Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Zasov/zadacha_02.htm
Дата изменения: Wed May 2 20:20:10 2007
Дата индексирования: Mon Oct 1 20:26:14 2012
Кодировка: Windows-1251

Поисковые слова: запрещенные спектральные линии
А.В.Засов. Задача 02: Отождествление <b style="color:black;background-color:#66ffff">спектральных</b> <b style="color:black;background-color:#ff66ff">линий</b> в спектрах астрономических объектов
Вернуться к оглавлению
Вернуться к предыдущей задаче Перейти к следующей задаче


Задача ?02
ОТОЖДЕСТВЛЕНИЕ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ В СПЕКТРАХ АСТРОНОМИЧЕСКИХ ОБЪЕКТОВ

Введение

 

В спектрах астрономических объектов могут наблюдаться как эмиссионные линии, так и линии поглощения. Эмиссионные линии излучает прозрачный горячий газ, в то время как линии поглощения образуются в атмосферах звезд благодаря поглощению и рассеянию света атомами различных химических элементов, присутствующих в атмосферах звезд. Интенсивность линий того или иного элемента зависит от целого ряда факторов и не всегда отражает относительное количество этого элемента в источнике.

Анализ спектров дает основную информацию о физическом состоянии вещества, ответственного за появление линий.

'Классический' способ получения спектра связан с использованием диспергирующих элементов - призм или дифракционных решеток, после прохождения которых лучи различных длин волн испытывают различное отражение или преломление и расходятся под некоторым углом. Объектив, расположенный на пути этих лучей, создает изображение спектральной полоски, содержащей линии, каждая из которых имеет определенную длину волны.

Спектр характеризуется величиной дисперсии, спектральным интервалом зарегистрированного участка, и спектральной разрешающей способностью. Последнюю можно определить как минимальное расстояние (в ангстремах) между близкими линиями, при котором их еще можно уверенно разделить на спектрограмме.

Дисперсия выражается в единицах Ангстрем/мм и численно равна касательной (на данном значении длины волны) к линии, связывающей длину волны l и линейную координату x вдоль спектра. Для спектра, полученного дифракционным спектрографом, зависимость l(x) почти линейна, а для света, прошедшего через призму, линейная дисперсия описывается формулой:

;

 

поэтому дисперсионная кривая сильно отличается от прямой. Здесь - фокусное расстояние объектива, - угловая дисперсия, и - постоянные величины.

 

Призменные спектрографы в астрономии давно не используются. Но для 'массового' обзора спектров звезд или галактик и поисковых задач получают фотографии спектров низкого спектрального разрешения с помощью объективной призмы, расположенной перед объективом. Спектры с большей дисперсией и высокой разрешающей способностью получают с помощью щелевого спектрографа с дифракционной решеткой.

При фотографической регистрации спектров звезд, учитывая невысокий динамический диапазон фотоэмульсии, для увеличения информативности изображения спектральную полоску обычно искусственно расширяют. Для этого при фотографировании спектра источник сдвигают по направлению, перпендикулярному дисперсии. При фотографировании протяженного объекта (например, Солнца) необходимость в расширении спектра отпадает. При регистрации света линейным приемником излучения расширение спектров также не производится.

 

 

Цель задачи

 

В настоящей задаче предстоит ознакомиться со спектрами звезд различных спектральных классов, Солнца и газовой туманности, полученными на различных инструментах, а также овладеть методикой отождествления спектральных линий.

Для выполнения задачи потребуются: спектры, полученные как с объективной призмой, так и со щелевым спектрографом, просмотровый столик с линзой, или спектропроектор, и измерительный микроскоп (любой).

 

 

Порядок выполнения работы


1. Работа с фотопластинкой, полученной с объективной призмой.