Вселенная. Путешествие во времени и пространстве - Сергей Арктурович Язев
Поскольку спектр — это разложение света по длинам волн, каждой длине волны соответствует свой участок спектра (своего цвета). И если, например, во внешних слоях звезды присутствует много атомов водорода, а атомы водорода имеют свойство поглощать свет на вполне определенной длине волны, понятно, что в спектре на этой длине волны будет меньше света. Часть света на этой длине волны оказалась поглощенной атомами водорода. Значит, опытный спектроскопист, анализируя спектр, увидит на этом месте недостаток света в спектре — темную линию Фраунгофера на длине волны, соответствующей поглощению света водородом, и скажет: «Ага! На этой звезде есть водород». Темные линии (их еще называют линиями поглощения) Фраунгофера похожи на отпечатки пальцев разных химических элементов. Если на спектре звезды видны линии, порожденные атомами железа, кислорода, кальция и так далее — это означает, что есть такие атомы в раскаленной оболочке звезды.
Более того. Нетрудно догадаться, что если атомов того или иного элемента там много, то и линия поглощения, принадлежащая этому элементу, будет более «мощной» (атомы «съедят» больше света на этой длине волны).
Теория линий поглощения физиками сейчас разработана детально. Анализируя спектральные линии, можно получить немало «зашитой» в спектре информации об источнике излучения. Дело это непростое (теория звездных спектров, технология их обработки и анализа достаточно сложны), но оно стоит усилий: благодаря анализу линий Фраунгофера мы можем определить химический состав Солнца и любой другой звезды! При этом расстояние до звезды не играет роли.
Итак, благодаря спектральному анализу человечество узнало то, о чем писал в 1835 году Огюст Конт, утверждая, что мы этого не узнаем никогда. Замечательно, что к тому времени Фраунгофер уже двадцать лет как открыл линии поглощения в спектрах. Но люди еще не знали, что это «метки», которые оставили атомы разных элементов в спектре Солнца.
В 1859–1862 годах теория спектрального анализа и методика определения химического состава далеких источников света была подробно разработана. Огромный вклад в эти исследования внесли немецкий физик Густав Кирхгоф (1824–877) и немецкий химик Роберт Бунзен (1811–1899). Наверно, не стоит пояснять, что спектральный анализ прошел испытание на лабораторных источниках и уже затем был перенесен «на небо».
Оказалось, что на вид спектральных линий влияют условия, которые царят там, где был испущен свет. Эксперименты показали, что некоторые линии поглощения могут расщепляться (раздваиваться и даже растраиваться) под воздействием магнитного поля — если оно есть там, откуда пришел свет. Это явление получило название эффект Зеемана (его открыл голландский физик Питер Зееман (1865–1943), один из первых в истории удостоенный Нобелевской премии по физике). Обнаружение эффекта Зеемана в спектрах пятен на Солнце позволило открыть солнечные магнитные поля.
Расщепление линий Фраунгофера в магнитном поле. На нижних рисунках показаны различные проявления эффекта для линий поглощения в магнитном поле.
Для дальнейшего повествования чрезвычайно важен еще один эффект, применяемый в арсенале спектрального анализа. Речь идет об эффекте Доплера, открытом в 1842 году и, на первый взгляд, не имевшем никакого отношения к астрономии. Работавший в Праге австрийский физик и профессор математики Христиан Доплер (1803–1853) провел интересное исследование. Если поезд проходит мимо станции, тон его свистка (гудка) будет казаться выше наблюдателю на перроне, пока поезд приближается, и ниже, когда локомотив, пройдя мимо наблюдателя, начнет от него удаляться. Те, кто пользуется железной дорогой, безусловно, замечали, как резко меняется тон свистка встречного поезда, когда приближающийся локомотив превращается в удаляющийся.
Утверждается, что для проверки эффекта Доплер провел в 1845 году впечатляющий эксперимент. На перроне стояли люди с музыкальным слухом, а паровоз провозил мимо них платформу, на которой играл духовой оркестр. Тон звука изменялся — он зависел от того, приближается или удаляется источник звука. Эксперты подтвердили, что так оно и есть.
В 1845 году Кристиан Бёйс-Баллот экспериментально проверил теорию Доплера. Наняв паровоз с грузовым прицепом и разместив на прицепе двух трубачей, он устроил «концерт на рельсах» — поставил им задачу попеременно играть ноту соль, чтобы звук не прерывался. На платформе между Амстердамом и Утрехтом Бёйс-Баллот поместил группу наблюдателей с отличным музыкальным слухом.
Но какое отношение все это имеет к астрономии? Французский физик Арман Физо (1819–1896) доказал, что эффект Доплера должен проявляться не только в звуковых, но в любых волнах! Если свет — это электромагнитные волны (а в ХIX веке это уже стало ясно), то длина волны должна меняться в зависимости от того, к нам или от нас движется источник света. Если сравнить спектр неподвижного лабораторного источника света и спектр источника, движущегося от нас, мы обнаружим, что все линии Фраунгофера сместятся в сторону более длинных волн (к красному концу спектра). Это смещение будет называться красным. Более того, по простой формуле можно определить, с какой скоростью от нас удаляется источник света.
Точные измерения показали, что, например, линии в спектре, полученном от восточного края солнечного диска, смещены в «синюю» сторону, а линии от западного края — в «красную» сторону. Это означает, что Солнце вращается вокруг своей оси: вещество на восточном крае к нам приближается, спектр демонстрирует синее смещение, а вещество на западном крае от нас удаляется (здесь наблюдается красное смещение). Так была независимым способом определена скорость вращения Солнца, и результат прекрасно совпал с данными, полученными по измерениям смещения трассеров на Солнце — например, солнечных пятен.
Красное смещение — сдвиг спектральных линий химических элементов в длинноволновую сторону (красный цвет спектра) Синее смещение — сдвиг спектральных линий в коротковолновую сторону (синий цвет спектра).
Итак, эффект Доплера позволяет определять скорость источника света вдоль луча зрения — к нам или от нас. Чем совершеннее спектрограф, которым оснащен телескоп, тем точнее можно измерить относительный сдвиг линий поглощения в спектре и вычислить скорость удаления или приближения источника света.
Таким образом в середине XIX века были заложены основы нового мощного метода изучения далеких небесных светил — спектрального анализа. Повторим еще раз: разлагая в спектр свет далекой звезды, можно получить информацию о химическом составе звезды, скорости, с которой к нам или от нас движется звезда, температуре поверхности звезды и магнитном поле, которое на ней существует.
