Номер 1, страница 243 - гдз по физике 9 класс учебник Громов, Родина

Глава 7. Квантовые явления. Параграф 58. Излучение и спектры. Квантовая гипотеза Планка. Темы докладов - номер 1, страница 243.

Условие.

1. Спектральный анализ Солнца и звёзд.

Решение.

Спектральный анализ — это ключевой метод в астрофизике для изучения удалённых объектов, таких как Солнце и звёзды. Он заключается в разложении света, приходящего от небесного тела, в спектр с помощью специального прибора (спектрографа) и последующем его изучении. Анализ спектра позволяет получить обширную информацию о химическом составе, температуре, давлении, скорости движения и многих других физических характеристиках звезды, недоступных для прямого измерения.

Основные принципы спектрального анализа

В основе метода лежат законы Кирхгофа для спектров:

1. Горячее плотное тело (как фотосфера звезды) излучает сплошной (непрерывный) спектр, похожий на радугу.
2. Нагретый разреженный газ излучает линейчатый спектр испускания (эмиссионный) — набор ярких цветных линий на тёмном фоне.
3. Холодный разреженный газ, расположенный между источником сплошного спектра и наблюдателем, создаёт спектр поглощения — тёмные линии на фоне сплошного спектра.

Именно спектр поглощения мы наблюдаем у Солнца и большинства звёзд. Свет от горячей фотосферы проходит через более холодные и разреженные верхние слои звёздной атмосферы. Атомы и ионы химических элементов в этой атмосфере поглощают кванты света строго определённых длин волн (частот), которые соответствуют энергиям для перехода электронов на более высокие орбиты. В результате на фоне сплошного спектра появляются тёмные линии поглощения, которые впервые подробно исследовал в спектре Солнца Йозеф Фраунгофер (фраунгоферовы линии). Каждый химический элемент имеет свой уникальный, неповторимый набор линий, что позволяет идентифицировать его подобно отпечаткам пальцев.

Ответ: Спектральный анализ основан на изучении спектров поглощения звёзд, где тёмные линии образуются при прохождении света от горячей фотосферы через более холодную атмосферу, что позволяет определить её свойства.

Определение химического состава

Сравнивая положение (длины волн) тёмных линий в спектре звезды с эталонными спектрами, полученными в лаборатории для каждого химического элемента, астрономы определяют, какие элементы присутствуют в звёздной атмосфере. Интенсивность (насколько тёмной и широкой является линия) зависит от количества атомов данного элемента и от физических условий (температуры, давления) в атмосфере. Это позволяет оценить не только качественный, но и количественный химический состав. Например, благодаря спектральному анализу было установлено, что Солнце и другие звёзды состоят преимущественно из водорода (около 73% массы) и гелия (около 25%), а на долю всех остальных элементов приходится менее 2%.

Ответ: Химический состав звёзд определяется путём сопоставления линий поглощения в их спектрах с уникальными лабораторными спектрами известных химических элементов.

Определение температуры поверхности

Температура — одна из важнейших характеристик звезды, и её можно определить несколькими способами из спектра:

1. По закону смещения Вина. Этот закон гласит, что длина волны $\lambda_{max}$, на которую приходится максимум энергии в сплошном спектре звезды, обратно пропорциональна её температуре $ T $: $\lambda_{max} = b / T$, где $ b $ — постоянная Вина. У горячих голубых звёзд максимум излучения смещён в коротковолновую (синюю) часть спектра, а у холодных красных — в длинноволновую (красную).
2. По наличию и интенсивности спектральных линий. Вид спектра очень сильно зависит от температуры, так как она определяет, в каком состоянии находятся атомы (нейтральные или ионизированные) и могут ли существовать молекулы. Например, линии нейтрального водорода наиболее интенсивны в звёздах с температурой около 10 000 К (класс А). В спектрах очень горячих звёзд (класс О, $ T > 30000 $ К) видны линии ионизованного гелия, а в спектрах самых холодных (класс М, $ T < 3500 $ К) — полосы поглощения, создаваемые молекулами, например, оксида титана (TiO).

Ответ: Температура звезды определяется по цвету (пику излучения в сплошном спектре согласно закону Вина) и по виду её линейчатого спектра (наличию линий определённых атомов, ионов и молекул).

Определение других физических характеристик

Спектр позволяет узнать гораздо больше, чем просто состав и температуру:

• Лучевая скорость. Благодаря эффекту Доплера, если звезда движется к нам, её спектральные линии смещаются в синюю сторону (синее смещение), а если удаляется — в красную (красное смещение). Величина смещения $\Delta\lambda$ позволяет вычислить лучевую скорость $ v_r $ по формуле: $ v_r = c \frac{\Delta\lambda}{\lambda_0} $, где $ c $ — скорость света, $\lambda_0$ — лабораторная длина волны.
• Осевое вращение. Вращение звезды приводит к уширению спектральных линий. Один край звезды приближается к наблюдателю (синее смещение), а другой — удаляется (красное смещение). Суммарный эффект от всего диска звезды размывает линию. Чем быстрее вращается звезда, тем шире становятся её линии.
• Давление и плотность. В плотных атмосферах звёзд-карликов атомы часто сталкиваются, что возмущает их энергетические уровни и приводит к уширению линий поглощения (эффект Штарка). У звёзд-гигантов атмосфера разреженная, столкновения редки, и линии остаются узкими. Это позволяет различать звёзды разных размеров при одинаковой температуре.
• Магнитное поле. Сильное магнитное поле на поверхности звезды расщепляет спектральные линии на несколько компонент (эффект Зеемана). Величина расщепления прямо пропорциональна напряжённости магнитного поля, что позволяет измерять его на расстоянии.

Ответ: С помощью спектрального анализа определяют скорость движения звезды (эффект Доплера), скорость её вращения, давление в атмосфере (по уширению линий) и напряжённость магнитных полей (эффект Зеемана).