Спектральний аналіз. Дослідження спектрів зірок

Чернецький Ігор
Автор Чернецький Ігор
Завідувач відділу створення навчально-тематичних систем знань НЦ «Мала академія наук України», кандидат педагогічних наук, голова Всеукраїнської громадської організації «Асоціація учителів фізики “Шлях освіти – ХХІ”». Наукові інтереси: моделювання освітніх та навчальних середовищ загальноосвітніх і позашкільних навчальних закладів з урахуванням трендів розвитку сучасних засобів навчання.

Завдання роботи:

  1. Отримати експериментально спектри від газосвітних трубок та ідентифікувати гази, що світяться.
  2. Проаналізувати спектри зірок різних класів та визначити присутність ідентифікованих газів у їхніх атмосферах.
  3. Проаналізувати спектри зірок та визначити їхній спектральний клас.

Обладнання:

цифровий спектрометр, оптична лава, джерело живлення з набором спектральних трубок, програма RSpecExplorer, програма VIREO. http://vireo-the-virtual-educational-observator5.software.informer.com/

Теоретична частина

Спектральний аналіз – сукупність методів визначення складу (наприклад, хімічного) об’єкта, що базується на вивченні спектрів взаємодії матерії з випромінюванням: спектри електромагнітного випромінювання, радіації, акустичних хвиль, розподілу за масою та енергією елементарних частинок тощо. Спектральний аналіз ґрунтується на явищі дисперсії світла. Атоми кожного хімічного елемента мають певні резонансні частоти, внаслідок чого саме на цих частотах вони випромінюють або поглинають світло. Це призводить до того, що у спектроскопі на спектрах видимі лінії (темні або світлі) в певних місцях, характерних для кожної речовини. Інтенсивність ліній залежить від кількості речовини та її стану. У кількісному спектральному аналізі визначають зміст досліджуваної речовини за відносною або абсолютною інтенсивністю ліній або смуг у спектрах.

Якщо вузький пучок білого світла спрямувати на бічну грань тригранної призми, то, по-різному заломлюючись у склі, промені, з яких складається біле світло, дадуть на екрані райдужну смужку, що називається спектром. У спектрі всі кольори розміщені завжди в певному порядку. Світло поширюється у вигляді електромагнітних хвиль.

Кожному кольору відповідає певна довжина електромагнітної хвилі. Довжина хвилі світла зменшується від червоних променів до фіолетових, приблизно від 0,7 до 0,4 мкм. За фіолетовими променями у спектрі лежать ультрафіолетові промені, які невидимі для ока, але діють на фотопластинку. Ще меншу довжину хвилі мають рентгенівські промені. За червоними променями розташована область інфрачервоних променів. Вони невидимі, але сприймаються приймачами інфрачервоного випромінювання, наприклад спеціальними фотопластинками.

Оптичний спектральний аналіз характеризується відносною простотою виконання, відсутністю складної підготовки проб до аналізу, незначною кількістю речовини (10–30 мг), необхідної для аналізу на велике число елементів. Атомарні спектри (поглинання або випуску) отримують переведенням речовини в пароподібний стан шляхом нагрівання проби до 1 000–10 000 °C. Як джерела збудження атомів при емісійному аналізі електропровідних матеріалів застосовують іскру, дугу змінного струму; при цьому пробу розміщують у кратері одного з вугільних електродів. Для аналізу розчинів широко використовують полум’я або плазму різних газів.

Найважливішим джерелом інформації про більшість космічних об’єктів є їхнє випромінювання. Спектральний аналіз випромінювання дає змогу дістати найцінніші й найрізноманітніші відомості про тіла. За допомогою цього методу можна встановити якісний і кількісний хімічний склад світила, його температуру, наявність магнітного поля, швидкість руху та багато іншого.

Для одержання спектрів застосовують спектроскоп та спектрограф. За допомогою спектроскопа спектр розглядають, а спектрограф дає можливість його сфотографувати. Спектрограма – фотографія спектра.

Спектри земних джерел і небесних тіл поділяються на такі види: суцільний і лінійчатий.

Суцільний, або неперервний спектр у вигляді райдужної смужки дають непрозорі розжарені тіла (вугілля, нитка електролампи) і досить протяжні густі маси газів.

Лінійчатий спектр випромінювання дають розріджені гази й пара під час сильного нагрівання. Кожний газ випромінює світло чітко визначених довжин хвиль і дає характерний для цього хімічного елемента лінійчатий спектр. Значні зміни стану газу або умов його світіння, наприклад нагрівання чи іонізація, спричиняють певні зміни у спектрі цього газу. Складено таблиці, в яких перелічуються лінії кожного газу й зазначається яскравість кожної лінії. Наприклад, у спектрі пари натрію (Na) особливо яскравими є дві жовті лінії.

Лінійчатий спектр поглинання дають гази й пара, якщо за ними є яскраве джерело, що дає неперервний спектр. Це неперервний спектр, перерізаний темними лініями саме в тих місцях, де мають бути яскраві лінії випромінювання, властиві зазначеному газові. Наприклад, дві темні лінії поглинання пари натрію (Na) розташовані в жовтій частині спектра.

Вивчення спектрів дає змогу аналізувати хімічний склад газів, що випромінюють або поглинають світло. Кількість атомів або молекул, які випромінюють чи поглинають енергію, визначається інтенсивністю ліній. Чим помітніша лінія певного елемента у спектрі випромінювання або поглинання, тим більше таких атомів (молекул) на шляху променя світла.

Сонце і зорі оточені газовими атмосферами. Неперервний спектр їхньої видимої поверхні перетинається темними лініями поглинання, які виникають, коли проміння проходить крізь атмосферу зірок. Тому їхні спектри – це спектри поглинання.

Спектр сонячної радіації близький до спектру випромінювання абсолютно чорного тіла з температурою 6000°К. Частина енергії, що випромінюється фотосферою Сонця, поглинається в його хромосфері, внаслідок чого у спектрі з’являються лінії поглинання, так звані фраунгоферові лінії.

Фізичні основи спектральної класифікації

Лінії поглинання вперше спостерігав у спектрі Сонця німецький фізик Джозеф фон Фраунгофер у 1814 р. Астрономи Анжело Секкі й Eдуард Пікерінг у 1863–1868 рр. були серед перших, хто зрозумів, що зоряні спектри можна поділити на групи відповідно до їхнього загального вигляду. У різноманітних пропонованих схемах класифікації зірки групувалися згідно з особливостями деяких характерних спектральних ліній. У схемі Секкі, наприклад, зірки, що мали дуже сильні лінії водню, називалися зірками типу I; зірки з сильними лініями іонів металів, наприклад кальцію чи заліза – типу II; зірки з широкими смугами поглинання і слабкими спектрами в голубій зоні – типу III і т.д. Ґрунтуючись на цій ранній роботі, астрономи Гарвардської обсерваторії уточнили поняття спектрального класу і перепозначили ці класи літерами A, B, C, … Вони також започаткували великий проект із класифікації спектрів, який був виконаний силами трьох астрономів – Вільяміни Флемінг, Анні Кенон та Антонії Маурі.

Результатом цієї роботи став Каталог Генрі Дрепера (Henry Draper Catalog). Він був названий на честь американського астронома, який займався впровадженням фотоемульсій у практику спостережень. Саме він отримав першу фотографію спектра зірки. На його честь був створений фонд при Гарвардській обсерваторії, з якого фінансувалися роботи зі створення каталогу. Каталог був опублікований між 1918 та 1924 рр., а два його доповнення – у проміжку часу до 1949 р. Він містив результати класифікації 225300 (з доповненнями – 359082) зірок. Але навіть ця робота представляє тільки малесеньку частину всіх зірок до 10m.

У процесі створення Гарвардської класифікації деякі старі спектральні класи були об’єднані, а нові класи впорядковані так, щоб відобразити неперервні зміни в інтенсивностях характерних спектральних ліній. Послідовність спектральних класів стала виглядати так: O, B, A, F, G, K, M, і хоча назви спектральних класів склалися історично і не мають ніякого значення, ці назви залишилися до сьогоднішнього дня. Кожний клас ділиться на десять частин у такий спосіб, що зірки класу B0 розташовані після зірок класу O9, а класу A0 – після B9. Спектральний клас О, однак, починається з О5. У цій схемі Сонце має спектральний клас G2.

Перша система спектральної класифікації базувалася на видимих деталях спектра, але фізичний зміст появи таких деталей не був зрозумілим до 30-х – 40-х років минулого століття. А тоді вдалося показати, що, хоча зірки дещо відрізняються за своїм хімічним складом, головним параметром, який визначає спектральний клас зірки, є температура фотосфери. Зірки з сильними лініями іонізованого гелію (HeII), які у Гарвардській класифікації отримали спектральний клас O, – найгарячіші. Їхня температура становить близько 400000 K, оскільки лише за високих температур ці іони наявні в зоряній атмосфері в достатній для утворення ліній поглинання кількості. Зірки класу M із широкими молекулярними смугами поглинання – найхолодніші. Вони мають температуру близько 30000 K, оскільки при більш високих температурах молекули дисоціюють. Зірки з сильними лініями водню, A-зірки, мають проміжні температури (близько 100000 K). Десяті частини спектральних класів (спектральні підкласи) теж узгоджуються із зазначеною послідовністю. Так, зірки класу B5 холодніші, ніж зірки класу B0, але гарячіші, ніж B9.

Сучасна система спектральної класифікації називається система MK. Вона завдячує своїй появі роботам В. Моргана і Ф. Кіннана з Йеркської обсерваторії. У цій системі спектральної класифікації береться до уваги той факт, що зірки однакової температури можуть мати різні розміри. Наприклад, зірка в сто разів більша за Сонце, але з такою самою поверхневою температурою, матиме деякі особливості спектра і значно більшу світність. У системі МК до спектрального підкласу додається римська цифра, яка вказує на так званий клас світності: I – надгігант, III – гігант, V – зірка головної послідовності тощо. Наше Сонце, типова зірка головної послідовності, має позначатися G2V. У цій роботі ми обмежимося класифікацією тільки зірок головної послідовності, хоча програма дає змогу класифікувати й зірки інших класів світності.

Спектральний клас зірки настільки важливий, що вивчення будь-якої зірки завжди мусить починатися зі спроби його визначення. Якщо зірку не вдається знайти в каталозі спектрів (гарвардському або якомусь іншому), або якщо є сумніви щодо її спектрального класу, її класифікують шляхом отримання її спектра і порівняння його з атласом добре вивчених спектрів яскравих зірок. Донедавна зірки класифікували за фотографіями їхніх спектрів, однак сучасні спектрографи дають можливість отримувати цифрові розрізи спектрів, тобто графіки залежності інтенсивності від довжини хвилі, які часто буває зручніше досліджувати. У програмі VIREO інтервал довжин хвиль (вісь абсцис) від 3900 Å до 4500 Å. Інтенсивність кожного спектра (вісь ординат) нормована, тобто кожне значення помножене на таку сталу, щоб спектр помістився на малюнку, на якому максимальним значенням спектральної інтенсивності є 1.0, а відсутність сигналу відповідає нулю.

Спектральний клас зірки дає астрономам змогу дізнатися не тільки її температуру, а й світність (яка часто виражається абсолютною зоряною величиною) і колір. Ці властивості, взяті разом, можуть допомогти при визначенні відстані, маси і багатьох інших фізичних характеристик зірки, її навколишнього середовища та минулого. Знання спектрального класу є фундаментом для розуміння природи та еволюції зірок.

У більш широкому розумінні спектральна класифікація важлива також і тому, що дає можливість звести величезну кількість різних варіацій до скінченної кількості реальних груп із подібними характеристиками. Отже, для астрономії спектральна класифікація настільки ж важлива, наскільки важлива для біології класифікація рослин і тварин за родами та видами Карла Ліннея. Оскільки члени однієї групи мають подібні фізичні характеристики, ми можемо вивчати їх як групу. Тоді незвичайні представники групи легко виділяються саме завдяки очевидним відхиленням своїх властивостей від властивостей групи. Ці особливі об’єкти далі підлягають більш детальному вивченню, щоб зрозуміти сутність їхніх особливостей. Ці винятки з правил часто дають змогу краще зрозуміти головні властивості таких груп. Більше того, вони утворюють еволюційні зв’язки між групами.

Хід роботи

  1. Установіть на столі оптичну лаву. Закріпіть в одному кінці лави цифровий спектрометр, в іншому – джерело живлення для газосвітних трубок.
  2. Помістіть у джерело першу газосвітну трубку. Увімкніть джерело.
  3. Запустіть програму RSpecExplorer . Оберіть у лівому нижньому кутку «Камера в реальному часі».
  4. У лівій частині вікна програми відтворюється зображення, що його реєструє спектрометр. Для правильного визначення позиціонування спектрометра необхідно, щоб пік нульового максимуму спектру, який відображається у правому вікні, збігався з жовтою вертикальною лінією. Цього можна досягти, повертаючи спектрометр у вертикальній площині.

  1. Накрийте лаву затінюванням та дочекайтеся, поки спектрометр налаштує умови освітленості.
  2. У лівому нижньому вікні натисніть кнопку «Захоплення» .
  3. Змінюючи налаштування спектрометра для оптимізації освітленості , зробіть ще декілька захоплень. Вимкніть джерело струму.
  4. Перейдіть на вкладку «Файл зображення»

та оберіть отримане зображення.

  1. У лівому вікні програми курсором перемістіть та звузьте горизонтальні лінії, виділяючи джерело та отриманий спектр.

  1. У правому вікні програми має утворитися розподіл за енергіями у спектрі, отриманому спектрографом.                                                                                                                                             
  2. У верхньому меню оберіть кнопку «Елементи» .
  3. У меню елементів, що з’явиться, доберіть той, лінії якого найбільше збігатимуться з отриманим спектром.

  1. Занотуйте назву газу, який ви досліджували.
  2. Змініть газорозрядну трубку. Повторіть попередні кроки для інших трубок, ідентифікуючи їх.
  3. Поверніться до першого отриманого спектру газу.
  4. Оберіть у нижній частині правого екрану програми «Еталон» – «Бібліотека».
  5. У вкладці бібліотеки оберіть «Тип зірки».

  1. У вкладці потрібно обрати тип зірки, спектр якої буде порівнюватися з отриманим еталонним спектром газу. Врахуйте, що у спектрі газу були емісійні лінії, а у спектрі зірок ці лінії відповідатимуть лініям поглинання.
  2. Заповніть Таблицю 1 наявності газів у атмосфері зірок, перебираючи назви зірок винятково Головної послідовності. Ці зірки мають назву спектрального класу, що завершується літерою V.

Таблиця 1

Назва газу Спектральний клас зірки
  1. Вимкніть програму RSpecExplorer.
  2. Запустіть програму VIREO. Введіть свій логін.

  1. Оберіть вкладку .
  1. У новому вікні, що з’явиться, оберіть .
  1. Далі оберіть .
  1. У вкладці, що випаде, праворуч буде перелік зірок, спектри яких потрібно буде ідентифікувати за спектральними класами. Оберіть першу зірку.

Її спектр з’явиться посередині вікна вкладки.

  1. Оберіть .
  1. У вкладці, що з’явиться, оберіть атлас зірок Головної послідовності.                                                        
  2. У вкладинці спектрів вгорі і внизу з’являться еталонні спектри. Їх можна змінювати, рухаючись по вікну.

  1. Доберіть спектр, вигляд якого найкраще відповідатиме спектру досліджуваної зірки.
  2. Занесіть до таблиці 2 назву зірки та її спектральний клас.

Таблиця 2

Назва зірки Спектральний клас
1.
2.
24.
25.
  1. Переберіть усі зірки у списку та занотуйте висновки дослідження.

Аналіз даних

.