Астрономия. Популярные лекции - Владимир Георгиевич Сурдин

уже знаем, что максимум в спектре с увеличением температуры смещается в голубую область (рис 11.3), и это надо использовать. И астрономы научились это использовать, потому что снять полный спектр — дело очень затратное. Нужны большой телескоп и длительное время наблюдения, чтобы накопить достаточно света на разных длинах волн — и при этом получить результат лишь для одной исследуемой звезды. А цвет можно измерять очень просто, причем для многих звезд одновременно. И для массового статистического анализа мы просто фотографируем их два-три раза через разные светофильтры с широким окном пропускания. Обычно двух фильтров — Blue (B) и Visual (V) — уже достаточно, чтобы в первом приближении определить температуру поверхности звезды. Например, есть три звезды, у которых разные температуры поверхности и разный цвет. Если одна из них — типа Солнца (температура около 6000 K), то на обоих снимках она будет примерно одинаковой яркости, но свет более холодной звезды станет сильнее гаситься B-фильтром, сквозь него будет проходить мало длинноволнового излучения, поэтому она будет казаться нам «слабенькой» звездочкой. А с более горячей звездой дело будет обстоять прямо противоположным образом.

Рис. 11.4. Спектры химических элементов в видимой области.

Но бывает мало двух фильтров: всегда можно ошибиться, как с Солнцем на горизонте. Поэтому помимо окон пропускания Visual и Blue астрономы обычно используют и третье — Ultraviolet, на границе прозрачности атмосферы. Три снимка уже вполне точно говорят о том, в какой мере межзвездная среда ослабляет свет каждой звезды и какова собственная температура поверхности звезды. Для массовой классификации звезд такая трехполосная фотометрия — пока единственный способ, позволивший изучить более миллиарда звезд.

Вселенская паспортизация звезд

Спектр, конечно, гораздо полнее характеризует звезду. Он представляет собой «паспорт» звезды, потому что спектральные линии говорят нам об очень многом. К словам «спектральные линии» мы все привыкли, представляем, что это такое. По горизонтальной оси — длина волны, связанная с тем, на какой частоте излучается свет. Но каково происхождение формы линий, почему они выглядят как прямые вертикальные черточки, а не кружочки, треугольники или какие-нибудь загогулинки? Спектральная линия — это монохроматическое изображение входной щели спектрографа. Если сделать щель в виде крестика, то получится набор крестиков разного цвета. О таких простых вещах студент-физик, по-моему, должен задумываться. Или, как в армии, сказали «линия» — значит линия? Отнюдь не всегда это линия, потому что в спектрографе не обязательно используется входная щель, хотя, как правило, входное отверстие — это вертикальная прямоугольная щель, так удобнее.

Рис. 11.5. Горячий газ испускает лучи с дискретным спектром, электропроводящий материал генерирует сплошной спектр.

В схеме любого спектрографа всегда есть диспергирующий элемент: в этом качестве может выступать призма или дифракционная решетка. Звезда — облачко горячего газа — испускает характерный набор квантов разных частот. Мы пропускаем их через входную щель и диспергирующий элемент и получаем изображения щели в разных цветах, упорядоченно расположенные по длине волны (рис. 11.5).

Если излучают свободные атомы химических элементов, то спектр получается линейчатым. А если взять в качестве источника излучения горячую спираль лампы накаливания, то получится спектр непрерывный. Почему так? В металлическом проводнике нет характерных уровней энергии, там электроны, бешено двигаясь, излучают на всех частотах. Поэтому спектральных линий так много, что они перекрываются друг с другом и получается континуум — непрерывный спектр.

Рис. 11.6. Спектр Солнца или яркой звезды для детального исследования можно сильно растянуть, нарезать на кусочки и сложить стопкой от красного конца к синему. Технически это делается с помощью двух скрещенных дифракционных решеток: одна создает спектр с высокой дисперсией, соседние порядки которого частично накладываются друг на друга, а вторая раздвигает их в перпендикулярном направлении.

А теперь берем источник непрерывного спектра и пропускаем его свет через облачко газа, но более холодного, чем спираль. В этом случае облачко выхватывает из непрерывного спектра те фотоны, энергия которых соответствует переходам между энергетическими уровнями в атомах газа. И на этих частотах мы получаем в сплошном спектре вырезанные линии, «дырочки», — получается спектр поглощения. Но атомы, которые поглотили световые кванты, стали менее устойчивыми и рано или поздно их излучают. Почему же спектр продолжает оставаться «дырявым»? Потому что атому все равно, куда выбрасывать «лишнюю» энергию. Происходит спонтанное излучение в разных направлениях. Некоторая доля фотонов летит, конечно же, и вперед, но, в отличие от вынужденного излучения лазера, она мизерная.

Спектральные линии обычно весьма широкие, и распределение яркости внутри них неравномерное. Это обстоятельство тоже заслуживает внимания. Есть много физических факторов, делающих спектральную линию широкой. На графике распределения яркости (или поглощения) обычно можно выделить два параметра: центральный максимум и характерную ширину. Ширину спектральной линии принято измерять на уровне половины интенсивности максимума. И ширина, и форма линии могут рассказать нам о каких-то физических особенностях источника света. Но о каких?

Предположим, мы подвесили одиночный атом в вакууме и никак не трогаем его, не мешаем ему излучать. Но даже в этом случае в спектре будет ненулевая ширина линий — ее называют естественной. Она возникает из-за того, что процесс излучения ограничен во времени, у разных атомов он составляет от 10–8 до 10–10 с. Если вы «обрежете» на концах синусоиду электромагнитной волны, то это уже будет не синусоида, а кривая, раскладывающаяся в набор синусоид с непрерывным спектром частот. И чем короче время излучения, тем шире спектральная линия.

В природных источниках света есть и другие эффекты, которые уширяют спектральную линию. Например, тепловое движение атомов. Поскольку излучающий объект имеет ненулевую абсолютную температуру, его атомы хаотически движутся: половина — к нам, половина — от нас, если рассматривать лучевую проекцию скорости. В результате эффекта Доплера излучение первых сдвигается в синюю сторону, вторых — в красную. Это явление называется доплеровским тепловым уширением спектральной линии.

Доплеровское уширение может происходить и по другим причинам, например в результате макроскопического движения вещества. Поверхность любой звезды «кипит»: конвективные потоки горячего газа поднимаются из глубин, остывшего — опускаются. Одни потоки в момент снятия спектра движутся к нам, другие — от нас. Конвективный эффект