2. Лінії Фрауногофера та спектральний аналіз. Визначення променевих швидкостей.
Фраунгоферові лінії — лінії поглинання видимі на фоні неперервного спектру сонця та зірок. Були відкриті і досліджені німецьким фізиком Йозефом Фраунгофером у 1814 при спектроскопічних спостереженнях Сонця. Фраунгофер виділив і позначив понад 570 ліній, причому сильні лінії отримали літерні позначення від A до K, а слабші були позначені рештою літер. В наш час астрономи виділяють у спектрі Сонця тисячі фраунгоферових ліній. За спектром ліній поглинання можна судити про хімічний склад зоряних атмосфер. У 1859 у Кірхгоф і Бунзен довели, що ідентифіковані лінії спектру емісії однозначно характеризують хімічні елементи, які їх випромінюють. Так було показано, що в атмосфері Сонця присутні такі елементи, як водень, залізо, хром, кальцій, натрій та ін. в різних стадіях іонізації. Саме на Сонці вперше спектроскопічними методами було відкрито гелій. На основі цього було встановлено також зв'язок ліній поглинання — Фраунгоферових ліній, на спектрі адсорбції з певним хімічним елементом, чи його іоном.
Найважливіші Фраунгоферові лінії видимої ділянки електромагнітного спектру.
В даний час спектральні лінії позначаються довжиною хвилі і хімічним елементом, якому вони належать. Наприклад, Fe I 4383,547 Å позначає лінію нейтрального заліза з довжиною хвилі 4383,547 ангстрем. Але для найбільш сильних ліній збереглися позначення, введені Фраунгофером. Так, найсильнішими лініями сонячного спектра є лінії H і K іонізованого кальцію.
У таблиці символами Hα, Hβ, Hγ і Hδ позначені перші чотири лінії Серії Бальмера атома водню. Лінії D1 і D2 — це широко відомий«натрієвий дублет», пара добре помітних сонячних ліній.
Слід зауважити, що в літературі є протиріччя у значенні деяких позначень. Так символом d позначають як блакитну лінію заліза 4668,14 Å, так і жовту лінію гелію (позначається також D3) 5875,618 Å. Також лінія e може належати як залізу, так і ртуті. Для того, щоб піти від двозначності необхідно завжди вказувати елемент, якому належить лінія, наприклад «лінія e ртуті».
Дослідження лінійчатих спектрів речовини дозволяють визначити, з яких хімічних елементів вона складається, і в якій кількості міститься кожного елементу у даній речовині.
У кожного хімічного елемента лінійчатий спектр свій, він не співпадає зі спектром іншого елементу, тому що кожний атом має свій набір енергетичних рівнів. Це дає можливість визначення хімічного складу речовини.
Спектральний аналіз – це фізичний метод кількісного і якісного визначення складу речовини, оснований на отриманні і дослідженні його спектрів електромагнітного випромінювання.
При якісному спектральному аналізі порівнюють спектри досліджуваного зразка зі спектрами індивідуальних сполук; при кількісному аналізі – інтенсивність спектральних ліній визначеного компоненту в досліджуваному і стандартному зразку.
Спектральний аналіз використовується у пошуках корисних копалин для визначення хімічного складу зразків руди. У промисловості спектральний аналіз дозволяє контролювати склад сплавів і домішок, які вводяться в метали для отримання матеріалів із даними властивостями.
Перевагами спектрального аналізу є висока чутливість і швидкість отримання результатів. Визначення марки сталі методом спектрального аналізу може бути виконано за декілька десятків секунд.
Спектральний аналіз дозволяє визначити хімічний склад небесних тіл, які знаходяться на великій відстані від Землі. Вивчення спектрів допомогло вченим визначити не тільки хімічний склад небесних тіл, а й їх температуру. За зміщенням спектральних ліній можна визначити швидкість руху небесних тіл (наприклад променеву швидкість)
Промене́ва шви́дкість (радіальна швидкість) — проекція вектора відносної просторової швидкості об'єкта на промінь зору, що визначає напрямок до нього від спостерігача чи початку координат. Променева швидкість має знак «+», якщо об'єкт віддаляється від спостерігача, та знак «−», якщо він наближається. Сума векторів променевої та поперечної швидкості визначають вектор просторової швидкості.
Для астрономічних об'єктів променеву швидкість визначають за ефектом Допплера, спостерігаючи зсув окремих ліній у спектрах. Cпостереження зорі чи будь-якого іншого об'єкта, що випромінює світло, здійснюють за допомогою спектрографа високої роздільної здатності шляхом порівняння довжини хвилі, що спостерігається, з її лабораторною довжиною. Зсув спектральної лінії у бік коротких хвиль (у «блакитний» бік спектру), свідчить, що джерело рухається до спостерігача, а зсув у бік довгих хвиль («червоний зсув») означає рух від спостерігача. Зсув z характеризується відношенням різниці довжин хвиль до довжини випроміненої хвилі:
,
де λ0 — лабораторна довжина хвилі,
λ — довжина хвилі, яку фіксує спостерігач.
У разі невеликих зсувів (z<<1) променеву швидкість υr визначають за наближеною формулою:
υr = cz,
де c — швидкість світла.
У випадку значного зсуву (z>0,1) швидкість об'єктів стає порівняною із швидкістю світла і слід застосовувати релятивістську формулу:
Зазвичай променеву швидкість вимірюють у одиницях швидкості (здебільшого, у кілометрах на секунду). Втім, для характеристики деяких об'єктів (таких як квазари чи далекі галактики, що віддаляються від спостерігача із релятивістськими швидкостями), часто застовують безрозмірні одиниці червоного зсуву.