Откуда мы знаем строение атмосферы далёких планет? А химический состав звёзд?
ОХОТА НА РАДУГУ
Начнём с того, что белого света как такового в природе не существует. Об этом люди узнали лишь в середине XVII века, когда трудами Р Б, Ф Г и И Н было доказано, что солнечный свет на самом деле — смесь всех видимых цветов. В «Трактате об отражениях, преломлениях, изгибаниях и цветах света», опубликованном в 1704 году, Ньютон доказал, что белый свет может быть разделён на составные цвета с помощью треугольной стеклянной призмы с отполированными гранями. Схематическое изображение эксперимента, кстати, хорошо знакомо меломанам: оно представлено на обложке одного из культовых альбомов в истории рок-музыки, The Dark side of the Moon группы Pink Floyd.
ОПЫТ НЬЮТОНА
В своём опыте Ньютон направлял белый солнечный свет, который падал в комнату через отверстие в оконной ставне, на призму. С другой стороны призмы испускался «расщеплённый» на составные части свет. Ньютон задался двумя вопросами: можно ли «собрать» обратно белый свет из радужного свечения? И не распадаются ли эти цветные лучи дальше, на другие составляющие? Для ответа на первый вопрос физик собрал с помощью линзы цветные лучи и направил их на такую же призму — и получил исходный белый свет! Чтобы ответить на второй вопрос, надо было проделать фактически тот же эксперимент, но вместо солнечного света направить на призму один из полученных лучей. В результате цветной луч не изменил своего цвета, то есть не расщепился на составные части.
Учёные понимали, что свет распадается на составные части, но объяснить, почему так происходит, пока не могли. Более того — не было ещё понимания самой природы света.
ПЯТНА НА РАДУГЕ
Опыт Ньютона пытались повторить с различными источниками свечения. Английский химик У В в 1802 году, пытаясь разложить лучи Солнца в спектр, обнаружил на светиле непонятные тёмные полосы, которые счёл естественными границами цветов спектра. Позже их повторно откроет и более подробно опишет немецкий физик Й Ф, в честь которого со временем и назовут эти тёмные линии. Фраунгофер выявил более 570 экземпляров и присвоил наиболее толстым буквенные обозначения. И вновь физика не смогла объяснить природу этих линий. В 1854 году другие немецкие учёные, химики Г К и Р Б, занимались исследованием спектров, полученных из пламени, в котором сжигали пары металлических солей. В спектрах были цветные полосы в тех местах, где у Фраунгофера они отсутствовали. То есть при наложении спектра некоторых элементов на солнечный получался непрерывный перелив цвета без чёрных линий.
Так учёные предположили, что элементы в горящем пламени могут не только излучать, но и поглощать свойственный только им спектр. Из этого они делают феноменальный вывод — тёмные линии в спектре солнечного света получены в результате такого же поглощения, следовательно, во внешних областях Солнца есть точно такие же элементы. Фактически, удалось определить химический состав Солнца и установить, что там присутствуют те же элементы, что и на Земле. Но одну спектральную линию солнечного излучения не удавалось определить, а значит, на Солнце должен был существовать ещё неизвестный на тот момент элемент. Это окажется гелий.
СПЕКТРАЛЬНАЯ УСТАНОВКА КИРХГОФА И БУНЗЕНА
КАК ЭТО РАБОТАЕТ?
Попытаемся разобраться в природе образования спектров на примере одного эксперимента, который в точности повторяет опыт Ньютона, только источником света будет служить разогретый газ водород (у его атома всего один электрон). В отличие от Ньютона, мы получим не сплошной спектр, а четыре цветные полоски. Почему они удалены друг от друга? И почему они разного цвета? Чтобы разобраться в этом, сперва вспомним идею М П о том, что тела, излучая и поглощая свет, теряют или поглощают энергию, причём строго определёнными порциями — квантами. В дальнейшем А Э развил эту мысль и предложил считать свет потоком особых дискретных частиц — фотонов. И наконец , Н Б предложил механику процесса поглощения и испускания фотонов атомами. Согласно модели Бора, электроны в атоме водорода могут находиться только на одной из строго определённых (стационарных) орбит. В начале эксперимента мы передали атомам водорода дополнительную энергию, нагрев газ, то есть перевели их в возбуждённое состояние. При этом электроны водорода перешли на орбиту большего радиуса.
Атом не может долго находиться в возбуждённом состоянии. Как любая физическая система, он стремится занять состояние с наименьшей энергией. Поэтому через некоторое время возбуждённый атом самопроизвольно перейдёт в состояние с меньшей энергией, испуская при переходе квант энергии обратно. Так будет продолжаться до тех пор, пока атом не окажется в изначальном состоянии. То есть выделяться могут строго определённые порции энергии, которые определяют частоту, с которой испускается фотон. Если мы знаем, сколько электронов у атома и как они расположены (на каких энергетических уровнях), то можно рассчитать частоту испускаемого фотона, то есть излучаемого света. Расчёты по модели Бора точно соответствуют наблюдаемым в эксперименте четырём цветным линиями света. Сегодня постулаты Бора принято считать частным следствием более общих квантовых законов. Всё вышесказанное верно и в обратном случае: водород способен поглощать волны только той длины, которые испускает. Такая ситуация возможна в случае, если водород находится между источником излучения и детектором. Это теория согласуется не только с наблюдениями Кирхгофа, но и со многими другими.
ИЗ ЗВЕЗДОЧЁТОВ — В АСТРОФИЗИКИ Вооружившись спектральным анализом — сравнительно простым, но мощным методом, — астрономия двинулась вперёд семимильными шагами. За несколько десятков лет учёные накопили гигантский массив информации, многократно превосходящий всё, что узнало человечество о Вселенной за предыдущие столетия. Например, определив по спектрам химический состав и температуру поверхности многих звёзд, астрофизики смогли построить обоснованные системы классификации, в свою очередь позволившие выдвинуть логичные и математически обоснованные модели звёздной эволюции. Впечатляет? Конечно! Но последнее слово ещё не было сказано. Мы говорим о теории австрийского физика К Д, согласно которой длина волны меняется в зависимости от направлений движения источника и приёмника. Любопытно, что для первого экспериментального подтверждения эффекта, названного, естественно, доплеровским, понадобился паровоз и люди с хорошим музыкальным слухом. Идею «концерта на рельсах» выдвинул известный голландский учёный-метеоролог Х Х Д Б-Б. Он нанял паровоз с грузовой платформой и устроил челночные рейсы с музыкальным «грузом» — двумя трубачами, играющими попеременно «соль» первой октавы. Задача наблюдателей-меломанов,сидевших на станции, заключалась в том, чтобы определить слышимую ноту. Локомотив при этом двигался со скоростью, временами достигавшей фантастической для тех лет отметки в 64 км/ч. На следующий день исполнители и слушатели поменялись местами. Как и предсказывала теория, высота звука была какой угодно, но только не «соль».
Эксперименты с трубачами, конечно, сыграли свою роль, но триумф ожидал теорию Доплера несколько позже — когда физики А Ф и Э М применили её для световых волн и рассчитали смещения линий в спектрах светил. Подтверждение верности расчётов пришло незамедлительно: астрономы У Х и Г Ф, исследуя солнечные спектры, обнаружили предсказанные эффекты в 1868 и 1871 годах. Так в арсенале астрономов появились методы, дающие возможность определять так называемые лучевые скорости далёких звёзд (то есть скорость относительно земного наблюдателя). Для спектрографии эффект Доплера стал той каплей воды, по которой «человек, умеющий мыслить логически, может сделать вывод о возможности существования Атлантического океана или Ниагарского водопада, даже если он не видал ни того, ни другого и никогда о них не слыхал» (А. К Д, «Этюд в багровых тонах»). Он стал неотъемлемой частью современных космологических теорий — Большого взрыва и красного смещения, физической основой определения фундаментальной постоянной Хаббла. Львиная доля астрономических (и множества других — от медицины до метеорологии и энергетики) исследований так или иначе основана на проявлениях эффекта Доплера. Об этом говорит тот факт, что все современные и строящиеся телескопы: MMT (обсерватория Уиппла, Аризона), комплекс «Джемини» (Гавайи, США, и СерроПачон, Чили), «Очень большой телескоп» (Атакама, Чили), телескоп «Субару» и обсерватория Кека (Гавайи, США), телескоп «Хобби-Эберли» (Техас, США), Большой Канарский телескоп (Канарские острова, Испания) и др. — если не «заточены» специально под спектральные исследования, то в обязательном порядке оборудуются новейшими прецизионными спектрографами с поразительной разрешающей способностью
