Определение химического состава, скоростей и температуры небесных светил

Астрономические методы изучения Небесных светил - Определение химического состава, скоростей и температуры небесных светил

Спектральным анализом можно определить химический состав либо самосветящихся газов, либо газов, поглощающих свет источника, дающего сплошной спектр, отчего в сплошном спектре появляются темные линии. Такое явление происходит в атмосферах, окружающих небесные тела, подобные Солнцу и звездам. Спектры звезд и Солнца сплошные, перерезанные темными линиями. Сопоставляя эти линии с линиями спектров известных нам химических элементов (Рисунок 57, 87), мы узнаем химический состав наружных, менее горячих слоев Солнца и звезд. На этих светилах, найдены только те химические элементы, которые есть и на Земле, а это подтверждает материальное единство мира и опровергает лжеучение о непознаваемости природы.

Рисунок 57 - Сравнение спектра Солнца (вверху) со спектром железа.

Луна и планеты светят отраженным светом Солнца, и потому их химический состав при помощи спектрального анализа определить нельзя. Но прежде чем от поверхности планеты отразится солнечный свет, он пронизывает ее атмосферу, а отразившись, по дороге к нам пронизывает ее еще раз. В атмосфере планеты солнечный свет поглощается, и потому в спектрах планет появляются добавочные темные линии (по сравнению со спектром Солнца). Это позволяет определить состав атмосфер планет.

Скорости движения небесных светил относительно Земли по лучу зрения (к нам или от нас) определяются при помощи спектрального анализа на основании принципа Доплера - Физо. Принцип Доплера - Физо состоит в том, что при сближении источника света и наблюдателя все линии спектра смещаются к его фиолетовому концу, а при взаимном удалении наблюдателя и источника света линии его спектра смещаются к красному концу.

Величина смещения спектральных линий зависит от скорости движения и может быть измерена (Рисунок 58). Справедливость всего этого была впервые доказана в лабораторных условиях академиком А. А. Белопольским (1854-1934) в Пулковской обсерватории (Рисунок 59).

А.А. Белопольский.

Скорость движения светил по направлению, перпендикулярному к лучу зрения, можно определить, зная видимую угловую скорость перемещения светила по небесной сфере и его расстояние от нас.

Рисунок 58 - Смещение линий в спектре звезды (среднем), движущейся по лучу зрения. Вверху и внизу - лабораторные спектры сравнения.

Рисунок 59 - Пулковская обсерватория.

Температура самосветящихся небесных тел, таких, как Солнце и звезды, определяется по распределению яркости вдоль их непрерывного спектра. Самосветящееся тело с наименьшей температурой имеет красный цвет, потому что красные лучи в его спектре всего ярче. Более нагретое тело испускает желтый цвет, потому что наиболее яркое место в его спектре приходится на желтый цвет. Еще более раскаленное тело имеет белый цвет, потому что яркость цветов в его спектре такова, что при смешении они дадут белый цвет. У еще более нагретого тела наиболее яркой является голубая часть спектра, отчего и его цвет кажется голубоватым. Теория излучения света, проверенная опытами, показывает, что распределение яркости вдоль сплошного спектра зависит от температуры тела. Изучив распределение яркости в спектрах Солнца и звезд, мы можем с достаточной точностью определить их температуру.

Температура планет и Луны (светящих отраженным солнечным светом) определяется при помощи термоэлемента. В астрономии в соединении с телескопами применяются столь чувствительные термоэлементы, что они могут уловить тепло свечи, горящей на расстоянии многих километров. Такой термоэлемент помещают в фокусе объектива телескопа. Ничтожное тепловое излучение планеты все же нагревает термоэлемент, и в нем возникает слабый электрический ток, который измеряется чувствительным гальванометром. Зная силу тока, можно определить количество тепла, дошедшего от планеты до Земли, а зная расстояние планеты от Земли, можно по этим данным высчитать температуру планеты.