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.

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:

Рис. 32. Схема спектрографа.

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.

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 225000 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.

Рис. 33. Объективная призма.

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.

Спектроскопы употреблялись лишь на заре астрофизики. Позже они повсеместно вытеснены спектрографами, доведенными до высокой степени совершенства. Прежде в некоторых случаях (например, при фотографировании спектров слабых звезд) экспозицию приходилось растягивать на сотни часов, то есть фотографировать один и тот же участок неба много ночей, делая перерывы в дневное время и пасмурную погоду. Так как при этом старались, чтобы изображения спектра звезды попадали в одно и то же место пластинки, придумывали сложные приспособления, решавшие эту задачу. При современных высокочувствительных фотопластинках нужда в сверхдлинных экспозициях, естественно, отпала. Заметим, что во время съемки температура спектрографа должна меняться не более чем на 0,1 градуса, так как иначе линии в спектре «размажутся» и станут недоступными для исследования. И этого удается достичь, причем и в таком случае сложные средства вполне оправданы целью — получением высококачественных спектрограмм.

Все щелевые спектрографы (то есть спектрографы, имеющие коллиматор с щелью) присоединяются к телескопу так, чтобы изображение светила фокусировалось на щели спектрографа (окулярная часть телескопа при этом удаляется) (рис. 34).

Иногда для получения большей дисперсии спектрографы делались двух- и даже трехпризменными. Не всегда призмы изготовлялись из обычного стекла, задерживающего ультрафиолетовые лучи. Если хотели исследовать ультрафиолетовую часть спектра звезд, то употребляли кварцевый спектрограф, в котором призма изготовлена из прозрачного кварца. Так, например, 122-сантиметровый рефлектор Крымской обсерватории был снабжен двумя спектрографами — стеклянным и кварцевым. В настоящее время призменные спектрографы практически вышли из употребления.

Обязательно ли спектрограф должен иметь коллиматор со щелью? Оказывается, необязательно. У бесщелевого спектрографа нет коллиматора, зато есть особая рассеивающая коллиматорная линза. Помещенная перед фокусом телескопа, она сходящийся от объектива световой пучок превращает в параллельный, выполняя тем самым роль коллиматора. Этот пучок затем падает на небольшую призму, за которой помещается фотокамера. В такой системе вместо линз иногда употребляют зеркала. Ее преимущества по сравнению с объективной призмой понятны — для очень больших объективов изготовить крупные хорошие призмы весьма трудно, тогда как в бесщелевом спектрографе призмы небольшие. В то же время бесщелевой спектрограф обладает значительной светосилой и позволяет сразу фотографировать спектры многих звезд.

Рис. 34. Спектрограф, укрепленный на окулярном конце телескопа.

В 1937 году вошли в практику так называемые небулярные спектрографы, предназначенные для спектральных исследований газовых туманностей. Эти протяженные объекты обладают очень небольшой поверхностной яркостью и потому фотографировать их спектры обычными спектральными приборами практически очень трудно.

В небулярном спектрографе, представляющем собой нечто среднее между объективной призмой и щелевым спектрографом, щель помещается на значительном расстоянии от призмы и камеры спектрографа, причем эта щель просто проектируется на наблюдаемый объект. Сейчас небулярные спектрографы не употребляются.

Из астрономических спектральных приборов в настоящее время чаще всего употребляются дифракционные спектрографы. Они основаны на явлении дифракции света, то есть отклонении света от прямолинейного распространения. Свет при этом, огибая препятствие, заходит в область геометрической тени. Суть дифракции объяснена на рис. 35.

Представьте себе, что на узкую щель AB падает параллельный пучок лучей. Плоскость, перпендикулярная к этому пучку, образует плоский фронт световой волны. Как установил еще Христиан Гюйгенс в XVII веке, каждую точку фронта световой волны можно рассматривать как источник самостоятельных световых колебаний.

Представим себе теперь три параллельных луча, выходящих из точек А, С и В фронта световой волны под углом φ к первоначальному направлению лучей. Двояковыпуклая линза собирает эти лучи в некоторой точке M на экране Е. Разность хода δ лучей AM и СМ равна отрезку AD, причем очевидно, что δ = (l/2)sin φ, где l — ширина щели. Если для точки M δ = (2n - 1)(λ/2), то есть нечетному числу полуволн, то в точке M благодаря интерференции (сложению) световых колебаний возникает тьма. Там же, где δ = 2n(λ/2), возникают области максимальной освещенности.

Таким образом, за щелью на экране появятся светлые и темные полосы разной яркости, причем самая яркая полоса получится прямо за щелью. Так как разность хода δ зависит от длины волны λ, то максимумы света для разноцветных лучей будут приходиться на различные места экрана. Иначе говоря, если на щель падает белый пучок света, на экране получится ряд спектров, яркость которых убывает по мере удаления от середины экрана. Самыми яркими будут спектры первого порядка, то есть ближайшие к центральной белой полосе.

Если вместо одной щели взять несколько (то есть дифракционную решетку), действия отдельных щелей сложатся и дифракционные спектры будут тем ярче, чем больше щелей на единицу длины имеет решетка. Еще в конце прошлого века Роуланд в Америке изготовлял решетки, число щелей в которых доходило до 2000 на 1 мм длины.

В современных звездных дифракционных спектрографах роль призмы выполняет алюминированная плоская пластинка, на которую алмазом нанесены штрихи, действующие как щели. Для получения спектров с низкой дисперсией перед объективом телескопа ставятся очень грубые решетки из стержней, разделенных воздушными промежутками. Наиболее часто в настоящее время используют отражательные дифракционные решетки в виде алюминированного зеркала с нанесенными на него параллельными штрихами.

Дифракционные спектрографы применяются главным образом для наблюдений Солнца, этого ослепительно яркого источника света, дающего яркие дифракционные спектры. Вместе с другими, подчас весьма оригинальными и своеобразными, приборами они составляют оборудование так называемых солнечных обсерваторий.

Рис. 35. Дифракция света от одной щели.