Спектральный анализ в астрономии
В 17 веке английский учёный Исаак Ньютон, наблюдая за звёздами в телескоп, заметил радужную окраску на изображениях. Исследовав явление, он открыл световую дисперсию, которая стала основой современного спектрального анализа. Он основан на изучении распределения интенсивности излучения в зависимости от длины волны. Для этого применяются специальные приборы - фотометры и спектрографы. Благодаря этому методу человечество узнало о масштабах вселенной, эволюции звёзд и перестало ограничивать космос видимым небом.
Виды спектра
Световые волны являются частью огромного диапазона излучений. За видимой границей синей части спектра находятся ультрафиолетовая и рентгеновская зоны. За красным краем распределения лежит тепловая часть длин волн. Гигантские раскалённые тела обычно дают ровный линейный спектр. Нагретые разреженные газы и пары излучают наборы ярких линий определённых цветов. Свет прошедший через облака газов даёт спектр поглощения. Неизлучающие твёрдые тела и жидкости такими методами изучить невозможно. Их состав определяют с помощью фотометров, например модели В-1200 , работающей в диапазонах от инфракрасного до ультрафиолетового.
Анализ космических объектов
Для изучения астрономических тел спектрографию начали применять ещё в 19 веке. Сначала линии поглощения нашли в излучении Солнца. Впоследствии выяснилось, что собственным оригинальным набором полос обладают Сириус, Вега и другие звёзды. К настоящему времени составлен обширный каталог спектрограмм космических объектов. Он позволяет определить химический состав их атмосфер, анализируя линии поглощения.
Другой интересный способ применения спектрометрии в астрофизике разработал в середине 19 века австриец Кристиан Допплер. Он основан на эффекте искажения длины волны для наблюдателя от движущегося источника. При удалении она увеличивается, а при приближении уменьшается. Таким образом, появился способ определять скорость объектов по отношению к Земле. В настоящее время приборы спектрального анализа установлены на множестве космических аппаратах, что даёт новые возможности для астрономов из-за отсутствия влияния атмосферы на результаты исследований.
Спектральный анализ - мощнейшее орудие изучения космических объектов.
Прибор для получения спектра - спектроскоп состоит из коллиматора, призмы и зрительной трубы (рис.). В передней части коллиматора, обращенной к источнику света, установлена узкая щель. От нее внутрь трубки коллиматора идет расходящийся пучок лучей. Щель располагают в главном фокусе объектива коллиматора, так что из коллиматора выходит параллельный пучок лучей.
Что произойдет, если мы направим этот пучок лучей в объектив третьей составной части спектроскопа - зрительной трубы?
Ее объектив соберет лучи в своем главном фокусе и здесь образуется изображение щели; мы можем его рассматривать в окуляр и увидим четкое изображение входной щели спектроскопа.
Между объективами коллиматора и зрительной трубы помещают трехгранную стеклянную призму таким образом, чтобы ее преломляющее ребро было параллельно щели. Призма преломляет падающий на нее из объектива коллиматора параллельный поток лучей, отклоняя его к своему основанию. При этом лучи различного цвета отклоняются по-разному, в зависимости от длины волны, как это следует из формулы (3.2). Таким образом, призма разлагает свет на совокупность одноцветных (монохроматических) пучков лучей. Вместо одного изображения щели в фокальной плоскости зрительной трубы спектроскопа образуется множество разноцветных изображений щели, примыкающих друг к другу и распределенных в соответствии с изменением длин волн, т. е. радужная полоска спектра. То направление, в котором вытянут спектр, называется направлением дисперсии. Понятно, почему щель спектроскопа должна быть достаточно узкой. Если мы расширим щель, то соседние монохроматические изображения належатся друг на друга и спектр «замоется».
При визуальных наблюдениях в спектроскоп мы видим радужную полоску спектра. Если же вместо окуляра поместить в фокальной плоскости зрительной трубы кассету, то зрительная труба превратится в фотографическую камеру, а спектроскоп в спектрограф - прибор, широко используемый астрофизиками. Правда, при его помощи получают черно-белое изображение спектра, но это нисколько не мешает получению богатейшей информации о небесных светилах.
Рис. Устройство спектроскопа
Спектр излучения, испускаемого накаленным твердым телом или нагретой до свечения жидкостью,- сплошной. Если посмотреть через спектроскоп на нить электрической лампочки, то можно увидеть яркую радужную полоску, которая называется непрерывным спектром. Существуют способы, которые дают возможность измерять интенсивность излучения в различных длинах волн. Тогда, отложив на горизонтальной оси длины волны Я, а на вертикальной оси - интенсивность излучения (энергию) Е\, получим график, который называется кривой распределения энергии в спектре (рис. 74). Вид этой кривой зависит главным образом от температуры излучателя. Для лучей, обладающих малой длиной волны, энергия Еλ мала. По мере увеличения длины волны энергия возрастает и при некоторой длине волны λ макс достигает максимума; при дальнейшем увеличении длины волны энергия излучения убывает. Оказывается, что температура Т и λ, макс связаны между собой формулой
Т х λ Макс = постоянной величине.
Эта формула выражает закон Вина (В формулу входит абсолютная температура Г, отсчитываемая от температуры t = -273° по шкале Цельсия. ) Из нее следует, что мало нагретые тела излучают длинноволновые (инфракрасные) лучи, в то время как сильно нагретые сильнее всего излучают синие и даже фиолетовые лучи. Изучая распределение энергии в спектре, можно определять температуру звезд. В этом состоит одна из задач, которые ставит перед собой астроспектроскопия.
Однако спектральные исследования дают возможность получать гораздо более богатую информацию о небесных светилах. Дело в том, что нагретый, доведенный до свечения разреженный газ излучает не непрерывный спектр, а линейчатый, состоящий из определенного набора узких, почти монохроматических спектральных линий. Яркие линии называются эмиссионными. Так, например, если ввести в пламя горелки обычную поваренную соль, то оно окрасится в интенсивный желтый цвет. В спектроскоп мы увидим две яркие желтые эмиссионные спектральные линии, обозначаемые D 1 и D 2 , испускаемые нагретыми парами натрия, который входит в состав поваренной соли. Особенно богат линиями спектр железа, превращенного при высокой температуре в газообразное состояние.
Составлены подробные атласы и каталоги спектральных линий химических элементов, и это помогает производить спектральный анализ вещества, узнавать, какие химические элементы в нем присутствуют.
Надо иметь в виду, что помимо эмиссионных линий наблюдаются также абсорбционные, темные линии поглощения, которые занимают те же места в спектре. Их легко пронаблюдать в лаборатории, если проделать такой опыт. Наблюдая в спектроскоп непрерывный спектр накаленного твердого тела, поместим на пути лучей, между этим телом и щелью спектроскопа, пламя горелки, насыщенной парами натрия. На месте двух ярких желтых эмиссионных линий натрия мы увидим на фоне непрерывного спектра две темные линии D 1 и D 2 , так как пары и газы способны поглощать те же самые излучения, которые они сами испускают.
Вид линейчатого спектра, длины волн спектральных линий зависят от свойств данного атома. Как известно, атом любого химического элемента состоит из центрального, положительно заряженного ядра, окруженного электронами. Наименее прочно связанный с ядром электрон легче поддается внешним воздействиям - его называют оптическим электроном. Этот электрон способен поглощать падающую на атом извне энергию излучения; «запасаясь» дополнительной энергией, он изменяет свое движение, приходя в возбужденное состояние. Он может также прийти в возбужденное состояние и в результате столкновений атома с другим атомом или электроном, которые неизбежны при тепловом движении.
Атомная физика установила, что у каждого атома существуют свои определенные дискретные энергетические уровни, и электрон, при своих переходах может «задерживаться» только на них. Каждому из уровней можно приписать определенный номер-главное квантовое число; чем выше расположен этот уровень, тем больше его энергия. Обозначим энергию, соответствующую квантовому числу k, через Е k , а квантовому числу i - через Е i и допустим, что E k больше, чем E i . Пусть, далее, оптический электрон возбужден до состояния E k . По законам атомной физики электрон не может долго оставаться в возбужденном состоянии (за исключением некоторых уровней энергии) и через миллионные доли секунды самопроизвольно, как говорят, спонтанно, должен перейти в другое состояние, обладающее меньшей энергией.
Допустим, что он перешёл и состояние с энергией Е i . Этот переход сопровождается излучением фотона, энергия которого равна разности ек - ei. Фотон будет иметь частоту vfti, которая вычисляется по формуле
Hν ki = E k - E i (3.5)
Где h - постоянная Планка, равная 6,6 X 10-27 эрг" х сек. Фотон имеет не только частоту, но и длину волны λ = с: ν, где через с обозначена скорость света.
Таким образом, в результате этого перехода оптический электрон испустит дискретную спектральную линию, обладающую длиной волны λ ki . Так, из различных переходов оптического электрона образуется линейчатый эмиссионный спектр.
В нормальном, невозбужденном состоянии электрон обладает энергией самого глубокого уровня, которую мы обозначим через Е±. Теперь допустим, что на атом падает извне излучение самых разнообразных частот v. Может ли оптический электрон поглотить излучение любой частоты, т. е. любой длины волны? Конечно, нет, и вот почему.
У данного атома имеются следующие «дозволенные» уровни энергии, которые мы выписываем в порядке ее возрастания:
Е 1 ,Е 2 ,Е 3 ,...Е i ,...,Е k ,...,Е ∞
Электрон может поглощать излучения только тех частот, которые соответствуют переходам
Е 2 - Е 1 = hν 21 , Е 3 - Е 1 = hν 31 , Е 4 - Е 1 = hν 41 и т. д.
Все эти переходы соответствуют дискретным спектральным линиям с длинами волн
λ 21 ,λ 31 ,λ 41 и т.д.,
Которые все вместе образуют серию спектральных линий, соответствующих поглощению излучения электроном при его переходе с одного и того же уровня энергии Е 1 .
Если перед тем, как поглотить энергию излучения, оптический электрон уже был возбужденным и находился, например, в состоянии с энергией E 2 , то он может поглощать порции энергии
Е 3 - Е 2 = hν 32 , Е 4 - Е 2 = hν 42 , Е 5 - Е 2 = hν 52
Т. е. опять набор дискретных частот (следовательно, дискретных длин волн), но на этот раз другой серии, у которой нижний уровень энергии Е2.
Обобщая сказанное, заметим, что серий спектральных линий у данного атома бесконечно много, так как они могут начинаться с любого из уровней энергии. На практике приходится встречаться только с небольшим числом серий, потому что по мере увеличения квантового числа, соответствующего наиболее низкой энергии уровня, определяющего данную серию, вся серия сдвигается в инфракрасную часть спектра тем дальше, чем больше «начальное» квантовое число данной серии.
Но не следует думать, что один атомов результате единичного акта поглощения энергии одним электроном может поглотить все доступные для него излучения соответствующих длин волн. В результате единичного акта поглощения образуется только одна спектральная линия. Однако если атомов много и они помещены в поле излучения, обладающего самыми разнообразными частотами, то в непрерывном спектре этого излучения появятся все линии поглощения, объединяемые описанными выше сериями. В то же время, излучение с промежуточными длинами волн поглощаться не может, и для него «облако» атомов прозрачно. Для того чтобы наглядно разобраться в систематике спектральных линий данного химического элемента, свойственные ему дозволенные уровни энергии располагаются в виде схемы. Такая схема для атомов водорода изображена на рис. Чем больше запас энергии оптического электрона, тем выше расположен уровень. Поэтому переходы с нижних уровней на верхние соответ-ствуют актам поглощения, т. е. образованию абсорбционной линии (т. е. линии поглощения). При переходах же сверху вниз происходит излучение эмиссионной спектральной линии.
Слева от каждого уровня отмечены главные квантовые числа-номера уровней 1, 2, 3, 4, 5 и 6. Следующие, более высокие уровни надо нумеровать 7, 8, 9 и т. д. до бесконечности. При росте квантовых чисел уровни сближаются, и уровень энергии, помеченный знаком оо, соответствует бесконечно большому квантовому числу. Если электрон, находящийся в невозбужденном состоянии Е 1 , поглотит соответствующую этому уровню энергию, то он теряет связь с атомом и уходит от него в пространство, а атом ионизуется, приобретая при этом избыточный электрический заряд. Подсчитаем эту энергию и частоту поглощаемого излучения ν∞ 1 . Тогда по формуле (3.5) hν∞ 1 = Е ∞ - Е 1 . Частота ν∞ 1 называется частотой «головы» серии. Ей соответствует длина волны ν∞ 1 .
Пусть теперь оптический электрон уже был возбужден до состояния Е 2 . Тогда для ионизации атома надо, чтобы электрон поглотил энергию
Е ∞ - Е 2 = hν∞ 2 ,
Которой соответствуют частота ν∞ 2 и длина волны λ∞ 2 . Это длина волны головы второй серии. Таким образом, каждая из серий имеет свою голову.
Но электрон может поглощать и большую энергию, т. е. еще более жесткое излучение, обладающее меньшей длиной волны.
Тогда он покинет атом с остаточной энергией 1/2 mυ 2 , которую можно вычислить по формуле
1/2 mυ 2 = hν - (Е ∞ - Е i) , (3.6)
Где через E i обозначена энергия того уровня, на котором находился электрон в момент поглощения фотона.
Таким образом, помимо линейчатого спектра, образуется и непрерывный.
Водород - один из наиболее распространенных во Вселенной химических элементов, и с его свойствами нам придется встретиться в дальнейшем не раз. Поэтому рассмотрим его несколько подробнее.
Находясь в нормальном состоянии Ег, оптический электрон может поглотить излучение, имеющее длину волны 1216 ангстрем (Ангстрем - единица длины, равная 10 -8 см. Обозначается буквой А. ). Образуется абсорбционная линия серии Лаймана, называемая линией Лайман-альфа (L α). Электрон же переходит в возбужденное состояние, соответствующее уровню энергии Е 2 .
При поглощении энергии Е 3 - Е 1 электрон переходит на третий уровень: образуется линия, имеющая длину волны 1026 А и называемая линией Лайман-бета (Lβ). Ее длина волны меньше, чем у L α . При переходе с первого уровня на четвертый поглощается спектральная линия L γ , с длиной волны 973 А. Дальнейшие переходы из состояния Е 1 приводят к появлению всей серии Лаймана, которая сгущается к своей голове с длиной волны 912 А. С этой длины во^ны в сторону более коротких волн вступает в свои права область непрерывного поглощения. При поглощении более жесткого излучения атом водорода ионизуется.
В земных условиях серия Лаймана в спектрах небесных светил наблюдаться не может, так как коротковолновый участок спектра с длинами волн меньшими 3200 А полностью поглощается земной атмосферой. Таким образом, серию Лаймана можно наблюдать в лабораториях или вне земной атмосферы со спутников и орбита-тальных обсерваторий. Это одна из задач внеатмосферной астрономии.
Переходы электрона со второго (возбужденного) уровня на более высокие порождают знаменитую серию Бальмера, которая не поглощается атмосферой. Ее хорошо видно в спектрах многих звезд.
При переходе оптического электрона со второго уровня на третий образуется линия поглощения Н α , расположенная в красной области спектра. Линия поглощения Нр образуется при переходе электрона со второго уровня на четвертый; она обладает меньшей длиной волны, чем Н α . Далее следует H γ , Н δ и т. д. Вся серия Бальмера сходится к своей голове, которая имеет длину волны, равную 3646 А. При более коротких длинах волн мы снова встречаем область непрерывного поглощения, приводящего к ионизации атома. На этот раз электрон покидает атом со второго уровня, из возбужденного состояния.
При переходах электрона с третьего уровня на высшие образуется серия спектральных линий Пашена - Бака, расположенная в инфракрасной области спектра.
До сих пор мы имели дело с атомарным спектром поглощения. Все сказанное можно применить и к эмиссионным спектрам излучения. Если электрон находится в верхнем возбужденном состоянии с энергией E k , то он может, как мы говорили, испустить фотон частоты ν ki , возвращаясь на более низкий энергетический уровень E i . В спектре появится яркая линия - эмиссионная. При этом часто возникает «размен» одного фотона на несколько, обладающих меньшими частотами. Приведем конкретный пример. Допустим, что в результате поглощения излучения оптический электрон атома водорода перешел с нормального уровня Е 1 на уровень с энергией Е 4 . Это соответствует поглощению спектральной линии L γ . После этого у возбужденного оптического электрона могут быть четыре возможности спонтанного перехода на уровни меньшей энергии:
1) переход с четвертого уровня на первый, при котором излучается та же спектральная линия L γ ;
2) переход с четвертого уровня на второй, а затем со второго -на первый; излучаются две спектральные линии Н β и L α ;
3) переход с четвертого уровня на третий, а затем с третьего - на первый; излучаются две спектральные линии: Пашена - Бака α и Н β ;
4) переход с четвертого уровня на третий, далее с третьего -на второй, и затем со второго на первый; излучаются три спектральные линии Пашена - Бака α, Н α и L α .
Такое явление наблюдается в космическом разреженном газе. Заметим, что при разделении одного фотона на несколько каждая из возникших спектральных линий имеет большую длину волны по сравнению с поглощенной.
Более детальное исследование атомных спектров и строения электронных оболочек атомов привело к выводу, что каждый энергетический уровень E k , отвечающий главному квантовому числу k , состоит из нескольких подуровней. Они характеризуются, кроме главного квантового числа, еще побочными квантовыми числами и несколько отличаются друг от друга величиной энергии; теперь у них различные энергии, группирующиеся около E k . По законам атомной физики не всякие переходы между подуровнями могут осуществляться, или, как говорят, разрешены. Бывают случаи, когда возбужденный оптический электрон после излучения разрешенной спектральной линии попадает на такой подуровень, из которого нет разрешенного выхода в сторону более глубоких уровней энергии, и он застревает в этом состоянии надолго. Тогда говорят, что электрон попал на сверхустойчивый, метастабильный уровень.
Однако законы атомной физики не знают абсолютных запрещений. Если переход из метастабильного уровня путем излучения запрещен, то это еще не означает, что он не может осуществиться. Дело в том, что время пребывания электрона на метастабильном уровне гораздо продолжительнее, чем на нормальном. Если за это время никакая внешняя причина (например, столкновение с другим атомом либо дополнительное поглощение фотона) не вы-ведет^электрон с метастабильного уровня, то он придет в нормальное состояние, испустив «запрещенную» спектральную линию.
Для осуществления такого перехода нужно, чтобы газ был очень разреженным и внешнее излучение было достаточно слабым. Это осуществляется, например, у планетарных туманностей и в солнечной короне.
У атома водорода самый глубокий уровень энергии Е 1 состоит из двух подуровней, которые отличаются двумя возможными различными направлениями вращения электрона вокруг оси. Хотя эти уровни мало отличаются по энергии, один из них несколько выше и является метастабильным. Небольшая разность значений энергии приводит, в согласии с формулой (3.5), к тому, что в случае излучения запрещенной линии ее частота должна быть малой, а следовательно, длина волны - большой. Действительно, атом водорода, находясь в условиях космического пространства, излучает «радиолинию» с длиной волны, равной 21 см.
Теперь перейдем к описанию молекулярных спектров поглощения. Они состоят из более или менее широких полос, размещенных в характерных для данной молекулы участках спектра. Каждая из полос состоит из очень большого числа спектральных линий, столь тесно расположенных друг к другу, что их можно разделить только при помощи спектральных приборов, обладающих огромной дисперсией.
Молекулярные спектры хорошо изучены в земных лабораториях, и это дает возможность судить по виду спектра о химическом составе поглощающей свет среды, сквозь которую проходит излучение. Молекулы образуются и становятся устойчивыми при сравнительно низких температурах, например, в оболочках холодных (красных) звезд и в атмосферах планет.
Теперь надо упомянуть еще об одном явлении, на котором основаны многие важные выводы астрофизики. Речь идет о принципе Доплера, согласно которому при движении источника света вдоль луча зрения длины волн спектральных линий изменяются пропорционально скорости. Если нормальная (лабораторная) длина волны какой-либо спектральной линии равна А,0, а наблюдаемая длина волны λ, то справедлива формула
В ней через с обозначена скорость света, а через υ r - лучевая скорость, равная проекции пространственной скорости на луч зрения. Если источник света удаляется, то длины волн увеличиваются, а если он приближается, то длины волн уменьшаются. Как нетрудно видеть из формулы (3. 7), у удаляющегося источника света лучевые скорости положительны, а у приближающегося -отрицательны.
До сих пор мы говорили главным образом о лабораторных исследованиях спектров. При изучении спектров небесных тел нужно учитывать некоторые особые условия.
Звезды, в том числе и Солнце,- огромные скопления газообразного, нагретого до высокой температуры вещества. В их внешних частях плотность и давление газа малы, но они быстро возрастают по мере углубления в недра. Быстро растет и температура. Достаточно сказать, что если во внешних слоях Солнца температура близка к шести тысячам градусов, то вблизи его центра она доходит до нескольких миллионов градусов. Скорость теплового движения газа здесь столь велика, что столкновения атомов приводят к их полной ионизации. Расчеты показывают, что такое вещество мало прозрачно для излучения. При подъеме в наружные слои непрозрачность уменьшается и, наконец, мы встречаемся с таким слоем, от которого к нам идет наблюдаемое нами излучение. Этот слой называется фотосферой.
Фотосфера испускает тепловое излучение, имеющее непрерывный спектр; оно возникает за счет хаотических тепловых движений заряженных частиц - электронов и ионов.
Над фотосферой расположены более разреженные и более холодные слои, в которых поглощается идущее от фотосферы излучение. Здесь образуется описанный выше спектр поглощения. Таким образом, изучая химический состав звезд по их спектрам, мы исследуем состав звездных атмосфер, но не звездных недр.
Точно так же, изучая дополнительные спектральные линии, возникающие в спектре той или иной планеты, по сравнению со спектром Солнца, мы изучаем химический состав ее атмосферы.
Кроме того, не надо забывать, что и земная атмосфера частично поглощает те или иные спектральные линии и полосы, которые называются теллурическими. Особенно сильно поглощение, производимое молекулами кислорода и водяными парами.
Доступны ли любителю астрономии исследования спектров небесных светил?
Конечно, многие задачи, такие, например, как определение лучевых скоростей, требующие применения очень сложного, мощного и дорогого оборудования, любитель решать не может. Вместе с тем некоторые спектральные наблюдения можно выполнять, пользуясь весьма скромными, подчас самодельными инструментами.
Звезды – это, пожалуй, самое интересное, что есть в астрономии. Кроме того, их внутреннее строение и эволюцию мы понимаем лучше, чем что-либо в космосе (во всяком случае, нам так кажется). С планетами дело обстоит не очень хорошо, потому что их внутренности очень трудно исследовать – мы видим только то, что на поверхности. А что касается звезд, то большинство из нас уверено, что они устроены просто.
В начале прошлого века один молодой астрофизик высказался на семинаре у Эддингтона в том духе, что проще звезд ничего нет. На что более опытный астрофизик ответил: «Ну да, если Вас рассматривать с расстояния в миллиарды километров, то Вы тоже покажетесь простым».
На самом деле звезды не так просты, как кажутся. Но все-таки их свойства исследованы наиболее полно. Тому есть две причины. Во-первых, мы умеем численно моделировать звезды, потому что, как нам кажется, они сделаны из идеального газа. Точнее, из плазмы, которая ведет себя как идеальный газ, уравнение состояния которого довольно простое. С планетами так не получится. Во-вторых, иногда нам удается заглянуть в недра звезд, хотя пока это касается в основном Солнца.
К счастью, у нас в стране было и остается много хороших астрофизиков, специалистов по звездам. Связано это в основном с тем, что были хорошие физики, которые делали ядерное оружие, а звезды представляют собой природные ядерные реакторы. И когда оружие было сделано, многие физики, в том числе и сибирские, переключились на исследование звезд, потому что объекты в чем-то подобные. И они написали хорошие книги на эту тему.
Посоветую вам две книжки, которые до сих пор, на мой взгляд, остаются лучшими из тех, что на русском языке. «Физика звезд», автор которой – известный физик и талантливый преподаватель Самуил Аронович Каплан, написана почти сорок лет назад, но основы с тех пор не изменились. А современные сведения о физике звезд – в книге «Звезды» из серии «Астрономия и астрофизика», которую мы с коллегами сделали. Она пользуется таким интересом у читателей, что уже тремя изданиями вышла. Есть и другие книги, но в этих двух содержится практически исчерпывающая информация для тех, кто знакомится с предметом.
Такие разные звезды
Если мы посмотрим на звездное небо, то заметим, что звезды имеют разную яркость (видимый блеск) и разный цве. Понятно, что блеск может быть делом случая, поскольку одна звезда ближе, другая – дальше, по нему трудно сказать, какова звезда на самом деле. А вот цвет нам о многом рассказывает, потому что чем выше температура тела, тем дальше в голубую область сдвигается максимум в спектре излучения. Казалось бы, мы можем просто на глаз оценить температуру звезды: красная – холодная, голубая – горячая. Как правило, это действительно так и есть. Но иногда возникают и ошибки, связанные с тем, что между звездой и нами есть какая-то среда. Иногда она очень прозрачная, а иногда не очень. Всем известен пример с Солнцем: высоко над горизонтом оно белое (мы его называем желтым, но для глаза оно почти белое, потому что его свет нас ослепляет), но Солнце краснеет, когда восходит или заходит за горизонт. Очевидно, что не у самого Солнца меняется температура поверхности, а среда изменяет видимый цвет, и об этом надо помнить. К сожалению, для астрономов это большая проблема – угадать, насколько изменился цвет, т.е. видимая (цветовая) температура звезды, за счет того, что ее свет прошел сквозь межзвездный газ, атмосферу нашей планеты и прочие поглощающие среды.
Спектр звездного света – характеристика намного более надежная, потому что его трудно сильно исказить. Все, что мы знаем сегодня о звездах, мы прочитали в их спектрах. Исследование звездного спектра – это огромная, тщательно отработанная область астрофизики.
Интересно, что менее двухсот лет назад один известный философ, Огюст Конт, сказал: «мы уже многое узнали о природе, но есть такое, что мы не узнаем никогда – это химический состав звезд, потому как их вещество никогда не попадет к нам в руки». Действительно, в руки к нам вряд ли оно когда-нибудь попадет, но прошло буквально 15-20 лет и люди изобрели спектральный анализ, благодаря которому о химическом составе, как минимум, поверхности звезд мы узнали практически все. Так что никогда не говори «никогда». Напротив, всегда найдется способ сделать то, во что ты поначалу не веришь.
Но прежде чем говорить о спектре, посмотрим еще раз на цвет звезды. Мы уже знаем, что максимум интенсивности в спектре с увеличением температуры смещается в голубую область, и это надо использовать. И астрономы научились это использовать, потому что снять полный спектр – дело очень затратное. Нужен большой телескоп, длительное время наблюдения, чтобы накопить достаточно света на разных длинах волн – и при этом получить результат лишь для одной исследуемой звезды. А цвет можно очень просто измерять, причем делать это для многих звезд одновременно. И для массового статистического анализа мы просто фотографируем их два-три раза через разные светофильтры с широким окном пропускания.
Обычно двух фильтров – Blue (B) и Visual (V) – уже достаточно, чтобы в первом приближении определить температуру поверхности звезды. Например, есть у нас три звезды, у которых разные температуры поверхности, цвет у всех разный. Если одна из них будет типа Солнца (температура около 6 тыс. градусов), то на обоих снимках она будет примерно одинаковой яркости. Однако свет более холодной звезды будет сильнее гаситься B-фильтром, сквозь него будет мало длинноволнового света проходить, поэтому она будет казаться нам «слабенькой» звездочкой. А с более горячей звездой дело будет обстоять прямо противоположным образом.
Но бывает мало двух фильтров. Всегда можно ошибиться, как с Солнцем на горизонте. Астрономы обычно 3 окна пропускания используют: Visual, Blue, и третье – Ultraviolet, на границе прозрачности атмосферы. Три снимка уже вполне точно говорят нам о том, в какой мере межзвездная среда ослабляет свет каждой звезды, и какова собственная температура поверхности звезды. Для массовой классификации звезд такая 3-х полосная фотометрия – пока единственный способ, позволивший изучить более миллиарда звезд.
Вселенская паспортизация звезд
Но спектр, конечно, гораздо полнее характеризует звезду. Спектр представляет собой «паспорт» звезды, потому что спектральные линии говорят нам об очень многом. К словам «спектральные линии» мы все привыкли, представляем, что это такое (слайд 08 – спектры химических элементов в видимой области). По горизонтальной оси – длина волны, связанная с тем, на какой частоте излучается свет. Но каково происхождение формы линий, почему они выглядят как прямые вертикальные черточки, а не кружочки, треугольники или какие-нибудь загогулинки?
Спектральная линия – это монохроматическое изображение входной щели спектрографа. Если бы я сделал щель в виде крестика, то получился бы набор крестиков разного цвета. О таких простых вещах физик на третьем курсе, по-моему, должен задумываться. Или, как в армии, сказали «линия» – значит линия? Отнюдь не всегда это линия, потому что в спектрографе не обязательно используется входная щель, хотя, как правило, входное отверстие – это вертикальная прямоугольная щель, так удобнее.
В схеме любого спектрографа всегда есть диспергирующий элемент; в этом качестве может выступать призма или дифракционная решетка. Звезда – облачко горячего газа – испускает характерный набор квантов разных частот. Мы пропускаем их через входную щель и диспергирующий элемент и получаем изображения щели в разных цветах, упорядоченно расположенные по длине волны.
Если излучают свободные атомы химических элементов, то спектр получается линейчатый. А если взять в качестве источника излучения горячую спираль лампы накаливания, тогда получится спектр непрерывный. Почему так? В металлическом проводнике нет характерных уровней энергии, там электроны, бешено двигаясь, излучают на всех частотах. Поэтому спектральных линий так много, что они перекрываются друг с другом и получается континуум – непрерывный спектр.
А вот теперь берем источник непрерывного спектра и пропускаем его свет через облачко газа, но более холодного, чем спиралька. В этом случае облачко выхватывает из непрерывного спектра те фотоны, энергия которых соответствует переходам между энергетическими уровнями в атомах этого газа. И на этих частотах мы получаем в сплошном спектре вырезанные линии, «дырочки» – получается спектр поглощения. Но атомы, которые поглотили световые кванты, стали менее устойчивыми и рано или поздно их излучают. Почему же спектр продолжает оставаться «дырявым»?
Потому что атому все равно куда выбрасывать «лишнюю» энергию. Происходит спонтанное излучение в разных направлениях. Некоторая доля фотонов летит, конечно же, и вперед, но, в отличие от вынужденного излучения лазера, она мизерная.
Спектральные линии обычно весьма широкие и распределение яркости внутри них неравномерное. На это явление тоже надо обратить внимание и исследовать, с чем оно связано.
Есть много физических факторов, делающих спектральную линию широкой. На графике распределения яркости (или поглощения) можно, как правило, выделить два параметра: центральный максимум и характерную ширину. Ширину спектральной линии принято измерять на уровне половины интенсивности максимума. И ширина, и форма линии могут рассказать нам о каких-то физических особенностях источника света. Но о каких?
Предположим, мы подвесили одиночный атом в вакууме и никак не трогаем его, не мешаем ему излучать. Но даже в этом случае в спектре будет ненулевая ширина линий, ее называют естественной. Она возникает из-за того, что процесс излучения ограничен во времени, у разных атомов от 10⁻⁸ до 10⁻¹⁰ с. Если вы синусоиду электромагнитной волны «обрежете» на концах, то это уже будет не синусоида, а кривая, раскладывающаяся в набор синусоид с непрерывным спектром частот. И чем короче время излучения, тем шире спектральная линия.
В природных источниках света есть и другие эффекты, которые уширяют спектральную линию. Например, тепловое движение атомов. Поскольку излучающий объект имеет ненулевую абсолютную температуру, его атомы хаотически движутся: половина – к нам, половина – от нас, если смотреть лучевую проекцию скорости. В результате доплеровского эффекта излучение первых сдвигается в голубую сторону, других – в красную сторону. Это явление называется доплеровским тепловым уширением спектральной линии.
Доплеровское уширение может быть и по другим причинам. Например, в результате макроскопического движения вещества. Поверхность любой звезды кипит: конвективные потоки горячего газа поднимаются из глубин, остывшего – опускаются. Одни потоки в момент снятия спектра движутся к нам, другие - от нас. Конвективный эффект Доплера иногда бывает более сильным, чем тепловой.
Когда мы смотрим на фотографию звездного неба, нам трудно понять, какова величина звезд на самом деле. Например, есть красная и голубая. Если бы я ничего не знал о них, я бы мог подумать так: у красной звезды не очень высокая температура поверхности, но, если я вижу ее довольно яркой, следовательно, она близко ко мне расположена. Но тогда с определением относительной дальности до голубой звезды, которая светит слабее, у меня возникнет проблема. Я размышляю: так, голубая – значит горячая, но мне не понять, близко или далеко она от меня. Ведь она может быть большого размера и излучать большую мощность, но находиться столь далеко, что света оттуда приходит мало. Или же, напротив, она может светиться так слабо, потому что очень маленькая, хотя и близкая. Как же отличить звезду большую от звезды маленькой? Можно ли по спектру звезды определить ее линейный размер?
Казалось бы, нет. Но, тем не менее это возможно! Дело в том, что маленькие звезды плотные, а у больших атмосфера разрежена, поэтому газ в их атмосферах находится в разных условиях. Когда мы получаем спектры так называемых звезд-карликов и звезд-гигантов, то сразу же видим различия в характере спектральных линий (слайд 16 – Спектры звезд карликов и гигантов различаются шириной спектральных линий). В разреженной атмосфере гиганта каждый атом летает свободно, редко встречая соседей. Излучают все они практически одинаково, поскольку не мешают друг другу, так что спектральные линии гигантов имеют близкую к естественной ширину. А вот карлик – звезда массивная, но очень маленькая и, значит, с очень высокой плотностью газа. В ее атмосфере атомы постоянно взаимодействуют друг с другом, мешая излучать соседу на строго определенной частоте: потому что у каждого есть свое электрическое поле, которое влияет на поле соседа. Из-за того, что атомы находятся в разных условиях окружения, происходит так называемое штарковское уширение линии. Т.е. по форме, как говорят, «крыльев» спектральных линий мы сразу угадываем плотность газа на поверхности звезды и ее типичный размер.
Доплеровский эффект может проявляться и из-за вращения звезды в целом. Мы не можем различить края удаленной звезды, она для нас выглядит как точка. Но от приближающегося к нам края все линии спектра испытывают голубое смещение, от удаляющегося от нас – красное (слайд 18 – Вращение звезды приводит к уширению спектральных линий). Складываясь, это приводит к уширению спектральной линии. Оно выглядит не так, как эффект Штарка, по-другому меняет форму спектральной линии, поэтому можно угадать, в каком случае на ширину линии повлияло вращение звезды, а в каком – плотность газа в атмосфере звезды. Фактически это единственный способ измерения скорости вращения звезды, потому что звезд в виде шариков мы не видим, все они для нас – точки.
Движение звезды в пространстве тоже влияет на спектр из-за эффекта Доплера. Если две звезды движутся вокруг друг друга, оба спектра от этой пары смешиваются и ходят один на фоне другого. Т.е. периодическое смещение линий туда-сюда – признак орбитального движения звезд.
А что мы из серии меняющихся во времени спектров можем получить? Мы измеряем скорость (по амплитуде смещения), орбитальный период, а по этим двум параметрам, пользуясь третьим законом Кеплера, рассчитываем суммарную массу звезд. Иногда по косвенным признакам удается разделить эту массу между компонентами двойной системы. В большинстве случаев это единственный способ измерить массу звезд.
Кстати, диапазон масс звезд, которые мы изучили на сегодняшний день, не очень велик: разница составляет немногим больше 3 порядков величины. Наименее массивные звезды – порядка десятой доли массы Солнца. Еще меньшая масса не позволяет им запускать термоядерные реакции. Наиболее массивные звезды, которые мы недавно обнаружили – массой в 150 солнечных. Это уникумы, таких пока только 2 штуки известно из нескольких миллиардов.
Наблюдая редкие двойные системы, в орбитальной плоскости которых мы находимся, мы тоже можем многое узнать об этой паре звезд, используя только наблюдательные характеристики, т.е. которые мы можем непосредственно увидеть, а не рассчитать на основе каких-то законов. Поскольку мы не различаем их поодиночке, мы видим просто источник света, блеск которого время от времени меняется: происходят затмения, пока одна звезда проходит на фоне другой. Более глубокое затмение означает, что холодная звезда закрыла собой горячую, а менее глубокое – наоборот, горячая закрыла собой холодную (закрытые площади одинаковы, поэтому глубина затмения зависит только от их температуры). Помимо орбитального периода мы измеряем светимость звезд, из которой определяем их относительную температуру, а по длительности затмения рассчитываем размер.
Размер звезд, как мы знаем, огромен. По сравнению с планетами они просто гигантские. Солнце – самое типичное по размеру среди звезд, наравне с такими давно известными, как Альфа Кентавра и Сириус. Но размеры звезд (в отличие от их масс) укладываются в огромный диапазон – 7 порядков величины. Есть звезды заметно меньше них, одна из самых мелких (и одновременно одна из самых близких к нам) – Проксима, она чуть больше Юпитера. А есть звезды намного крупнее, причем на некоторых стадиях эволюции они раздуваются до невероятных размеров и становятся заметно больше всей нашей планетной системы.
Пожалуй, единственная звезда, диаметр которой мы измерили напрямую (благодаря тому, что она недалеко от нас), – это сверхгигант Бетельгейзе в созвездии Орион, на снимках телескопа «Хаббл» она не точка, а кружок (слайд 26 – Размер звезды Бетельгейзе в сравнении с диаметрами орбиты Земли и Юпитера. Фото космического телескопа "Хаббл"). Если эту звезду поставить на место Солнца, она «съест» не только Землю, но и Юпитер, полностью накроет его орбиту.
Но что мы вообще называем размером звезды? Между какими точками мы звезду измеряем? На оптических снимках звезда четко ограничена в пространстве, и кажется, что вокруг ничего нет. Значит, сфотографировали Бетельгейзе в видимом свете, приложили линейку к изображению – и готово? Но это, оказывается, еще не все. В дальнем инфракрасном диапазоне излучения видно, что атмосфера звезды тянется гораздо дальше, испускает из себя потоки. Надо полагать, что это и есть граница звезды? Но переходим в микроволновый диапазон – и видим, что атмосфера звезды протянулась почти на тысячу астрономических единиц, в несколько раз крупнее всей нашей Солнечной системы.
Звезда в общем случае – это газовое образование, которое не замкнуто в жестких стенках (в космосе их нет) и поэтому не имеющее границ. Формально, любая звезда простирается бесконечно (точнее, пока не достигнет соседней звезды), интенсивно испуская газ, который называют звездным ветром (по аналогии с солнечным ветром). Поэтому, говоря о размере звезды, всегда нужно уточнять, в каком диапазоне излучения мы его определяем, тогда будет более понятно, о чем речь.
Гарвардская классификация спектров
Настоящие спектры звезд, несомненно, очень сложны. Они совсем не похожи на спектры отдельных химических элементов, которые мы привыкли видеть в справочниках. Например, даже в узком в оптическом диапазоне солнечного спектра – от фиолетовой области до красной, который наш глаз как раз и видит, – линий очень много, и разобраться в них совсем не просто. Узнать даже на основе детального, высокодисперсного спектра, какие химические элементы и в каком количестве присутствуют в атмосфере звезды – большая проблема, которую астрономы до конца не могут решить.
Глядя на спектр, мы сразу увидим выделяющиеся бальмеровские линии водорода (Hα, Hβ, Hγ, Hδ) и очень много линий железа. Иногда попадается гелий, кальций. Логично сделать вывод, что звезда состоит в основном из железа (Fe) и отчасти из водорода (H). В начале XX века была открыта радиоактивность, и когда люди задумались об источниках энергии звезд, они вспомнили, что в спектре Солнца много линий металлов, и предположили, что распад урана или радия греет внутренности нашего Солнца. Однако оказалось, что это не так.
Первая классификация звездных спектров была создана в Гарвардской обсерватории (США) руками примерно дюжины женщин. Кстати, почему именно женщин – вопрос интересный. Обработка спектров – это очень тонкая и кропотливая работа, для выполнения которой директору обсерватории Э. Пикерингу надо было взять помощников. Женский труд в науке тогда не очень приветствовался и оплачивался намного хуже мужского: на те деньги, которые были у этой небольшой обсерватории, можно было нанять либо двух мужчин, либо дюжину женщин. И тогда впервые в астрономию было призвано большое количество женщин, которые сформировали так называемый «гарем Пикеринга». Созданная ими спектральная классификация была первым вкладом в науку женского коллектива, который оказался гораздо более эффективным, чем ожидалось.
В то время люди вообще не представляли, на основе каких физических явлений формируется спектр, его просто фотографировали. Пытаясь построить классификацию, астрономы рассуждали так: в спектре любой звезды есть линии водорода, по убыванию их интенсивности можно упорядочить все спектры и сгруппировать их. Разложили, обозначив группы спектров латинскими буквами по алфавиту: с самыми сильными линиями – класс A, слабее – класс B и т.д.
Вроде бы все было сделано правильно. Но через несколько лет родилась квантовая механика, и мы поняли, что вовсе не обязательно обильный элемент представлен в спектре мощными линиями, а редкий элемент никак не проявляет себя в спектре. Многое зависит от температуры.
Давайте посмотрим на спектр поглощения атомарным водородом: в оптический диапазон попадают линии только бальмеровской серии. Но при каких условиях эти кванты поглощаются? При переходах только со второго уровня вверх. Но в нормальном-то (холодном) состоянии все электроны «сидят» на первом уровне, а на втором почти ничего нет. Значит, нам надо нагреть водород, чтобы какая-то доля электронов запрыгнула на второй уровень (потом они снова вернутся вниз, но перед этим какое-то время там проведут) – и тогда пролетающий оптический квант может быть поглощен электроном со второго уровня, что проявится в видимом спектре.
Итак, холодный водород не будет нам выдавать бальмеровскую серию, а теплый – будет. А если мы еще сильнее нагреем водород? Тогда много электронов запрыгнет на третий и более высокие уровни, а второй уровень снова обеднеет. Очень горячий водород тоже не даст нам спектральных линий, которые мы можем в оптическом диапазоне увидеть. Если пройтись от холодных звезд к самым горячим, то увидим, что линии любого элемента лишь в узком диапазоне температур могут быть достаточно хорошо представлены в спектре.
Когда астрофизики это поняли, им пришлось переставить спектральные классы в порядке роста температуры: от холодных звезд к горячим. Эта классификация по традиции тоже гарвардской называется, но она уже естественная, физическая. У звезд спектрального класса A температура поверхности около 10 тыс. градусов, водородные линии максимально яркие, а с ростом температуры они начинают исчезать, потому что атом водорода при температуре больше 20 тыс. градусов ионизуется. Аналогично дело обстоит с другими химическими элементами. Кстати, в спектрах звезд холоднее 4000 K присутствуют не только линии отдельных химических элементов, но и полосы, соответствующие устойчивым при таких температурах молекулам сложных веществ (например, оксидов титана и железа).
Получившуюся при упорядочивании классов по температуре последовательность букв OBAFGKM студентам-астрономам довольно просто запомнить, тем более что придуманы всякие мнемонические поговорки. Самая известная на английском – Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! Диапазон температур поверхности таков: у самых горячих звезд – десятки тысяч градусов, у самых холодных – две с небольшим тысячи. Для более тонкой классификации каждый класс разделили на десять подклассов и к каждой букве справа приписали одну цифру от 0 до 9. Замечу, что оптические спектры в цвете фотографируют только для красоты, а для научных исследований это бессмысленно, поэтому обычно делают черно-белые изображения.
Редко, но бывает, что звезды демонстрируют линии не поглощения (темные на ярком фоне), а излучения (яркие на темном фоне). Их происхождение уже не так легко понять, хотя это тоже довольно элементарно. В начале лекции мы видели, что разреженное облачко горячего газа дает нам линии излучения. Когда мы смотрим на звезду с линиями излучения в спектре, мы понимаем, что источником этих линий служит разреженный, полупрозрачный газ, находящийся на периферии звезды, в ее атмосфере. То есть это звезды с протяженной горячей атмосферой, которая прозрачна в континууме (в промежутках между линиями), а значит, почти ничего в нем не излучает (закон Кирхгофа). Но она не прозрачна в отдельных спектральных линиях, а раз не прозрачна в них, то и сильно в них излучает.
На сегодняшний день гарвардская классификация звездных спектров расширена. В нее добавлены новые классы, соответствующие горячим звездам с протяженной атмосферой, ядрам планетарных туманностей и новых звезд, а также недавно открытым довольно холодным объектам занимающим промежуточное положение между нормальными звездами и крупнейшими планетами; их называют «коричневыми карликами» или «бурыми карликами» (англ. – brown dwarf).
Есть еще ответвления от некоторых классов для звезд с оригинальным химическим составом. Это, кстати, загадка для нас: до сих пор не ясно, почему у некоторых звезд вдруг наблюдается избыток какого-то редкого химического элемента. Ведь, несмотря на разнообразие звездных спектров, химический состав их атмосфер очень схожий: на 98 % по массе Солнце и подобные ему звезды состоят из первых двух химических элементов – водорода и гелия, а все остальные элементы представлены лишь двумя оставшимися процентами массы.
Солнце – самый яркий для нас источник света, его спектр мы можем растянуть очень сильно, различить в нем десятки тысяч спектральных линий и расшифровать их. Так, установлено, что на Солнце присутствуют все элементы таблица Менделеева. Однако, открою вам секрет, до сих пор примерно 20 линий солнечного спектра, очень слабых, остались не идентифицированными. Так что даже с Солнцем проблема распознавания химического состава еще не решена до конца.
Распределение химических элементов в атмосфере Солнца обладает рядом интересных закономерностей). Считается, что это типичный состав звездного вещества. И для большинства звезд это верно. Начиная с углерода и до самых тяжелых ядер (по крайней мере, до урана) идет довольно ровный спад распространенности элементов по мере увеличения их порядкового номера. Однако между гелием и углеродом имеется очень сильный провал – так происходит потому, что литий и бериллий легче всех участвуют в термоядерных реакциях, они активнее даже водорода и гелия. И как только температура поднимается выше миллиона градусов, они очень быстро выгорают.
Но и внутри этого ровного тренда есть особенности. Во-первых, резко выделяется пик железа. В природе, в том числе и в звездах, железа, никеля и близких к ним элементов по сравнению с их соседями необычайно много. Дело в том, что железо – необычный химический элемент: это самый конечный продукт термоядерных реакций, идущих в равновесных условиях, т.е. без всяких взрывов. В термоядерных реакциях звезда синтезируют из водорода все более и более тяжелые элементы, но доходит дело до железа – и все останавливается. Дальше, если мы попытаемся из железа что-то сделать новое в термоядерной реакции, добавляя к нему нейтроны, протоны, другие ядра, то никакого выделения тепла не будет: когда костер догорел, из золы уже ничего не получишь. Наоборот, на осуществление реакции пришлось бы подводить энергию извне, а сама по себе никакая реакция с железом в обычных условиях не пойдет. Поэтому железа в природе накопилось много.
Другой важный момент, на который стоит обратить внимание: линия, соединяющая на графике точки, имеет пилообразный вид. Так получается потому, что ядра с четным количеством нуклонов (протонов и нейтронов) гораздо более стабильны, чем с нечетным. Поскольку стабильные ядра легче создать, чем разрушить, этих ядер по сравнению с соседними элементами нарабатывается всегда больше на целый порядок, а то и на полтора.
В отличие от Солнца, в составе земного шара и землеподобных планет содержится очень мало водорода и гелия, но начиная с углерода «звездное» распределение химических элементов характерно и для них. Поэтому у каждой планеты, не только у Земли, есть крупное железное ядро.
К сожалению, спектры показывают нам состав только поверхности звезд. Наблюдая свет звезды, мы почти ничего не можем сказать о том, что у нее внутри, а внутренняя жизнь звезд разной массы различается. Перенос энергии в звезде происходить несколькими механизмами, преимущественно лучеиспусканием и конвекцией. Например, у звезд типа Солнца в центральной части, где идут термоядерные реакции, энергию в основном переносит излучение, и вещество ядра не перемешивается с вышележащими слоями. На периферии перемешивание идет, но оно не достигает тех внутренних областей, в которых постепенно меняется химический состав за счет термоядерных реакций. Т.е. продукты термоядерной реакции не выносятся на поверхность, тут циркулирует исходное вещество, из которого Солнце родилось когда-то. У более массивных звезд внутри идет конвективное перемешивание, но дальше не распространяется. Выпрыгнуть на поверхность звезды наработанные химические элементы тоже не могут.
Наконец, маломассивные – это самые правильные звезды: конвекция у них – главный механизм переноса тепла, внутри них происходит полное перемешивание вещества. Значит, казалось бы, на их поверхность должно всплывать то, что в центре в термоядерных реакциях наработалось. Однако в этих маленьких звездах очень медленно идут термоядерные реакции, они очень экономно расходуют свою энергию и медленно эволюционируют. Продолжительность их жизни в сотни и тысячи раз больше, чем у звезд типа Солнца, т.е. триллионы лет. А за те 14 млрд лет, что прошли с момента рождения Вселенной, в их составе практически ничего не изменилось. Они еще младенцы, многие из них еще недоформировались и не запустили нормальный термоядерный цикл.
Таким образом, о том, что находится внутри звезд, какой там химический состав вещества, мы не знаем до сих пор, натурных данных у нас нет. Только моделирование нам может что-то об этом сказать.
Диаграмма Герцшпрунга–Рассела
Видимый блеск звезд измеряют в обратной логарифмической шкале звездных величин (слайд 43), но для физика это неинтересно. Ему важна полная мощность излучения звезды, а ее мы не можем просто так по фотографии угадать.
Например, Альфа Кентавра среди других звезд имеет потрясающую яркость, но это вовсе не значит, что она самая мощная, ничего подобного. Это совершенно обычная звезда типа Солнца, просто по случаю она оказалась к нам намного ближе остальных и поэтому как фонарь заливает своим светом окрестный кусочек неба, хотя большинство соседних с ней на этом фото звезд представляют собой гораздо более мощные источники излучения, но они расположены дальше.
Итак, надо оценить мощность звезды как можно более точно. Для этого мы используем фотометрический закон обратных квадратов: измеряя видимую яркость звезды (плотность светового потока, достигающего Земли) и расстояние до нее, вычисляем полную мощность ее излучения в ваттах. Теперь можно представить общую физическую картину, изобразив все звезды на двумерной диаграмме (слайд 46), на осях которой откладывают две выведенные из наблюдений величины – температуру поверхности звезды и относительную мощность ее излучения (астрономы, принимая во внимание только оптический диапазон, называют эту мощность светимостью и измеряют в единицах мощности Солнца). В начале XX века такую картинку впервые построили два астронома, по именам которых она называется диаграммой Герцшпрунга–Рассела.
Солнце, звезда с температурой около 6000 K и с единичной мощностью, располагается почти посередине этой диаграммы. Вдоль диапазона изменения обоих параметров звезды распределены практически непрерывно, но по плоскости диаграммы они не как попало разбросаны, а группируются в компактные области.
Сегодня на диаграмме Герцшпрунга–Рассела выделяют несколько типичных групп, в которых сконцентрированы наблюдаемые в природе звезды (слайд 47). Подавляющее большинство звезд (90%) лежит в узкой полосе по диагонали диаграммы; эту группу называют главной последовательностью. Она распространяется от тусклых холодных звезд до горячих яркосветящихся: от миллионных долей до нескольких миллионов солнечных светимостей. Для физика это естественно: чем горячее поверхность, тем сильнее она излучает.
По обе стороны от главной последовательности находятся группы аномальных звезд. Некоторое количество звезд с высокой температурой обладают необычно низкой светимостью (в сотни и тысячи раз меньше солнечной) из-за своего мелкого размера – мы называем их белыми карликами, такие они по цвету. Другие исключительные звезды, в противоположном углу диаграммы, характеризуется более низкой температурой, но огромной светимостью – значит, они явно имеют больший физический размер, это гиганты.
В процессе своей эволюции звезда может менять положение на диаграмме. Об этом – в одной из следующих лекций.
Методом, дающим ценные и наиболее разнообразные сведения о небесных светилах, является спектральный анализ . Он позволяет установить из анализа излучения качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и многое другое.
Спектральный анализ основан на разложении белого света на составные части. Если узкий пучок света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие белый свет лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром . В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке
Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электромагнитной волны. Длина волны в спектре уменьшается от красных лучей к фиолетовым примерно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми лучами спектра лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом, но действующие на фотопластинку. Еще меньшую длину волны имеют рентгеновские лучи. Рентгеновское излучение небесных светил, важное для понимания их природы, атмосфера Земли задерживает. За красными лучами спектра находится область инфракрасных лучей. Они невидимы, но созданы специальные приемники инфракрасного излучения, например особым способом приготовленные фотопластинки. Под спектральными наблюдениями понимают обычно наблюдения в интервале от инфракрасных до ультрафиолетовых лучей.
Для изучения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и i>спектрографом. В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой .
На рисунке 39 показано устройство спектрографа. Свет попадает через узкую щель на объектив, который посылает его параллельным пучком на одну или несколько призм. В призме свет разлагается на составные части и дает спектр. Его изображение строят линзой на фотопластинке и получают спектрограмму. В спектроскопе это изображение рассматривают через окуляр. В астрономических спектрографах, кроме призмы, используют также и дифракционную решетку, которая отражает свет и одновременно разлагает его в спектр.
Рис. 39. Схема устройства призменного спектрографа.
Существуют следующие виды спектров.
Сплошной , или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают твердые и жидкие раскаленные тела (уголь, нить электролампы) и достаточно плотные массы газа.
Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании или под действием электрического разряда. Каждый газ излучает свет строго определенных длин волн и дает характерный для данного химического элемента линейчатый спектр. Сильные изменения состояния газа или условий его свечения, например нагрев или ионизация, вызывают определенные изменения в спектре данного газа.
Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре натрия особенно ярки две желтые линии.
Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения представляет собой непрерывный спектр, перерезанный темными линиями, которые находятся в тех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, присущие данному газу (рис. 40). Например, две темные линии поглощения натрия расположены в желтой части спектра (Вы можете сравнением легко отождествить линии водорода в спектрах Солнца и Сириуса, используя рисунок заднего форзаца.)
Рис. 40. Сравнение спектра Солнца (вверху) с лабораторным спектром паров железа.
Изучение спектров позволяет производить анализ химического состава газов, излучающих или поглощающих свет Количество атомов или молекул, излучающих или поглощающих энергию, определяется по интенсивности линий. Чем больше атомов, тем ярче линия в спектре излучения или тем она темнее в спектре поглощения.
Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями поглощения, возникающими при прохождении излучения через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд - это спектры поглощения (Рассмотрим изображения разных спектров на форзаце.)
Надо помнить, что спектральный анализ позволяет определять химический состав только самосветящихся или поглощающих излучение газов. Химический состав твердого тела при помощи спектрального анализа определить нельзя.
Скорости движения небесных светил относительно Земли по лучу зрения (лучевые скорости) определяются при помощи спектрального анализа на основании принципа Доплера - Физо : если источник света и наблюдатель сближаются, то длины волн, определяющие положения спектральных линий, укорачиваются, а при их взаимном удалении длины волн увеличиваются. Это явление выражается формулой:
где v - лучевая скорость относительного движения с ее знаком (минус при сближении), λ - нормальная длина волны света при неподвижном источнике, λ 0 - длина волны при движении источника и с - скорость света. Иначе говоря, при сближении наблюдателя и источника света линии спектра смещаются к его фиолетовому, а при удалении - к красному концу.
Скорости движения тел на Земле могли бы вызвать лишь ничтожные смещения линий в спектрах тел, но и скорости небесных тел (обычно десятки и сотни км/с) вызывают смещения столь малые, что их можно измерить на спектрограмме только под микроскопом.
Получив спектрограмму светила, над ней и под ней впечатывают спектры сравнения от земного источника излучения, например от ртутной или неоновой лампы (рис. 41). Спектр сравнения для нас неподвижен, и относительно него можно определять сдвиг линий спектра звезды. Он обычно составляет сотые или десятые доли миллиметра на фотографии. Чтобы выяснить, какому изменению соответствует полученный на спектрограмме сдвиг, надо знать масштаб спектра - на сколько меняется длина волны, если мы продвигаемся вдоль спектра на 1 мм. Подстановка в формулу величин λ, λ 0 и с = 300000 км/с позволяет определить v - лучевую скорость движения светила.
Рис. 41. Смещение линии H γ , в спектре одной из звезд при ее движении по лучу зрения. Сверху и снизу - лабораторные спектры сравнения ванадия. Над ними написаны длины волн в ангстремах (1А =0,0001 мкм).
Когда тело раскалено докрасна, в его сплошном спектре ярче всего красная часть. При дальнейшем нагревании наибольшая яркость в спектре переходит в желтую, потом в зеленую часть и т. д. Теория излучения света, проверенная на опыте, показывает, что распределение яркости вдоль сплошного спектра зависит от температуры тела. Зная эту зависимость, можно установить температуру Солнца и звезд. Температуру планет и температуру звезд определяют еще при помощи термоэлемента, помещенного в фокусе телескопа или специально созданных приемников инфракрасного излучения.
Итак, мы видим, что многие астрономические данные, например температура светил, определяются способами, проверяющими друг друга. Получаемые данные вполне достоверны. Они проверены многими учеными в разных странах.
- Длина волны, соответствующая линии водорода, в спектре звезды больше, чем в спектре, полученном в лаборатории. К нам или от нас движется звезда? Будет ли наблюдаться сдвиг линий спектра, если звезда движется поперек луча зрения?
- На фотографии спектра звезды ее линия смещена относительно своего нормального положения на 0,02 мм. На сколько изменилась длина волны, если в спектре расстояние в 1 мм соответствует изменению длины волны на 0,004 мкм (эта величина называется дисперсией спектрограммы)? С какой скоростью движется звезда? Нормальная длина волны 0,5 мкм = 5000 А (ангстрем) 1 А = 10-10 м.
- По рисунку 41 определите с помощью масштабной линейки дисперсию в ангстремах на 1 мм длины спектра в интервале длин волн 4261-4277 А. Измерьте, используя лупу, сдвиг центра линии H Y в спектре звезды (самая широкая) относительно той же линии спектра сравнения. Вычислите по этому сдвигу линий лучевую скорость звезды.
Спектральные исследования планет отличаются большой глубиной информации и служат в первую очередь для качественного и количественного изучения химического состава атмосфер.
Проходя через атмосферу планеты, солнечный свет испытывает в ней рассеяние по всему спектру и поглощение в избранных частотах, после чего в спектре планеты появляются линии или полосы поглощения, совершенно аналогичные теллурическим линиям, образующимся в земной атмосфере. Если атмосфера планеты содержит те же газы, что и земная атмосфера, то соответствующие линии (полоса) просто сольются с теллурическими и усилят их. Но такое усиление трудно заметить, когда атмосфера планеты мала или бедна исследуемым газом. В этом случае на помощь приходит доплеровское смещение планетных линий относительно теллурических при условии, что для наблюдения планеты выбирают такое время, когда она быстрее всего движется относительно Земли (у элонгаций и квадратур). Конечно, при таком способе требуется высокая дисперсия спектрального аппарата, очень сухая погода при попытках обнаружить водяные пары, а вообще - наблюдения с высоких гор, чтобы ослабить теллурические линии. Еще лучше проводить наблюдения с помощью телескопов, поднятых в стратосферу или даже за пределы земной атмосферы. После успешных полетов АМС серий «Венера», «Марс», «Маринер», «Викинг», проанализировавших атмосферы Венеры и Марса с близких расстояний или непосредственным зондированием атмосферы, описанный метод потерял значение.
Другое дело - анализ планетных атмосфер на газы, отсутствующие или слабо представленные в земной атмосфере. Тогда простое сравнение спектра планеты с солнечным спектром (удобнее фотографировать спектр Луны) сразу дает возможность сказать, есть ли данный газ в атмосфере планеты. Таким образом, в атмосфере Венеры был обнаружен углекислый газ (рис. 195), а потом такое же открытие было сделано по спектру Марса. Достаточно одного взгляда на спектры внешних планет, чтобы увидеть там мощные полосы поглощения, которые при сравнении с лабораторными источниками оказываются полосами аммиака и метана (рис. 196).
Наиболее сильные полосы поглощения водяных паров, углекислого газа, окиси азота и других газов, представляющих интерес для астрофизика, расположены в инфракрасной области спектра. К сожалению, вся ближняя инфракрасная область от 1 до 100 мкм содержит мощные полосы поглощения водяного пара, так что земная атмосфера прозрачна для солнечного и планетного излучений лишь в промежутках между этими полосами, а два таких промежутка - в окрестностях 4,2 мкм и от 14 до 16 мкм - заполнены очень сильными полосами .
(кликните для просмотра скана)
Вот почему поиски газов планетных атмосфер, с одной стороны, выгодно производить в инфракрасных лучах, а с другой стороны, выгода эта ограничена.
Ультрафиолетовое излучение Солнца в свою очередь очень сильно поглощается в атмосферах планет, но это поглощение - непрерывное, связанное с диссоциацией соответствующих молекул. Так, диссоциация молекулы озона делает земную атмосферу непрозрачной в области . При более коротких длинах волн включается диссоциация кислорода и азота, их ионизация активно задерживает излучения с длиной волны меньше 1000 А. Разумеется, исследование атмосфер планет, основанное на этих явлениях, возможно только с аппаратов, летающих выше земной атмосферы. Но в атмосферах планет возможно присутствие газов с активным непрерывным поглощением в более близких к видимой областях спектра и это может служить средством для анализа планетной атмосферы (см., например, об ультрафиолетовом поглощении в спектре Венеры на с. 500). Молекулы многих газов имеют полосы поглощения также и в радиочастотном диапазоне. Собственное радиоизлучение планеты, проходя через атмосферу, испытывает поглощение в определенных частотах и это может быть обнаружено при наблюдениях с радиоспектрографом путем сравнения интенсивности излучения в частоте полосы и в расположенном рядом месте спектра.
Количественный анализ химического состава планетных атмосфер сопряжен с рядом трудностей. Как и при анализе звездных атмосфиер, мерой поглощения излучения служит эквивалентная ширина W линии (КПА 420), входящей в состав полосы или уединенной, т. е. недостача света в линии, выраженная в единицах излучения соседнего участка непрерывного спектра. Конечно, эквивалентная ширина есть прежде всего функция числа поглощающих молекул на пути светового луча от Солнца через атмосферу к поверхности планеты и обратно - через атмосферы планеты и Земли - к земному наблюдателю. Но, кроме этой зависимости, эквивалентная ширина линии зависит от общей плотности атмосферы планеты, т. е. от содержания в ней других газов, и от атомно-молекулярных параметров, определяющих данный спектральный переход.
Если знать эти последние, то из наблюдения нескольких полос, сильных и слабых, можно определить и парциальное давление данного газа и общее давление атмосферы на поверхности планеты, если даже остается неизвестным, какой именно газ преобладает в составе атмосферы. Те полосы поглощения, которые состоят из многочисленных сильных линий, так что они сливаются при относительно малой дисперсии, применяемой обычно в инфракрасной области, позволяют найти произведение содержания в атмосфере данного газа (в атм см) на общее атмосферное давление, тогда как слабые линии, выделяемые в состав маломощной полосы, позволяют определить только содержание данного газа. Казалось бы, отсюда легко найти общее атмосферное давление или, точнее, упругость газов в основании атмосферы, выраженную в дин/см2 или в мм ртутного столба по показанию барометра-анероида (не ртутного!).
К сожалению, конечные результаты не заслуживают полного доверия из-за неуверенности теории, и оттого более верный путь состоит в моделировании атмосферы путем спектрографирования солнечного света, прошедшего много раз внутри длинной трубы, наполняемой исследуемым газом при разных давлениях его и разных правдоподобных примесях - азота, кислорода, аргона и т. п., которые могли бы встретиться в атмосфере внутренней планеты (по аналогии с Землей), или водорода, гелия в случае внешних планет. У этого метода есть лишь один слабый пункт - невозможность воспроизведения в узкой трубе всех условий рассеяния света, которые осуществляются в реальных планетных атмосферах.
Пример подобного определения мощности атмосферы мы встретим далее на с. 498, 513. Обычно мощность атмосферы планеты в отношении того или иного газа выражают в атмсм, т. е. приравнивают высоте столба газа, находящегося при нормальном атмосферном давлении и температуре 0 °С. Эта величина, очевидно, прямо пропорциональна числу молекул газа, содержащихся в атмосфере. Для сравнения приведем выраженное втех же единицах содержание различных газов в земной атмосфере:
