Desde la antigüedad, según la experiencia de la gente, la luz del sol es un tipo de luz blanca, que es el color que puedes ver cuando miras directamente al sol al mediodía (esta es sólo una descripción objetiva, este comportamiento Daña los ojos y no causará ningún daño a los ojos. No lo intentes). Pero esta cognición basada en la simple experiencia fue anulada por la aparición de un genio: Isaac Newton, el mayor genio científico de la historia de la humanidad.
Espectroscopia de prisma
Entre 1665 y 1666, una plaga centenaria que mató a 80.000 personas arrasó la Universidad de Cambridge y fue suspendida y cerrada para evitar que los estudiantes se contagiaran entre sí. a tu ciudad natal para escapar de la plaga. Fue durante estos dos años que la creatividad de Newton explotó y logró avances en tres direcciones diferentes: mecánica, matemáticas y óptica. Sin embargo, hoy solo hablaremos de sus investigaciones en óptica.
Hacia 1666, Newton descubrió por primera vez en experimentos ópticos que cuando la luz del sol pasa a través de un prisma, se descompone en siete colores de luz.
Newton creía que esto se debía a los diferentes índices de refracción de diferentes luces. Este fenómeno se llama dispersión. El descubrimiento de Newton también explicó con éxito la causa del arco iris.
Sin embargo, debido a la comprensión sesgada que Newton tenía en aquel momento de las propiedades de la luz, no explicó correctamente este fenómeno. En ese momento, creía que la luz era un tipo de partícula y que las partículas de luz de diferentes colores producirían diferentes índices de refracción cuando se encontraban con medios transparentes. Esta explicación era bastante razonable en ese momento.
¿Experimento de interferencia de doble rendija? ¿Es la luz una onda?
A principios del siglo XIX, Thomas Young, un talentoso médico británico y profesor de filosofía natural en la Royal Academy, llevó a cabo el mayor experimento de la historia de la física, el experimento de la doble rendija de Young, que demostró más allá Dudo que la luz sea un tipo de onda, porque solo las ondas tienen el fenómeno de interferencia, y la explicación de Newton sobre la división de la luz del prisma ya no es válida.
Sin embargo, este genio que lo sabía todo utilizó este experimento para medir simultáneamente las longitudes de onda de diferentes colores de luz. Propuso que diferentes colores de luz corresponden a diferentes longitudes de onda, y cuanto más larga es la longitud de onda, menor es la refracción. índice Cuanto más corta es la longitud de onda, mayor es el índice de refracción, lo que explica perfectamente el experimento de espectroscopía del prisma de Newton.
Las misteriosas líneas oscuras en el espectro solar
También a principios del siglo XIX, William Wollaston, un físico británico, actualizó el experimento de espectroscopía del prisma de Newton. Se añadió una rendija entre el sol y el sol. el prisma, permitiendo que la luz del sol pasara a través de la rendija y luego brillara sobre el prisma. Descubrió algunas líneas oscuras en el espectro continuo descompuesto por el prisma, pero no sabía cuáles eran en ese momento.
Doce años después, en 1814, un físico alemán, Joseph Fraunhofer, construyó un espectrómetro Además de añadir una rendija entre el sol y el prisma, también se añade una lente colimadora entre la rendija y el prisma. prisma para convertir la luz solar que pasa a través de la rendija en luz paralela, y luego se agrega un telescopio detrás del prisma. Como resultado, Fraunhofer vio desde el telescopio que había una gran cantidad de densas líneas oscuras en el espectro solar. Le tomó alrededor de tres años contar más de 570 líneas oscuras en el espectro solar que ahora llamamos. Línea Fraunhofer. Pero al igual que Wollaston, tampoco tenía idea de qué se trataban estas pistas ocultas.
Líneas brillantes características en el espectro de los elementos químicos
A mediados del siglo XIX, el químico alemán Robert Bunsen inventó una lámpara de gas mejorada, ahora llamada Bensen Make a lamp. Este tipo de lámpara es una llama de alta temperatura producida por la combustión completa de una proporción específica de una mezcla de aire y gas. Cuando el gas no se quema por completo, la llama es amarilla y la temperatura es baja. Cuando se aumenta la proporción de aire para permitir que el gas se queme por completo, la temperatura de la llama será cada vez más alta y el color de la llama se volverá cada vez más púrpura. Cuando la proporción de mezcla aire-gas alcanza 3:1, la temperatura de la llama se acerca o incluso supera los 1000 grados y la llama se vuelve casi incolora. De hecho, la mayor parte de la luz emitida es invisible.
Bunsen quería utilizar el mechero Bunsen para descubrir nuevos elementos. Puso varios polvos en la llama incolora y descubrió que cuando los polvos que contenían diferentes elementos ardían en la llama incolora de alta temperatura del mechero Bunsen, se quemaban. Emitiría luz de diferentes colores, pero a medida que probaba más y más elementos diferentes, descubrió que los colores de la luz emitida por algunos elementos diferentes cuando se quemaban en un mechero Bunsen eran básicamente los mismos, y era imposible distinguirlos con a simple vista.
Bunsen tenía un buen amigo, el físico Gustav Kirchhoff. Después de enterarse de las dudas de Bunsen, sugirió que podía utilizar un espectrómetro Fraunhofer para observar el espectro.
Efectivamente, bajo la combustión a alta temperatura en un mechero Bunsen, la luz emitida por diferentes elementos que originalmente parecían tener el mismo color pasó a través del espectrómetro, y en el telescopio se vieron líneas brillantes completamente diferentes. Siguieron quemando y observando, quemando todos los elementos que conocían, y también memorizaron las posiciones de las líneas brillantes de diferentes elementos.
¿El químico Bunsen descubrió así un método para encontrar nuevos elementos en el análisis espectral? Sin embargo, mi artículo no trata realmente de química, sino de física, por lo que debemos seguir los pasos del físico Kirchhoff.
¿Una revolución en la astrofísica? El análisis espectral revela el misterio de los elementos solares
En el experimento de combustión del mechero Bunsen realizado con Bunsen, Kirchhoff ya había memorizado las características líneas espectrales (líneas brillantes) de una gran cantidad de elementos. Cuando comparó estas líneas brillantes una por una con las líneas oscuras del espectro solar en el espectrómetro Fraunhofer, se sorprendió al descubrir que las líneas brillantes producidas por la quema de mecheros Bunsen al sol tienen una. línea oscura en la misma posición en el espectro. Kirchhoff estaba desconcertado. ¿Significa esto que estos elementos no se encuentran en el Sol?
Más tarde pensó en un método ingenioso: usar hidrógeno para quemar oxígeno puro y luego usar la llama de alta temperatura producida para hornear las barras de cal. Las barras de cal emitirían una luz blanca brillante, y esta blanca. la luz se reflejaría en el espectrómetro. Aquí hay un espectro continuo, similar a la luz solar sin líneas oscuras. Luego colocó un mechero Bunsen entre la varilla de cal y el espectrómetro y lo quemó con sal de sodio. Como resultado, sucedió algo mágico. La línea amarilla brillante de sodio que debería haber aparecido cuando el mechero Bunsen estaba ardiendo desapareció. donde deberían aparecer líneas brillantes.
¡Kirchhoff de repente se dio cuenta de que las líneas brillantes y las líneas oscuras eran causadas por el mismo elemento! Bajo un fondo de luz blanca pura y brillante, las líneas brillantes originalmente amarillas se convertirán en líneas oscuras. Las líneas oscuras del sol se deben a la presencia de varios elementos frente al fondo de luz blanca continua del sol. La temperatura de la fuente de luz del sol, por lo que absorben la luz blanca brillante del fondo crea líneas oscuras. Kirchhoff abrió así una puerta a la astrofísica: ¡determinando mediante análisis espectroscópicos la composición elemental de cuerpos celestes distantes!
Las líneas espectrales producidas por estos elementos se denominan líneas espectrales características del elemento, donde las líneas brillantes son líneas espectrales de emisión (denominadas líneas de emisión) y las líneas oscuras son líneas espectrales de absorción (denominadas líneas espectrales de absorción). como líneas de absorción). Kirchhoff utilizó estas líneas espectrales características para determinar con éxito la composición elemental del sol.
¿Cuál es la función especial de las líneas espectrales características de los elementos? El cambio de frecuencia espectral obtiene velocidad relativa
Con la aplicación del análisis espectral en estrellas y galaxias distantes, los científicos han descubierto espectros característicos. en el espectro Además de determinar la composición elemental de los cuerpos celestes distantes, las líneas también tienen una función adicional: determinar la velocidad relativa de los cuerpos celestes y la Tierra.
Un efecto propuesto por Christian Doppler, físico y matemático austriaco en el siglo XIX, se llama efecto Doppler. Señaló que la longitud de onda de la radiación cambiará con el movimiento relativo de la fuente de onda. Cuando la fuente de onda está más cerca del observador, la longitud de onda se acortará y cuando la fuente de onda está más lejos del observador, la longitud de onda se volverá. más extenso.
Dado que la frecuencia de las líneas espectrales características de los elementos es fija, la frecuencia de las líneas espectrales características observadas en la Tierra se puede utilizar como punto de referencia. Cuando un objeto se aleja de nosotros, la frecuencia de las líneas espectrales características disminuirá, la longitud de onda se hará más larga y el espectro se moverá hacia el extremo rojo, lo que se denomina corrimiento al rojo. Por el contrario, cuando un objeto se acerca a nosotros, la frecuencia de las líneas espectrales características aumentará, la longitud de onda se acortará y el espectro se moverá hacia el extremo azul, lo que se denomina desplazamiento hacia el azul. Los astrónomos utilizan este efecto de desplazamiento Doppler para medir las velocidades relativas de un gran número de estrellas y galaxias a nosotros.
Regla del Cielo Cósmico
Con el desarrollo de las observaciones y teorías astronómicas, los científicos han encontrado algunos objetos celestes especiales llamados "Regentes del Cielo del Universo". La luminosidad produce un período. Las estrellas que cambian sexualmente se llaman variables cefeidas. Existe una relación correspondiente entre la luminosidad absoluta de tales estrellas y sus períodos cambiantes. Por lo tanto, después de obtener las distancias reales de algunas variables cefeidas mediante el método de paralaje trigonométrico. Calcule las distancias reales de algunas variables cefeidas en función de su brillo aparente y período cambiante. Calcule su distancia.
Más tarde se descubrió un tipo especial de supernova, que fue producida por la explosión de supernova de una estrella enana blanca que absorbió material de una estrella compañera y superó el límite de Chandrasekhar ya que pasó a través de Chandrasekhar. límite, eran teóricamente El brillo absoluto es el mismo cuando explota como una supernova. Este tipo de supernova se llama supernova de tipo Ia. Después de que los científicos utilizaron variables cefeidas para corregir la relación entre el brillo y la distancia de las supernovas de tipo Ia, se produjo una regla súper celeste, que los científicos pueden usar para medir distancias de miles de millones de años luz.
¿Regla cósmica + desplazamiento Doppler? El universo se está expandiendo
En este momento apareció un astrónomo que pasó a la historia, era el famoso Edwin ?Hubble. Utilizó observaciones de supernovas de tipo Ia para determinar las distancias de 24 galaxias extragalácticas y luego analizó sus espectros. Descubrió que cuanto más lejos de nosotros, mayor era el corrimiento espectral al rojo. Según el efecto de desplazamiento Doppler, esto significa que las galaxias más alejadas de nosotros se alejan más rápido de nosotros. Y esto coincide exactamente con la predicción teórica hecha por el cosmólogo belga Georges Lemaitre basándose en la ecuación del campo gravitacional de la relatividad general de que el universo se está expandiendo a un cierto ritmo.
A finales de la década de 1940, el físico nuclear estadounidense George Gamow propuso el modelo cosmológico del big bang caliente basado en los descubrimientos de Hubble, y se estableció formalmente el modelo cosmológico estándar moderno, el modelo del big bang.