Відмінності між версіями «Спектральний аналіз»

(вирізав ліву частину, яка, однак, могла б пригодитися в інших місцях)
Най­важливішим джерелом інформації про більшість космічних об'єктів є їхнє випроміню­вання. Дістати найбільш цінні й різноманітні відомості про тіла дає змогу спектральний аналіз їхнього випромінювання. За допо­могою цього методу можна встановити якісний і кількісний [[Хімічна формула|хіміч­ний склад]] світила, його [[температура|температуру]], наявність [[магнітне поле|магнітного поля]], швидкість руху та багато іншого.
 
Для одержання спектрів застосовують прилади — [[спектроскоп]], та [[спектрограф]]). У першійпершому спектр розглядають, а у другому його фотографують. Спектрограма — фотографія спектра.
 
Існують такі види спектрів земних джерел і небесних тіл:
Сонце і зорі оточені газовими атмосферами. Неперервний спектр їхньої видимої поверхні перетинається темними лініями поглинання, які виникають, коли проміння проходить через атмосферу зірок. Тому їх спектри — це спектри поглинання.
 
Швидкості руху небесних світил відносно Землі за променями зору ([[променева швидкість|променеві швидкості]]) визначають за допомогою спектрального аналізу на основі [[ефект Доплера|ефекту Доплера]]: якщо джерело світла і спостерігач зближаються, то довжинидовжина хвильхвилі, що визна­чаютьчається положеннярозташуванням спектральних ліній, укорочуютьсяскорочується, а при їх вза­ємному віддаленні довжинидовжина хвильхвилі збільшуютьсязбільшується. Ця залежність виражаєтьсяподається формулою:
 
 
: <math>\lambda = \frac{\left({c-v}\right)}{f_0}</math>
 
де '''ν'''&nbsp;— [[променева швидкість відносно]] руху з урахуванням зна­ка (мінус при зближенні);
* '''<math>{f_0}</math>'''&nbsp;— довжина хвилі принерухомого нерухомому джереліджерела;
* '''λ'''&nbsp;— довжина хвилі під час руху джерела;
* '''с'''&nbsp;— [[швидкість світла]] у [[вакуум]]і (~300 000 км/с).
 
Інакше кажучи, із зближенням спостерігача і джерела світла лінії спектра змішуютьсязсуваються до його фіолетового кінця, а з від­даленням&nbsp;— до червоного.
 
ДіставшиПід спектрограмучас отримання спектрограми світила, над нею ічи під нею вдруковують спектри порівняння від земного джерела випромінювання. Спектр порівняння вважають нерухоминерухомим, і відносно нього можна визначати зміщення ліній спектра зірки. На­віть швидкості небесних тіл (десятки й сотні кілометрів зана секунду) зумовлюють настільки малі зміщення (соті або десяті частки мм), що їх можна виміряти на спектрограмі тільки під [[мікроскоп]]ом. Щоб з'ясувати, якій зміні довжини хвилі це відповідає, треба знати масштаб спектра, тобто на скільки змінюєть­ся довжина хвилі, якщо ми просуваємося вздовж спектра на 1&nbsp;мм.
 
За спектром можна знайти й температуру світного об'єкту. Коли тіло розжарене до червоного коліру, у його суцільному спектрі найяскравіша червона частина. Якщо його нагрівати далі, ділянка найбільшої яскравості у спектрі змішується в жовту, потім у зе­лену частину і так далі до фіолетового. Це явище описується законом [[зміщеннязакон Віна|законом Віна]], який показує залежність положення максимуму у спектрі випро­мінювання від температури тіла. Знаючи цю залежність, можна встановити температуру Сонця, зірок, планет за допомогою спеціально створе­них приймачів інфрачервоного випромінювання.
 
== Примітки ==