Как люди определили температуру солнца

—> Детская Энциклопедия —>

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 см 2 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 λ ₁ до λ ₂. Если эту энергию разделить на ширину участка λ ₂— λ ₁ ,то определится излучательная способность ελ

абсолютно черного тела для волны длиной λ , лежащей между волнами λ ₁ и λ ₂.

Отложим значение ε λ 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_l будет 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 ε λ 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.

Читайте также: Сетка уличная от солнца

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»).

Источник

Как измерили температуру солнца.

Как измерили температуру звезд.

Одна из легко измеряемых звёздных характеристик — цвет. Как раскалённый металл меняет свой цвет в зависимости от степени нагрева, так и цвет звезды всегда указывает на её температуру. В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой — один кельвин (1 К) -тот же, что и в привычной нам шкале Цельсия (1 °С) , а начало шкалы сдвинуто на -273 (0 К = -273 °С) .

Самые горячие звёзды — всегда голубого и белого цвета, менее горячие — желтоватого, холодные — красноватого. Но даже наиболее холодные звёзды имеют температуру 2-3 тыс. Кельвинов — горячее любого расплавленного металла.

Человеческий глаз способен лишь грубo определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звёздных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и жёлтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить её температуру.

Как измерили температуру солнца.

По закону оптики «Закону Вина» существует чёткая зависимость максимума интенсивности излучения по спектру частот от температуры излучающего объекта. На этом принципе основан и ИК радиометр (прибор ночного видения) , выделяющий ИК излучение из спектра, и прибор термосканер для определения температуры тела на расстоянии.
Поэтому, определяя максимум излучения по спектру частот спектра Солнца, определили, что температура верхних слоёв Солнца, поставлящих нам свет (Фотосфера) имеет температуру около 6 тыс градусов С (в глубинах Солнца по расчётам, температура составляет миллионы градусов) . Также термосканерами (специальными астрофизическими) опрделяют температуру поверхности и других тел в Космосе (планет, звёзд. )

Дата добавления: 2015-08-09 ; просмотров: 2186 | Нарушение авторских прав

Источник

КАК ИЗМЕРИЛИ ТЕМПЕРАТУРУ СОЛНЦА

В фокальной плоскости линзы L2 установлена пластина с узкой вертикальной щелью В (рис. 2 на цвет. табл. у стр. 176). 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, за-

черненная металлическая полоска, которая одинаково поглощает световые лучи с любой длиной волны.

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 l 1 до l 2. Если эту энергию разделить на ширину участка l 2- l 1 ,то определится излучательная способность e l абсолютно черного тела для волны длиной l , лежащей между волнами l 1 и l 2.

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

Предположим, мы построили график зависимости (рис. 11) для тела, нагретого до 6000° К (фотосфера Солнца). Самое большое значение e l будет при длине волны l 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

Рис. 11. Распределение энергии в спектрах Солнца и абсолютно черного тела при 6000° К и 6500°К.

заканчивается, хотя излучения с длиной волны больше 0,75 мк человеческий глаз не воспринимает.

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. цвет. табл. у стр. 177). Спектральные области наиболее коротких ультрафиолетовых лучей и наиболее длинных рентгеновских лучей накладываются друг на друга.

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 e l 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 l m (рис. 10). Величина l 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: l mТ = 2897 мк•°К. Если в эту формулу подставить l 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 l m. Так же определяется температура звезд, а в земных условиях — температура сильно нагретых тел, например раскаленной плазмы (см. ст. «Сто миллионов градусов»).

Источник

Как ученые определили температуру солнца?

О температуре, излучающей свет и тепло с поверхности какого-нибудь тела, мы можем судить по величине его излучения, на основании закона Стефана-Больцмана. Этот закон говорит, что излучение светящегося тела пропорционально четвёртой степени абсолютной температуры:

где Есм2 — излучение 1 кв. см в килограмм-калориях в 1 сек. , а постоянная σ, получаемая из опытов, равняется 1,374 • 10-12.
Сделав расчёт для Солнца, мы получим для температуры фотосферы число 5800° К.

Другой закон физики, который может служить для определения температуры, — это закон смещения Вина. Он объясняет тот общеизвестный факт, что при нагревании тела, скажем, куска стали, оно сначала начинает светить тёмнокрасным цветом, потом красным, оранжевым, жёлтым и, наконец, белым. Если обозначить через λmах длину волны, выраженную в микронах, соответствующую максимальному наиболее интенсивному излучению в спектре нагретого тела, а через T — абсолютную температуру, то закон Вина выразится формулой:

где а — постоянное, определённое из наблюдений, равное 2880. Для того чтобы определить температуру фотосферы по закону Вина, надо найти наиболее яркую часть спектра и определить соответствующую ей длину волны. Из таких определений получено, что λmах = 0,47. Подставляя формулу Вина, найдём для температуры фотосферы 6100°К.

Наилучшим способом определения температуры Солнца и звёзд является изучение распределения интенсивности излучения вдоль всего спектра и сопоставление его с теоретической кривой распределения. В настоящее время эффективная температура фотосферы принимается за 6000° К. При этой температуре все вещества на Солнце могут находиться лишь в газообразном состоянии.

С углублением внутрь Солнца температура должна быстро возрастать. Непосредственное определение температуры внутренних слоев Солнца нам недоступно, так как блестящий фон фотосферы совершенно непрозрачен и не позволяет заглянуть в более глубокие слои Солнца. Однако эту температуру можно подсчитать теоретически, исходя из условий равновесия давлений и равенства прихода и расхода энергии в каждой точке внутри Солнца. Решение этой трудной задачи приводит к температуре в центре Солнца в 13 500 000°К. При столь высокой температуре только и может успешно идти реакция перехода водорода в гелий.

Источник

Какова же на самом деле температура Солнца?

Слухи о скором конце оказались несколько преувеличенными

В 2005 году астрофизик Пирс Ван дер Меер выступил с сенсационным заявлением. По его словам, в последнее столетие температура Солнца постоянно растет. Такой процесс, как правило, наблюдается перед метаморфозой обычной звезды в сверхновую. Таким образом, ученый предрекал через шесть лет неизбежный взрыв Солнца и, как следствие, гибель всего живого на Земле. Но зафиксированные НАСА протуберанцы не свидетельствовали ни о каких-либо серьезных изменениях на нашей звезде, а глобальное потепление прошлого века связано с парниковым эффектом, «побочным продуктом» человеческой деятельности. Таким образом, весть о «Судном Дне» оказалась несколько преждевременной.

Какова же на самом деле температура Солнца?

Этот вопрос будоражил ученых еще много веков тому. Бесспорно, наше светило очень горячее, ведь оно дарит тепло, находясь за много тысяч километров от Земли. Но только в ХХ веке астрофизикам удалось подсчитать его более-менее точную температуру. Оказалось, она различается в зависимости от близости к ядру небесного тела. В его середине она составляет целых пятнадцать с половиной миллионов градусов по Цельсию (или 27 млн градусов по Фаренгейту). Верхний слой гелиево-водородной атмосферы звезды раскален до миллиона градусов, а на поверхности температура Солнца по Цельсию составляет 5515 градусов.

Откуда мы это знаем?

Естественно, еще ни один космонавт или управляемый с Земли корабль не летал на наше светило с градусником. Однако температура Солнца в градусах может быть лабораторно вычислена по спектральному излучению. Звезда видится нам желтой. Если бы она была горячее, мы бы называли наше солнышко голубым… Хотя вряд ли бы было кому его называть, ведь возникновение белковой жизни на Земле при таких испепеляющих температурах было бы невозможно. Если бы центр нашей звездной системы был холоднее, он представлялся бы красноватым. Изучая излучение светила через цветовой спектр, ученые выяснили следующее: ниже всего температура на поверхности звезды, а глубже к ядру жар больше.

В каких единицах измеряется температура Солнца?

Источник