Мощь спектрального анализа

Еще в 1665 г. И. Ньютон впервые получил искусственную радугу. В темную комнату с отверстием в ставне он пропустил солнечный луч и на его пути поставил треугольную стеклянную призму. Так как такая призма преломляет лучи разной длины волны по-разному, то на белой стене появилась цветная радужная полоска - спектр, в котором, впрочем, никаких деталей не было видно. Оно и понятно - спектр Ньютона представлял собой цветные изображения отверстия в ставне, накладывающиеся друг на друга.

Применение спектра в астрофизике стало возможным лишь много позже, когда был изобретен спектроскоп (рис. 44). В простейшем варианте он состоит из двух труб и треугольной призмы, помещенной между ними. Первая из них, обращенная к объекту, называется коллиматором. На одном ее конце имеется узкая щель, на другом двояковыпуклая линза, причем щель находится в фокусе линзы.

Рис. 44. Схема спектроскопа

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

Если зрительную трубу в спектроскопе заменить фотокамерой, получится спектрограф. С его помощью можно получать фотографии спектров небесных светил, называемые спектрограммами. Со времен Г. Кирхгофа (1859) различают три основных типа спектров.

Если источником света является твердое или жидкое раскаленное тело или очень плотный нагретый ионизированный 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 и облаком электронов, движущихся в магнитном поле.

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.

Если между источником непрерывного спектра и наблюдателем расположен газ, более холодный, чем источник непрерывного спектра, то в этом случае получится спектр поглощения - радужная полоска, испещренная поперечными узкими темными линиями ("линиями поглощения"). Характерно, что всякий газ поглощает только те лучи, которые он сам испускает в состоянии свечения. Поэтому спектр поглощения позволяет установить состав газа, поглотившего часть лучей источника непрерывного спектра.

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

Температуру небесного тела можно узнать по распределению яркости вдоль его спектра. Максимум яркости приходится на разные места спектра в зависимости от температуры небесного тела. Если оно сравнительно холодное и светит красным цветом, то наибольшей яркостью обладает красная часть его спектра. С повышением температуры максимум яркости смещается в сторону меньших длин 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. Смещение зависит от скорости движения тела. В этом заключается так называемый эффект Доплера - Физо (1842), экспериментально подтвержденный русским астррномом А. А. Белопольским (около 1900 г.). Пользуясь эффектом Доплера - Физо, можно измерить лучевые скорости (т.е. скорости приближения или удаления) небесных тел, а также и скорости вращения, например, звезд. Спектр небесного тела позволяет судить о процессах и явлениях, происходящих на его поверхности или в его атмосфере. Спектральный анализ стал одним из самых мощных методов современной астрофизики.

Первую классификацию звездных спектров еще в 70-х годах прошлого века предложил один из пионеров астрофизики, директор Ватиканской обсерватории А. Секки. Позже она была расширена и уточнена. В 1924 г. Гарвардская обсерватория завершила публикацию знаменитого каталога Г. Дрэпера, содержащего классификацию спектров 225 330 звезд. Современная классификация является некоторым ее уточнением.

Арсенал современных средств астрофизических исследований весьма обширен. Простейший из спектральных астрофизических приборов- объективная призма. Без всякого коллиматора она устанавливается перед объективом астрографа и используется для фотографирования спектра метеоров и звезд. На фотопластинке получаются тоненькие,- "ниточные" спектры, но их можно "растянуть" в полоску, перемещая пластинку с помощью специального приспособления соответствующим образом. Выгода такого метода в том, что на снимке запечатлеваются сразу спектры десятков, а то и сотен звезд. Для фотографирования спектра Солнца такой метод неприемлем. В этом случае применяют дифракционный спектрограф, в котором для получения спектра используется явление дифракции света, отраженного от множества параллельных штрихов, нанесенных на зеркало.

Темные линии в солнечном спектре на самом деле кажутся такими лишь по контрасту с остальной частью спектра. Учитывая это обстоятельство, еще в конце прошлого века американец Д. Хэйл и француз А. Деландр независимо друг от друга построили прибор, ставший впоследствии главным инструментом для изучения физики Сблнца. Речь идет о спектрогелиографе, позволяющем изучать Солнце как бы по частям, или, точнее говоря, "в лучах" различных химических элементов.

Принцип действия спектрогелиографа достаточно прост. Представьте себе солнечный спектр, спроецированный объективом спектрографа на непрозрачный экран. Сделаем в этом экране узкую щель, которую совместим с какой-нибудь из линий поглощения солнечного спектра, например с головной линией Н_α серии водорода. Хотя в спектре Солнца эта линия, как и остальные линии поглощения, выглядит темной, на самом деле ее "темнота" относительна - она вызвана контрастом очень ярких участков непрерывного спектра, окружающих линии поглощения, в сравнении с ними. Поэтому сквозь щель, совмещенную с линией спектра, обозначаемой Н_α, проникнут солнечные лучи, порожденные атомами водорода в солнечной атмосфере. Если на их пути поставить фотопластинку, на ней получится снимок участка Солнца "в лучах" водорода, и именно того участка, который "вырезает" щель спектрографа на диске Солнца.

Будем теперь перемещать щель спектрографа по диску Солнца, соответствующим образом смещая и фотопластинку. Как из детских кубиков складывается рисунок, так и из фотографий отдельных узких участков Солнца постепенно сложится общая панорама Солнца в лучах водорода, так называемая спектрогелиограмма (рис. 45).

Рис. 45. Солнце в лучах водорода

Совершенно таким же способом удается получить снимки Солнца в лучах гелия, кальция и других элементов. На спектрогелиограммах Солнца хорошо различимы более светлые и более темные облака, из которых состоит солнечная атмосфера.

Есть и другие способы изучать Солнце "в лучах" какого-нибудь элемента. Такую возможность предоставляют интерференционно-поляризационные фильтры. Каждый такой фильтр состоит из стопки отполированных кварцевых пластинок разной толщины, разделенных специальными пленками - поляроидами. Последние обладают свойством пропускать световые волны, ориентированные лишь в определенных плоскостях. Можно так подобрать толщину кварцевых пластинок, что пройдут лишь лучи в очень узком участке солнечного спектра (шириной до одного ангстрема), а остальные лучи не пройдут и поглотятся. Интерференционно - поляризационные фильтры применяются, в частности, для кинематографирования солнечных протуберанцев. Эти фильмы производят огромное впечатление. В ускоренном по сравнению с действительностью темпе зритель видит взлет и распад протуберанцев, . всасывание их вещества в хромбсферу и многое другое, совершенно недоступное при наблюдениях иными средствами. Пожалуй, ныне ни одно космическое тело не изучается так тщательно, как Солнце. Обычно на экране линейные размеры Солнца уменьшены почти в миллиард раз, а временные масштабы всего лишь в сотни, редко в 1000 раз. Поэтому в действительности динамичность явлений на Солнце в миллионы раз превышает то, что мы наблюдаем на экране.

В современной астрофизике применяются, разумеется, и спектрографы самых разных конструкций.

Для развития астрофизики и теоретического объяснения характера излучения небесных тел астрономы часто пользуются хорошо известным понятием идеального излучателя, или абсолютно черного тела.

Моделью абсолютно черного тела может служить сферический или цилиндрический ящик, зачерненный изнутри, имеющий небольшое отверстие. Луч света, попав в отверстие, имеет очень мало "шансов" выбраться наружу. После многих отражений от зачерненной внутренней поверхности он в конце концов поглотится ею. В какой-то степени любое окно напоминает эту модель - вспомните, какими темными выглядят издалека открытые окна, особенно в солнечный яркий день.

Теперь несколько слов о законах излучения абсолютно черного тела. Посмотрите на рисунок 46. По горизонтальной оси графика отложены длины электромагнитных волн, по вертикальной оси лучеиспускательная способность тела. Кривые, изображенные на рисунке, называются кривыми Планка (в честь знаменитого немецкого физика, исследовавшего в начале XX в. законы излучения абсолютно черного тела). Они показывают, как излучает абсолютно черное тело, нагретое до данной температуры. У всех кривых есть единственная наивысшая точка - точка максимума, которой соответствует определенная длина волны λ_max Именно лучи с длиной волны λ_max абсолютно черное тело (при данной температуре) излучает больше, интенсивнее всех остальных.

Рис. 46. Кривые Планка для разных температур

Слева от этой точки кривая Планка довольно быстро спадает до нуля. Значит, на этом участке действует закон: чем меньше длина волны, тем слабее испускает соответствующие лучи абсолютно черное тело. Где-то вблизи начала отсчета (точка 0) излучение становится неуловимо малым.

Справа от точки максимума кривая Планка также спадает к горизонтальной оси. Но тут она ведет себя иначе: спадает более полого, медленнее, и, кроме того, постоянно приближаясь к горизонтальной оси, кривая Планка тем не менее нигде ее не коснется.

Может ли это быть? Конечно, может. Такой характер сближения в математике называется асимптотическим. Представьте себе, что вы решили дойти до какого-нибудь не слишком далекого предмета, каждый раз шагая на половину того расстояния, которое осталось до цели. Вы можете двигаться таким способом непрерывно, не останавливаясь ни на секунду, в продолжение не только всей своей жизни и даже вечности. И все-таки цель не будет достигнута - до нее всегда останется вторая, пусть очень малая, но непреодоленная часть пути. Вот что такое асимптотическое приближение!

Сделаем важный вывод. Слева от точки максимума кривая Планка выходит "из нуля", справа она продолжается "в бесконечность", неограниченно приближаясь при этом к горизонтальной оси. Значит, абсолютно черное тело излучает волны всех длин от нуля до бесконечности. Но излучает, конечно, по-разному - одни более, а другие менее интенсивно. Сильнее всего излучаются электромагнитные волны длиной λ_max а также близкие к ним.

Еще раз отметим - для каждой температуры абсолютно черного тела придется вычерчивать свою кривую Планка. Если, скажем, нагреть тело сильнее, чем раньше, до температуры не Т, а Т₁, то новая кривая Планка, соответствующая T₁ будет отличаться от старой двумя особенностями: ее горб (точка максимума) сместится влево, в сторону более коротких волн, и, кроме того, этот горб расположится несколько выше первого.

Кривую Планка можно описать математической формулой, выражающей закон Планка (мы приводить ее не будем). А вот другой закон - закон Вина - очень прост, и математически он выражается так:

Здесь λ_max - уже известная нам величина, Т - температура абсолютно черного тела в Кельвинах, a k - коэффициент пропорциональности. Выходит, что λ_max обратно пропорциональна температуре тела. Чем выше эта температура, тем меньше λ_max. Но ведь именно это мы только что подметили, когда рисовали кривые Планка для температур Т и Т₁. Горб кривой Планка сместился при этом влево и немного вверх. Разве удивительно после этого, что закон Вина иначе называют также законом смещения?

Полноты ради упомянем еще об одном, третьем, законе излучения абсолютно черного тела - законе Стефана - Больцмана. Представьте себе, что мы вычислили площадь, заключенную между кривой Планка и горизонтальной осью (особенно легко это делается при помощи простого прибора - планиметра, выполняющего вычисление интеграла). Величина, которую мы при этом получим, равна общей лучеиспускательной способности участка абсолютно черного тела во всех длинах волн. Это вся энергия, которую вообще излучает такое тело с единицы своей поверхности. Обозначим ее буквой Е. Оказывается, что E=σT⁴ (где σ - коэффициент пропорциональности, имеющий определенное значение), в этом равенстве как раз и выражается закон Стефана - Больцмана. Нетрудно сообразить, что с ростом температуры излучение абсолютно черного тела растет очень быстро. Увеличив, например, температуру вдвое, можно получить излучатель, в 16 раз более мощный, чем первоначальный.

Все рассуждения до сих пор носили отвлеченный, чисто теоретический характер. Нет в природе идеальных излучателей, не существует и абсолютно черных тел. К чему же тогда вся эта вроде бы ненужная игра воображения?

Все дело в том, что очень многие тела, в особенности космические, хотя и не абсолютно черные, но по характеру своего излучения очень похожи на идеальные излучатели^*. Такова, например, раскаленная, ослепительно яркая нить обыкновенной электрической лампы. Еще более похожи на абсолютно черное тело Солнце и звезды. Это радует астрофизиков: значит, к Солнцу и звездам можно применить законы Планка, Вина, Стефана - Больцмана - наиболее простые законы излучения. Это облегчает расчеты, позволяет разгадать причины свечения звезд и многое другое.

^*(Закон Планка, кроме того, отражает суть элементарных процессов в атомах, которые приводят к излучению отдельной "порции" (квантов) энергии.)

Законы излучения абсолютно черного тела - основа теоретической астрофизики. Опираясь на них, астрономы сумели подробно объяснить многие явления, совершающиеся в космосе.

Глаз, как уже говорилось, воспринимает далеко не все излучения, существующие в природе. Границы видимого глазом спектра ограничены с фиолетового конца электромагнитными волнами длиной около 400 мкм, с красного конца - волнами длиной 760 мкм. Весь остальной спектр мы не видим. Тем самым Вселенная невооруженному глазу доступна через узкую "щель" видимой части спектра. Расширить эту щель, сделать доступными для изучения остальные части спектра - основная задача современной астрофизики.

За красными лучами в сторону более длинных электромагнитных волн расположены инфракрасные, "тепловые" лучи и радиоволны.