Читать «Глаз и Солнце» онлайн - страница 36
Сергей Иванович Вавилов
λmax
Зная величину λmах (в микронах), можно на основании этой формулы по спектру определить температуру тела.
Мы обратились к спектральному распределению света в связи с вопросом о качестве солнечного света. Солнце, несомненно, есть накаленное тело, поэтому его спектр должен быть близок к спектрам, получаемым на Земле от наших ламп и свечей. В плохой спектроскоп с широкой щелью солнечный спектр действительно кажется непрерывным. При грубом измерении распределения энергии в этом спектре получается кривая, похожая на одну из кривых для черного излучения (рис. 10). По виду этой кривой, а также из положения ее максимума можно вычислить приближенно температуру солнечной поверхности, если только предположить, что Солнце похоже на накаленное тело с черной поверхностью. Вычисление дает около 6000°. Установление более точной цифры имеет мало смысла, так как разные области солнечного диска различаются по накалу.
Рис. 10
Распределение энергии в спектре излучения черного тела при разных температурах
По оси абсцисс – длина волны в микронах, по оси ординат – интенсивность в относительных единицах. (Ввиду огромной разности в интенсивностях кривая для 6000° К на рис. 10 а не может быть полностью изображена в выбранном масштабе. На рис. 10 б приведена полная кривая для 6000° К в другом масштабе.)
Заштрихованная часть отмечает область видимого спектра
Наш глаз в смысле различения качества света много хуже самого плохого спектроскопа. Поэтому приведенные грубые результаты будут достаточны, когда в следующей главе придется сравнивать свойства солнечного света и глаза.
Физик и астроном, изучая Солнце, пользуются телескопами, совершенными спектроскопами, постоянно применяют вместо глаза фотографию. Им открываются такие детали солнечного света и его распределения по Солнцу, которые совершенно ускользают от невооруженного глаза.
В 1802 году Волластон заметил свойство солнечного спектра, почему-то ускользнувшее от внимания Ньютона. Спектр оказался испещренным черными тонкими линиями. Позднее эти темные пропасти на ярком фоне солнечного спектра подробно изучил Фраунгофер; их называют поэтому линиями Фраунгофера. В таблице 1 даны главные линии Фраунгофера для видимого спектра. Ими часто пользуются для указания той или иной области солнечного спектра. Они всегда остаются на своих местах и служат естественными отметками на спектре Солнца. Во втором столбце указаны длины волн в миллимикронах, в третьем – цветность спектральной области, в которой линии расположены.
Мы сказали выше, что в плохой спектроскоп солнечный спектр кажется непрерывным, а кривая распределения энергии – правильной и плавной. Детальное изучение кривой распределения показывает, что она сплошь изъедена зазубринами как в видимой, так и в невидимой области (рис. 11). Эти зазубрины – следы линий Фраунгофера. В ультрафиолетовой области солнечный спектр довольно резко обрывается, причем граница колеблется в разное время дня и в разные времена года. Практически от Солнца до нас не доходят лучи с волнами короче 290 mµ. Более короткие волны поглощаются озоном, находящимся в верхних слоях атмосферы с максимумом около 30 км.
