Сергей Язев - Лекции о Солнце

Проблема заключалась только в том, что при известной (по видимому движению солнечных пятен) скорости вращения Солнца синее и красное смещение на краях должно было стать совсем незначительным. Линия с широким контуром могла сама оказаться гораздо шире ожидаемого смещения, и заметить такое смещение было бы сложно. Поэтому для контрольного эксперимента были отобраны слабые тонкие линии в оранжевой части спектра: две из них были солнечного происхождения, две – земного.

Эффект был обнаружен: на краях Солнца линии смещались в разные стороны относительно неподвижных теллурических (земных) линий. Высокоточные наблюдения эффекта Доплера были проведены в 1880-е годы разными исследователями. В результате удалось получить значения скорости вращения Солнца даже на высоких широтах – там, где пятен никогда не бывает, и скорость вращения поэтому оставалась там неизвестной…

Использование эффекта Доплера в спектральном анализе позволило проводить тонкие и точные измерения скорости излучающего вещества вдоль луча зрения – к Земле или от Земли. Понятно, что если мы наведем телескоп, оснащенный спектроскопом, на Солнце, в щель спектрального прибора попадет свет от довольно большого участка солнечной поверхности. На этом участке можно ожидать разные движения вещества – и вверх, и вниз, и это значит, что суммарные линии Фраунгофера, порождаемые этим участком, должны смещаться одновременно и в синюю, и в красную сторону. На практике это приводит к тому, что контур линии изменяется: линия становится более «толстой», широкой. Если же какой-то тип движения доминирует (например, вещество на Солнце преимущественно поднимается), тогда и контур линии окажется ассиметричным, расширенным в одну сторону (в указанном случае – в синюю).

Анализ изменений формы контура фраунгоферовых линий – особое искусство. Форма контура содержит в себе информацию о скоростях вещества – к нам или от нас, и квалифицированный спектроскопист в состоянии выудить эту информацию и сделать вывод, с какой скоростью на проанализированном участке солнечной поверхности и в какую сторону преимущественно движется вещество…

Помимо данных о скоростях солнечного вещества, спектральный анализ позволяет получить и информацию о его температуре.

Насколько нагрето солнечное вещество?

Два тысячелетия назад такой вопрос не ставился, поскольку само строгое понятие температуры отсутствовало (хотя, конечно, существовало на интуитивном уровне). Было неизвестно, какова температура пламени костра, льда, тела человека.

Физики всерьез занялись понятием теплоты только в XIX веке, хотя первые попытки измерить тепло, получаемое Землей от Солнца, были выполнены Исааком Ньютоном еще в 1680 году. Здесь великий физик допустил великую ошибку: он считал, что интенсивность излучения пропорциональна температуре источника излучения. Если температура повышается вдвое, то, по мысли Ньютона, и энергия излучения увеличится в два раза. Позже оказалось, что это грубо неверно.

В 1837 году Джон Гершель, проводя свои знаменитые астрономические наблюдения на мысе Доброй Надежды, соорудил первый актинометр. Идея прибора заключалась в том, чтобы измерить количество тепловой энергии, приходящей от Солнца, на единицу площади за единицу времени. Опыты начинались с выставления под солнечные лучи ясным днем кусочков льда. При этом замерялось время, за которое лед превращался в воду, и сравнивалось с аналогичным действием других источников тепла, где количество энергии, подводимой ко льду, было известно.

Позднее эксперименты стали более совершенными. Такие опыты и такие задачи легко решаются школьниками. Эксперименты с актинометром Гершеля на юге Африки и пиргелиометром Пулье во Франции дали сходные результаты, и постепенно становилось ясно, какая мощность излучения Солнца падает на единицу площади земной поверхности. Неопределенность оставалась в одном – какую часть падающего излучения по пути до актинометра поглощает атмосфера. Французский физик Клод Пулье (1791–1868) считал, что атмосфера поглощает половину падающей энергии, Гершель-младший исходил из своей оценки в одну треть. Пулье вычислил на основании своих опытов, какое количество солнечной энергии, падающей вертикально на один квадратный сантиметр, способно нагреть 1,7633 грамма воды на 1 градус за одну минуту (без учета поглощения атмосферой), и назвал эту величину солнечной постоянной . Поскольку количество тепла, нужное для нагрева грамма воды на градус за минуту, называется калорией, становится понятно, что солнечная постоянная по Пулье была оценена в 1,7633 калории в минуту на один квадратный сантиметр.

Это уже близко к истинному значению (об этом – в следующей главе), и полученная величина позволила оценить, сколько всего энергии излучается Солнцем в окружающее пространство за единицу времени. Получались чудовищно большие числа! Согласно Гершелю, ледяной столб диаметром 56 метров и длиной от Солнца до ближайшей к нам звезды (Проксимы Кентавра) мог быть превращен в воду за одну минуту – если, конечно, всю энергию Солнца сконцентрировать на этом воображаемом столбе. Становилось ясно, что излучательная способность Солнца гораздо выше, чем у обычного пламени…

Но какова же температура этого грандиозного источника энергии? Как установить соотношение между температурой излучателя и количеством излучаемой им энергии? Джон Гершель рассчитал, что «концентрация» излучаемой Солнцем энергии вблизи самого светила должна быть в 92 тысячи раз больше, чем у поверхности Земли. Должно ли это означать, что фотосфера должна быть в такое же количество раз жарче, чем тело, нагреваемое солнечными лучами на Земле?

Ученые, которые так считали, получали немыслимо высокие значения температуры фотосферы. Так, например, оценки шотландского исследователя Джона Ватерстона (1811–1883) давали более 7 миллионов градусов. Патер и знаменитый итальянский астроном Анжело Секки (1818–1878) в 1861 году определил температуру поверхности Солнца в 10 миллионов градусов. Эти оценки казались (и впоследствии оказались) фантастически завышенными.

Пьер Луи Дюлонг (1785–1838) и Алексис Терез Пти (1791–1820) еще в 1817 году выполнили ряд опытов, из которых следовало, что интенсивность излучения непропорциональна температуре излучателя! Это было правильное заключение, но конкретная зависимость, предложенная этими исследователями, оказалась также неверной. Дюлонг и Пти считали, что при росте температуры излучателя в арифметической прогрессии мощность излучения растет в прогрессии геометрической. В результате оценки температуры Солнца получились в тысячу раз меньше, чем у их предшественников: от 1461 до 1761 градуса (Пулье), или же 3000 градусов (французский физик Жюль Габриэль Виолль, 1841–1923).