Спектр в виде полоски, состоящей из всех цветов радуги, дают твердые, жидкие и раскаленные вещества, например нить электрической лампочки, расплавленный чугун и раскаленный прут железа. Такой же спектр дают огромные массы сжатого газа, из которого состоит Солнце.
Вскоре после того как в спектре Солнца были обнаружены темные линии, некоторые из ученых обратили внимание на такое явление: в желтой части этого спектра есть темная линия, которая имеет ту же длину волны, что и яркая желтая линия в спектре разреженных светящихся паров натрия. Что это означает?
Для выяснения вопроса ученые сделали опыт.
Был взят раскаленный кусок извести, дающий непрерывный спектр без всяких темных линий. Затем перед этим куском извести было помещено пламя газовой горелки, содержащей пары натрия. Тогда в непрерывном спектре, полученном от раскаленной извести (свет которой прошел через пламя горелки), появилась в желтой части темная линия. Стало ясно, что сравнительно более холодные пары натрия поглощают или задерживают лучи той же самой длины волны, какую эти пары сами по себе способны испускать.
Подобные опыты были повторены и с разными другими веществами. Таким образом было окончательно установлено следующее: светящиеся газы и пары поглощают свет тех самых длин волн, которые они сами способны испускать, будучи достаточно нагретыми.
Так вслед за первой тайной — причиной окрашивания пламени в тот или другой цвет парами определенных веществ — была раскрыта и вторая тайна: причина появления темных линий в солнечном спектре.
Очевидно, Солнце — раскаленное тело, испускающее, белый свет, спектр которого непрерывен — окружено слоем более холодных, но все же раскаленных газов. Эти газы и образуют вокруг Солнца его оболочку, или атмосферу. А в этой атмосфере содержатся пары натрия, которые и поглощают из лучей солнечного спектра лучи с той самой длиной волны, которую натрий способен испускать. Поглощая, задерживая эти лучи, пары натрия создают в свете Солнца, прошедшем сквозь его атмосферу и дошедшем до нас, недостаток желтых лучей с этой длиной волны. Вот почему в соответствующем месте желтой части спектра Солнца мы находим темную линию.
Так, не побывав никогда на Солнце, находящемся от нас на расстоянии 150 миллионов километров, мы можем утверждать, что в составе солнечной атмосферы есть натрий.
Таким же образом, определив длины волн других темных линий, видимых в спектре Солнца, и сравнив их с длинами волн ярких линий, испускаемых парами различных веществ и наблюдаемых в лаборатории, мы точно определим, какие еще другие химические элементы входят в состав солнечной атмосферы.
Именно по этому пути и пошли ученые. И они установили присутствие в солнечной атмосфере множества известных нам на Земле химических элементов. Среди них находятся газы — водород, азот; металлы — натрий, магний, алюминий, кальций, железо и многие другие. В 1942 году было обнаружено присутствие на Солнце золота, хотя и в небольшом количестве.
Спектры звезд, свет которых (собранный с помощью телескопа) тоже можно направить в спектроскоп, похожи на спектр Солнца. И по темным линиям их мы можем определить химический состав звездных атмосфер так же, как мы определили химический состав солнечной атмосферы по темным линиям спектра Солнца.
Таким путем ученые установили, что даже количественно химический состав атмосфер Солнца и звезд очень похож на количественный химический состав земной коры.
Самый легкий из всех газов, из всех химических элементов — водород — составляет на Солнце 42 процента по весу. На долю кислорода приходится 23 процента по весу. Столько же приходится на долю всех металлов, вместе взятых. Углерод, азот и сера составляют вместе б процентов от состава солнечной атмосферы. И только б процентов приходится на все остальные элементы, вместе взятые.
Надо учесть, что атомы водорода легче всех остальных. Поэтому их число далеко превосходит число всех других атомов. Из каждой сотни атомов в атмосфере Солнца 90 атомов принадлежит водороду.
Спектры звезд — это их паспорта с описанием всех звездных примет, всех их физических свойств. Надо лишь уметь в этих паспортах разобраться. Многое еще мы сумеем из них извлечь в будущем, но уже и сейчас мы читаем в них немало.
По спектру звезды мы можем узнать ее светимость (а следовательно, и расстояние до нее), температуру, размер, химический состав ее атмосферы (как качественный, так и количественный), скорость движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести.
Виды спектров:
1— непрерывный, в котором цвета переходят друг в друга, как в радуге;
2 — спектр поглощения: темные линии перерезывают непрерывный спектр;
3 — спектр излучения из ярких цветных линий.
Спектральный анализ дает ученым также возможность определять скорость движения светил к нам или от нас даже в тех случаях, когда эту скорость и вообще движение светил никакими другими способами обнаружить невозможно.
Если какой-нибудь источник колебаний, распространяющихся в виде волн, движется по отношению к нам, то, понятно, длина волны колебаний, воспринимаемая нами, меняется. Чем быстрее приближается к нам источник колебания, тем короче делается длина его волны. И наоборот, чем быстрее источник колебаний удаляется, тем длина волны по сравнению с той длиной волны, которую воспринял бы наблюдатель, неподвижный по отношению к источнику, увеличивается.
В качестве знакомого примера можно привести распространение звуковых волн, которые представляют собой колебательное движение молекул воздуха. Так называемая высота звука или высота данного тона зависит от длины волны звуковых колебаний. Чем короче длина волны звуковых колебаний, тем выше тон звука.
Легко заметить и такое явление. Когда вы стоите на полотне железной дороги и по направлению к вам быстро несется свистящий паровоз, то тон свистка повышается, а когда паровоз, промелькнув мимо вас, станет удаляться, тон понижается.
То же самое происходит и со светом, когда источник света — небесное светило — движется по отношению к нам. Когда светило приближается к нам, длина волны всех линий в его спектре становится короче. А когда источник света удаляется, то длина волны тех же самых линий становится больше. В соответствии с этим в первом случае линии спектра сдвигаются в сторону фиолетового конца спектра (то есть в сторону коротких длин волн), а во втором случае они смещаются к красному концу спектра.
Установлено, что между величиной сдвига линий со своего нормального положения, то есть между величиной изменения длины волны, и скоростью движения существует определенная зависимость. Благодаря этой закономерности мы можем, по данным об изменении длины волны линий в спектре небесных светил, определить скорость их движения к нам или от нас (в километрах в секунду).
Например, величина сдвига линий паров натрия в спектре светила определяется путем сравнения их положения с положением, которое эти линии занимают в спектре паров натрия, находящихся в лаборатории и неподвижных относительно спектроскопа.
Заслуга проверки на опыте закона сдвига линий спектра при движении источника принадлежит крупнейшему советскому ученому — академику А. А. Белопольскому. После его опытов в лаборатории отпали все сомнения в справедливости этого закона, высказывавшиеся некоторыми зарубежными учеными.
Скорости движения звезд измеряются десятками и сотнями километров в секунду, но о движениях их мы уже говорили.
Если представляется загадочным, как можно определить расстояние до небесных светил, то еще более удивительно для многих, как это можно измерить температуру Солнца или звезд.
По мере того как железный гвоздь накаляется, в спектре его все более и более прибавляется коротковолновых лучей: после красных — желтые, потом зеленые, наконец синие. Чем ярче становится синяя часть спектра по сравнению с красной, тем более цвет раскаляемого предмета приближается к белому: из красного предмет становится оранжевым, потом желтым и, наконец, белым. Еще более накаленное тело приобретает голубоватый оттенок, потому что в его спектре синий конец становится уже ярче, чем красный, и, так сказать, пересиливает его.
Каждый из опыта знает, что по цвету раскаленного железа можно судить о степени его нагретости. А чтобы точно определить температуру тела, нужно изучить распределение яркости между различными участками его спектра. Чем выше температура тела, тем ближе к синему концу спектра находится самое яркое место в этом спектре.
Это явление дает возможность определять температуру плавки в доменной печи с помощью так называемых оптических пирометров. В качестве подобного пирометра можно применить и спектроскоп, имеющий приспособление для определения того, какое место в спектре света, испускаемого расплавленным металлом, наиболее яркое. Установив это место и пользуясь теорией испускания света, проверенной многочисленными опытами, можно точно высчитать температуру светящегося металла в доменной печи. Пирометр устанавливается на значительном расстоянии от печи так, чтобы в него попадал только свет, испускаемый расплавленным металлом, сам же пирометр при этом не накаляется.
