Сергей Язев - Лекции о Солнце

Замечательным было следующее. Темная линия D (спектроскописты называют темные фраунгоферовы линии в спектрах линиями поглощения ) в спектрах Солнца была точно на том же месте, что и желтая линия натрия в ярких линиях излучения искусственных источников света! При тщательном рассмотрении линия поглощения D оказалась двойной – точно такой же, как и яркая желтая линия излучения натрия в спектре пламени. Становилось понятным, что желтая линия в пламени и темная линия D (тоже оказавшаяся на желтом участке спектра Солнца) указывают на присутствие одного и того же вполне определенного химического элемента (натрия) как в пламени горелки, так и на Солнце! Возникла идея, что каждая линия Фраунгофера указывает в спектре Солнца на присутствие там того или иного химического элемента…

Так оно и есть. Сегодня мы знаем, что атомы различных химических элементов имеют свойство как поглощать, так и излучать свет на вполне определенной длине волны, одной и той же как для излучения, так и для поглощения. Во времена Фраунгофера о строении атомов (и даже их существовании) ничего определенного не было известно, но уже было ясно, что речь идет о разных типах вещества (разных химических элементах).

Процесс, который приводит к образованию линий поглощения, можно качественно описать примерно следующим образом. Если раскаленное Солнце излучает свет на всех длинах волн, то присутствующие на Солнце атомы, поглощая часть этого излучения, как бы «выедают» из спектра часть света, причем каждый тип атомов делает это точно на своей, вполне определенной длине волны. На сегодняшний день теория атомных спектров позволяет рассчитывать, на каких именно длинах волн должен поглощать свет (образовывать линии Фраунгофера) каждый элемент.

Оказалось, что каждый тип атомов может поглощать свет не на одной, а сразу на многих длинах волн (образовывать много линий поглощения). Если атом однократно ионизован (в окружающей его ядро электронной оболочке отсутствует один электрон), появляется новая линия. Если нет двух электронов – другая… В результате атомы, например, железа, лишенные одного, двух, трех, восьми электронов, дадут целый набор соответствующих линий на разных (но вполне определенных) длинах волн.

Всего атомы железа, в разной степени ионизованные, порождают 3288 линий! Титан дает 1085 линий в видимой части спектра, хром – 1028, кобальт – 785, и т. д. Разобраться в этом частоколе линий, конечно, чрезвычайно сложно. Тем не менее, у нас появляется принципиальная возможность, построив полный набор возможных вариантов, отождествить все линии Фраунгофера в солнечном спектре и указать, каким химическим элементам они соответствуют. Каждую линию в спектре Солнца можно сравнить с фрагментом «отпечатка пальцев» того или иного типа атомов, находящихся на Солнце…

От зарождения идеи до ее реализации пройден долгий и сложный путь. Изучить и отождествить многие тысячи линий в спектре Солнца оказалось крайне трудно. Спектральный анализ – дело чрезвычайно сложное и тонкое, зависящее от многих факторов.

Например, довольно скоро выяснилось, что некоторые линии меняют свою интенсивность в зависимости от того, высоко или низко находится Солнце над горизонтом. Оказалось, что эти линии возникают не на Солнце, а в атмосфере Земли, когда солнечный свет проходит сквозь земной воздух. Линии, добавляющиеся к спектру Солнца из-за влияния земной атмосферы, спектроскописты называют теллурическими . Их надо научиться выделять, чтобы понять, какой они вносят вклад, чтобы не спутать вклады Солнца и нашей атмосферы в формирование солнечного спектра.

Спектральный анализ как детально разработанная новая научная методика возник в 1859–1862 годах. Именно тогда были получены решающие достоверные доказательства, что линии Фраунгофера порождаются именно Солнцем. Доказать это было непросто, но это было сделано. Огромный вклад в разработку нового могучего метода внесли немецкие исследователи – физик Густав Роберт Кирхгоф (1824–1877) и химик Роберт Вильгельм Бунзен (1811–1899).

Спектральный анализ развивался на протяжении многих десятилетий и совершенствуется в настоящее время. Надо сказать, что в самом начале его развития, два столетия назад, никто и представить себе не мог его гигантский потенциал!

Во-первых, как показано выше, спектральный анализ может указать на химический состав источника света – в данном случае Солнца. Любопытно, что основополагающие опыты шли полным ходом как раз тогда, когда Огюст Конт провозглашал, что мы никогда не узнаем состав Солнца и иных звезд…

Благодаря спектральному анализу мы теперь в деталях знаем, какие типы атомов (химические элементы) присутствуют на Солнце. Так, второй по распространенности во Вселенной химический элемент был обнаружен первоначально именно на Солнце! Его линии никак не удавалось отождествить ни с какими линиями, которые возникали в земных экспериментах. Оставалось предположить, что это следы некоего неизвестного элемента, существующего на Солнце, но пока не открытого на Земле… Его линии в спектре Солнца в 1868 году были выделены служащим военного министерства в Лондоне и одновременно первоклассным специалистом-астрономом (хотя и любителем) Джозефом Норманом Локьером (1836–1920). Новый элемент был назван «гелий» – в честь греческого названия «гелиос» (Солнце).

Всего на Солнце с помощью спектрального анализа на сегодняшний день отождествлено около 80 химических элементов, а также дейтерий и даже радиоактивный торий. Все они, как оказалось, на Солнце присутствуют. Другое дело, что отсутствие в солнечном спектре линий каких-то химических элементов еще не говорит о том, что таких атомов на Солнце нет: они вполне могут там быть, но создавать линии, например, в недоступной для наблюдений с Земли части спектра. Другой вариант: если атомов какого-то элемента на светиле совсем мало, может оказаться, что соответствующие линии будут просто незаметны. Кстати говоря, несколько сотен слабых линий в солнечном спектре не отождествлены до сих пор: мы пока не знаем, какие элементы их порождают…

Во-вторых, оказалось, что разные линии на фоне непрерывного спектра Солнца не похожи друг на друга. Некоторые – широкие, некоторые – узкие, некоторые – очень темные, некоторые едва заметны.

Если измерить, какую часть излучения поглотили атомы данного вида в середине и на краях поперек темной линии, можно построить так называемый контур спектральной линии . Центральную, самую темную часть контура линии, где света меньше всего, спектроскописты называют ядром линии ; края, где света побольше – ее « крыльями ». Форма контура на сегодняшний день также рассчитывается при помощи математических моделей в зависимости от типа порождающих линию атомов и сравнивается с тем, что мы в действительности видим на Солнце. Оказалось, что форма контура линии также несет в себе богатую информацию об условиях на Солнце, где формировалась эта линия.