Номер 3, страница 196, часть 2 - гдз по физике 9 класс учебник Белага, Воронцова

Часть 2. Глава 11. Квантовые явления. Параграф 109. Лабораторные и исследовательские работы. Темы исследовательских и проектных работ - номер 3, страница 196.

Условие.

• Спектральный анализ Солнца и звёзд.

Решение.

Спектральный анализ — это ключевой метод в астрофизике, позволяющий изучать физические и химические свойства удалённых небесных тел, таких как Солнце и звёзды, анализируя их электромагнитное излучение (свет). Метод основан на том, что при прохождении через призму или диффракционную решётку свет разлагается в спектр — "радугу" из составляющих его длин волн. Спектр звезды содержит огромное количество информации о её свойствах.

Принцип формирования звёздного спектра

Спектр большинства звёзд, включая Солнце, является спектром поглощения. Он формируется следующим образом: горячие и плотные внутренние слои звезды (фотосфера) излучают непрерывный (сплошной) спектр, содержащий все цвета радуги. Когда этот свет проходит через более холодные и разреженные верхние слои атмосферы звезды (хромосферу), атомы химических элементов, содержащихся в этой атмосфере, избирательно поглощают свет на строго определённых длинах волн. В результате на фоне сплошного спектра появляются тёмные линии — линии поглощения. Каждому химическому элементу соответствует свой уникальный набор таких линий. Впервые эти линии в спектре Солнца подробно описал Йозеф Фраунгофер, поэтому их называют фраунгоферовыми линиями.

Ответ: Спектр Солнца и звёзд — это спектр поглощения, который возникает, когда свет из горячих недр звезды проходит через её более холодную атмосферу, где атомы поглощают излучение на характерных для них длинах волн, образуя тёмные линии.

Определение химического состава

Каждый химический элемент (например, водород, гелий, железо) имеет свой уникальный, неповторимый набор спектральных линий, подобно отпечаткам пальцев у человека. Сравнивая положение тёмных линий в спектре звезды с лабораторными спектрами известных элементов, астрономы могут точно определить, какие химические элементы присутствуют в её атмосфере. Именно с помощью спектрального анализа на Солнце был открыт гелий — раньше, чем на Земле.

Ответ: Химический состав атмосферы звезды определяется путём идентификации линий поглощения в её спектре и их сравнения с эталонными спектрами химических элементов.

Определение температуры

Температуру поверхности звезды можно определить двумя основными способами. Во-первых, по общему виду её непрерывного спектра. Согласно закону смещения Вина, длина волны $λ_{max}$, на которой звезда излучает максимум энергии, обратно пропорциональна её температуре $\text{T}$: $λ_{max} = b/T$, где $\text{b}$ — постоянная Вина. Горячие звёзды (с температурой 25000–50000 К) имеют максимум излучения в синей или ультрафиолетовой части спектра и выглядят голубыми, а холодные (2000–3500 К) — в красной или инфракрасной и выглядят красными. Во-вторых, температура влияет на то, какие именно спектральные линии видны в спектре. При разных температурах атомы находятся в разной степени ионизации, и электроны занимают разные энергетические уровни, что приводит к появлению или исчезновению определённых линий поглощения. Это легло в основу спектральной классификации звёзд (O, B, A, F, G, K, M).

Ответ: Температура звезды определяется по её цвету (пику интенсивности излучения в спектре) и по набору присутствующих в спектре линий поглощения, так как их вид сильно зависит от температуры звёздной атмосферы.

Определение скорости движения

Если звезда движется по направлению к нам или от нас, то наблюдаемая длина волны её спектральных линий изменяется из-за эффекта Доплера. Если звезда приближается к наблюдателю, линии смещаются в сторону коротких волн (в синюю часть спектра) — это называется синим смещением. Если звезда удаляется, линии смещаются в сторону длинных волн (в красную часть спектра) — это красное смещение. Величина смещения $Δλ$ позволяет вычислить лучевую скорость звезды $v_r$ по формуле: $v_r/c = Δλ/λ_0$, где $\text{c}$ — скорость света, а $λ_0$ — длина волны в состоянии покоя. Этот метод позволяет открывать экзопланеты, изучать двойные звёзды и измерять скорости галактик.

Ответ: Лучевая скорость звезды (скорость вдоль луча зрения) определяется по доплеровскому смещению её спектральных линий: красное смещение означает удаление, синее — приближение.

Определение других физических характеристик

Спектральный анализ позволяет узнать и другие параметры звезды:

• Скорость вращения: Вращение звезды приводит к уширению спектральных линий. Это происходит потому, что один край звезды движется к нам (синее смещение), а другой — от нас (красное смещение), и эти эффекты накладываются друг на друга.

• Плотность и давление: Высокое давление в атмосфере звезды также вызывает уширение спектральных линий (так называемое "уширение давлением"). По ширине линий можно отличать, например, звёзды-гиганты (с разреженной атмосферой и узкими линиями) от звёзд-карликов (с плотной атмосферой и широкими линиями) при одинаковой температуре.

• Магнитное поле: Сильные магнитные поля вызывают расщепление спектральных линий на несколько компонент (эффект Зеемана). Измеряя это расщепление, можно определить напряжённость магнитного поля на поверхности звезды.

Ответ: Анализ формы спектральных линий (их ширины и расщепления) даёт информацию о скорости вращения звезды, давлении в её атмосфере и силе её магнитного поля.