Феликс Зигель - Астрономы наблюдают

Если источником света является твердое или жидкое раскаленное тело, или очень сильно нагретый ионизованный 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 также очень плотным светящимся газом.

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 тело сравнительно холодное и светит красным цветом, то наибольшей яркостью обладает красная часть его спектра. С повышением температуры максимум яркости смещается в сторону меньших длин световых волн, то есть 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. Величина смещения зависит от скорости движения тела. В этом заключается так называемый принцип Доплера-Физо, экспериментально подтвержденный русским астрономом А. А. Белопольским. Пользуясь принципом Доплера-Физо, можно измерить скорости движения небесных тел в пространстве и скорости их вращения. Спектр небесного тела позволяет судить и о скорости некоторых процессов, происходящих на его поверхности или в его атмосфере. Спектральный анализ стал одним из самых мощных методов современной астрофизики. Он подтвердил сходство химического состава Земли и небесных тел, что является одним из выражений материального единства Вселенной.

К концу прошлого века благодаря спектральному анализу был хорошо изучен состав и строение солнечной атмосферы. Начались спектральные наблюдения планет и комет. Одним из пионеров в изучении спектров звезд был директор Ватиканской обсерватории патер Анджело Секки, еще в 70-х годах прошлого века предложивший классификацию звездных спектров. Эта классификация была позже расширена и уточнена. К 1924 году обсерватория Маунт Вилсон завершила публикацию громадного Дрэперовского каталога, содержащего спектральную классификацию 225 000 звезд. Изучены и сведены в каталоги параметры движений многих десятков тысяч звезд. Можно смело утверждать, что современное миропонимание было бы невозможным без спектрального анализа. Прирученная радуга раскрыла перед нами необычайное многообразие и сложность космоса. Вместе с тем спектральный анализ верно и успешно служит всем земным наукам.

Какие же спектральные приборы употреблялись и употребляются в астрономии?

Прежде всего упомянем объективную призму, пожалуй, простейший из всех спектральных астрономических приборов (рис. 33). По существу, он представляет собой фотокамеру, перед объективом которой без всякого коллиматора укреплена крупная призма, закрывающая собой весь объектив. Для Солнца, планет, комет и других протяженных объектов такой прибор непригоден. Но для звезд, кажущихся на небе светящимися точками, объективная призма создает на фотопластинке тонкие «ниточные» спектры. Если при фотографировании пластинку с помощью специального приспособления перемещать перпендикулярно к направлению спектра, «ниточные» спектры звезд растянутся в полоску, на которой легко различить линии, характеризующие состав и различные физические параметры звезды.

Замечательно, что с помощью объективной призмы можно одновременно заснять спектры десятков, а то и сотен звезд, попавших в поле зрения фотокамеры. К сожалению, спектры, полученные объективной призмой, обладают небольшой дисперсией (то есть сравнительно коротки), и это затрудняет их изучение.

Спектроскопы употреблялись лишь на заре астрофизики. Позже они повсеместно вытеснены спектрографами, доведенными до высокой степени совершенства. Прежде в некоторых случаях (например, при фотографировании спектров слабых звезд) экспозицию приходилось растягивать на сотни часов, то есть фотографировать один и тот же участок неба много ночей, делая перерывы в дневное время и пасмурную погоду. Так как при этом старались, чтобы изображения спектра звезды попадали в одно и то же место пластинки, придумывали сложные приспособления, решавшие эту задачу. При современных высокочувствительных фотопластинках нужда в сверхдлинных экспозициях, естественно, отпала. Заметим, что во время съемки температура спектрографа должна меняться не более чем на 0,1 градуса, так как иначе линии в спектре «размажутся» и станут недоступными для исследования. И этого удается достичь, причем и в таком случае сложные средства вполне оправданы целью — получением высококачественных спектрограмм.

Все щелевые спектрографы (то есть спектрографы, имеющие коллиматор с щелью) присоединяются к телескопу так, чтобы изображение светила фокусировалось на щели спектрографа (окулярная часть телескопа при этом удаляется) (рис. 34).

Иногда для получения большей дисперсии спектрографы делались двух- и даже трехпризменными. Не всегда призмы изготовлялись из обычного стекла, задерживающего ультрафиолетовые лучи. Если хотели исследовать ультрафиолетовую часть спектра звезд, то употребляли кварцевый спектрограф, в котором призма изготовлена из прозрачного кварца. Так, например, 122-сантиметровый рефлектор Крымской обсерватории был снабжен двумя спектрографами — стеклянным и кварцевым. В настоящее время призменные спектрографы практически вышли из употребления.