Анализ видимого света

После дождя, когда между тучами проглядывает Солнце, на противоположной стороне неба иногда появляется красивая разноцветная арка — радуга.
О природе радуги размышляли многие. Некоторые догадывались, что её создаёт солнечный свет, проходящий через мелкие капельки дождя. (Кстати, радугу легко увидеть и в брызгах фонтана, если на него удачно упадёт солнечный луч.) Но лишь в конце XVII в. Исаак Ньютон понял причину этого явления.
Пропустив в тёмную комнату узкий пучок солнечного света, Ньютон поставил на его пути стеклянную призму. Луч, прошедший сквозь призму, он направил на белый экран. Вместо привычного солнечного зайчика учёный обнаружил яркую полоску (спектр), окрашенную в те же цвета, что и радуга. Цвета плавно переходили один в другой: от красного до фиолетового. Точно так же, преломляясь на поверхности водяной капли, белый солнечный свет создаёт радугу. Когда физики определили, что свет представляет собой распространяющиеся электромагнитные волны, вместо «цвета» ввели понятие «длина волны». Длины волн видимого света очень короткие. Например, тёмно-красный цвет имеет длину волны 0,7 мкм, а синий — 0,4 мкм.
Как правило, в излучении звёзд и других космических объектов встречаются лучи всех цветов. Но количество энергии, излучаемой звездой, на разных длинах волн неодинаково. Так, в излучении Солнца больше всего энергии приходится на лучи жёлто-зелёного цвета. График зависимости интенсивности излучения от длины волны называется спектром излучения, а метод определения свойств источника по спектру его излучения — спектральным анализом.
Спектры различных источников не похожи друг на друга. Спектр излучения разреженного газа представляет собой ряд отдельных узких пиков (их в зависимости от толщины называют спектральными линиями или полосами). Спектр же излучения твёрдого нагретого вещества напоминает горб: энергия излучается в широком диапазоне, но на некоторые длины волн её приходится больше, чем на другие. Положение «горба», т. е. длина волны, соответствующая излучению максимальной интенсивности, зависит от температуры тела. Такой спектр, в котором присутствует излучение всех длин волн, называется непрерывным.
Только в XIX столетии астрономы догадались, что спектром можно воспользоваться как инструментом для изучения звёзд. Исследуя спектр излучения Солнца, учёные обнаружили, что он очень похож на непрерывный спектр излучения вещества, нагретого до очень высокой температуры — около 6 тыс. градусов. Но в спектрах Солнца и звёзд на этот «горб» накладываются многочисленные провалы, различаемые на его разноцветном фоне как узкие тёмные линии. В спектре Солнца такие линии были открыты в начале XIX в. немецким оптиком Йозефом Фраунгофером.

ОТКРЫТИЕ СПЕКТРАЛЬНОГО АНАЛИЗА

Непрерывный спектр и спектральные линии оказались тем языком, на котором звёзды рассказывают о себе.
Понять этот язык удалось только в середине XIX в., хотя исследования спектров проводились и раньше. Немецкий химик Роберт Вильгельм Бунзен обнаружил, что если вносить в пламя газовой горелки различные вещества, то оно окрашивается в самые разнообразные цвета. Тогда Бунзену пришла идея оценивать химический состав вещества по цвету пламени. Но вскоре он убедился, что разные вещества могут давать очень сходную по цвету окраску пламени. Так, например, в жёлтый цвет окрашивал пламя не только натрий, но и его многочисленные соединения.
Выход нашёл физик Густав Роберт Кирхгоф. Он предложил рассматривать пламя в спектроскоп — прибор для изучения спектра. Опыты начались в 1854 г. В одном из экспериментов учёный поместил перед спектроскопом спиртовую горелку. Когда в слабо светящееся пламя он подбрасывал поваренную соль (хлористый натрий), в спектроскопе появлялась ярко светящаяся жёлтая линия натрия. Затем позади натриевого пламени Кирхгоф поставил более яркий и более горячий источник света, дававший сплошной спектр (кусок извести, накалённый добела в пламени водородной горелки). Теперь в спектроскопе наблюдался яркий сплошной спектр, но на месте жёлтой линии натрия оказалась тёмная линия, совершенно такая же, как одна из фраунгоферовых линий солнечного спектра.
В 1859 г. (этот год считается датой рождения спектрального анализа) Кирхгоф сформулировал основные законы спектрального анализа:
1. Накалённое твёрдое тело, сильно нагретая жидкость (а при достаточно большом давлении и раскалённый газ) излучают непрерывный спектр.
2. Нагретый газ при низком давлении излучает спектр, состоящий из отдельных ярких линий испускания (или эмиссионных линий).
3.Газ, помещённый перед более горячим источником непрерывного излучения, создаёт в спектре источника тёмные линии (линии поглощения), которые приходятся в точности на те же самые длины волн, что и линии излучения этого газа.
Третий закон позволил Кирхгофу объяснить наличие тёмных линий в спектре Солнца. Они возникают потому, что непрерывное излучение внутренних раскалённых областей проходит через более холодную внешнюю газовую оболочку светила. В конце концов учёный пришёл к следующему выводу: исследуя спектры различных химических элементов, можно определить положение их спектральных линий. Зная положение линий, можно найти их в спектре Солнца или другой звезды и тем самым выявить её химический состав.
Кирхгоф отождествил большинство линий солнечного спектра с линиями таких хорошо известных элементов, как водород, железо, никель, кальций, хром, титан, натрий, магний и др. Аналогичные исследования спектров звёзд, проведённые другими учёными, установили принципиальное единство химического состава звёзд и Земли.
Триумфом спектрального анализа стало обнаружение на Солнце неизвестного тогда химического элемента — гелия. И лишь потом он был найден на Земле.

ЗАКОНЫ ИЗЛУЧЕНИЯ И КВАНТОВАЯ МЕХАНИКА

Трёх законов Кирхгофа хватило бы, чтобы выяснить, из каких элементов образованы звёзды. Но учёных интересует и количественный состав звёзд, т. е. доля каждого элемента в общей массе звёздного вещества. Важно знать также и температуру, и давление, и скорость движения газа в атмосфере звезды… Определить все эти параметры и ещё многое другое помогла родившаяся в первые десятилетия XX в. квантовая механика.
Для описания всех явлений, связанных с электромагнитным излучением, недостаточно знания его волновой природы. Оказывается, свет поглощается и испускается неделимыми порциями, как если бы он состоял из частиц. Эти частицы, или кванты, света стали называть фотонами. Энергия фотона связана с длиной волны электромагнитного излучения.
Как возникают спектральные линии, можно понять на примере самого распространённого во Вселенной атома — атома водорода. Он состоит из одного протона и одного электрона. В обычном состоянии (его ещё называют основным) электрон, упрощённо говоря, вращается вокруг протона на определённом расстоянии. Энергия атома минимальна, иными словами, атом находится на низшем энергетическом уровне. Если такому атому каким-то образом передать дополнительную энергию, электрон перейдёт на более удалённую орбиту, а атом — на более высокий энергетический уровень. Законы квантовой механики утверждают, что орбиты, где может находиться электрон, строго определены. Так же строго определены и порции дополнительной энергии, которую можно сообщить атому, — они соответствуют расстоянию между орбитами. Откуда же берётся эта дополнительная энергия?
В раскалённом разреженном газе время от времени происходят столкновения атомов друг с другом и со свободными электронами. Иногда при этих столкновениях атом получает столько энергии, сколько её необходимо для перехода электрона на одну из внешних орбит. Такое состояние атома называется возбуждённым. В возбуждённом состоянии атом пребывает и тогда, когда протон «захватывает» первоначально не связанный с ним электрон, который оказывается на далёкой от протона орбите.
Характерной чертой возбуждённых состояний является их непродолжительность. Электрон стремится возвратиться на самую низкую орбиту. Но как атому избавиться от «лишней» энергии? Он освобождается от неё, излучая квант света, причём со строго определённой энергией, соответствующей расстоянию между орбитами. Электрон способен вернуться на основную орбиту сразу, испустив квант с большой энергией, а может по дороге останавливаться на промежуточных орбитах, если излучается набор квантов с меньшими энергиями. Но в любом случае излучение будет наблюдаться лишь на тех длинах волн, которые допускаются расположением орбит, или энергетических уровней, атома. Поэтому спектры излучения газов состоят из линий строго определённых цветов.
Иначе обстоит дело в относительно холодном плотном газе, освещённом мощным источником непрерывного излучения, например в атмосферах Солнца и звёзд. Здесь картина прямо противоположная. Кванты непрерывного спектра могут выбить электрон с одного уровня на другой, более высокий. Сам квант при этом исчезает, а избыток энергии атома снимается при его столкновении с другими атомами. Электрон падает обратно на низкую орбиту, а его энергия превращается в энергию теплового движения столкнувшихся частиц. В этом процессе участвуют только те кванты, энергия (длина волны) которых строго соответствует одному из возможных переходов электрона в атоме. Все остальные кванты проникают через вещество почти беспрепятственно. Таким образом, из непрерывного излучения поглощаются лучи строго определённых цветов, и в спектре звезды появляются узкие провалы, отмечающие их отсутствие, — спектральные линии поглощения.
На основе новых идей физики сумели объяснить происхождение линейчатых спектров, сплошных спектров, «горбатых» кривых распределения энергии в спектрах нагретых тел и многое другое. Разработанные ими методы позволили астрономам узнать количественный состав звёздных атмосфер, их температуру и даже величину магнитных полей… Кроме того, квантовая механика способствовала созданию теории ядерных реакций в недрах звёзд, тем самым помогла выявить источники их энергии и проследить пути звёздной эволюции. Так что сотрудничество физиков и астрономов принесло прекрасные плоды, обогатившие как физику, так и астрономию.

ЗВЕЗДНЫЕ РАДУГИ

Для того чтобы подробно исследовать спектр звезды, надо получить его резкое изображение. Какими же приборами пользуются астрономы для получения звёздных спектров? Конечно, это спектроскоп, точнее спектрограф, поскольку современный наблюдатель предпочитает сразу снимать спектр на фотопластинку или записывать его при помощи различных фотоэлектрических приборов. Спектры излучения ярких звёзд определяются индивидуально. Для получения спектров слабых источников применяют объективную призму — тонкую стеклянную призму, размещаемую перед объективом телескопа. Поэтому на фотопластинку одновременно попадают изображения спектров многих десятков звёзд. Разумеется, такие звёздные радуги очень короткие, но для многих целей, в том числе для предварительной спектральной классификации звёзд, они вполне пригодны.
Зарегистрированные спектры небесных светил обязательно дополняются спектрами сравнения, полученными от источников, для которых положения спектральных линий точно известны. Сравнение спектров земных и небесных источников позволяет выявить даже небольшие изменения положений и формы спектральных линий. И подобно тому, как Шерлок Холмс при помощи лупы обнаруживал еле заметные следы, оставленные преступником, современный астроном из особенностей спектра звезды извлекает информацию о её свойствах. Недаром спектры иногда образно именуют паспортами звёзд.
Основным источником информации являются спектральные линии. Поскольку своим происхождением они обязаны процессам испускания и поглощения излучения отдельными атомами, это позволяет установить значения многих параметров звёздных атмосфер и звёзд в целом. Так, например, смещение линий в спектре звезды относительно спектра сравнения говорит о том, что звезда приближается или удаляется от нас — в зависимости от того, в синюю или красную сторону спектра смещены линии (эффект Доплера). По величине этого смещения можно узнать скорость звезды. Если линии спектра периодически смещаются то в одну, то в другую сторону, значит, звезда попеременно движется то к нам, то от нас, т. е. имеет спутник, вместе с которым вращается вокруг общего центра масс. Звёзды в таких парах расположены очень близко друг к другу, и в телескоп нельзя определить, что на самом деле это двойная система. Установить наличие спутника можно только по спектру. Таким образом удалось открыть даже тела планетного типа вблизи отдельных звёзд.
Некоторые линии в присутствии магнитного поля расщепляются. Это явление, открытое в 1896 г. нидерландским физиком Питером Зеема-ном, называется эффектом Зеемана. Измерение параметров расщепления позволяет исследовать магнитное поле звезды. С помощью эффекта Зеемана можно, например, измерять величину магнитного поля в солнечных пятнах.
О параметрах звёздной атмосферы и вращении звезды рассказывают форма и ширина спектральных линий. По ним определяют температуру, ускорение силы тяжести и давление газа в атмосфере звезды, а также её химический состав. Признаки двойственности звезды или ещё большей её кратности выявляют по раздвоению или периодическому смещению линий.
Широкие спектральные линии свидетельствуют о достаточной плотности атмосферы, в которой эти линии образуются. Такая атмосфера характерна для звёзд небольшого радиуса и, следовательно, невысокой светимости. Это звёзды-карлики. Примером такой звезды служит Солнце. Напротив, узкие линии являются характерным признаком звёзд-гигантов, с радиусами во много раз больше солнечного, а потому имеющих огромную светимость. Среди них — Бетельгейзе — красный гигант, даже сверхгигант; Ригель — голубой сверхгигант.
Яркие линии в спектре доказывают, что звезда окружена расширяющейся оболочкой из горячего газа. Эта звезда (как правило, очень высокой светимости) быстро теряет массу и не может долго пребывать в таком состоянии.
У красных звёзд с низкой температурой поверхности в спектрах видны широкие полосы. Это «отпечатки пальцев» уже не атомов, а молекул: оксида титана, оксида ванадия, оксида циркония. А ещё в атмосферах холодных красных звёзд найдены молекулы углерода и ядовитый циан…
Столь поразительное богатство материала наблюдений, объём которого возрастает с каждым годом, обеспечивает работой астрономов на много десятилетий вперёд.