Как измерили температуру Солнца

Спектр любого твердого тела, нагретого до любой температуры, можно измерить спектрометром. Этот прибор представляет собой слегка измененный спектроскоп.

В фокальной плоскости линзы L₂ установлена пластина с узкой вертикальной щелью В (см. Откуда берется цвет? ). Если трубу D поворачивать вокруг вертикальной оси, то через щель В будет проходить свет только узких участков сплошного спектра. Перед щелью А коллиматора установлена лампа накаливания, а за щелью В — болометр: очень тонкая, зачерненная металлическая полоска, которая одинаково поглощает световые лучи с любой длиной волны.

Чем больше энергии излучения поглощает болометр, тем сильнее он нагревается и тем больше становится его электрическое сопротивление. Электрическое сопротивление болометра легко измерить и тем самым определить, какую энергию испускает нить лампы в различных участках спектра.

Попытаемся построить график, в котором будет отражено, как зависит энергия, излучаемая 1 см² абсолютно черного тела, от длины волны (рис. 10). В излучении абсолютно черного тела невозможно обнаружить энергию, соответствующую излучению волны со строго определенной длиной. Поэтому приходится измерять энергию излучения в каком-то узком участке спектра, например в диапазоне от λ₁до λ₂. Если эту энергию разделить на ширину участка λ₂-λ₁ ,то определится излучательная способность ελ

абсолютно черного тела для волны длиной λ, лежащей между волнами λ₁и λ₂.

Отложим значение ελ по оси ординат, а по оси абсцисс — длину волны λ. Получим кривую с максимумом.

Предположим, мы построили график зависимости (рис. 11) для тела, нагретого до 6000° К (фотосфера Солнца). Самое большое значение e_lбудет при длине волны λ_m=0,5 мк. В обе стороны от этой точки регистрируемая в спектрометре энергия будет убывать. Будем двигаться к красной границе солнечного спектра. Уже в области 0,7—0,75 мк красный цвет переходит в темноту. Но и в темных участках болометр будет показывать, что энергия продолжает поступать. Значит, на красной границе спектр Солнца не заканчивается, хотя излучения с длиной волны больше 0,75 мк человеческий глаз не воспринимает.

Здесь начинаются невидимые инфракрасные лучи — инфракрасная область оптического спектра. Инфракрасное излучение примерно в области 500 мк переходит в диапазон радиоволн (см. ст. «Радио»).

То же происходит и на другом конце спектра. За фиолетовыми лучами в области волн в 0,4 мк начинается невидимое ультрафиолетовое излучение, которое где-то около волн в 0,002 мк переходит в рентгеновские лучи (см. Откуда берется цвет? ). Спектральные области наиболее коротких ультрафиолетовых лучей и наиболее длинных рентгеновских лучей накладываются друг на друга.

Инфракрасную область света излучают спектрометром, призма которого изготовлена из кристалла каменной (поваренной) соли. Даже специальные сорта стекла (тяжелый флинт) полностью поглощают инфракрасное излучение, начиная с волн длиной в 2,7 мк. А каменная соль пропускает это излучение с длиной волны до 13,5 мк. В инфракрасном спектрометре вместо линз поставлены вогнутые металлические зеркала, хорошо отражающие инфракрасные лучи.

Ультрафиолетовое излучение исследуют с помощью оптических деталей из кварца или флюорита. Кварц слабо поглощает это излучение до волны в 0,18 мк, а флюорит — до 0,12 мк.

Поместим перед спектрометром с призмой из каменной соли абсолютно черное тело, у которого температура внутренних стенок полости равна 100° Ц. Такое тело не светится даже в полной темноте, но болометр, установленный у выходной щели спектрометра, позволяет и в этом случае определить зависимость ελ от длины волн. Максимум излучательной способности тела, нагретого до 100°Ц, соответствует длине волны в 7,8 мк. Опыты показали: чем выше температура полости, тем короче должна быть длина волны λ_m (рис. 10). Величина λ_m как бы смещается с ростом температуры в сторону более коротких волн.

В результате этих опытов и некоторых теоретических соображений немецкому физику Вильгельму Вину удалось вывести формулу, которая теперь называется законом смещения Вина:λ_mТ = 2897 мк•°К. Если в эту формулу подставить λ_m в микронах, определится величина Т — температура излучающего нагретого тела в градусах Кельвина. С помощью спектроскопа можно измерить температуру любого тела, даже температуру Солнца или звезды.

Иначе, как с помощью спектрометра, узнать температуру Солнца невозможно. Нельзя же установить на Солнце термометр! Но, допустим, мы как-то добыли кусочек Солнца. Из какого же материала сделать термометр? Даже самый тугоплавкий металл — вольфрам плавится при 3000°К. Поэтому температуру Солнца можно определить только измерением λ_m. Так же определяется температура звезд, а в земных условиях — температура сильно нагретых тел, например раскаленной плазмы (см. ст. «Сто миллионов градусов»).

ПОИСК

Block title

РАЗНОЕ

Детская Энциклопедия

Как измерили температуру Солнца

Как измерили температуру Солнца

СВЕТ