Как узнают состав небесных тел

До возникновения космонавтики астрономы могли изучать химический состав небесных тел только дистанционно, т. е. анализируя их излучение. Исключение составляли лишь метеориты, изредка находимые на поверхности Земли и затем доставляемые в химические лаборатории. Там их исследовали непосредственно, как и любые образчики земных веществ.

Для дистанционного изучения небесных тел в распоряжении первых космохимиков были весьма скромные инструменты. Прогресс на протяжении века выразился в совершенствовании прежних и в разработке новых инструментов. При этом, разумеется, всегда сохранялся основной принцип определения химического состава космических объектов - их излучение разлагалось в спектр, который затем сравнивался со спектрами различных веществ, изученными в земных лабораториях.

Рассказ о спектральных приборах, которые применялись (и применяются) космохимиками на протяжении последних ста лет, мы начнем с объективной призмы, - пожалуй, простейшего из всех спектральных астрономических приборов. Это, по существу, фотокамера, перед объективом которой без всякого коллиматора укреплена крупная призма, закрывающая весь объектив. Для фотографирования спектра Солнца, планет, комет и других протяженных объектов такой прибор не пригоден. Но для звезд, кажущихся на небе светящимися точками, объективная призма создает на фотопластинке тонкие «ниточные» спектры. Если при фотографировании пластинку с помощью специального приспособления перемещать перпендикулярно к направлению спектра, узкие «ниточные» спектры звезд растянутся в полоску, на которой легко различить линии, характеризующие химический состав и различные физические параметры звезды.

Замечательно, что с помощью объективной призмы можно одновременно заснять спектры десятков, а то и сотен звезд, попавших в поле зрения фотокамеры. К сожалению, спектры, полученные с объективной призмой, обладают небольшой дисперсией (т. е. сравнительно коротки), и это затрудняет их изучение.

Спектроскопы, о которых уже говорилось, постепенно были вытеснены спектрографами. Ныне спектрографы доведены до высокой степени совершенства. Прежде в некоторых случаях (например, при фотографировании спектров слабых звезд) экспозицию приходилось растягивать на сотни часов, т. е. фотографировать один и тот же участок неба много ночей, делая перерывы в дневное время и в пасмурную погоду. Так как при этом старались, чтобы изображения спектра звезды попадали в одно и то же место пластники, приходилось придумывать сложные приспособления, облегчавшие эту задачу. При современных высокочувствительных фотопластинках нужда в сверхдлинных экспозициях, естественно, отпала. Заметим, что во время съемки температура спектрографа должна меняться не более чем на 0,1 градуса, так как иначе линии в спектре «размажутся» и станут недоступными для исследования. И этого сегодня удается достичь.

Все щелевые спектрографы ( т. е. спектрографы, имеющие коллиматор с щелью) присоединяются к телескопу так, чтобы изображение светила фокусировалось на щели спектрографа (окулярная часть телескопа при этом удаляется).

Иногда для получения большей дисперсии спектрографы делались двух- и даже трехпризменными. Не всегда призмы изготовлялись из обычного стекла (которое, как известно, задерживает ультрафиолетовые лучи). Для исследования ультрафиолетовой части спектра звезд применяют кварцевый спектрограф, в котором призма изготовлена из прозрачного кварца. Так, 122-сантиметровый рефлектор Крымской обсерватории был снабжен двумя спектрографами - стеклянным и кварцевым.

Обязательно ли спектрограф должен иметь коллиматор со щелью? Оказывается, нет. У бесщелевого спектрографа нет коллиматора, зато есть особая рассеивающая коллиматорная линза. Помещенная перед фокусом телескопа, она сходящийся от объектива световой пучок превращает в параллельный, выполняя тем самым роль коллиматора. Этот пучок затем падает на небольшую призму, за которой находится фотокамера. В такой системе вместо линз иногда используют зеркала. Ее преимущества по сравнению с объективной призмой очевидны - изготовить крупные хорошие призмы для очень больших объективов весьма трудно, тогда как в бесщелевом спектрографе призмы небольшие. В то же время бесщелевой спектрограф обладает значительной светосилой и позволяет сразу фотографировать спектры многих звезд. С помощью этого инструмента были составлены многочисленные каталоги звездных спектров.

В 1937 г. вошли в практику так называемые небулярные спектрографы, предназначенные для спектральных исследований газовых туманностей. Эти протяженные объекты обладают небольшой поверхностной яркостью и потому фотографировать их спектры обычными спектральными приборами очень трудно. В небулярном спектрографе, представляющем собой нечто среднее между объективной призмой и щелевым спектрографом, щель помещается на значительном расстоянии от призмы и камеры спектрографа, причем эта щель просто проецируется на наблюдаемый объект.

Из астрономических спектральных приборов в настоящее время чаще всего применяют дифракционные спектрографы. В них используется явление дифракции света, т. е. отклонение световых волн от прямолинейного распространения. Свет при этом, огибая препятствие, заходит в область геометрической тени. Суть дифракции поясняет рисунок. Представим, что на узкую щель АВ падает параллельный пучок лучей. Плоскость, перпендикулярная к этому пучку, образует плоский фронт световой волны. Как установил еще в XVII в. Христиан Гюйгенс, каждую точку фронта световой волны можно рассматривать как источник самостоятельных световых колебаний. Представим теперь, что три параллельных луча выходят из точек А, С и В фронта световой волны под углом ср к первоначальному направлению лучей. Двояковыпуклая линза собирает эти лучи в некоторой точке М на экране Е. Разность хода б лучей AM и СМ равна отрезку AD, причем очевидно, что

δ = (l/2) sin φ где - l - ширина щели. Если для точки M

δ = (2n-1) (λ/2)

т. е. нечетному числу полуволн, то в этой точке вследствие интерференции (сложения) световых колебаний возникает тьма. В точках, для которых разность хода равна четному числу полуволн, т. е.

δ = 2n (λ/2)

возникает максимальная освещенность.

Таким образом, За щелью на экране появятся светлые и темные полосы разной яркости, причем самая яркая полоса получится прямо за щелью. Так как разность хода б зависит от длины волны Я, то максимумы света для разноцветных лучей будут приходиться на различные места экрана. Иначе говоря, если на щель падает белый пучок света, на экране получится ряд спектров, яркость которых убывает по мере удаления от середины экрана. Самыми яркими будут спектры первого порядка, т. е. ближайшие к центральной белой полосе.

Объяснение дифракции

Если щелей несколько (дифракционная решетка), «действия» отдельных щелей сложатся и дифракционные спектры будут тем ярче, чем больше щелей приходится на единицу длины решетки. Еще в конце прошлого века Роуланд в Америке изготовлял решетки, число щелей в которых доходило до 2000 на 1 мм длины.

В современных звездных дифракционных спектрографах призму обычно заменяет алюминированная плоская пластинка, на которую алмазом нанесены параллельные штрихи, действующие как щели. Для получения спектров с низкой дисперсией перед объективом телескопа ставят очень «грубые» решетки из стержней, разделенных воздушными промежутками.

Дифракционные спектрографы служат, главным образом, для наблюдений Солнца, дающего яркие дифракционные спектры.

Химические элементы излучают электромагнитные волны не только в видимой, но и в остальных областях электромагнитного спектра. Поэтому химическое исследование космического вещества неизбежно привело к созданию приборов, регистрирующих невидимые излучения небесных тел.

В 1959 г. известный советский астрофизик Н. С. Кэрдашев доказал, что межзвездные облака ионизованного водорода должны излучать «радиолинии» в длинноволновой части электромагнитного спектра. Эти линии водорода похожи на те, которые давно уже были открыты в видимой части спектра, однако по интенсивности излучения они уступают им в сотни и тысячи раз. Это обстоятельство, конечно, затрудняет их изучение; здесь уже требуются крупные радиотелескопы, а также высокочувствительные радиоспектрометры. Тем не менее спустя семь лет предположение Н. С. Кардашева подтвердилось: радиотелескопы зафиксировали спектральные радиолинии межзвездных облаков гелия. В радиодиапазоне были также обнаружены линии, принадлежащие различным молекулам (например, формальдегиду Н2СО). Добавим, что методы современной радиоастрономии позволяют не только определять химический состав межзвездной среды, но и узнавать распределение, а также характер движения соответствующего вещества во Вселенной.

Электромагнитный спектр

Как же устроены радиотелескопы? Внешне они несколько напоминают оптические телескопы-рефлекторы. В рефлекторах есть собиратель излучения (параболическое зеркало), а приемником излучения служит глаз наблюдателя или фотопластинка. По такой же схеме устроен, в сущности, и простейший радиотелескоп. В нем космические радиоволны фокусирует металлическое зеркало, иногда сплошное, иногда решетчатое. Форма зеркала радиотелескопа, как и в рефлекторе, параболическая. Конечно, и здесь сходство не случайное - только параболическая (или, точнее, парабо-лоидная) поверхность способна собрать в фокусе падающее на нее электромагнитное излучение.

Если бы глаз мог воспринимать радиоволны, устройство радиотелескопа было бы неотличимо от устройства телескопа-рефлектора. На самом деле приемником радиоволн в радиотелескопах служит не человеческий глаз или фотопластинка, а высокочувствительный радиоприемник. Зеркало концентрирует радиоволны на маленькой антенне, облучая ее. Вот почему эта антенна в радиотелескопах получила название облучателя. Радиоволны, как и всякое излучение, несут в себе некоторую энергию. Поэтому, попадая на облучатель, они возбуждают в этом металлическом проводнике упорядоченное перемещение электронов, иначе говоря, электрический ток. Радиоволны с невообразимо большой скоростью «набегают» на облучатель. Поэтому в облучателе возникают быстропеременные электрические токи, которые передаются к радиоприемнику по волноводам - специальным проводникам, имеющим форму полых трубок. Форма сечений волноводов и их размеры могут быть разными. К приемнику радиотелескопа присоединяют специальный самопишущий прибор, который и регистрирует «радиолинии», т. е. поток радиоволн определенной длины.

Между видимой областью спектра и радиодиапазоном располагается инфракрасная область (от 760 нм до 1,25 см). Множество открытий космической химии сделано именно в этой области. Основа приемников инфракрасного излучения - кристаллы соединений, обладающих свойствами полупроводников. Когда на них падают инфракрасные лучи, кристаллы нагреваются, их проводимость изменяется, что и фиксируется специальными измерительными приборами.

Земная атмосфера мешает «инфракрасной астрономии». Мало того, что она поглощает часть инфракрасного излучения небесных тел и тем маскирует действительную картину, - земной воздух сам излучает инфракрасные лучи в диапазоне от 8 до 14 мкм. Это дополнительное излучение только мешает наблюдениям. Создается почти такая же ситуация, как если бы астроном стал наблюдать звезды днем с помощью освещенного изнутри телескопа, что, конечно, не дало бы желаемого результата.

Стремясь преодолеть это препятствие, приемники инфракрасного излучения размещают на воздушных шарах и космических аппаратах. Атмосфера (вся или почти вся) оказывается внизу и не мешает наблюдениям. Но появляются другие неудобства. В космос трудно выносить массивные приборы, трудно применять там длительные экспозиции, повторять наблюдения до тех пор, пока не появится полная уверенность в достоверности полученных результатов. В общем, наземные средства наблюдения пока конкурируют с заатмо-сферными, хотя рано или поздно первенство все же перейдет к последним.

На окулярном конце 125-сантиметрового рефлектора Крымской обсерватории был укреплен призменный инфракрасный спектрометр, с помощью которого В. И. Мороз - видный исследователь в области инфракрасной астрономии - изучил недавно спектры планет и их спутников. Приемником инфракрасного излучения служило особое фотосопротивление из сульфида свинца, проводимость которого при нагревании заметно менялась. Хотя наблюдения велись с Земли, сквозь толщу атмосферы, результаты получились очень интересными.

Почти всякий раз, когда удавалось проникнуть в инфракрасную часть спектра и изучить находящиеся там спектральные линии, исследователей ждало открытие. Так было в 1932 г.- в инфракрасном спектре Венеры нашли не известные ранее линии с длинами волн 782, 788 и 869 нм. Их удалось уверенно приписать диоксиду углерода (углекислому газу СО2) и даже (по их интенсивности) сделать правильный вывод об обилии СО2 в атмосфере Венеры. Подобным образом в 1947 г. в спектре Марса были обнаружены две полосы СО2 с длинами волн, близкими к 1,6 мкм. В последние годы в этой области исследований достигнуты значительные успехи.

Коротковолновые невидимые глазом излучения с длиной волны менее 400 нм также несут богатую информацию о химическом составе вещества Вселенной. Коротковолновый участок спектра, отделенный от длинноволнового зоной видимых глазом лучей, состоит из трех типов излучений: ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения. Иногда ту область астрономии, которая использует для изучения Вселенной все эти лучи, называют астрономией высоких энергий. С какими же приемниками излучения приходится работать в этом случае?

Трудность приема коротковолнового излучения заключается в том, что для волн длиной менее 20 нм обычные преломляющие и отражающие системы становятся попросту непригодными. Если на участке от 400 до 200 нм еще кое-как, с большими ухищрениями, удается пользоваться линзами и зеркалами, то в рентгеновском диапазоне (не говоря уже о гамма-лучах) кванты столь энергичны, что запросто пробивают все известные нам материалы, не изменяя первоначального направления полета (напомним, что квант - это элементарная «порция» энергии для электромагнитного излучения с данной длиной волны).

Но если нельзя сфокусировать рентгеновские и гамма-лучи, что как же их исследовать, как построить для них телескоп? Выход все-таки был найден. Коротковолновое излучение очень энергично, или, как говорят физики, «жестко». Значит, кванты рентгеновских и гамма-лучей по своим свойствам похожи на обычные частицы (скажем, протоны), приходящие из космоса. Значит, для регистрации жестких квантов годятся такие же счетчики, какие применяются при изучении космических лучей.

Самый несложный из них - знаменитый счетчик Гейгера - Мюллера. Принцип его действия прост. По оси металлического цилиндра натянута металлическая нить, изолированная от цилиндра. Цилиндр наполнен газом под давлением примерно в 8 раз меньше атмосферного. Между цилиндром и нитью с помощью источника тока создается напряжение, близкое к разрядному: вот-вот между цилиндром и нитью проскочит искра, произойдет разряд. Так и случится, если внутрь счетчика, пробив его цилиндрическую стенку, вторгнется «энергичная» частица или жесткий квант. Столкнувшись с молекулами газа, они ионизуют их, т. е. лишают части электронов, и нейтральная молекула превращается в положительно заряженный ион. «Выбитые» электроны устремляются к положительно заряженной нити, ионизуя на своем пути другие молекулы газа. Электроны множатся. За какие-то доли секунды возникает лавина электронов, иначе говоря, происходит разряд.

Теперь должна быть понятна принципиальная схема рентгеновского телескопа. Его основа, его приемное устройство - счетчик жестких квантов. Для того чтобы узнать, откуда приходит рентгеновское излучение, счетчик заключают в массивный металлический тубус. Можно покрывать счетчики пленками различного состава, тогда разные счетчики будут принимать кванты разной жесткости. Получается что-то вроде спектрографа - появляется возможность выявить состав рентгеновского излучения.

Для более «жестких», чем рентгеновские, гамма-лучей соответствующий гамма-телескоп имеет приемник излучения, внешне напоминающий слоеный пирог (который иногда называют кристаллом-сандвичем). Взаимодействуя с веществом этого «сандвича», гамма-кванты порождают электроны и позитроны. Эти частицы поступают, в свою очередь, в особый, так называемый черенковский, счетчик. В отличие от гейгеровского счетчика, в котором появление частицы или жесткого кванта вызывает электрический разряд, в черенковском счетчике быстро движущиеся частицы порождают особое свечение. Явление это впервые было открыто советским физиком П. А. Черенковым - отсюда и название счетчика. Конечно, свечение это очень слабое, и его приходится усиливать с помощью так называемых фотоумножителей. Но так или иначе, гамма-телескоп регистрирует приходящие гамма-кванты, и с помощью дополнительных устройств можно даже рассортировать их на более жесткие и менее жесткие.

«Близорукость» гамма-телескопа очень велика. В современных гамма-телескопах регистрируется поступление гамма-квантов с огромных участков неба поперечником 30-35. Из всех существующих телескопов гамма-телескопы в этом отношении самые несовершенные. И все-таки, как и рентгеновские телескопы, их выносят на границу атмосферы и за ее пределы. И они доставили нам множество интереснейших сведений о невидимом коротковолновом излучении небесных тел. Не исключено, что некоторые волнующие нас загадки (скажем, природа сверхплотных и очень маленьких нейтронных звезд) будут решены именно этими средствами.

Теоретической основой космической химии служит ядерная астрофизика, способная расшифровать особенности спектров и излучений небесных тел.

Такие, скажем, сложные вопросы, как изучение профиля спектральных линий (т. е. распределения яркости внутри линии) и связанные с этим оценки количественного химического состава космических объектов, попросту невозможны без привлечения новейших сведений из области ядерной физики. И здесь, как и во многом другом, микромир и макромир теснейшим образом связаны друг с другом.