Физические основы астрономических наблюдений и приборов

Автор: Кипенко Ирина 2-ая Санкт-Петербургская гимназия, 11"б" класс

Научные руководители: Нидялкова Г.М., Канцеров А. И.

Учитель-консультант: Кузнецова Г. И

г. Санкт-Петербург

Астрономия появилась давно. Первые задачи наблюдательной астрономии, решали повседневные проблемы людей. Например, по звездам устанавливали точное время, времена года, время посевов и сбора урожая. Одной из важных, была проблема навигации, по звездам определяли свое место положение. Но с развитием человеческой цивилизации задачи стали более сложными. Люди стали пытаться исследовать сами небесные объекты. Такого рода исследования могли помочь ответить, например, на такие вопросы: известные физические законы на Земле и во Вселенной одинаковы или различны. Есть ли разумная или просто жизнь во Вселенной, или на вопрос об эволюции нашей Вселенной. На эти вопросы можно ответить, изучая небесные объекты.

Какие бывают небесные объекты?

Небесные объекты это малые тела, планеты, планетарные системы, звезды, звёздные скопления, туманности, галактики скопления галактик и т. д.

В моей работе меня интересуют звезды. Звезда - это раскаленный газовый шар, внутри которого идут ядерные и термоядерные реакции. Основные параметры характеризующие звезды - это светимость, блеск, цвет и температура, расстояние до звезд.. По этим параметрам производится спектральная классификация звезд. Классы обозначаются латинскими буквами (O, B, A, F, G, K, M). в звездах относящихся к разным классам разный набор спектральных линий и вдоль букв от "О" к "М" уменьшается цвет ( от синего к красному) и температура звезд. Звезды классов "О", "В", "А" называют горячими. Звезды "F" и "G" - солнечные, "К" и "М" - холодные.

Солнце - одна из звезд нашей вселенной. Оно самая обыкновенная звезда, каких огромное количество во Вселенной. Солнце - желтый карлик. Особенность Солнца в том, что оно имеет планетную систему, в которой по третьей орбите от него вращается Земля, на которой существует такое явление как жизнь. Эта, в общем то, заурядная звезда, тем не менее, является основным источником энергии без которого жизнь на Земле не могла бы существовать. Солнце ближайшая к нам звезда, поэтому мы знаем о ней больше, а должны знать ещё больше, чем о других звездах. Солнце является динамическим центром солнечной системы, его масса составляет около 99.8% массы всей солнечной системы. В отличие от остальных звёзд, мы имеем возможность наблюдать протяжённую структуру Солнца даже невооружённым глазом. А от ближайшей к нам другой звёздной системы «Проксима Центавра» свет идёт 4.3 года. Поэтому имеющиеся в настоящий момент у Человечества самые совершенные астрономические приборы пока не позволяют увидеть их протяжённой структуры. Близкое расположение Солнца предоставляет нам уникальную возможность более детального изучения звёзд его класса.

Основные характеристики Солнца:

1. Масса Солнца - М$ =1,989 * 10³° кг.

2. Светимость Солнца - L$ = 3,88 * 10²⁶ Вт.

1. Ядро (рис. 1) -внутренняя центральная область, в ней давление и температура обеспечивают протекание термоядерных реакций она простирается от центра до расстояния около 1/3 R$. суть термоядерной реакции в том, что происходит синтез ядер гелия из ядер водорода. В реакцию вступают в основном протоны. Из четырех протоков водорода образуется один протон гелия, при этом общая масса четырех протонов водорода больше, чем масса получившегося ядра гелия. Потерянная масса переходит в энергию излучения.

2. Зона лучистого переноса энергии. Расстояние от 1/3 до 2/3 R$. здесь энергия передается в основном излучением. Т.е. энергия передается наружу от слоя к слою при помощи последовательного поглощения и излучения квантов электромагнитной энергии. Но некоторая часть фотонов вылетающих из недр, частично поглощается и рассеивается свободными ядрами и электронами поэтому средняя энергия квантов при переносе уменьшается, следовательно, уменьшается температура, давление и плотность вещества.

3. Конвективная зона. В конвективной зоне происходит перемешивание вещества, потому что с приближением к видимой границе солнца температура быстро уменьшается, т. е. в нижних слоях газ более горячий, он становится легким и поднимается наверх, а на его место опускаются более холодные массы газа.

4. Атмосфера солнца. Атмосфера начинается сразу после конвективной зоны и выходит за пределы видимого диска Солнца. Нижний слой атмосферы состоит из тонкого слоя газов. Верхние слои атмосферы непосредственно не видны, их можно видеть при помощи специальных приборов или во время солнечных затмений. Атмосфера солнца состоит из разных слоев, из фотосферы, хромосферы и лучей короны.

А) Фотосфера - самая нижняя часть атмосферы солнца. В фотосфере энергия передается в основном излучением но в нижней части близкой к конвективной зоне, энергия передается и конвекцией тоже. Температура в фотосфере продолжает уменьшаться при удалении от центра. Верхние слои фотосферы сильно охлаждаются, т.к. из них энергия излучается в межпланетное пространство. Из-за уменьшения температуры в верхних слоях фотосферы в видимом спектре Солнца появляются темные линии (линии поглощения), которые называются фраунгоферовыми. Структура фотосферы называется грануляцией, потому что она выглядит, как множество ярких пятнышек, похожих на гранулы. Грануляция образуется из-за того, что в конвективной зоне газы постоянно перемешиваются. В фотосфере появляются нейтральные атомы водорода и гелия, и здесь ионизовано только 0,01%атомов и это в основном атомы металлов.

Б) Хромосфера - лежит прямо над фотосферой. Ее протяженность около 10000 км. Она еще более разряжена. В хромосфере температура начинает возрастать, но давление и плотность газа намного меньше, чем в фотосфере. С повышением температуры в хромосфере идет ионизация атомов водорода и гелия. Лучше всего наблюдается хромосфера во время солнечного затмения.

В) Солнечная корона. Хромосфера плавно переходит в еще более разряженный верхний слой солнечной атмосферы в корону. Температура в короне около 1 - 2х10⁶ К и на всей протяженности короны в основном не меняется. Излучательная способность короны очень мала, т.к. она сильно разряжена. В короне образуется солнечный ветер, т.к. в короне газ постоянно испаряется в межпланетное пространство. Этот газ образует поток постоянно текущей сильно разряженной солнечной плазмы.

Так выглядит строение солнца.

Какими способами можно изучать звезды.

Звезды слишком далеко от нас, и мы не можем пока до них добраться. Для того чтобы добраться до ближайшей звезды по кратчайшему пути со скоростью 100 км/сек необходимо лететь 12600 лет. Но мы можем изучать свет, излучаемый звездами. При этом мы получаем не только характеристики самой звезды, т.е. ее химический состав и температуру, но и сведения о ее атмосфере и о среде, через которые пройдет свет или о телах, от которых он отразится, прежде чем он будет принят на земле.

Что такое свет.

Свет - это электромагнитная волна... Свет имеет не только волновые, но и корпускулярные свойства, т.е. иногда он ведет себя как частица. В моей работе меня будут интересовать, в основном, волновые свойства света.

Основные свойства световой волны.

Волна - это колебания напряжённости электрического и магнитного поля, распространяющиеся в пространстве с течением времени (рис. 2). Основное отличие электромагнитных волн от других видов волн в

ттом, что они могут распространяться в отсутствии материальной среды, например в вакууме. Для других видов волн, например для распространения в пространстве механических колебаний, присутствие материальной среды (твёрдого тела, жидкости, газа или плазмы) является необходимым условием их существования. Например, звуковые волны образуются при колебании воздуха, распространяются в воздухе, а в вакууме не возникают и не распространяются. Среда, в которой распространяются электромагнитные волны, влияет на них, но не является необходимым условием их существования.

Механические волны могут быть и поперечными и продольными. Электромагнитные волны всегда поперечны.

Механические волны могут иметь любую скорость, если она существенно меньше скорости света. Электромагнитные волны всегда распространяются только со скоростью света.

Поляризация света.

Наличие у света поляризации доказывает, что свет - это поперечная волна. Плоскость, в которой колеблется вектор электрического поля Е называется плоскостью поляризации данной световой волны. Свет от естественных источников неполяризованный. Потому что в таком свете присутствуют волны, плоскости поляризации которых ориентированы случайным образом. Поляризацией такого света называется выделение из пучка естественного света излучения, у которого колебания электрического вектора проходят в определенной плоскости. Это было доказано при опыте с кристаллом турмалина, т.к. он пропускает волны с колебаниями лежащими в одной плоскости. Свет при прохождении через первый кристалл просто ослабевал, а при прохождении через второй кристалл, повёрнутый на угол 90 градусов к первому, он не проходил.

Свет может быть поляризован по-разному. Свет, у которого колебания электрического вектора идет во все стороны перпендикулярно направлению распространения света, называется не поляризованным (рис 3).

Свет, у которого колебания электрического вектора происходит в одной плоскости - линейно поляризован.

Бывает эллиптическая поляризация света или круговая (как частный случай). В этом случае вектор напряженности описывает круг или эллипс в плоскости перпендикулярной распространению световой волны. Такой свет бывает право и левополяризованным. Если вектор напряженности вращается по часовой стрелке, если смотреть навстречу распространению света он правополяризованный. А если вектор напряженности вращается против часовой стрелки, то лево-поляризованный. Эллиптическая поляризация ведет себя также.

Свет может быть поляризован частично. Это обозначает, что только какая-то его часть имеет определённый тип поляризации.

Основные характеристики световой волны.

g - частота колебаний,

T - период колебаний, т.е. время, за которое происходит одно колебание,

l - длина волны, т.е. расстояние, на которое распространяется колебание за один период,

E - амплитуда колебаний, т.е. максимальное смещение от положения равновесия,

j - фаза колебания определяет точку волны в данный момент времени,

u - скорость распространения волны.

Для электромагнитных волн

u=c,

где с – скорость света в данной среде.

На скорость света в различных средах влияет коэффициент преломления n. Из этого следует, что длина световой волны в среде, в которой распространяется свет, отличается от длины волны в вакууме. Это следует из интерференции света, т.е.

l=c*n/g.

Наблюдательные приборы - телескопы.

Как уже упоминалось выше, единственным пока источником информации о звёздах являются излучаемые ими электромагнитные волны. Поэтому процесс изучения звёзд самым тесным образом связан с развитием наблюдательных приборов. В зависимости от частоты электромагнитных волн эти приборы различаются по принципам действия. Самым первым наблюдательным прибором и приёмником для видимого света является человеческий глаз. Около 400 лет назад человек придумал способ расширения возможностей человеческого глаза. Он придумал телескоп. С тех пор основным наблюдательным прибором в оптическом диапазоне электромагнитных волн является телескоп.

В моей работе рассказывается о самых первых и основных системах линзовых и зеркальных телескопов.

Первый телескоп был построен Галилеем в 1610 г (рис. 4) . Объективом в этом телескопе была двояковыпуклая собирающая линза, а окуляром была двояковогнутая линза. Вогнутая линза стояла перед

фокусом объектива, тогда из окуляра выходил параллельный пучок лучей. Этот телескоп имел маленькое поле зрения. Позже Кеплер предложил другую линзовую систему из двояковыпуклых линз (рис. 5 ). В этой

системе фокус находился внутри телескопа. Главный фокус объектива совпадал с главным фокусом окуляра. Следовательно, из окуляра выходил параллельный пучок лучей. Эта система позволила расширить поле зрения, но все аберрации телескопа Галилея сохранились у Кеплера. Чтобы уменьшить эти аберрации нужно было либо уменьшить диаметр объектива, либо увеличить его фокусное расстояние, т.е. увеличить длину самого телескопа, но тогда становилось трудно управлять им. Такими были самые первые линзовые системы рефракторов. Первые рефлекторы (зеркальные телескопы) появились практически одновременно с линзовыми, но от них пришлось отказаться, потому что хорошие зеркала тогда не делали. Тогда зеркала делали из бронзы, а она быстро тускнела и плохо отражала свет. Еще они были не удобны, потому что изображение объекта получалось внутри трубы. Строить зеркальные телескопы начали в конце 17 века, потому что считалось, что от аберраций линзовых телескопов избавится нельзя.

Первый зеркальный телескоп был построен в 1668 г. Ньютоном (рис. 6). Объективом этого телескопа было вогнутое сферическое зеркало.

зеркало, которое ставилось в фокусе сферического зеркала под углом 45 градусов к его оптической оси. Но изображение сильно искажалось сферической аберрацией. Эта система называлась системой Ньютона.

Такая система, в которой объектив - это вогнутое зеркало, а другие элементы не влияют на сходимость лучей, называются простой системой.

В 1672 г. была построена система Джоржа Грегори (рис. 7). Объективом его телескопа тоже было вогнутое зеркало, но в центре этого зеркала было сделано отверстие, а перед фокусом сферического зеркала стояло плоское зеркало, которое отражало лучи в обратном направлении.

Поэтому изображение объекта строилось за пределами телескопа за задней стороной зеркала. Эта система была удобна тем, что изображение можно было смотреть прямо, а не под углом 90 градусов. И еще эта система давала возможность укоротить фокус главного зеркала, т.е. уменьшить размеры трубы.

Система Ломоносова-Гершеля.

Ломоносов считал, что телескопы сильно страдают от большого количества зеркал. Потому что поверхность вторых зеркал была не идеальна, и много света рассеивалось. Ломоносов предложил другую

систему с одним сферическим зеркалом, стоящим в трубе под углом (рис. 8). Эта система давала возможность строить изображение за пределами трубы. Поэтому изображение можно было смотреть в прямом фокусе. У такого изображения не было сферической аберрации, а другие недостатки легко высчитывались по наклону зеркала. Через 12 лет после Ломоносова в 1774 г. Гершель независимо от него предложил такую же систему, поэтому она и называется системой Ломоносова-Гершеля (рис. 8). Сейчас такая система используется в солнечных телескопах.

Это основные системы линзовых и зеркальных телескопов.

Спектры небесных объектов.

Спектры бывают различные. Спектры излучения и поглощения. Спектры небесных объектов - это в основном, спектры поглощения вместе со спектрами излучения. Например: спектр излучения, идущего от центра звезды до атмосферы звезды - это спектр излучения, но после прохождения через атмосферу мы получим спектр поглощения, т.к. в атмосфере свет определенных длин волн поглощается. И образуются черные полосы в спектре на этих длинах волн.

Спектральный анализ.

Одним из вариантов изучения принятого от звезды света является спектральный анализ. В основе спектрального анализа лежит закон Кирхгофа. Он формулируется так: при термодинамическом равновесии отношение коэффициента излучения к коэффициенту поглощения равно интенсивности излучения, являющейся универсальной функцией частоты и температуры. Он выражается формулой: E = l / a, где Е - интенсивность излучения, l - излучательная способность в данной длине волны, а - поглощательная способность в той же длине волны. Эта формула показывает, что у излучающего тела с температурой Т, отношение излучательной способности l к поглощательной способности, а для любой длины волны не зависит ни от характера вещества излучающего тела, ни от вида его поверхности, а зависит только от длины волны и температуры.

Интенсивность излучения называют излучательной способностью абсолютно черного тела. Абсолютно черное тело - это тело, которое поглощает полностью излучение любых длин волн при любой температуре. Для него поглощательная способность а = 1, а l=E.

Три закона Кирхгофа.

1. Накаленное твердое тело или сильно нагретая жидкость излучают непрерывный спектр.

2. Нагретый газ при низком давлении излучает спектр, состоящий из отдельных ярких линий испусканий.

3. Газ, помещенный перед более горячим источником непрерывного излучения, создает в спектре источника темные линии (линии поглощения), которые приходятся на те же длины волн, что и линии излучения этого газа.

Как наблюдаются спектры

Спектр получается при разложении света по длинам волн. Свет раскладывается по длинам волн при преломлении на границе двух различных сред. Потому что каждая длина волны преломляется на свой угол. Это явление называется дисперсией света, и это свойство не самого света, а среды, через которую проходит свет. Второй метод получения спектра основан на явлении дифракции.

Спектральные приборы.

Схема показывает ход лучей в спектрографе (рис. 9).

1. Через узкую щель проходит пучок света.

2. Линза №1 делает пучок света параллельным.

3. Призма раскладывает белый свет по длинам волн на спектр.

4. Линза №2 собирает разошедшийся пучок излучения по длинам волн в разные концы экрана.

5. Фотопластинка фиксирует спектр и получается спектрограмма.

Суть спектроскопа в том же, но если спектрограф используется для фотографирования спектра, то спектроскоп нужен для визуального рассматривания спектра. Так выглядит схема призменного спектрографа. Дифракционный спектрограф устроен также как и призменный, но вместо призмы в нем стоит дифракционная решетка (рис.10).

Виды спектров.

Бывают спектры испускания и поглощения. Они делятся на три типа: непрерывные, линейчатые и полосатые спектры. Спектр поглощения отличается от спектра испускания тем, что он проходил через поглощающую среду или отражался от каких-либо предметов.

Непрерывный спектр.

Непрерывным спектром обладают любые нагретые тела. В непрерывном спектре присутствует излучение всех длин волн. Распределение плотности излучения по длинам волн и особенно зависимость этого распределения от температуры изучены с исключительной тщательностью. Над задачей нахождения формул, описывающих результаты опыта, трудились выдающиеся физики. Окончательного результата достиг в конце 1900 г. Макс Планк, предложив свою знаменитую формулу излучения

где

h – знаменитая постоянная Планка; k – постоянная Больцмана.

С₁=1,191*10^-16 Вт*м², С₂=1,439*10-²м*град.

Линейчатый спектр и постулаты Бора.

Как известно, свет излучается атомом при переходе электрона с одного электронного уровня на другой. Это явление - один из постулатов Бора. Бор предложил свои постулаты, пользуясь теорией строения атома Резерфорда. По теории Резерфорда получалось, что атом должен постоянно излучать энергию, следовательно, электрон должен был терять свою энергию, и в конце концов упасть на ядро. Бор высказал предположение, что электрон не может упасть на ядро, потому что в спокойном состоянии атом не излучает, но при этом атом может как излучать, так и поглощать энергию. При поглощении кванта света он переходит на более высокий по энергии уровень. Но он там долго не удерживается и переходит обратно, при этом излучается квант света, т.е. свет определенной длины волны. Уровень, ниже которого электрон не может опуститься, называется первым боровским радиусом.

Линейчатые спектры бывают только у веществ в атомарном состоянии (но не молекулярных). Главное свойство линейчатых спектров в том, что изолированные атомы данного химического элемента излучают строго определенные, неповторяющиеся последовательности длин волн. У двух различных элементов не бывает одной и той же последовательности длин волн. Спектральные полосы появляются на выходе спектрального прибора на месте той длины волны, которая излучается из источника.

Полосатый спектр.

Полосатый спектр как и линейчатый состоит из полосок, разделенных темными промежутками, и каждая полоска состоит из множества тесно расположенных линий. Источниками полосатого спектра являются молекулы.

Спектры поглощения.

Спектры поглощения это темные линии на фоне непрерывного или линейчатого спектра. Такой спектр бывает, например у звезд. Он образуется, когда за телом, поглощающим световые волны определенной длины поставить яркий источник света, дающий непрерывный или линейчатый спектр и на фоне этого спектра, образуются темные линии на тех длинах волн, которые поглощаются несветящимся телом. Эти линии тоже характеризуют химический состав поглощающего тела, т.к. оно поглощает те длины волн, которые может излучить. Темные линии спектра поглощения в излучении Солнца называются фраунгоферовыми линиями.

Физические характеристики, которые можно узнать по спектрам звезд.

Измерение сплошного спектра излучения звезды позволяют сделать оценки температуры её поверхности. Для этого применяют закон Планка, о котором упоминалось выше.

Закон Хаббла. В 1929 г. американский астроном Эдвин Хаббл подтвердил расширение видимой части Вселенной. Используя эффект Допплера, он определил расстояние до некоторых галактик и их скорости. Закон Хаббла говорит, что скорость удаления галактик пропорционально расстоянию до них. Т.е. чем больше расстояние до галактики, тем быстрее она удаляется. Хаббл доказал это, используя эффект Допплера. Эффект Допплера заключается в том, что на спектрограмме движущего излучающего объекта, спектральные линии сдвигаются в синюю или красную область спектра в зависимости от того, приближается или удаляются объект от наблюдателя. Если тело удаляется, то линии смещается в красную область, а если приближаются, то в синюю. Это объясняется тем, что если звезда движется к нам, то длины волн ее элементов будут чуть короче, чем у тех же элементов, находящихся в покое относительно нас. А если звезда удаляется от нас, то длины волн ее элементов будут чуть длиннее, т.к. l кр> l ф, этот закон выражается формулой: l = lо(1± u ¤ с), где u - скорость тела с ее знаком + при удалении, - при сближении. lо - длина волны покоящегося источника, l - длина волны движущегося источника, с - скорость света.

В моей работе меня интересуют солнечные пятна и напряженность магнитного поля пятен, т.к. на этих примерах я показываю одну из многочисленных возможностей применения спектрального анализа в астрономии.

Поры и пятна.

Поры - это увеличившиеся темные участки между гранулами в фотосфере. Они кажутся темными, потому что их температура, а, следовательно, и яркость меньше температуры и яркости фотосферы.

Размер пор почти такой же, как и размер гранул, а поры быстро исчезают, но иногда они сливаются и образуют пятна.

Пятна, как и поры - это область пониженной температуры на поверхности фотосферы, поэтому как и поры они кажутся темными. Но, если бы вся поверхность солнца была покрыта пятнами, оно все равно бы светилось, т.к. пятна тоже светятся. Просто фотосфера значительно ярче. Особенность пятен в том, что они появляются там, где на поверхность фотосферы выходят сильные локальные магнитные поля. Пятна могут существовать от нескольких дней до 10 - 11 месяцев. Пятно состоит из ядра - самого темного участка. Диаметр ядра от 13 до 20 тысяч километров. Вокруг ядра находится более светлая область - полутень. Вся полутень разрезана маленькими яркими гранулами, которые часто сливаются в длинные волокна. Эти волокна пересекают всю полутень пятна. Гранулы плавно двигаются по поверхности пятна, пододвигаясь ближе к ядру, и кажется, что они втекают во внутрь ядра.

Пятно - это что-то вроде воронки в стратосфере. Потому что плотность вещества в ядре меньше, чем плотность самой фотосферы. Следовательно, пятно поглощает меньше излучения нижних слоев. Пятно пронизывает фотосферу насквозь. Ядро пятна находится на поверхности конвективной зоны, а полутень на поверхности фотосферы. В ядре пятна, как и в фотосфере, видны гранулы. Они менее яркие, но более устойчивые.

Пятна появляются неравномерно, и, если солнце в спокойном состоянии, пятен будет очень мало. Во время активности солнца пятна появляются часто, они могут быть большими и образовывать группы пятен. Цикл солнечной активности длится около 11 лет. В самом начале цикла пятен почти нет, потом их число начинает увеличиваться. Через несколько лет наступает максимум солнечной активности. В этот момент на солнце максимум пятен. Затем начинается спад солнечной активности.

В группах пятен обычно бывает 2 самых крупных пятна, у них разная полярность. Они нечто вроде подковообразного магнита. Но через каждые 11 лет полярность в паре пятен меняется на противоположную.

Меня в моей работе интересуют магнитные поля пятен. Т.к. в спектре пятна из-за действия магнитного поля по эффекту Зеемана спектральные линии расщепляются, и по их расщеплению можно найти напряженность магнитного поля.

Эффект Зеемана.

Эффект Зеемана проявляется в магнитном поле, например, в магнитном поле солнечного пятна. В нем происходит расщепление спектральных линий. Линии расщепляются, потому что на электрон действует внешнее магнитное поле и орбита, по которой движется электрон, начинает прецессировать вокруг направления напряженности магнитного поля Н (рис.11).

По теории Лармора известно, что нормаль к плоскости орбиты электрона должна описывать конус вокруг направления магнитного поля, и ось конуса должна совпадать с направлением магнитного поля. Мы видим расщепление спектральных линий, потому что под действием магнитного поля уровни энергии расщепляются на подуровни, и вместо одной спектральной линии мы видим 3 компоненты: p, d⁺, d^-. Их отличие будет в том, что они поляризованы по-разному. p-компонента поляризована прямолинейно, вдоль направления поля, а d⁺, d^- - компоненты поляризованы по кругу, по и против часовой стрелки в плоскости перпендикулярной направлению магнитного поля. Круговая поляризация зависит от того, куда смещены d⁺, d^- - компоненты. p-компонента находится между d⁺, d^- - компонентами, следовательно ее смещение = 0. А d⁺, d^- - компоненты смещены относительно p-компонента вправо и влево, т.е. в сторону больших и меньших длин волн. Компонента, смещенная в сторону больших длин волн (в красную), поляризована против часовой стрелки, а смещенная в сторону меньших длин волн (фиолетовую) поляризована по часовой стрелке.

Мы увидим компоненты по-разному в зависимости от того, как мы наблюдаем эффект Зеемана. Если мы наблюдаем его в направлении перпендикулярном направлению магнитного поля, то мы увидим все 3 компоненты. Из них p-компонента будет поляризована вдоль направления магнитного поля. Если мы наблюдаем эффект Зеемана в направлении вдоль направления магнитного поля, то мы увидим только d⁺, d^- - компоненты, поляризованные по кругу, т.к. они колеблются против направления магнитного поля. А p-компоненту мы не увидим, т.к. она колеблется вдоль направления магнитного поля.

В этом заключается суть эффекта Зеемана.

В моей работе я расшифровываю спектрограмму солнечного пятна на микрофотометре МФ-4 и получаю графики расщепления спектральных линий в магнитном поле. Эта часть моей работы нужна для того, чтобы продемонстрировать один из вариантов спектрального анализа.

Микрофотометр.

Микрофотометр - это оптическое устройство, предназначенное для измерения оптических плотностей объектов на фотопластинках. Оптической плотностью или почернением фотопластинки называется величина, характеризующаяся ослаблением света, прошедшего через засвеченную часть фотопластинки.

Микрофотометр МФ-4.

Схема микрофотометра приведена на рис. 12. Свет от лампы L проходит через конденсор К₁, осветительную щель (диафрагму D), образованную зелеными стеклянными пластинками, т.к. к зеленому свету фотоэлемент практически не чувствителен. Затем свет проходит прямоугольную призму Р₁ и объектив О₁, затем на измерительной пластинке Р образуется изображение осветительной щели. На пластинке получается изображение ярко-белой полоски, окруженной зеленым полем. Затем изображение щели через объектив О₂ и призму Р₂, объектив С₁, состоящий из одной или двух линз, проектируется на экран F. Это наблюдательный экран с прямоугольным вырезом в центре. Изображение щели на экране будет сильно увеличено. Изображение объектива О₂ линзой С₂ проектируется на фотоэлемент Ре. Перед ним стоит круглый клин К. Вращением этого клина можно добиться того, чтобы свет, попадающий на фотоэлемент, было удобно измерять гальванометром. Затем свет от лампы L проходит через конденсор К₂, освещает шкалу S, которая находится в фокусе линзы О₃. Затем изображение шкалы отражается от G-зеркала гальванометра. После этого свет отражается от зеркала G, проходит объектив О₃ и через призму Р₃ проектирует изображение шкалы на экран V. Поворот зеркала G регулирует возможность попадания части шкалы S на экран V , т.е. наблюдатель видит перед собой экраны F и V одновременно. Но на экране F мы видим измеряемое место изображения пластинки, а на экране V - шкалу для отсчета плотности светового потока. Прорезь в экране F нужна, чтобы на фотоэлемент Ре попал только тот свет, который прошел через щель диафрагмы D, поэтому на экране F в основном видно зеленые концы щели.

Процесс измерения.

Фотопластинка устанавливается на столике микрофотометра, она подсвечивается лампочкой. Свет, прошедший через фотопластинку и оптическую систему, попадает на фотоумножитель и преобразует оптический сигнал в электрический, который измеряется гальванометром. Затем сигнал подается на самописец, который регистрирует показания гальванометра на бумаге в виде графиков. Эти графики называются регистрограммами. Мы получаем 2 графика, на которых есть 2 контрольные теллурические линии и 2 компоненты. На одном графике p и d^- , а на другом p и d⁺.

Обсуждение полученных результатов.

После обработки спектрограммы при помощи микрофотометра МФ-4 я получила 2 графика, обозначенные "верхний" и "нижний". Эффект Зеемана снимался в направлении перпендикулярном направлению магнитного поля, поэтому на каждом графике мы имеем две узкие теллурические линии молекулярного кислорода с длинами волн l₁ = 6302,771 Å, l₂ = 6302,005 Å и компоненты p и d , d⁺. Напряженность магнитного поля мы находим по формуле: В = Dl_3ср * 4pm₀*с²/l₀²*е*g = Dl_3ср/l₀²*1/4,67*10^-5*g

В моей работе g = 1, т.к. мы наблюдаем нормальный эффект Зеемана. В формуле мы имеем l₀ - стандартная длина волны излучаемой спектральной линии. l₀ = 6302,5088 Å и приблизительно равно 6303 Å. В моей работе это линия железа, образующаяся при переходе с уровня ⁵Р₁ на ⁵D₀. Сначала я нахожу дисперсию "верхнего" и "нижнего" графиков. Исходя из того, что расстояние между теллурическими линиями измеряется от произвольной точки на графике, я взяла точку в центре одной из теллурических линий и вела расчеты по формулам:

D^в = Dl_в / l^в и D^н = Dl_н / l^н , где Dl - расстояние между центрами теллурических линий, а l расстояние между компонентами. Потом я нахожу длины волны d^- на "верхнем" графике и длину волны d⁺ на "нижнем" графике, т.е. Dl(d^-) = D*Dl₁ где Dl₁ - расстояние между компонентами. Также находим Dl(d^-) .

После этого я ищу среднюю длину волны по формуле:

Потом находится погрешность в расчетах длины волны и значение длины волны с учетом погрешности в расчетах. Теперь я ищу напряженность магнитного поля по формуле:

Затем я ищу погрешность измерения напряженности магнитного поля ηB, которая равна погрешности измерений длины волны ηλ.

Затем я нахожу напряженность магнитного поля с учетом погрешности измерений.

Величина напряженности магнитного поля, определённая таким способом, составляет величину

В= (7110 ± 164) Гс.

Выводы.

В моей работе мне удалось получить напряженность магнитного поля одного из солнечных пятен. Это важно, т.к. подобным образом можно получить общую картину напряженности магнитного поля на всей поверхности видимого диска солнца. Это необходимо для обеспечения жизнедеятельности людей, т.к. магнитное поле солнца оказывает сильное влияние на Землю, на ее атмосферу, на здоровье людей, на технику.

Из моей работы следует, что можно использовать физические законы для изучения астрономических объектов и получения сведений о них.

Приложение.

Вычисление напряжённости магнитного поля по полученным графикам.

По регистрограмме приведённой на рисунке 13 получено значение компоненты d^- , а по регистрограмме приведённой на рисунке 14 получено значение компоненты d⁺.

Получим среднее значение длины волны:

Найдём погрешность измерения длины волны:

Получаем среднее значение длины волны с учётом погрешности измерения:

Получаем значение напряжённости магнитного поля:

Находим погрешность измерения напряжённости магнитного поля по формуле:

Т.к. отношение погрешности измерения напряжённости магнитного поля к значению напряжённости магнитного поля равно отношению погрешности измерения длины волны к значению длины волны:

Отсюда находим погрешность измерения напряжённости магнитного поля:

Затем получаем значение напряжённости магнитного поля с учётом погрешности измерения:

Список литературы

1. В.Л.Гинзбург, «О физике и астрофизике»,Наука, М.,1980.

2. Л.В.Жуков, И.И.Соколова,«Организация и проведение школьных астрономических наблюдений». Изд. ГПУ им.Герцена, Ленинград,1990.

3. Л.В.Жуков, В.К.Пронин, «Оптические инструменты. Астрономические приёмники излучения», Изд. ГПУ им.Герцена, Ленинград, 1991

4. И.С.Шкловский, «Звёзды, их рождение, жизнь и смерть». Изд. Наука, М., 1975

5. Энциклопедия «Астрономия»,том 8, Москва, «Аванта+», 1997.

6. Д.Я.Мартынов, «Курс практической астрофизики», Изд. "Наука", Москва, 1967

7. «Курс астрофизики и звёздной астрономии», Гос. Изд. Технико-теоретической литературы, Москва-Ленинград, 1951

8. С.Э.Фриш, «Оптические спектры атомов», Гос. Изд. Физико- математической литературы, Москва, Ленинград, 1963

9. Э.Вихман, «Квантовая физика», Изд. «Наука»,Москва, 1974

10. Л.В.Жуков, В.И.Иванчук, К.И.Чурюмов, "Солнце слайд факультатив по астрономии", Изд. ГПУ им.Герцена, ВТК «Галактика», СПб, 1992.

11. Энциклопедический словарь, т.61, «София статика» Репринтное воспроизведение издания Ф.А.Брокгауз – И.А.Ефрон 1890г. «Терра», 1992

12. Клейн. «Астрономические вечера» СПб, типография Е.Евдокимова, 1898г.