Читать интересную книгу Курс общей астрономии - неизвестен Автор

Пропуская свет через специальные поляризаторы (например, кристаллы кварца, полевого шпата) или поляроидные пленки, на которые нанесены эмульсии из некоторых кристаллических веществ, можно из данного излучения выделить часть, поляризованную вдоль основной плоскости поляризатора или поляроида. Поворачивая эту плоскость, измеряют интенсивность поляризованного излучения в различных направлениях. Если по всем направлениям интенсивность оказывается одинаковой, то свет не поляризован. Если наблюдается максимум поляризации вдоль некоторого направления, то в перпендикулярной к нему плоскости обязательно имеет место минимум поляризации. Разность интенсивностей вдоль направлений максимума и минимума поляризации, отнесенная к их сумме, называется степенью поляризации:

(7.39)

В простейшем случае поляризация возникает при отражении от некоторых поверхностей, особенно при определенных значениях углов падения и отражения. Так, например, свет, отраженный под углом 58° пластинкой из обычного стекла, почти полностью поляризован, причем плоскость поляризации перпендикулярна к плоскости стекла. Это свойство отраженного света используется для изучения природы отражающих поверхностей, например планет. При рассеянии света на большом количестве отдельных частиц также может возникнуть поляризация. Особенно важен случай рассеяния на свободных электронах. В направлении, составляющем с первоначальным угол ровно 90°, рассеяние на свободных электронах полностью (на 100%) поляризовано. Кроме того, поляризация возникает при рассеянии на мелких пылинках, а также при рассеянии отдельными молекулами. Так, солнечный свет, рассеянный молекулами воздуха, что придает голубой цвет небу, оказывается частично поляризованным. Спектральные линии в магнитном поле. Спектральные линии, излучаемые атомом, находящимся в магнитном поле, расщепляются на несколько тесно расположенных компонентов. В простейшем случае спектральная линия разделяется на две, если наблюдать вдоль силовых линий магнитного поля, и на три, если смотреть поперек них. Излучение в каждой из этих линий особым образом поляризовано. Это явление называется эффектом Зеемана. Расстояние между компонентами расщепленных спектральных линий пропорционально напряженности магнитного поля. Это дает возможность на основании спектроскопических наблюдений измерять космические магнитные поля. На рис. 89 приведен спектр солнечного пятна, показывающий присутствие сильного магнитного поля напряженностью около 1000 эрстед.

§ 107. Доплеровское смещение спектральных линий

Если расстояние между излучающим телом и наблюдателем меняется, то скорость их относительного движения имеет составляющую вдоль луча зрения, называемую лучевой скоростью. По линейчатым спектрам лучевые скорости могут быть измерены на основании эффекта Доплера, заключающегося в смещении спектральных линий на величину, пропорциональную лучевой скорости, вне зависимости от удаленности источника излучения. При этом, если расстояние увеличивается (лучевая скорость положительна), то смещение линий происходит в красную сторону, а в противном случае - в синюю. Объяснить это явление можно на основании следующих элементарных рассуждений. Вообразим наблюдателя, воспринимающего от объекта луч света. Предположим, что этот луч представляет собой отдельное непрерывное электромагнитное колебание (цуг волн). Пусть за 1 сек источник излучает n волн длиной l каждая. Так как n - частота, то . Неподвижный относительно источника наблюдатель за ту же одну секунду воспримет столько же (т.е. n ) волн. Теперь пусть источник или наблюдатель движутся с относительной скоростью vr . Тогда по отношению к неподвижному цугу волн наблюдатель за 1 сек пройдет расстояние vr , на котором укладывается волн. Таким образом, в случае движения вдоль луча зрения наблюдатель воспримет не n волн, а на меньше, если расстояние увеличивается, и на больше, если оно уменьшается. Следовательно, изменится частота наблюдаемого излучения n . Обозначая это изменение частоты через Dn и принимая, что положительным значениям vr соответствует увеличение расстояния, получим Учитывая зависимость между n и l , мы видим, что при движении вдоль луча зрения изменяется не только частота воспринимаемого излучения, но и длина его волны соответственно на величину Объединяя это выражение с предыдущим, найдем окончательную формулу для величины доплеровского смещения спектральных линий

(7.40)

Более строгий вывод формулы для доплеровского смещения требует применения теории относительности. При этом получается выражение, которое при vr с очень мало отличается от формулы (7.40). Кроме того, оказывается, что смещение спектральных линий вызывается не только движениями вдоль луча зрения, но и перпендикулярными к нему перемещениями (так называемый поперечный эффект Доплера). Однако он, как и релятивистская поправка к формуле (7.40), пропорционален и должен приниматься во внимание только при скоростях, близких к скорости света. Эффект Доплера играет исключительно важную роль в астрофизике, так как позволяет на основании измерения положения спектральных линий судить о движениях небесных тел. Приведем несколько примеров. Вследствие обращения Земли вокруг Солнца ее скорость, по абсолютной величине близкая к v = 30 км/сек = 3×106 см/сек, все время меняет свое направление в пространстве. Поэтому линии в спектрах звезд, к которым в данный момент направлено движение Земли, слегка смещены в фиолетовую сторону на величину Dl , причем

Для зеленой линии с l = 5000 Å = 5×10-5 см смещение составляет 0,5 Å, что легко может быть измерено. Вектор скорости годичного движения Земли лежит в плоскости эклиптики и перпендикулярен к направлению на Солнце. Поэтому наибольшее смещение спектральных линий бывает в спектрах звезд, расположенных вблизи эклиптики на расстоянии 90° от Солнца. Поскольку обращение Земли происходит против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса эклиптики, то в точке, расположенной на 90° к востоку, линии смещены к красному концу, а в противоположной точке - к фиолетовому. У звезд, находящихся во всех остальных точках небесной сферы, смещение линий в спектрах звезд, вызванное годичным движением Земли, меньше. Оно в точности равно нулю для звезд, находящихся в полюсе эклиптики и в направлениях к Солнцу и от него. Смещение спектральных линий, вызванное суточным вращением Земли, линейная скорость которого на экваторе не превышает 0,5 км/сек, значительно меньше (самое большее тысячные доли ангстрема). Для измерения смещения спектральных линий рядом со спектром исследуемого объекта, например звезды, на ту же пластинку фотографируют спектр лабораторного источника, в котором имеются известные спектральные линии. Затем при помощи микроскопов, снабженных точными микрометрами, измеряют смещение линий объекта по отношению к лабораторной системе длин волн и тем самым находят величину Dl , а по формуле (7.40) вычисляют лучевую скорость vr . Если из этой скорости вычесть проекцию на луч зрения скорости годичного движения Земли, то получим лучевую скорость звезды относительно Солнечной системы. Принцип Доплера позволяет не только судить о движении излучающего тела, но и о его вращении. Так, например, вследствие вращения Солнца восточный его край приближается к нам, а западный - удаляется. Наибольшая линейная скорость (на солнечном экваторе) достигает почти 2 км/сек, что при l = 5000 Å соответствует доплеровскому смещению Dl = 0,035 Å. По мере приближения к центру и полюсам солнечного диска лучевая скорость, а вместе с нею и доплеровское смещение уменьшаются до нуля. У звезд не удается наблюдать излучения отдельных частей их поверхности. Наблюдаемый спектр звезды получается в результате наложения друг на друга спектров всех точек ее диска, каждая из которых у вращающейся звезды дает различное смещение линий в спектре. В результате наблюдается расширение спектральных линий, на основании которого можно судить о величине линейной скорости вращения. У некоторых звезд линейные скорости вращения достигают огромных значений в сотни километров в секунду. Даже в тех случаях, когда излучающий газ в целом не имеет относительного движения вдоль луча зрения, спектральные линии, излучаемые отдельными атомами, все равно имеют доплеровские смещения из-за беспорядочных тепловых движения. Поскольку в каждый момент множество атомов приближается к нам со всевозможными скоростями и примерно столько -же их удаляется с такими же скоростями, происходит симметричное расширение спектральной линии, изображенное на рис. 90. Такой график, показывающий распределение энергии, излучаемой в узкой области спектра в пределах спектральной линии, называется ее профилем. Если расширение линии вызвано только тепловыми движениями излучающих атомов, то по ширине профиля можно судить о температуре светящегося газа. Действительно, как указывалось в § 104, число частиц, обладающих различными скоростями вдоль луча зрения vr , убывает с ростом | vr |, по закону Вместе с тем, чем больше | vr | , тем дальше в крыле линии излучает данный атом. При vr > 0 излучение происходит в красном крыле, а при vr < 0 - в синем. Если газ прозрачен к излучению в рассматриваемой линии (т.е. самопоглощение отсутствует) и, следовательно, интенсивность в каждой точке профиля пропорциональна количеству атомов, обладающих соответствующим значением vr , то профиль спектральной линии повторяет закон распределения атомов по скоростям (7.15) и кривая, изображенная на рис. 90, представляется формулой