И все-таки визуальные наблюдения, как правило, отошли в прошлое. Фотография в современных обсерваториях применяется практически всюду и везде.
Прирученная радуга
Когда Солнце находится над горизонтом примерно на высоте 17°, в противоположной части небосвода при некоторых условиях (обычно на фоне дождевой тучи) возникает разноцветная искривленная прозрачная полоса, именуемая радугой. Образуется она в результате дисперсии, т. е. разложения белого солнечного света на составные цвета при прохождении этого света сквозь мельчайшие водяные капельки. Много веков люди любовались радугой, не подозревая, что дисперсия света может стать ключом к познанию физической природы небесных тел.
Впервые искусственную радугу с научной целью получил в 1665 году Исаак Ньютон. В темную комнату сквозь небольшое отверстие в затемненном оконном стекле Ньютон пропустил ослепительно белый солнечный луч. Когда на пути этого луча Ньютон поставил трехгранную стеклянную призму, на белой стене появилась разноцветная полоска — солнечный спектр. Причина ясна — призма преломляет лучи разного цвета (то есть разной длины волны) по-разному. Чем меньше длина волны светового луча, тем больше его коэффициент преломления. Поэтому среди видимых глазом лучей наибольшее преломление в призме испытывают фиолетовые лучи, а наименьшее — красные. Опыт Ньютона впервые доказал, что белый солнечный луч представляет собой смешение разнообразных цветовых лучей — фиолетового, синего, голубого, зеленого, желтого, оранжевого и красного.
Ньютон таким образом объяснил хроматическую аберрацию линз и неустранимость этих аберраций заставила его изобрести рефлектор. Но великий английский ученый рассматривал дисперсию света как досадную помеху и он не видел, как можно употребить это явление на пользу астрономии.
В 1802 году соотечественник Ньютона Волластон заметил в солнечном спектре несколько темных линий. Он не понял их происхождения и посчитал, что загадочные линии представляют собой простые границы между цветами спектра.
Двенадцать лет спустя Фраунгофер открыл в спектре Солнца около 600 темных линий, с тех пор носящих его имя. Более 300 из них он зарисовал, некоторые обозначил латинскими буквами и эти обозначения Фраунгофера сохранились до сих пор. Но, как и его предшественники, Фраунгофер не знал, какое отношение все эти линии имеют к химическому составу Солнца.
Как не раз бывало в истории человечества, появились самонадеянные пророки, заявлявшие, что человечество никогда не узнает, из чего состоят небесные тела. Так, в 1842 году знаменитый французский философ, основоположник позитивизма, Огюст Конт писал: «Никогда и ни в коем случае нам не удастся изучить химический состав небесных тел». Но наука оказалась сильнее этих пессимистических пророчеств.
В 1859 году немецкий физик Кирхгоф открыл законы, положившие начало спектральному анализу. К этому времени уже был изобретен спектроскоп — простейший спектральный прибор. Спектроскоп состоит из двух трубок и трехгранной призмы, помещенной между ними. Первая из них, обращенная к объекту, называется коллиматором. На одном ее конце имеется узкая щель, а на другом — собирательная линза, причем щель находится в фокусе линзы.
По законам оптики свет, прошедший через коллиматор, выходит из него параллельным пучком и падает на призму, которая разлагает его в спектр. Этот спектр рассматривается затем во вторую трубку, которая, по существу, является обычной зрительной трубой.
Нетрудно сообразить, что спектр, в сущности, есть совокупность разноцветных изображений щели коллиматора. Для «растягивания» спектра в длину иногда вместо одной призмы употребляют несколько.
Рис. 32. Схема спектрографа.Если зрительную трубу в спектроскопе заменить фотокамерой, получится спектрограф (рис. 32). С его помощью можно получать фотографии спектров небесных светил, называемые спектрограммами. Со времен Кирхгофа различают три основных типа спектров:
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.
Рис. 33. Объективная призма.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.
