§3. СПОСОБЫ ИЗУЧЕНИЯ КОСМИЧЕСКИХ ОБЪЕКТОВ

Анализируя свойства излучения, испущенного космическими объектами, определяют физические свойства небесных тел. По наблюдаемому излучению прежде всего определяются положение источника на небе и его форма. При известном расстоянии до небесного тела по его излучению можно найти также размеры тела и общее количество энергии, излученной за тот или иной промежуток времени. Этих сведений обычно недостаточно для того, чтобы определить физическое состояние тела, и тем более для выяснения природы происшедшего на нем взрыва. Информацию о физическом состоянии небесных тел получают, исследуя излучение в отдельных, узких промежутках длин волн. Для понимания методов таких исследований необходимо познакомиться с процессами, обусловливающими излучение тел. Так как подавляющее большинство небесных тел состоит из газа, причем имеющего высокую температуру, то мы ограничимся описанием процессов свечения нагретого газа.

Газ, как и все другие тела, состоит из атомов, представляющих собой системы заряженных частиц. Вокруг ядра атома, имеющего положительный заряд, движутся электроны, заряд которых отрицателен. Если заряд ядра равен суммарному заряду электронов, то атом называют нейтральным, а в том случае, когда это условие не выполняется - ионом. Простейшим из всех является атом водорода, обладающий всего одним электроном. Ядро атома водорода называется протоном. У следующего по сложности атома - гелия - ядро, вчетверо превосходящее по массе ядро атома водорода, состоит из двух протонов и двух частиц, называемых нейтронами, лишенных заряда и очень близких по своей массе к протону. Электронов в атоме гелия также два.

Энергия движения электрона в поле ядра не может быть произвольной. Для каждого атома существует некоторый набор (совокупность) допустимых значений энергии электрона - энергетических состояний атома. О причинах, вызывающих эту особенность строения атомов, рассказать здесь не представляется возможным, так как соответствующая теория слишком сложна. Отметим только, что указанный факт подтвержден огромным числом физических экспериментов.

Ядро атома и электрон взаимно притягиваются как частицы, обладающие противоположными зарядами. Эта сила притяжения уравновешивается другой силой, возникающей вследствие движения электрона вокруг ядра (Такое представление о характере сил, действующих в атоме, является весьма неточным, но для качественного объяснения процессов свечения газа оно достаточно.). Чтобы удалить электрон от ядра, перевести его на орбиту большего радиуса, нужно совершить работу против силы электростатического взаимодействия его с ядром. Если же, наоборот, электрон приблизится к ядру, то в атоме освободится некоторая энергия. Вследствие указанной выше особенности строения атома - допустимости только некоторых определенных значений энергии электрона, атом может поглощать и отдавать энергию только отдельными порциями, соответствующими разности энергий двух допустимых для него состояний. Часто говорят не о состоянии атома, а об энергетическом уровне электрона. Каждому состоянию атома соответствует некоторое определенное значение энергии электрона и переход атома из Одного состояния в другое представляет собой изменение энергетического уровня электрона.

В атоме, не испытывающем внешних воздействий, электрон движется по той из возможных орбит, которая является ближайшей к ядру. Это состояние атома, в котором он обладает наименьшей энергией, называется основным. Атом, находящийся в основном состоянии, не способен излучить энергию - ведь нет таких более низких энергетических уровней, на которые мог бы перейти электрон. Заметим, что в соответствии со сказанным нами ранее электрон должен был бы излучать и в этом состоянии, поскольку всякий заряд, двигаясь не прямолинейно, излучает. Но в масштабах атома, как говорят, в микромире, происходит нарушение законов, установленных при опытах с электромагнитным полем и выведенных теоретически для тел больших масштабов - макромира. В микромире существуют особые законы, изучаемые в специальной области физики, которая называется квантовой механикой.

Частицы, составляющие газ, при столкновениях обмениваются кинетической энергией. Эти столкновения не всегда бывают похожими на удары упругих шаров. В том случае, когда кинетическая энергия частицы, сталкивающейся с атомом, больше разности энергий, скажем, основного и какого-то из других состояний атома, часть энергии частицы может быть передана электрону. Таким образом, в результате столкновения электрон перейдет на более высокий энергетический уровень. Этот процесс перехода на более высокий уровень называется возбуждением атома. В рассмотренном случае возбуждение произошло за счет тепловой энергии газа.

Рис. 6. Атом водорода и его энергетические уровни. Слева: круговые орбиты электрона (внизу дан масштаб), справа: схема энергетических уровней с обозначением различных переходов электрона. Заштрихованная область соответствует свободному электрону (гиперболические орбиты). Слева указана энергия состояний в электрон-вольтах (1 эв= 1,60 х 10-12 эрг), отсчитываемая от основного состояния, энергия которого принята равной нулю.

Атом остается возбужденным, как правило, очень малое время - порядка стомиллионной доли секунды, по истечении которого он возвращается в основное состояние либо cразу, либо через промежуточные состояния. При этом атом испускает электромагнитное излучение - один или несколько фотонов. Общая энергия фотонов равна той кинетической энергии, которая была затрачена на возбуждение атома. Таким образом, в конечном счете часть тепловой энергии газа перешла в энергию излучения.

Если кинетическая энергия частицы, сталкивающейся с атомом, достаточно велика, то электрон может быть удален на большое расстояние от ядра, т. е. попросту выбит из атома. При таком процессе, называемом ионизацией столкновением, образуются ион и свободный, не связанный с атомом электрон. Свободные электроны входят в состав газа и могут обмениваться энергией с другими частицами. Возбуждение и ионизация атома возможны, вообще говоря, при столкновении его с любой частицей, лишь бы энергия частицы была достаточно большой. Но особенно эффективными в этом отношении являются электроны.

В газе происходят и процессы, обратные только что рассмотренным, т. е. переход энергии излучения в тепловую энергию. Так случается, например, когда атом встречает фотон, энергия которого больше, чем нужная для ионизации. Тогда происходит отрыв электрона от атома, причем свободный электрон за счет избытка энергии фотона снабжен некоторой кинетической энергией, распределяющейся затем среди других частиц. По-иному происходит преобразование энергии, когда фотон не может ионизовать атом,а лишь возбуждает его. Если за то время, которое атом остается возбужденным, он успеет столкнуться с какой-либо частицей, то может передать ей энергию, затраченную на возбуждение. Кинетическая энергия частицы увеличится, атом же перейдет в основное состояние без излучения. Так как фотон в конечном счете исчезает, то говорят, что в этом процессе произошло истинное поглощение излучения, т. е. его энергия перешла в тепловую энергию газа.

Атомы можно заставить излучать, лишь предварительно снабдив их энергией. Помимо частиц самого газа, возбуждение атомов способны вызывать частицы, попадающие в газ извне, если они обладают достаточной кинетической энергией, или падающее на газ электромагнитное излучение - поток фотонов. Возбужденные тем или иным способом атомы испускают излучение не любой длины волны, а лишь такие фотоны, энергия которых равна разности энергий атома в каких-либо двух состояниях из допустимого набора их.

Количество энергии излучения тела, приходящееся на единичный интервал длин волн, зависит от длины волны излучения. Эту зависимость называют спектром излучения. Спектр излучения определяется физическими свойствами и состоянием излучающего тела, и поэтому для изучения космических явлений анализируют спектры небесных тел.

Рассмотрим кратко процессы, влияющие на формирование спектра. Газ, состоящий из нейтральных атомов, испускает излучение только в узких промежутках шкалы длин волн. В спектре излучения поэтому содержатся только узкие полоски, которые называются эмиссионными спектральными линиями (рис. 7). Величина соответствующего промежутка шкалы длин волн называется шириной линии. Каждая линия соответствует переходу между двумя энергетическими уровнями электрона в атоме, т. е. фотон в частоте этой линии излучается при переходе электрона с уровня, на котором он обладает большей энергией, на уровень с меньшей энергией. Ширина линии хотя и мала, но все же отлична от нуля, так как энергия атома в возбужденном состоянии не является строго определенной. В силу специфики строения микромира можно утверждать лишь, что существует интервал значений, правда, очень узкий, в котором лежит и значение этой энергии - энергетический уровень, как говорят, не резок, а «размыт».

Рис. 7. Спектр излучения водорода.

Спектр излучения газа, содержащего ионы и свободные электроны (такой газ называют плазмой), отличается от спектра неионизованного газа. Электроны плазмы, соединяясь с ионами, образуют нейтральные атомы,- происходит, как говорят, рекомбинация атомов. Полная энергия атома, образовавшегося из свободного электрона и иона, меньше, чем она была у этих частиц до их соединения: ведь для того, чтобы преобразовать атом в две отдельные частицы, надо затратить энергию. Излишек энергии при рекомбинации уходит из системы электрон - ион в форме излучения. Ионами могут захватываться электроны с любой кинетической энергией и, значит, уходящий излишек энергии в разных случаях различен. Поэтому при рекомбинациях плазма будет излучать фотоны не в отдельных частотах, а в широком интервале частот. О таком излучении говорят, что спектр его непрерывный.

Непрерывным спектром обладает также излучение плазмы, возникающее при свободно-свободных переходах. Изменение энергии электрона при таком переходе зависит от условий столкновения с протонами. Поэтому при различных столкновениях излучаются фотоны разной энергии, что и создает сплошной спектр.

Помимо указанных процессов, образование сплошного спектра излучения в телах большой плотности, как твердых, так и газообразных, вызывается сильными взаимодействиями между атомами. Эти взаимодействия приводят к смещению энергетических состояний атомов и перекрытию спектральных линий.

Если между телом, излучение которого имеет непрерывный спектр, и наблюдателем находится разреженный газ, то вид спектра усложняется. Это тело испускает фотоны с любой частотой, но атомы газа могут возбуждаться только теми из них, частоты которых соответствуют какой-либо спектральной линии. Лишь в этом случае энергия фотона превращается в энергию возбуждения атома. При обратном переходе возбужденного атома в исходное состояние такой же фотон будет излучен атомом, но направление, в котором он полетит, может быть любым и очень мало вероятно, чтобы оно совпало с первоначальным направлением (При большом количестве фотонов в частоте данной линии они могут оказать такое действие на возбужденный атом, что излучаемый фотон полетит в том же направлении, в каком летел фотон, возбудивший атом (так называемое вынужденное излучение). При изучении небесных тел в ряде случаев, например для радиодиапазона, этот эффект важен.). Поэтому, как правило, фотон, летевший в сторону наблюдателя, в результате описанного процесса (называемого рассеянием света) не дойдет до наблюдателя.

Существует и другая возможность - возбужденный атом перейдет в исходное состояние не сразу, а последовательно, проходя через другие состояния. Электрон «прыгает» на нижние энергетические уровни до тех пор, пока не вернется на исходный. В этом случае фотон, вызвавший возбуждение атома, исчезает, а вместо него испускается несколько фотонов меньшей энергии.

Наконец, возбужденный атом, столкнувшись с какой-либо частицей, может передать ей энергию возбуждения. Тогда фотон также исчезнет, его энергия превратится в тепловую энергию газа. Все перечисленные процессы уменьшают число доходящих до наблюдателя фотонов в частоте данной линии по сравнению с количеством тех, у которых частота не соответствует линии. Излучение, длина волны которого не совпадает с длиной волны спектральной линии, на пути к наблюдателю также может ослабляться. Фотоны непрерывного спектра исчезают, например, при ионизации ими атомов. Однако, так как способность атома захватывать ионизующий фотон несравненно слабее, чем способность к возбуждению, излучение в непрерывном спектре ослабляется в гораздо меньшей степени, чем излучение в частоте линии. На десятки тысяч исчезнувших (поглощенных) фотонов с частотой линии приходится один поглощенный фотон непрерывного излучения с близкой частотой. Поэтому на почти неослабленном ярком фоне непрерывного излучения в месте, соответствующем спектральной линии, будет наблюдаться узкая темная полоска. Такие полоски называются спектральными линиями поглощения (рис. 8) и являются важнейшей особенностью спектров излучения звезд. В спектре Солнца они были обнаружены еще в начале XIX в. и названы фраунгоферовыми линиями (по имени впервые исследовавшего их немецкого ученого И. Фраунгофера).

Взаимодействие излучения с веществом должно вызывать, как мы видим, ряд особенностей у наблюдаемых спектров небесных тел. Они-то и дают возможность определять из наблюдений спектров физические свойства этих тел. Обычно для получения спектра лучи из телескопа, воспринимающего только общее излучение звезды, направляют в прибор, называемый спектрографом. В простейшем и широко употребляемом в астрономии призменном спектрографе используется свойство призмы преломлять лучи различных длин волн в разной степени. Собранное телескопом излучение небесного тела, представляющее собой смесь излучений различных длин волн, узким пучком падает на призму. На фотопластинке, поставленной за призмой, вследствие неодинакового преломления лучей, составляющих пучок, получается полоска (Иногда призма ставится на пути лучей, входящих в телескоп. Получаемые этим путем спектры недостаточно пригодны для детальных исследований.). Каждой длине волны в полоске соответствует определенное место и это дает возможность исследовать излучение с той или другой длиной волны. Наблюдения излучения в довольно узких участках шкалы длин волн проводятся также и без спектрографов, при помощи фильтров, которые пропускают свет только с некоторыми определенными значениями длины волны, а остальное излучение задерживают.

Рис. 8. Спектр с линиями поглощения (часть спектра Солнца).

По наблюдаемому спектру определяется энергия, излучаемая телом в различных длинах волн. На основе этих данных, особенно относящихся к спектральным линиям, находят температуру излучающего газа, давление в нем и его химический состав.

Определение химического состава основано на том, что атому каждого из элементов, как и каждому иону, соответствует своя система спектральных линий, связанная с набором энергетических уровней данного атома. Спектры атомов различных элементов и ионов тщательно исследованы в лабораториях и рассчитаны теоретически. Благодаря этому можно, наблюдая в спектре излучения некоторую последовательность спектральных линий, установить, какому элементу они принадлежат. Тем самым устанавливается присутствие данного элемента в излучающем теле. В спектрах небесных тел обычно наблюдается очень много линий и разобраться в том, какие из них принадлежат тому или иному элементу, бывает очень трудно, тем более, что далеко не все линии данного элемента находятся в оптическом диапазоне.

После того как определен качественный состав излучающего тела, находят и относительное содержание атомов различных элементов путем сравнения соответствующих им спектральных линий. Как правило, чем больше количество атомов данного элемента в излучающем (или поглощающем) слое газа, тем ярче этот элемент себя проявляет, т. е. принадлежащие ему спектральные линии сильнее выделяются на фоне непрерывного излучения. Принцип таких исследований, как мы видим, достаточно прост, осуществление же их требует весьма большой работы.

Относительная интенсивность спектральных линий одного и того же элемента зависит от температуры газа. Возрастание кинетической энергии и скоростей частиц газа, выражающееся в повышении его температуры, вызывает более частое возбуждение атомов. Порции энергии, получаемые атомами при столкновениях, увеличиваются, и поэтому электроны в атомах переходят на более высокие энергетические уровни. Соответственно возрастает роль фотонов, связанных с переходами с высоких уровней, а это сказывается в соответствующем изменении вида спектра.

При повышении температуры газа возрастает также число ионизованных атомов газа, так как увеличивается ионизующая способность частиц. Поэтому с ростом температуры появляются и усиливаются линии, принадлежащие ионам. Для отрыва от атома каждого следующего электрона необходима большая энергия, чем для отрыва предыдущего. Следовательно, появление в спектре линий, принадлежащих атомам, лишенным двух и более электронов, показывает, что энергия частиц газа, а значит, и его температура, достаточно высоки.

Сопоставляя результаты наблюдений линий с выводами лабораторных исследований и теоретических расчетов строения атомов, узнают, какая доля атомов находится в том или ином энергетическом состоянии и каково содержание ионизованных атомов по отношению к нейтральным. По этим данным определяется температура излучающего тела.

Содержание ионов по отношению к числу нейтральных атомов того же элемента, так называемая степень его ионизации, зависит не только от температуры, но и от плотности газа. Это обстоятельство используют для определения плотности по спектральным линиям, принадлежащим нейтральным атомам и ионам того или иного элемента. При более высоких температурах сравнивают линии однократно и двукратно ионизованных атомов.

Извлекаемая из наблюдений излучения небесных тел информация не ограничивается перечисленными характеристиками их состояния. Оказывается, по спектральным линиям можно обнаружить присутствие в пространстве, занимаемом газом, магнитного поля и найти напряженность поля. Подобные определения широко распространились в последние годы, так как выяснилось, что магнитные поля играют существенную роль в различных процессах, протекающих во Вселенной и, в частности, в космических взрывах. В связи с этим целесообразно сказать здесь хотя бы коротко о влиянии магнитного поля на свойства излучения.

Как было обнаружено еще в 1896 г., если излучающий газ находится между полюсами сильного магнита, то на месте каждой из эмиссионных линий появится несколько отдельных линий: говорят, что линии в магнитном поле расщепляются на составляющие, или компоненты. Расстояние между компонентами зависит от напряженности поля. Это явление, получившее название эффекта Зеемана (по имени открывшего его голландского ученого), связано с влиянием магнитного поля на движение любого помещенного в поле электрического заряда. Влияние поля сказывается и на движении электрона в атоме. Магнитное поле изменяет набор допустимых энергетических состояний: вместо одного возникает несколько близких состояний, у которых различие в величине энергии пропорционально напряженности поля. Соответственно, вместо одной линии, возникающей при переходе электрона с этого энергетического уровня, наблюдается несколько линий, причем расстояние между компонентами линии оказывается пропорциональным напряженности поля.

Внешнее магнитное поле не только расщепляет линию, но и придает особый характер излучению, испускаемому в каждой из компонент. Это излучение обладает особыми свойствами: оно оказывается поляризованным.

В явлении поляризации света проявляются волновые свойства электромагнитного излучения. Процесс распространения электромагнитных волн заключается в периодическом изменении напряженности поля вдоль луча. Так как напряженность представляет собой силу, то она характеризуется не только величиной, но и направлением, и волна распространяется в направлении, перпендикулярном к напряженностям электрического и магнитного полей. Если во всех точках вдоль волны напряженность электрического поля (вектор поля) остается в одной и той же плоскости (рис. 9), то представляемое этой волной излучение называют линейно поляризованным.

Рис. 9. Распространение линейно поляризованного электромагнитного излучения. Электрический вектор Е во всех точках волны находится в одной и той же плоскости.

Хотя для излучения каждого атома существует определенная плоскость колебаний, зависящая от ориентации атома, и поэтому испускаемый им свет поляризован, излучение, идущее от небесных тел, обычно не поляризовано. Дело в том, что это излучение создается большим числом атомов, расположенных друг относительно друга произвольным образом и все время меняющих свою ориентацию по отношению к наблюдателю. Поэтому в наблюдаемом излучении небесных тел нет преимущественной плоскости колебаний электрического вектора.

Поляризованный свет может получаться из неполяризованного естественным путем. Так, например, если электромагнитное излучение рассеивается на электронах, то свет, идущий под прямым углом к направлению падающего излучения, оказывается поляризованным. Обнаружение поляризации света производится при помощи кристаллов некоторых веществ, обладающих замечательным свойством. Они пропускают только такое излучение, у которого плоскость вектора поля параллельна некоторому направлению, называемому осью кристалла. Если при повороте кристалла количество пропускаемого им света изменяется, то это значит, что свет частично поляризован, т. е. состоит из смеси линейно поляризованного и неполяризованного света. Если же при некотором положении кристалла свет вовсе не проходит сквозь него, то этот свет полностью линейно поляризован.

Обнаружение линейной поляризации излучения, идущего от некоторых космических тел, позволило сделать очень важные выводы о характере космических взрывов. Об этом будет идти речь в соответствующем месте книги. Что же касается поляризации, возникающей в эффекте Зеемана, то она имеет другой характер - это так называемая круговая поляризация. Вектор напряженности электрического поля в случае излучения, обладающего круговой поляризацией, меняет направление, но определенным образом, а именно, конец его описывает окружность. В зависимости от того, происходит ли вращение по часовой стрелке (если смотреть навстречу излучению) или в противоположном направлении, говорят о левой или правой круговой поляризации. Излучение в линии, расщепленной магнитным полем, при наблюдении вдоль, него обладает круговой поляризацией. При этом направления поляризации боковых компонент расщепленной линии (а только они и видны при таком наблюдении) противоположны и зависят от того, направлено ли поле к наблюдателю или в противоположную сторону. При наблюдении в плоскости, перпендикулярной к магнитным силовым линиям, видны три компоненты, причем излучение в каждой из них линейно поляризовано. Из наблюдений расщепления линий в магнитном поле можно, таким образом, найти не только напряженность поля, но и его направление.

Как мы говорили выше, важнейшей характеристикой всякого взрыва является количество освободившейся при взрыве энергии. Кинетическую энергию, получившуюся в результате космического взрыва, можно определить, находя скорости движения космических тел. Иногда это делают, наблюдая движение непосредственно в телескоп. В большинстве же случаев, скорость движения небесного тела определяют по спектру. При этом пользуются так называемым принципом Доплера, согласно которому частота излучения, испускаемого любым источником, зависит от скорости движения источника по отношению к наблюдателю. Указанную зависимость нетрудно получить путем простых рассуждений.

Если источник излучения и наблюдатель не смещаются друг относительно друга, то частота излучения, воспринимаемого наблюдателем, не отличается от частоты испускаемого излучения, которую обозначим v₀. Расстояние от источника до наблюдателя проходится светом за некоторое время t и равно поэтому ct. Допустим теперь, что расстояние между ними увеличивается со скоростью v. За время t движущийся источник, как и неподвижный, испускает tv₀ волн. Ранее это количество волн укладывалось на отрезке длиной ct, а при движении оно должно укладываться на отрезке длиной ct + vt. В случае неподвижного источника длина одной волны λ₀ излучения, принимаемого наблюдателем, равна сt/tv_о . Если же источник и наблюдатель удаляются друг от друга, то принимаемое излучение будет иметь длину волны, равную

Следовательно, между λ и λ₀ существует такая зависимость:

(5)

С удалением источника от наблюдателя длина волны излучения растет, а частота соответственно уменьшается. При сближении источника с наблюдателем последний воспринимает излучение с меньшей длиной волны (рис. 10). В непрерывном излучении этот эффект трудно заметить, но на спектральных линиях, обладающих малой шириной, он сказывается сильно. В зависимости от направления движения спектральная линия, образованная движущимся источником, смещается в сторону коротких волн (к фиолетовому концу спектра) или длинных волн (к красному концу). Величина смещения равна λ_оv/c.

Рис. 10. Изменение длины волны излучения вследствие движения источника.

Нормальное положение линии в спектре, т. е. ее длина волны λ_о определяется экспериментально или путем расчетов. Сравнивая наблюдаемое положение линии в спектре излучения небесного тела с ее нормальным положением, находят величину сдвига линии λ_оv/c - и по ней скорость движения этого тела v вдоль луча зрения по отношению к наблюдателю. По земным масштабам такие определения не очень точны - в лучших случаях ошибка имеет порядок 1 км/сек, но так как скорости космических тел измеряются десятками и сотнями километров в секунду, эта точность является вполне удовлетворительной. К сожалению, указанным путем можно найти не всю величину скорости тела, а только проекцию скорости на луч зрения.

Все сказанное об излучении в оптическом диапазоне применимо, вообще говоря, и к радиоизлучению. Правда, радиоизлучение небесных тел дает иного рода сведения об их физическом состоянии, чем те, которые получены из оптических наблюдений. Дело в том, что большинство частот спектральных линий атомов, важных для исследований состояния космических объектов, расположено в оптической и ультрафиолетовой областях шкалы электромагнитных волн. В радиодиапазоне мало пригодных для наблюдений линий. Однако из наблюдений излучения небесных тел в радиочастотах можно узнать об их специфических свойствах, не сказывающихся на излучении других длин волн.

Кроме того, радиоизлучение обладает чрезвычайно ценной особенностью: оно не только проходит сквозь те слои атмосферы, которые не пропускают излучение в оптическом диапазоне, но проникает и через те области пространства, которые по ряду причин непрозрачны для видимого излучения. Поэтому путем исследования космического радиоизлучения получают сведения о строении объектов, недоступных для изучения оптическими методами.