Спектр будь-якого твердого тіла, нагрітого до будь-якої температури, можна виміряти спектро-метром. Цей прилад являє собою злегка змінений спектроскоп.
У фокальній площині лінзи L2 установ-лена пластина з вузькою вертикальною щілиною В (рис. 2 на колір. Табл. У стр. 176). Якщо трубу D повертати навколо вертикальної осі, то через щілину В проходитиме світло тільки вузьких ділянок суцільного спектра. Перед щілиною А коллиматора встановлена лампа розжарювання, а за щілиною В - болометр: дуже тонка, за-
чорнене металева смужка, яка однаково поглинає світлові промені з будь-якою довжиною хвилі.
Чим більше енергії випромінювання поглинає болометр, тим сильніше він нагрівається і тим більше стає його електричне опору-тивление. Електричний опір боло-метра легко виміряти і тим самим визначити, яку енергію випромінює нитка лампи в раз-особистих ділянках спектра.
Спробуємо побудувати графік, в якому буде відображено, як залежить енергія, яку випромінює 1 см2 абсолютно чорного тіла, від довжини хвилі (рис. 10). У випромінюванні абсолютно чорного тіла неможливо виявити енергію, відпо-ствующую випромінювання хвилі зі строго визна-ленній довжиною. Тому доводиться изме-рять енергію випромінювання в якомусь вузькому ділянці спектра, наприклад в діапазоні від l 1 до l 2. Якщо цю енергію розділити на ширину ділянки l 2 l 1, то визначиться випромінювальна здатність el абсолютно чорного тіла для хвилі довжиною l . що лежить між хвилями l 1 і l 2.
Відкладемо значення e l по осі ординат, а по осі абсцис - довжину хвилі l. Одержимо криву з максимумом.
Припустимо, ми побудували графік зави-ності (рис. 11) для тіла, нагрітого до 6000 ° К (фотосфера Сонця). Найбільше значення e l буде при довжині хвилі l m = 0,5 мк. В обидві сторони від цієї точки реєструється в спектрометрі енергія буде зменшуватися. Будемо рухатися до крас-ної кордоні сонячного спектра. Уже в області 0,7-0,75 мк червоний колір переходить в темряву. Але і в темних ділянках болометр буде поки-викликають, що енергія продовжує надходити. Значить, на червоній межі спектр Сонця не
Мал. 11. Розподіл енергії в спектрах Сонця і абсолютно чорного тіла при 6000 ° К і 6500 ° К.
закінчується, хоча випромінювання з довжиною хвилі більше 0,75 мк людське око не воспри-нимает.
Тут беруть свій початок невидимі інфрачервоний-ні промені - інфрачервона область оптич-ського спектру. Інфрачервоне випромінювання при-мірно в області 500 мк переходить в діапазон радіохвиль (див. Ст. «Радіо»).
Те ж відбувається і на іншому кінці спект-ра. За фіолетовими променями в області хвиль в 0,4 мк починається невидиме ультрафіолетове випромінювання, яке десь близько хвиль в 0,002 мк переходить в рентгенівські промені (див. Колір. Табл. У стр. 177). Спектральні області найбільш ко-Ротко ультрафіолетових променів і найдовших рентгенівських променів накладаються один на одного.
Інфрачервону область світла випромінюють спік-трометром, призма якого виготовлена з кристала кам'яної (повареної) солі. Навіть спеціальні сорти скла (важкий флінт) повністю поглинають інфрачервоне випромінюючи-ня, починаючи з хвиль довжиною в 2,7 мк. А кам'яна сіль пропускає це випромінювання з довжиною хвилі
до 13,5 мк. В інфрачервоному спектрометрі вме-сто лінз поставлені увігнуті металеві дзеркала, добре відображають інфрачервоні промені.
Ультрафіолетове випромінювання досліджують за допомогою оптичних деталей з кварцу або флюориту. Кварц слабо поглинає це випромінювання до хвилі в 0,18 мк, а флюорит - до 0,12 мк.
Помістимо перед спектрометром з призмою з кам'яної солі абсолютно чорне тіло, у ко-торого температура внутрішніх стінок порожнини дорівнює 100 ° Ц. Таке тіло не світиться навіть в пів-ної темряві, але болометр, встановлений у вихідний щілини спектрометра, дозволяє і в цьому випадку визначити залежність el від дли-ни хвиль. Максимум випромінювальної здатне-сти тіла, нагрітого до 100 ° Ц, відповідає довжині хвилі в 7,8 мк. Досліди показали: чим вище температура порожнини, тим коротше повинна бути довжина хвилі l m (рис. 10). Величина l m як би зміщується зі зростанням температури в бік більш коротких хвиль.
В результаті цих дослідів і деяких тео-ретические міркувань німецькому фізику Вільгельму Провину вдалося вивести формулу, яка тепер називається законом зміщення Віна: l MТ = 2897 мк • ° К. Якщо в цю формулу підставити l m в мікронах, визначиться величина Т - температура випромінюючого нагрітого тіла в * градусах Кельвіна. За допомогою спектроскопа можна виміряти температуру будь-якого тіла, навіть температуру Сонця або зірки.
Інакше, як за допомогою спектрометра, дізнатися температуру Сонця неможливо. Не можна ж встановити на Сонце термометр! Але, припустимо, ми якось добули шматочок Сонця. З якого ж матеріалу зробити термометр? Навіть самий ту-гоплавкій метал - вольфрам плавиться при 3000 ° К. Тому температуру Сонця можна визначити тільки виміром l m. Так само визна-виділяється температура зірок, а в земних умовах - температура сильно нагрітих тіл, на-приклад розжареної плазми (див. Ст. «Сто мил-нів градусів»).