зірка переміщається по небу протягом одного року. Якщо виміряна і відстань до цієї зірки, то можна обчислити її власну швидкість, тобто ту частину швидкості небесного світила, яка перпендикулярна променю зору, тобто напрямом “спостерігач-зірка”. Але щоб отримати повну швидкість зірки в просторі, необхідно знати ще швидкість, спрямовану по променю зору – до спостерігача або від нього.

Визначити ж променеву швидкість зірки можна по розташуванню ліній поглинання в її спектрі. Як відомо, всі лінії в спектрі рушійної джерела світла зміщуються пропорційно швидкості його руху. У зірки, що летить у напрямку до нас, світлові хвилі коротшають і спектральні лінії зміщуються до фіолетового кінця спектра. У зірки, що віддаляється від нас, світлові хвилі подовжуються і лінії зміщуються до червоного кінця спектра. Таким шляхом астрономи знаходять швидкість руху зірки вздовж променя зору. А коли обидві швидкості (власна і променева) відомі, то не є складним по теоремі Піфагора обчислити повну просторову швидкість зірки відносно Сонця:

V = √Vл2 + Vс2

де Vл – променева швидкість зірки, а Vс – власна швидкість зірки, виражена, як і променева швидкість, в км / с.

Виявилося, що швидкості у зірок різні і, як правило, становлять кілька десятків кілометрів на секунду.

Вивчивши власні руху зірок, астрономи отримали можливість представити себе вид зоряного неба (сузір’їв) в далекому минулому і в далекому майбутньому.

Посилання на основну публікацію