Предчувствия и свершения. Книга 3. Единство - Ирина Львовна Радунская

призм и линз до создания совершенных объективе Он нашел применение открытым им темным линиям спектре Солнца для оценки преломляющих свойств стекла.

Но Фраунгофер не стал изобретателем спектрального анализа. Областью его интересов были оптические приборы, а открытые им темные линии он применял лишь для измерения характеристик различных стекол.

Первым, кто связал спектральные линии с определенными химическими элементами, был Ф. Тальбот. А связь между темными линиями и яркими линиями, возникавшими в опытах с лабораторными источниками света, установил в 1849 году Л. Фуко. Он наблюдал яркие спектральные линии, появлявшиеся иногда в пламени вольтовой дуги. Особенно яркой была желтая спектральная линия, возникавшая, когда в пламя вольтовой дуги попадали вещества, содержащие натрий. Но когда он направлял через пламя дуги солнечный свет, на том же месте экрана возникала темная линия. Фуко понял, что пары натрия, испускающие желтую спектральную линию, поглощают часть солнечного спектра, соответствующую этой спектральной линии. Она кажется темной потому, что яркость соседних участков солнечного спектра много больше, чем яркость спектральной линии, излучаемой атомами натрия при температуре вольтовой дуги. Однако и это открытие не привлекло должного внимания.

Лишь через десять лет Г. Кирхгоф и Р. Бунзен опубликовали работу, положившую начало новой области науки — спектральному анализу. После работ Кирхгофа и Бунзена стало совершенно ясно, что фраунгоферовы линии возникают в том случае, когда свет, излучаемый раскаленным телом, проходит через пары, находящиеся при более низкой температуре. Причем положение спектральных линий является «визитной карточкой» каждого химического элемента.

Так родилась астрофизика. Читатель вправе возразить: возможность изучать химический состав небесных тел должна породить астрохимию, а не астрофизику. В этом доля правды, но астрохимия, возникнув на основе спектрального анализа, остановилась бы в своем развитии на самом начальном этапе — на стадии классификации. Ее венцом было бы введение в звездные каталоги дополнительного столбца, содержащего сведения о химическом составе атмосферы каждой из звезд.

Но перед физиками, интересующимися проблемами мироздания, и перед астрономами, желающими понять строение и эволюцию небесных тел, спектральный анализ открыл широчайшие перспективы. Сравнение положения фраунгоферовых линий, наблюдаемых в спектрах звезд и туманностей, с такими же линиями, наблюдаемыми в лаборатории, показало, что они во многих случаях сдвинуты к красному или фиолетовому концу спектра. Так в арсенал астрофизиков вошел закон Доплера, обнаружившего влияние движения источника звука на высоту акустических тонов, а значит, и на длину звуковых волн. Так доплеровское смещение оптических спектральных линий стало основой надежного измерения скоростей движения звезд. Позже астрофизики начали применять измерение сдвига спектральных линий, испускаемых газовыми туманностями, для определения скоростей их движения. Изучая строение спектров небесных объектов, физик может получить сведения о температуре излучающих и поглощающих слоев газовых туманностей и атмосфер звезд, о наличии и величине магнитного поля. А для Солнца и протяженных туманностей может также получить сведения о распределении магнитных полей в пространстве (так были обнаружены и изучены магнитные поля солнечных пятен), о движениях в атмосферах звезд и в газовых туманностях и т. п.

Астрофизики получили данные, по которым астрономы вычислители определили взаимные движения двойных звезд, скорости и направления движения многих небесных объектов и многое другое, о чем будет рассказано ниже.

Так было установлено, что основная часть света Солнц и звезд исходит из глубин их атмосфер, где давления велики. С увеличением давления растет и ширина всех спектральных линий. При очень высоких давлениях спектральные линии сливаются между собой, спектр становится сплошным, подобным спектру раскаленного твердого вещества. Наблюдая сплошной спектр, невозможно судить о составе светящегося вещества. Но в более высоких и более холодных частях атмосферы Солнца и звезд, где давление мало, происходит образование фраунгоферовых линий. Оно возникает вследствие поглощения части света, идущего из глубины, теми атомами, которые находятся в верхних слоях атмосферы Солнца и звезд, где температуры ниже, чем в глубинных областях.

Астрономы, овладевшие методами спектрального анализа, вскоре обнаружили в спектрах некоторых туманностей яркие спектральные линии. Это означало, что туманности образованы разреженными светящимися газами. Но существуют и другие туманности, в спектрах которых нет ярких линий, а наблюдаются только фраунгоферовы линии. Они являются не истинными туманностями, а удаленными звездными скоплениями, в которых и крупнейшие телескопы не способны выделить отдельные звезды. Фраунгоферовы линии возникают здесь при прохождении света звезд через их атмосферы и разреженные газовые облака, подобные тем, что обнаружены в межзвездном пространстве нашей Галактики.

Спектральный анализ позволил астрономам судить о температуре и составе звезд. На этой основе астрофизики построили теорию эволюции звезд. Согласно этой теории, звезды образуются в огромных туманностях, вещество которых постепенно собирается в крупные сгустки-сгустки-протозвездыПервоначально туманность состоит из холодных и холодных частиц космической пыли, образовавшихся в ходе случайных столкновений атомов.

По мере сжатия протозвезд энергия силы тяготения — гравитационная энергия — превращается в тепловую энергию, и протозвезда становится видимой. Она выглядит слабо светящееся красным светом протяженное тело. В этой стадии ее уже считают звездой и относят к классу красных гигантов. Наблюдения, проведенные в последнее время в невидимых инфракрасных лучах, позволили обнаружить инфракрасные звезды — протозвезды, более холодные, чем красные гиганты.

Спектры красных гигантов содержат фраунгоферовы линии, свидетельствующие о том, что светящаяся звезда окружена холодной газовой оболочкой.

Ниже мы более подробно проследим дальнейшую эволюцию звезд. Теперь же отметим, что только привлечение спектрального анализа позволило изучать процессы, происходящие в глубинах космоса, узнать, на какой стадии развития звезд возникает возможность образования планетных систем. Спектральный анализ заставил астрофизиков отбросить первоначальный вариант теории происхождения звезд, исходивший из того, что весь запас энергии протозвездной туманности заключается в ее гравитационной энергии. Потребовал пересмотра и второй вариант, к которому была дополнительно привлечена энергия, освобождающаяся за счет радиоактивного распада. И этой энергии оказалось недостаточно для того, чтобы обеспечить свечение звезд в течение миллиардов лет.

Звезды и атомы

Современные представления об эволюции звезд смог» возникнуть только после создания квантовой физики. Ученые задолго до овладения ядерной энергией теоретически изучили ядерные реакции, в ходе которых протон и нейтроны объединяются в ядра гелия и других легки элементов. Такие реакции приводят к выделению столь большого количества энергии, что оно вполне покрывает энергетические потери звезд во время главных этапов их эволюции. Цикл ядерных реакций, способный удовлетворить всем данным наблюдательной астрономии, пережил целый ряд увлекательных метаморфоз.

Может показаться удивительным, что вывод о том что энергия, уносимая излучением Солнца и звезд, выделяется в ходе ядерных реакций синтеза, был получен до того, как ученые поняли, каким образом можно искусственно создать условия, необходимые для протекания таких реакций.

Причиной такой непоследовательности оказалось бурное развитие ядерной физики,