МЕТОДЫ КОСМИЧЕСКОЙ ХИМИИ

Немного истории

 Из стекла делают палочки с выдающимися углами, подобные палице.
 Когда свет упадет на такое стекло, тогда образуется подобие радуги.

ЛУЦИИ СЕНЕКА (I в. н. э.)

Все началось с радуги. С искусственной радуги, вроде той, о которой когда-то писал Сенека.

В 1666 г. Исаак Ньютон проделал нехитрый опыт. В ставне, закрывавшей окно комнаты, он просверлил небольшое круглое отверстие диаметром 8 мм. Через эту дырку в темную комнату прорывался ослепительно яркий луч солнечного света. На его пути Ньютон укрепил горизонтально трехгранную стеклянную призму. Одно из ребер призмы при этом было обращено вниз, а на стене, противоположной окну, Ньютон поместил белый экран.

Великий ученый полагал, что призма отклонит луч вверх, к своему основанию, и солнечный зайчик при этом будет отброшен на экран. К его удивлению получилось иначе. На экране возникла радужная полоска, образованная разноцветными изображениями отверстия в ставне, которые частично накладывались друг на друга. Нижняя часть изображения оказалась красной, верхняя - фиолетовой. Между ними наблюдался постепенный переход от красного к оранжевому, желтому, зеленому и, наконец, фиолетовому цвету. Эту полоску Ньютон назвал спектром.

Ньютон сделал правильный вывод: белый солнечный луч есть смесь разноцветных лучей; эти лучи преломляются призмой по-разному, сильнее всего - фиолетовые, слабее всего - красные. Призма, таким образом, «сортирует» лучи в пучке солнечного света. Подобно призме ведут себя плавающие в атмосфере капельки воды или кристаллики льда - так возникает естественная небесная радуга.

В 1815 г. немецкий оптик Иосиф Фраунгофер (1787-1826) повторил опыт Ньютона, несколько изменив его: отверстием служила очень узкая щель. Цветные изображения щели на экране мало перекрывали друг друга и поэтому разделение цветов получилось более чистым, чем у Ньютона.

Усовершенствование сразу же привело к важному открытию. Радужная полоса спектра оказалась пересеченной множеством поперечных темных линий, исследованием которых и занялся Фраунгофер.

Справедливости ради заметим, что еще за 13 лет до Фраунгофера первые две темные линии в солнечном спектре увидел английский физик Волластон, не придавший, впрочем, никакого значения своему открытию. Фраунгофер поступил иначе. Он тщательно измерил положение, зарисовал и описал около шестисот линий, получивших впоследствие название фраунгоферовых.

Фраунгофер заметил, что для призм одинаковой формы из разного сорта стекла число темных линий остается одним и тем же, но зато изменяется их взаимное расположение. Чем сильнее преломляет лучи линза, т. е. чем большую дисперсию она дает, тем больше становится и расстояние между отдельными линиями. При повышенной дисперсии спектр растягивается, при пониженной, наоборот, сужается. Тем самым Фраунгофер получил возможность сравнивать призмы и линзы по их преломляющей способности.

Восемь самых заметных линий в солнечном спектре Фраунгофер обозначил первыми буквами латинского алфавита (начиная с красной части спектра). Но он не знал, откуда берутся эти темные линии и связаны ли они как-либо с химическим составом Солнца.

В 1824 г., когда Фраунгофер в Дерпте построил свой крупнейший по тому времени телескоп, в Кенигсберге родился Густав Кирхгоф (1824-1887), основоположник спектрального анализа. Много лет Кирхгоф был профессором физики в Гейдельбергском университете. В 1859 г. вместе с известным химиком Робертом Бунзеном (1811 -1899) Кирхгоф проделал ряд опытов, раскрывших происхождение фраунгоферовых линий. Замечательно, что все эти опыты, выполненные в земных лабораториях, положили начало космической химии. Главным инструментом, которым пользовались Кирхгоф и Бунзен, был спектроскоп. Этот нехитрый прибор состоит из двух трубок и трехгранной призмы, помещенной между ними. Первая из них, обращенная к объекту, называется коллиматором. На одном ее конце имеется узкая щель, а на другом - собирательная линза, причем щель находится в фокусе линзы.

Схема спектроскопа и спектрографа

По законам оптики свет, прошедший через коллиматор, выходит из него параллельным пучком и падает на призму, которая разлагает его в спектр. Этот спектр рассматривают во вторую трубку, которая, по существу, является обычной зрительной трубой.

Нетрудно сообразить, что спектр, в сущности, есть совокупность разноцветных изображений щели коллиматора. Для «растягивания» спектра в длину иногда вместо одной призмы используют несколько.

Если зрительную трубу в спектроскопе заменить фотокамерой, получится спектрограф. С его помощью можно получать фотоснимки спектров - спектрограммы. Помещая перед коллиматором спектроскопа различные светящиеся тела, Кирхгоф и Бунзен изучали их спектры. Прежде всего выяснилось, что раскаленные газы дают линейчатый спектр - ряд разноцветных линий на темном фоне. Количество и расположение этих «линий испускания», как их иногда называют, для каждого газа особые, характерные только для него. Так, когда Кирхгоф ввел в бесцветное пламя газовой бун-зеновской горелки щепотку поваренной соли, в спектроскопе засияли две яркие желтые линии, характерные для спектра раскаленных паров натрия. В спектрах других щелочных и щелочноземельных металлов виднелись другие яркие линии: в спектре калия Кирхгоф и Бунзен заметили красную, оранжевую и фиолетовую линии, в спектре кальция - семь ярких линий в желто-зеленой части спектра. Ни один спектр не походил на другой, но каждый был характерным только для данного химического элемента. Как писал позднее Д. И. Менделеев, «ни одна черта спектров хорошо исследованных простых тел не совпадает с чертами других тел». Спектр позволил однозначно судить о составе светящегося газа.

Выявилась и другая важная особенность спектрального анализа - его необычно высокая чувствительность. Достаточно было внести в пламя горелки миллионные доли миллиграмма поваренной соли, в спектре сразу появлялись, правда слабые, характерные желтые линии натрия. С помощью этого чувствительного метода химикам вскоре удалось обнаружить ряд новых химических элементов. Сам Бунзен открыл цезий и рубидий, Винклер - индий, Лекок де Буабодран - галлий, К руке - таллий.

К сожалению, по спектру невозможно узнать, из каких химических элементов состоят твердые пли жидкие раскаленные тела. Их спектр получался непрерывным, без каких-либо поперечных темных линий. Кирхгоф и Бунзен в плг.мени газовой горелки раскаляли добела кусок платины. Когда этот кусок начинал краснеть, в спектроскопе появлялась только красная часть непрерывного спектра. По мере нагревания металла выявлялись постепенно и другие участки спектра. Наконец, при температуре белого каления (1200°С) в спектроскопе ярко сияла вся непрерывная радужная полоска.

В желтой части солнечного спектра Фра у и гофер заметил две близко расположенные, почти сдвоенные линии, которые он обозначил буквой D. По положению они очень напоминали линии натрия, но почему-то выглядели темными. Загадку решил Кирхгоф. Отбросив на белый экран изображение солнечного спектра, он стал помещать на пути солнечных лучей раскаленные пары натрия. Для этого он вводил в пламя газовой горелки различные количества поваренной соли. Яркость солнечного спектра Кирхгоф мог ослаблять или усиливать, шире или уже раздвигая щель коллиматора. При этом получалось, что, когда ослабевал солнечный спектр и увеличивалась яркость горелки, темные фраунгоферовы линии D замещались яркими линиями натрия. Наоборот, при усилении яркости солнечного спектра обе линии снова становились темными. В докладе, представленном Берлинской Академии наук 25 октября 1859 г., Кпр.хгоф писал: «Итак, темные линии солнечного спектра, которые не обусловливаются поглощением солнечных лучей в земной атмосфере, происходят от присутствия в раскаленной солнечной атмосфере именно тех веществ, которые в спектре пламени произвели бы на том же самом месте блестящие линии».

Так были открыты законы спектрального анализа, получившие впоследствии наименование трех законов Кирхгофа. Приведем их современную формулировку.

Первый закон. Если источником света является твердое или жидкое раскаленное тело или очень сильно нагретый ионизованный газ, то спектр получается сплошным, или непрерывным. При наблюдении в спектроскоп такой спектр выглядит непрерывной радужной полоской с постепенным переходом цветов от красного к фиолетовому. Непрерывный спектр порождается также очень плотным светящимся газом.

Второй закон. Спектр светящегося разреженного газа представляет собой совокупность отдельных узких разноцветных линий на черном фоне. Такой спектр называется линейчатым.

Так как каждый газ дает в спектре только свои, присущие ему линии, изучение линейчатых спектров позволяет установить химический состав светящегося газа.

Третий закон. Если между источником непрерывного спектра и наблюдателем находится газ более холодный, чем источник непрерывного спектра, то в этом случае получится спектр поглощения - радужная полоска, испещренная поперечными узкими темными линиями («линии поглощения»).

Характерно, что всякий газ поглощает только те лучи, которые он сам испускает в состоянии свечения. Поэтому по спектру поглощения можно установить состав газа, поглотившего часть лучей источника непрерывного спектра.

По расположению спектральных линий, их интенсивности и другим особенностям определяют плотность небесных тел, содержание в них различных химических элементов, наличие магнитного поля и многое другое.

Температуру небесного тела удается узнать по распределению яркости вдоль его спектра. Максимум яркости приходится на разные места спектра в зависимости от температуры небесного тела. Если тело сравнительно холодное и светит красным цветом, то наибольшей яркостью обладает красная часть его спектра. С повышением температуры максимум яркости смещается в сторону меньших длин световых волн, т. е. к фиолетовому концу спектра.

При движении источника света вдоль луча зрения спектральные линии смещаются: при приближении светящегося тела - к фиолетовому концу его спектра, при удалении - к красному.

Величина смещения зависит от скорости движения тела. В этом заключается так называемый принцип Доплера - Физо, открытый в 1843-1848 гг. и позже экспериментально подтвержденный русским астрономом А. А. Белопольским. Пользуясь принципом Доплера - Физо, можно измерить скорости движения небесных тел в пространстве и скорости их вращения. Спектр небесного тела позволяет судить и о скорости некоторых процессов, происходящих на его поверхности или в его атмосфере. Спектральный анализ стал одним из самых мощных методов современной астрофизики и космической химии.

Основоположники космической химии прежде всего занялись Солнцем, что вполне естественно: Солнце дает яркий, легко доступный изучению спектр. Уже к концу прошлого века в этом спектре было открыто около 10 000 темных линий, из которых пятая часть принадлежала железу. Сравнивая солнечный спектр со спектрами различных газов и паров, полученных в земных лабораториях, ученые убедились, что на Солнце есть многие элементы, встречающиеся на Земле. Многие, но не все.

Вот перечень 35 элементов, обнаруженных на Солнце к началу нашего века (в той последовательности, в какой они были открыты): железо, никель, титан, марганец, хром, кобальт, углерод, ванадий, цирконий, церий, кальций, неодим, скандий, лантан, иттрий, ниобий, молибден, палладий, магний, натрий, кремний, водород, стронций, барий, алюминий, кадмий, радий, эрбий, цинк, медь, серебро, бериллий, германий, олово, свинец.

Основоположники космохимии - Кирхгоф, Фогель, Ангстрем, Ланглей, Юнг, Роланд и другие - прекрасно понимали, что этот список не полон и что на Солнце могут быть и другие химические элементы. Они могут находиться в недрах Солнца, так что их излучение просто не доходит до Земли. Кроме того, спектральные линии какого-нибудь элемента могут быть расположены в далекой ультрафиолетовой части спектра, а именно такие лучи задерживает земная атмосфера. Возможно, наконец, что некоторые элементы находятся на Солнце в столь ничтожных количествах, что обнаружить их даже средствами спектрального анализа невозможно. Словом, в конце прошлого века можно было с уверенностью утверждать, какие химические элементы на Солнце есть, но не было известно, каких элементов там наверняка нет.

Любопытна история открытия гелия - по распространенности во Вселенной второго (после водорода) химического элемента. В 1868 г. произошло очередное солнечное затмение. Астрономы заметили, что в желтой части солнечного спектра есть незнакомая линия, которую не удается приписать ни одному из известных в ту пору химических элементов. Предложили этот загадочный элемент назвать гелием, т. е. солнечным. На протяжении 27 лет все попытки найти этот элемент на Земле кончались неудачей, и многие ученые уже начали сомневаться в реальности гелия.

В апреле 1895 г. известный химик Уильям Рамзай, исследуя газы, выделяющиеся из минерала клевеита, обнаружил в их спектре желтую линию гелия. «Солнечный» газ был низведен с пьедестала особого «небесного» вещества и внесен в список достоверно открытых химических элементов.

Солнечные лучи, пронизывая земную атмосферу, частично поглощаются ею. Точнее, согласно третьему закону Кирхгофа газы земной атмосферы (азот, кислород и другие) поглощают те лучи солнечного спектра, которые сами способны излучать в нагретом состоянии.

В результате в спектре Солнца появляются дополнительные темные линии поглощения, называемые теллурическими. Для того чтобы выделить эти линии, уже первые космохимики использовали принцип Доплера - Физо. Идея метода достаточно проста.

Огромный солнечный шар медленно вращается вокруг своей оси, завершая полный оборот почти за 27 суток. Нетрудно сообразить, что один край Солнца приближается к наблюдателю, а противоположный удаляется от него. Следовательно, направив щель спектроскопа на приближающийся к нему солнечный край, наблюдатель заметит, что линии в солнечном спектре сместятся к фиолетовому концу, тогда как теллурические линии, естественно, останутся на месте. Аналогичный эффект отделения «солнечных» линий от «земных» можно получить и при наблюдении другого края Солнца.

Чем выше поднимается наблюдатель над уровнем моря, тем тоньше будет над ним слой земной атмосферы и, следовательно, тем менее интенсивными окажутся темные теллурические линии в солнечном спектре. Эти линии при изучении химического состава Солнца являются досадными помехами, и естественно, что уже первые космохимики старались вести спектральные наблюдения Солнца с высокой горы или даже из корзины воздушного шара. В этом отношении особенно примечательны труды французского академика Пьера Жансена (1824-1907). Почти одновременно с английским астрономом Норманом Локьером (1836-1920) Жансен изобрел новый спектральный прибор, расширивший возможности изучения химического состава Солнда. Речь идет о так называемом протуберанц-спектроскопе.

Как известно, солнечные протуберанцы (или выступы) представляют собой облачные образования, состоящие преимущественно из водорода и гелия. Во время полных солнечных затмений, когда Солнце закрыто диском Луны, протуберанцы часто напоминают красные язычки пламени, выступающие из атмосферы Солнца. Размеры, форма и движения их весьма разнообразны. Если в момент полной фазы солнечного затмения щель спектроскопа (присоединенного к телескопу) направить по касательной к поверхности Солнца, можно увидеть ряд ярких разноцветных линий - спектр протуберанца. Каждая такая линия есть, в сущности, цветное изображение щели спектроскопа. Если сделать щель, скажем, серповидной, то и цветные линии в спектре также получатся серповидными. Но вот что важно: внутри каждой линии видно цветное изображение протуберанца, причем это изображение тем отчетливее, чем больше дисперсия спектроскопа, т. е. чем более широкий спектр он дает.

Принцип действия протуберанц-спектроскопа

Как это ни удивительно, но и после затмения протуберанцы останутся видимыми, хотя и несколько ослабленными. Объясняется это тем, что излучение протуберанца распределяется по нескольким цветным линиям, тогда как свет неба, также попавший в спектроскоп, распределяется по всему непрерывному спектру. Следовательно, относительный контраст изображений неба и протуберанца при описанном способе наблюдения возрастает.

Протуберанц-спектроскоп, первый из специальных солнечных приборов, состоит из небольшого коллиматора, нескольких сложных призм и небольшого телескопа - рефрактора. Сейчас этот прибор выглядит примитивным, но сто лет назад он казался чудом астрономической техники.

Ученых привлекало не только Солнце. Каждую ясную ночь в ясном темном небе вспыхивали мириады других солнц, удаленных от Земли на расстояния, почти не доступные человеческому воображению. Казалось соблазнительным направить спектроскоп на звезду, выявить ее химический состав и сравнить результат с тем, что известно о Солнце. Трудности в осуществлении такого замысла были, однако, огромными: получению хороших спектров сильно мешала очень небольшая видимая яркость звезд. Правда, телескоп усиливал эту яркость, но все же она не шла ни в какое сравнение с ослепительным блеском Солнца.

Первым, кто отважился применить спектральный анализ к изучению звезд, был английский астроном Уильям Гёггинс (1824-1910). Еще в 1854 г., за пять лет до открытия законов Кирхгофа, Гёггинс построил в окрестностях Лондона собственную небольшую обсерваторию, оборудованную не только 8-дюймовым телескопом-рефрактором, но и различными физическими и химическими приборами. Последние были необходимы Гёгтинсу для сравнения спектров космических тел со спектрами различных веществ, полученных в его лаборатории.

После того как Кирхгоф опубликовал свои три знаменитых закона, Гёггинс приступил к изучению спектров звезд. Первое, что сразу же бросилось в глаза, - сходство их с солнечным спектром. Все звездные спектры оказались спектрами поглощения, но число, интенсивность и расположение темных линий у разных звезд было неодинаково. Гёггинсу удалось подметить, что эти различия связаны с цветом звезд, и он даже попытался ввести первую спектральную классификацию звезд, включавшую звезды трех типов - белые, желтые и красные. Конечно, такая классификация была крайне несовершенной, но важно другое: Гёггинс окончательно доказал, что Солнце и звезды - тела сходной природы и что звезды, по-видимому, имеют разный возраст, который отражается и на их спектрах.

В то время, когда успешно работал этот ученый, было известно, что кроме звезд в окружающей нас Вселенной наблюдаются огромные звездные скопления, подчас состоящие из многих тысяч звезд, а также туманности (они выглядят на черном фоне ночного неба маленькими светящимися клочками тумана). Их природа оставалась неясной.

Итальянский астроном Анджело Секки (1818-1878) первым стал изучать спектры планет (Юпитера, Урана), а в 1874 г., когда над Италией появилась необычайно эффектная комета Коджиа, Секки получил первый в истории спектр кометы. Он нашел в нем яркие полосы некоторых углеводородов, что совершенно не походило на спектры Солнца и планет. Но главной заслугой Секки перед космической химией по праву считается введенная им впервые четкая классификация звездных спектров. Секки исследовал визуально (т. е. наблюдая в спектроскоп) спектры более четырех тысяч звезд. По тем временам это был нелегкий труд, - по существу, первый в мире спектральный обзор звездного неба. Результаты этой пятилетней работы (1863-1868) Секки оформил в виде цветных рисунков звездных спектров.

Выявились четыре типа звезд, или, точнее, четыре спектральных класса. В первый класс Секки включил белые и голубые звезды типа Сириуса и Веги. Некоторое время такие звезды называли «сириапскими», и они составляли примерно половину всех исследованных звезд. В их спектрах выделяются четыре яркие линии водорода на радужном непрерывном фоне. Второй спектральный класс образовали звезды типа Солнца («солнечные» звезды), спектры которых отличаются обилием резких темных линий металлов (в основном железа). К третьему классу Секки отнес звезды, спектры которых имели полосы, напоминающие колонны, освещенные с одной стороны. Резкая граница этих полос была обращена к фиолетовой части спектра. В этот класс вошли немногочисленные красные звезды тина Бетельгсйзе и Антареса («антарианские» звезды). Как выяснилось впоследствии (1907), полосы в спектрах «антарианских» звезд принадлежат оксиду титана, что свидетельствует об относительно низкой температуре таких звезд.

Наконец, в четвертый спектральный класс Секки включил 25 звезд, в спектре которых резкая граница полос обращена к красному концу спектра. Секки измерил положение в спектре этих необычных полос и нашел, что они принадлежат углеводородам (как и в спектре кометы Коджиа). Но в кометном спектре полосы выглядели яркими. В спектре же «углеводородных» звезд те же полосы принадлежали к типу полос поглощения, т. е. были темными. Кстати, среди «углеводородных» звезд не оказалось ни одной яркой, доступной невооруженному глазу.

Заключая этот краткий исторический экскурс, следует упомянуть также известного русского астронома Ф. А. Бредихина. Во второй половине прошлого века и начале нынешнего он первым в России приступил к систематическому изучению химического состава небесных тел. Так с искусственной радуги, полученной Ньютоном, началось новое направление естествознания - космическая химия.