 |
Астронет: Г.С. Яхно Содержание и методика проведения практических работ и моделирование астрономических явлений в курсе астрономии средней школы http://variable-stars.ru/db/msg/1173351/chapter36.html |
| << Предыдущая |
3.6. Демонстрация солнечного спектра и отождествление главнейших фраунгоферовых линий
Изучению Солнца в курсе астрономии отводится значительное место. И это не случайно. Солнце - центральное тело солнечной системы. Это ближайшая к нам и притом типичная звезда в нашей Галактике, относящаяся к главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Важнейшие проблемы современной астрофизики также связаны с изучением физических процессов, происходящих на Солнце.
Поэтому было бы вполне закономерном ознакомить учащихся с характерными особенностями солнечного спектра, несущего на себе глубокую информацию о физическом состоянии Солнца, и показать на его примере принцип спектрального анализа. Убедить учащихся в том, что спектральный анализ - один из основных методов современной науки как по своей универсальности, так и по надежности получаемых результатов, что это ключ к разгадке многих тайн природа. Однако изучение спектров в школе страдает догматизмом и мало подтверждается практическими наблюдениями.
В пункте 3-м настоящей главы уже приводилось замечание проф. Б.А. Воронцова-Вельяминова о том, что во избежание догматичности в изложении необходимо раскрывать хотя бы некоторые методы астрономии. И в числе этих методов был назван спектральный анализ, который дается лишь в конце курса физики и с ограниченными применениями его, со слишком малой конкретизацией его возможностей.
Хотя с понятием спектрального анализа учащиеся выпускных классов знакомятся дважды: в курсе астрономии и в курсе физики, но ни в первом, ни во втором случае программа не предусматривает демонстраций или других видов практических работ по изучению солнечного спектра.
Не конкретизированы также практические способы наблюдения солнечного спектра в школьных учебниках и в методической литературе. Чтобы частично восполнить этот пробел, автором были разработаны и опробованы на практике вполне доступные для массовой школы демонстрации к этой теме. Это оказалось тем более необходимым, что имеющиеся в учебниках иллюстрации спектров обладают некоторыми недостатками.
а) Фотографирование спектров с помощью школьного спектроскопа
 |
| Рис. 30.
Установка для фотографирования спектров |
 |
| Рис. 31.
Солнечный спектр, полученный с помощью школьного спектроскопа и камеры "Зенит". |
 |
| Рис. 32.
Фотографии солнечного спектра, полученные на различном фотоматериале. |
Обычный двухтрубный спектроскоп, если у него достаточно качественная призма и правильно отрегулирована щель коллиматора, позволяет не только наблюдать лилии поглощения в солнечном спектре, но и фотографировать их. Иными словами, спектроскоп в сочетании с фотоаппаратом можно превратить в спектрограф, весьма полезный для школьной практики прибор. Для этого окуляр трубы спектроскопа убирают и фотографируют изображение спектра, даваемое объективом трубы спектроскопа, с помощью зеркальной камеры "Зенит" (рис.30). Причем, благодаря наличию удлинительных колец, отодвигающих объектив фотоаппарата, изображение на пленке получается с некоторым увеличением. Затем при печатании снимок еще раз увеличивается, так что общее линейное увеличение может достигнуть 25. На таком снимке (рис.31) хорошо видны фраунгоферовы линии и их можно демонстрировать всему классу. Даже при беглом осмотре можно обнаружить более 15 линий, а при внимательном изучении их можно насчитать до 30.
Для фотографирования солнечного спектра спектроскоп располагают у окна так, чтобы в щель коллиматора попадал дневной рассеянный свет.1
Фотоаппарат укрепляется на устойчивом подвижном штативе, который позволял бы осуществлять наводку на резкость и снабжается тросиком для открывания затвора. Призму спектроскопа и место соединения удлинительной трубки фотоаппарата с трубой спектроскопа лучше прикрыть темной тканью, чтобы в эти места не попадал боковой рассеянный свет.
Снимки будут более четкими, если пленку для фотографирования брать малой чувствительности, с мелкозернистой эмульсией. Это обычно пленки светочувствительности от 32 до 65 ед. ГОСТ. Еще лучше получаются снимки на специальной пленке малой чувствительности и высокой разрешающей способности, например, на фототехнической пленке, так называемой "МИКРАТ-300". Экспозиции при таком фотографировании (при полностью открытой диафрагме) будут составлять от 20 до 60 сек. и подбираются опытным путем. Сделав серию снимков с разной выдержкой, выбирают лучший. Фотографии солнечного спектра, полученные на разном фотоматериале, отличаются друг от друга (рис. 32). На несенсебилизированной пленке "МИКРАТ-200" удается получить линии и в ультрафиолетовой части несколько дальше линии М (l=373 нм).
При фотографировании линейчатых спектров испускания (водорода, гелия, натрия и др.) трубку или горелку помещают перед щелью спектроскопа и поступают таким же образом. Однако экспозиция в этом случае будет несколько меньше (10-30 сек).
Нужно иметь в виду, что при фотографировании (так же, как и при визуальном наблюдении) нельзя получить резкого изображения линий по всей длине спектра. В зависимости от того, какой участок мы хотим получить более четким, приходится соответственно и осуществлять наводку или по линиям фиолетовой и синей части спектра или по желто-красной его части.
Наконец, об удлинительных кольцах. Это могут быть стандартные репродукционные кольца, выпускаемые нашей промышленностью и имеющиеся в продаже.
Поскольку ширина спектра в фокальной плоскости трубы спектроскопа составляет около 1 см, а длина кадра не превышает 86 мм, то увеличение можно брать трехкратным. Пользуясь формулой линзы и помня, что фокусное расстояние объектива фотоаппарата составляет 5 см, находим для выбранного увеличения удаление объектива от изображения, которое получится на пленке. Оно будет составлять примерно 20 см. Для того, чтобы обеспечить такое удаление объектива, потребуется свинтить несколько колец в трубку такой длины.
б) Отождествление фраунгоферовых линий по спектрам сравнения
В настоящее время в фотографируемой области солнечного спектра известно около 26000 линий. В школьный спектроскоп удается наблюдать только незначительную их часть. Однако для иллюстрации метода спектрального анализа этого вполне достаточно.
На снимках, полученных с помощью школьного спектроскопа, хорошо заметны наиболее интенсивные линии солнечного спектра.
Чтобы установить, каким химическим элементам принадлежат эти линии, легче всего провести сравнение их со спектрами известных химических элементов. Причем, удобнее иметь спектр сравнения на том же снимке, где получен солнечный спектр. Получить его можно следующим образом. Добиваются хорошей видимости фраунгоферовых линий на матовом стекле фотоаппарата, прикрывают затем наполовину щель коллиматора непрозрачным экраном (пластинкой) и фотографируют спектр сравнения (например, спектр натрия от пламени горелки). Держа открытым затвор фотоаппарата, убирают горелку и экран (после соответствующей экспозиции) и фотографируют на этот же кадр солнечный спектр.
 |
| Рис. 33.
Отождествление фраунгоферовых линий по спектрам сравнения |
Как видно из рисунка 33, в этом случае получается наложение эмиссионных линий спектра сравнения на соответствующие линии поглощения солнечного спектра. В качестве спектров сравнения, кроме спектра натрия, легко получить спектры водорода и гелия от спектральных трубок, а также дуговой спектр железа и других элементов.
Отождествление линий в спектре Солнца можно проводить и визуально. Отодвигая и придвигая к щели коллиматора источник спектра сравнения, наблюдают, как появившиеся в поле зрения линии испускания будут закрывать соответствующие этим же элементам линии поглощения в солнечном спектре.
Однако визуальное сравнение спектров затруднительно проводить на уроке, так как оно требует значительного времени. Фотографический метод в этом отношении более выгоден. Во-первых, фотоснимки спектров можно в любое время демонстрировать сразу всему классу. Во-вторых, можно отпечатать достаточное количество снимков со спектрами и раздавать их учащимся для практической работы по отождествлению линий. И в-третьих, фотографии позволяют различить значительно больше линий поглощения в сравнении с непосредственным наблюдением. Особенно это относится к фиолетовой и близкой ультрафиолетовой части спектра, к которой наш глаз или малочувствителен или совсем нечувствителен. Например, самые интенсивные фраунгоферовы линии Н и К, принадлежащие ионизированному кальцию, глазом не видны, а на фотографии они хорошо заметны. Также визуально почти не наблюдается водородная линия Нd, а на фотографии она выделяется довольно ясно.
С помощью спектроскопа удается получить и цветные фотографии солнечного спектра и спектров сравнения. Хотя на них фраунгоферовы линии почти незаметны, но в сочетании с черно-белой фотографией спектра (в том же масштабе!) они позволяют судить, в какой части спектра лежат те или иные линии поглощения.
в) Отождествление фраунгоферовых линий по градуировочной кривой спектроскопа
Пользуясь спектрами сравнения, мы можем отождествить сравнительно небольшую часть линий солнечного спектра. Значительно большие возможности дает использование градуировочной кривой спектроскопа и справочной таблицы главнейших фраунгоферовых линий, приведенной ниже.
ТАБЛИЦА
основных линий солнечного спектра,
наблюдаемых в школьный спектроскоп
|
Длина волны |
Обозначение линий | Элемент | Интенсивность по Роуланду | Примечание |
| 6563 | С (Нa) | Н I | 40 | |
| 5896 | Д1 | Na I | 20 | В школьный спектроскоп наблюдается как одна линия |
| 5890 | Д2 | Na I | 30 | |
| 5184 | в1 | Mg' I | 30 | То же |
| 5173 | в2 | Mg I | 20 | |
| 5167 | в4 | Mg I | 15 | |
| 4861 | F (Hb) | H I | 30 | |
| 4384 | d | Fe I | 15 | |
| 4340 | G' (Hg) | H I | 20 | |
| 4227 | g | Ca I | 20 | Видны только на фотографиях |
| 4102 | h (Hd) | H I | 40 | |
| 3968 | H | Ca II | 700 | |
| 3934 | K | Ca II | 1000 | |
| 3820 | L | Fe I | 25 | |
| 3735 | M | Fe I | 40 |
(Характеристика указанных в таблице линий взята из справочника К. Аллена "Астрофизические величины").
Наблюдая солнечный спектр в спектроскоп, определяем положение наиболее интенсивных линий с помощью микрометрического винта спектроскопа. Показания, отсчитанные по шкале микрометра, проставляем против соответствующих линий на фотографии спектра или на схематическом его рисунке, выполненном от руки. Затем, по градуировочной кривой находим, каким длинам волн они соответствуют, а по справочной таблице узнаем, каким химическим элементам, находящимся в солнечной атмосфере, они принадлежат.
 |
| Рис.34.
Отождествление линий солнечного спектра с помощью градуировочной шкалы |
На рисунке 34 приведены результаты такой работы, где, кроме градуировочной кривой и фотографии спектра с отождествленными линиями, показана таблица солнечного спектра с главнейшими фраунгоферовыми линиями, вычерченная по градуировочной кривой и справочной таблице. На ней для большей наглядности и облегчения работы по отождествлению линий нанесена и шкала микрометра и шкала длин волн. Масштаб фотоснимка со спектром Солнца легко подобрать таким, чтобы он соответствовал этой таблице. И тогда совсем уже легко показать совпадение соответствующих линий по фотографии и в таблице.
В отличие от таблиц спектров, приведенных в учебниках, где шкала длин волн линейная (что справедливо только для дифракционного спектра), здесь шкала неравномерная, фиолетовая часть ее более растянута, а красная заметно сжата. На эту особенность призменного спектра полезно обратить внимание учащихся и указать, что призменный спектроскоп обладает неодинаковой линейной дисперсией в различных спектральных областях вследствие неодинакового коэффициента преломления для различных лучей.
В приведенной работе линейная дисперсия после фотографического увеличения составляет от 0,7 нм/мм в фиолетовой части до 2,8 нм/мм в красной.
При выполнении этой демонстрации следует отметить, что отождествление линий в спектре Солнца не такое простое дело, как может показаться на первый взгляд. В результате так называемого блендирования (совпадения двух или нескольких линий различных элементов) могут происходить ошибки в определении их принадлежности (как это исторически и было).
В школьный спектроскоп, например, линия Д кажется одинарной. Между тем, приборы с высокой линейной дисперсией позволяют различить там три линии (2 натрия и 1 гелия). Многократными оказались линия в, принадлежащая магнию и железу, линия Е - железу и кальцию и др.
Подводя итог изучению спектра Солнца, полезно указать, что из 26000 линий, зарегистрированных в фотографируемой области солнечного спектра, отождествлено около 70% всех линий и при этом уже установлено присутствие на Солнце 68 элементов.
Описанная демонстрация явится хорошей подготовкой для самостоятельного выполнения учащимися практической работы по отождествлению спектральных линий Солнца, которую можно ставить на занятиях физического практикума (содержание работ изложено в IV главе).
В настоящее время в руководстве к физическому практикуму [119] описана работа по определению длин волн линейчатого спектра с использованием градуировочной кривой. Но, к сожалению, авторы руководства не применили изложенный метод для анализа спектральных линий Солнца, хотя такая работа была бы весьма полезной как по физике, так и по астрономии. Она дала бы возможность лучше ознакомиться с характером солнечного спектра, более глубоко уяснить существо метода, оценить его практическое значение.
г) Использование фотографий солнечного спектра для ознакомления учащихся со спектральными классами звезд
При изучении физической природы звезд и ознакомлении с различием звезд по светимости, цвету и температуре, весьма наглядной иллюстрацией является спектр Солнца, полученный с помощью школьного спектроскопа.
Сравнив с ним спектры звезд ранних спектральных классов (О, В, А, F), имеющих более высокую температуру, можно видеть, что в них самыми интенсивными линиями являются линии водорода Нb , Нg , Нd , (которые в солнечном спектре несколько ослаблены), а также линии ионизированного кальция Н и К, усиливающиеся к спектральному классу G, к которому относится и Солнце. Отмечаем также, что в спектре Солнца, в отличие от ранних спектральных классов, появляются многочисленные линии металлов.
 |
| Рис. 35.
Сравнение солнечного спектра со спектрами звезд. |
Сравнение более поздних спектральных классов (К, М, N, R и S), температура которых ниже 6000њ, убеждает в качественном их отличии от более горячих звезд. В них линии водорода мало заметны, но видны многочисленные линии металлов и появляются линии поглощения некоторых молекулярных соединений. На рисунке 35 приведены для сравнения в одинаковом масштабе спектр Солнца, полученный на школьном спектроскопе н спектра некоторых звезд, взятые нами из "Справочника любителя астрономии" [76].
Такое сравнение спектров звезд позволяет без особых трудностей подвести учащихся к пониманию важнейшей закономерности, объективно существующей в мире звезд, и выраженной в диаграмме "Спектр-светимость". Иными словами, предлагаемое проф. Р.В. Куницким дополнение программы по астрономии в этой части [73] по нашему убеждению, является вполне назревшей необходимостью.
Кроме того, конкретные знания спектров Солнца и звезд помогут учащимся яснее представить, какова же величина "Красного смешения" некоторых весьма удаленных галактик, какой величине скорости убегания соответствует, например, смещение линии из ультрафиолетовой части спектра в оранжевую (как это имеет место у радиогалактики ЗС-295).
д) Наблюдение солнечного спектра с помощью дифракционной решетки
Это сравнительно простой и удобный способ, не требующий особых затрат времени на организацию классных наблюдении солнечного спектра и, вместе с тем, позволяющий определять длины волн спектральных линий.
Для получения четкой картины солнечного спектра с линиями поглощения пригодными являются решетки, имеющие 400-600 линий на 1 мм2. (Школьные решетки с периодом 1:100 для этой цели не годятся).
Наблюдение спектра производится в затемненном классе, на одном из окон которого оставляется узкая вертикальная щель (шириной 3-5 мм), которую лучше всего прорезать в листе картона. Справа и слева от щели укрепляются масштабнее линейки, необходимые для определения расстояний спектральных линий от щели (линейки должны быть слабо освещены). Если теперь встать на расстоянии 2-4 м от щели и смотреть на эту щель сквозь решетку, помещенную близко к глазу, то можно определить по линейке расстояние главнейших фраунгоферовых линий от щели.
Измерив расстояние от точки наблюдения до
щели, вычисляют длины волн этих линий по известной формуле:
где a - постоянная решетки,
d - расстояние линии от щели,
Д - расстояние от решетки до щели.
Воспользовавшись затем таблицей длин волн основных лилий солнечного спектра, можно произвести их отождествление.
Следует иметь в виду, что в этом случае для наблюдения фраунгоферовых линий необходим прямой солнечный свет, падающий на щель в окне. При рассеянном солнечном свете линии в спектре видны плохо.
е) О некоторых недостатках в иллюстрациях спектров в школьных учебниках
В последних изданиях учебники физики для 10 класса средней школы в разделе, посвященном спектрам, приводится цветная таблица, иллюстрирующая спектра испускания и спектры поглощения. Но выполнена она с нарушением некоторых требований к изображениям спектров.
Известно, что таблица спектров, предназначенная для учебных целей, должна иметь шкалу, позволяющую определять длины волн спектральных линий и их положение в спектре. Однако приведенная в учебнике таблица не позволяет этого сделать. Во-первых, нанесенная на таблицу шкала не оцифрована. Поэтому не ясно, какие же единицы там нанесены. Нет на ней и более мелких делений, позволяющих определять длины волн спектральных линий. Во-вторых, приведенные в таблице спектры совсем не соответствуют нанесенной шкале. Как нетрудно установить измерением, спектры там даны призменные, а шкала - равномерная, справедливая только для дифракционных спектров. Естественно, что попытка проградуировать имеющиеся в этих спектрах линии, ни к чему не приводит.
 |
| Рис. 36.
Из учебника физики ч. III. Изд. 12-е, 1965 г. |
Нельзя не возразить и против того, как изображены солнечный и звездный спектры. Они получились безликими и неконкретными. Ими нельзя воспользоваться, чтобы показать на них наиболее характерные линии поглощения и отметить существенные признаки этих спектров. Например, на солнечном спектре не обозначены главнейшие фраунгоферовы линии, не указано, каким элементам они принадлежат. Да и нанесены они неточно. Звездный же спектр совершенно не соответствует ясным признакам ни ранних, ни поздних спектральных классов. На нем выделены только 3 интенсивных линии, но каким элементам они принадлежат, неизвестно. Они не совпадают ни с водородными, ни с другими характерными линиями звездных спектров (рис.36).
Ясно, что ценность такой таблицы снижается. Ей трудно воспользоваться для изучения спектров по существу, для раскрытия главных, существенных их признаков. На наш взгляд, требуют улучшения иллюстрации к спектрам и в учебнике астрономии. Так, например, рисунок 56, изображающий различные виды спектров, дан не цветным, а черно-белым, хотя многие рисунки, не относящиеся к спектрам, цветные. Трудно учащимся по такому рисунку представить, как же в действительности выглядит спектр испускания и спектр поглощения. Это тем более необходимо, что спектры в астрономии изучаются раньше, чем в курсе физики.
Следовало бы изменить и рис.57, поясняющий метод отождествления линий солнечного спектра по лабораторному спектру железа. В таком виде он может ввести учащихся в заблуждение тем, что линии железа показаны на нем в ограниченной области от линии С до линии F (от 480 mm до 660 mm), в то время как линии железа есть и за пределами этого участка. Например, достаточно интенсивная линия 6 , имеющаяся на рисунке, принадлежит железу.
Не свободен от недостатков и цветной рисунок на странице 110, иллюстрирующий спектры Солнца, звезд и некоторых элементов. В спектре Солнца совсем не показано различие в интенсивностях линий и не обозначены основные линии поглощения. Неточно изображены линии в спектре Сириуса. У него, как известно, самими интенсивными являются линии водорода ( Нb , Нg , Нd) и кальция (Н и К). Однако на рисунке показаны совсем другие линии.
Нельзя не отметить и существующий в различных учебных пособиях и справочниках разнобой в обозначениях главнейших линий солнечного спектра. Например, линия l 438,4 mm в постоянной части Астрономического календаря [12] и "Справочнике любителя астрономии" П.Г. Куликовского [76] обозначена через d, а в книге В.В. Шаронова "Солнце и его наблюдение" [140] и в "Практикуме по астрономии" П.И. Попова и Н.Я. Бугославской [115] через l. Водородная линия Нl в первых двух источниках значится как G', а в двух последних как f. То же можно сказать и о линиях l 432,6 и l 430,8 нм обозначенных в разных книгах по-разному: G, G', G1 и f.
Это, безусловно, затрудняет пользование такими справочными таблицами и вносит путаницу в обозначения линий.
1 Спектр с темными линиями поглощения удается наблюдать не только в солнечный день, но и в пасмурную погоду, но яркость и четкость его несколько хуже.
2 Такие решетки-реплики выпускаются нашей промышленностью.
| << Предыдущая |