Изучение неба

Новый способ исследований весьма озадачил ученых, но вместе с тем вызвал живой интерес. Вскоре умолкли и скептики, еще недавно принимавшие Кирхгофа и Бунзена за "сумасшедших": успехи спектрального анализа были очевидны - прежде всего для химиков. В 1860-1861 гг. Кирхгоф и Бунзен открыли с помощью спектрального анализа два неизвестных элемента: цезий и рубидий, а к 1880 г. таким путем было найдено 10 новых элементов.

В области астрономических наблюдений новый метод пока еще не дал результатов, но химики увидели в нем возможность значительно упростить исследование состава веществ и повысить точность измерений. Для астрономии этот метод означал нечто принципиально новое, поскольку до сих пор ученые вообще не помышляли о возможности определять химический состав небесных тел. Отныне во всех странах, где астрономия достигла достаточно высокого уровня, телескопы начали снабжать спектрометрами.

Наибольшую активность проявляли многие молодые ученые из Германии, Англии, России, США, Италии и Франции. Эти энтузиасты, собственно, были не астрономами, а скорее физиками, и их научная биография только начиналась. Маститые специалисты тогда продолжали работать в рамках традиционных астрономических исследований, что, с одной стороны, объяснялось их скептическим отношением к новому методу, а с другой-тем, что они не располагали временем для содействия новым программам исследования. Однако активность восторженных поборников спектроскопии снова поставила под сомнение статистический подход. Почти каждый день в разных странах ученые открывали что-то новое, и через несколько лет появилось немало книг, отражающих успехи молодой научной дисциплины - астрофизики.

Но лишь немногие из этих исследований представляли истинную ценность. Исследования Кирхгофом солнечного света говорили о том, что этот метод можно распространить и на звезды. Конечно, спектры звезд не могли дать такую богатую информацию, как спектр Солнца, поскольку на Земле звездный свет существенно менее интенсивен, чем солнечный. К тому же Фраунгофер установил, что спектры звезд в определенной мере отличаются друг от друга. Тщательное изучение множества звездных спектров показало, что их можно подразделить на три различных класса. Итальянский астрофизик Анджело Секки (1818-1878) предложил следующую классификацию звездных спектров по их структуре:

класс I: относительно малое число линий, в основном принадлежащих спектру водорода, и несколько линий в желтой и зеленой областях непрерывного спектра;

класс II: большое число линий во всех областях спектра, распределение которых напоминает солнечный спектр;

класс III: наличие дополнительных темных полос, так что совокупность темных линий в целом становится значительно больше.

Эта классификация отражала также распределение звезд по цвету (так называемая температурная последовательность), а именно: белые звезды (I класс), желтые (II класс) и красные (III класс).

Разумеется, подобное разделение знаменовало лишь начало спектральной классификации, которая в конечном счете исходила лишь из наиболее заметных особенностей звездных спектров. Сам Секки вскоре установил, что между отдельными классами наблюдаются переходы и что учет других свойств позволяет выделить большее число спектральных классов. Поэтому Секки дополнил первую классификацию еще двумя классами спектров.

Спектральные классы 'неподвижных' звезд по Секки

Чем больше деталей открывалось исследователям в звездных спектрах - этому прежде всего способствовало усовершенствование наблюдательных инструментов,-тем насущнее становилась задача более точной классификации этих спектров. Такая работа была выполнена в конце XIX в. сотрудниками знаменитой Гарвардской обсерватории. Ее директор Эдвард Чарлз Пикеринг (1846-1911) и сотрудницы Антония Каэтана Мур (1886-1952) и Энни Джамп Кэннон (1863-1941) предложили классификацию спектров звезд, которая пригодна и по сей день. Мисс Мур подразделила спектры на 22 класса, обозначив их римскими цифрами от I до XXII. Согласно другой классификации, спектры обозначались заглавными буквами латинского алфавита от В до G. В 1900 г. при критическом анализе собранного материала некоторые буквы опустили, ввели десятичное подразделение и несколько изменили последовательность обозначений. Так возникла знакомая нам сегодня, на первый взгляд немного странная последовательность классов спектров:

В дальнейшем в эту классификацию был внесен ряд дополнений, в частности добавлены классы R, N и S.

Основным критерием классификации, введенной сотрудниками Гарвардской обсерватории, была, как и у Секки, температурная последовательность звезд, т. е. переход цвета от белого к красному. Однако решающую роль играли такие характеристики спектров, как число, положение и вид линий. Классификация звездных спектров, разработанная в Гарвардской обсерватории, в конце концов была принята повсюду и затем стала основной для спектральных исследований звезд.

Введение спектральных классов дало возможность упорядочить особенности спектрального разложения света, в связи с чем ученые попытались исследовать их распределение в спектрах звезд. Подобно тому как издавна астрономы создавали каталоги положений звезд, становившиеся со временем все точнее и точнее, теперь они приступили к изучению звездных спектров. Вначале эта работа сводилась просто к сбору материала и не преследовала какой-либо определенной научной цели. Герман Фогель, приступивший в 1879 г. к просмотру северных областей звездного неба, призывал исследовать "сегодняшнее" звездное небо с точки зрения спектров звезд и вести необходимые записи, чтобы будущие поколения имели возможность установить изменения, возможно происходящие в состоянии неба с течением времени". Подобные мысли о необходимости глобального изучения неба высказывали многие ученые. Самые обширные данные по спектрам звезд северного неба в период 1918-1924 гг. получили сотрудники Гарвардской обсерватории; Секки, Фогель, Мюллер и другие значительно отставали от них. Лишь много позже было замечено, что тщательная дифференциация спектров по основным особенностям (количеству линий и т.д.) имеет глубокий физический смысл. Уже после появления первой, очень грубой, классификации, предложенной Секки, некоторые физики, в том числе Цёльнер, в результате экспериментов и теоретического анализа спектров звезд пришли к выводу, что на самом деле спектральные классы есть не что иное, как распределение звезд по температурам - от высоких к низким.

Этот взгляд получил блестящее подтверждение в начале 20-х годов нашего столетия. Но для этого потребовались глубокие физические изыскания, которые, конечно, были невозможны в те далекие годы, когда единственным инструментом исследователей звездных спектров была простая стеклянная призма.