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.

 

На пластинках, полученных с объективной призмой, найти спектры звезд различных спектральных классов и отождествить наиболее заметные спектральные линии. Для этой цели следует сравнить вид спектра с фотографиями спектров, приведенными в Атласе звездных спектров.

После отождествления линий, для любой звезды с хорошо заметными линиями в спектре следует измерить их положение и построить дисперсионную кривую. Оценить дисперсию для длинноволнового коротковолнового конца спектра.

При наличии на пластинке изображения газовой туманности (указывается преподавателем) требуется зарисовать вид спектра и отождествить основные линии в нем. Для отождествления спектральных деталей воспользоваться фотографией эмиссионного спектра любой туманности. Критерием правильности отождествления будет служить совпадение дисперсионной кривой, измеренной по эмиссионным линиям туманности, с дисперсионными кривыми, измеренными по линиям поглощения в спектрах звезд на той же фотопластинке.

 

 

2. Отождествление линий в спектре, полученном с дифракционным спектрографом.

 

а. Рассматривая спектр звезды, полученный с дифракционным спектрографом, нужно отождествить наиболее заметные спектральные линии и определить спектральный класс данной звезды

б. Сопоставляя линейную координату линий (по отсчетам микроскопа) и их длину волны, получить дисперсионную кривую и оценить дисперсию спектра

 

 

3. Отождествление линий солнечного спектра.

 

Длины волн спектральных линий определяются путем сравнения данного спектра с фотографией солнечного спектра, на которой отмечены длины волн наиболее заметных линий. Нужно отождествить из них несколько наиболее ярких и указать примерный диапазон длин волн на данной пластинке.

 

 

 

Результаты

 

Необходимо представить дисперсионные кривые, а также схематические рисунки отождествленных спектров звезд, Солнца, планетарной туманности с указанием длин волн и химических элементов, которым принадлежат эти линии.

 

 

 

Контрольные вопросы

 

1. Каковы основные особенности спектров звезд различных спектральных классов?
2. Чем физически обусловлены эти различия?
3. Что характеризует спектральный класс?
4. Объяснить причины различий вида спектра газовой туманности и спектров звезд на фотопластинке, полученной с объективной призмой.

 

 

 

 

На следующих рисунках приведены спектры звезд разных спектральных классов:

Литература

 

1. Мартынов Д.Я. Курс практической астрофизики. М.: Наука, 1977, с. 123-139, 156-158, 284-292.
2. Мартынов Д.Я. Курс общей астрофизики. М.: Наука, 1979, с. 124-133, 353-355.