Читаем Мир астрономии полностью

Ну а дальше уже приходится работать с законом Хаббла, гласящим, что скорость разбегания галактик пропорциональна их расстоянию от нас V = Hr, где H — постоянная Хаббла. Скорость измеряется по величине красного смещения, о котором у нас шел разговор в первой главе. Но для того чтобы измерять красное смещение, астрономы должны были научиться работать в различных диапазонах спектра. Что это значит?

Явление дисперсии — зависимости коэффициента преломления света от длины волны — известно уже давно. Еще Ньютон в 1665 году, используя стеклянную призму, разложил солнечный свет на отдельные цвета — получил первую спектральную картину. Но действительное начало спектроскопических работ в астрономии мы должны связать с именем баварского самоучки И. Фраунгофера, который, тщательно изучая преломление света различных цветов призмами, открыл в спектре Солнца более 500 темных линий, названных впоследствии его именем. Фраунгофер был уверен, «…что причина возникновения этих линий и полос лежит в самой природе солнечного света».

Однако объяснить природу этих линий Фраунгофер не смог. Лишь в 50-х годах XIX века, после смерти Фраунгофера, благодаря работам Кирхгофа и Бунзена были установлены основные законы спектрального анализа. К этому времени число фраунгоферовых линий в спектре Солнца уже исчислялось тысячами. Кирхгофу удалось отождествить часть этих линий с эмиссионными линиями некоторых земных элементов. Поясним, что это такое.

Если вы подойдете к своей газовой плите и в голубое пламя горелки поместите щепотку соли, пламя немедленно окрасится в желтый цвет. Этот желтый цвет обязан своим происхождением парам натрия (химическая формула поваренной соли — NaCl). Вы наблюдаете таким образом эмиссию — излучение паров натрия. Но если вы будете пропускать свет от источника с более высокой температурой, чем температура пара натрия, вы получите линию поглощения на той самой длине волны (в желтой части спектра), на которой ранее излучал Na. Именно эти явления поглощения и эмиссии излучения и лежат, по сути дела, в основе спектрального анализа, получившего бурное развитие в астрономии после работ Кирхгофа.

Спектральный анализ предоставил поразительную возможность детального определения химического состава атмосфер далеких планет и звезд. Поскольку спектральные линии для каждого элемента точно известны, любые их сдвиги за счет доплеровского эффекта дают возможность вычислять скорость объекта.

Но мне хотелось бы подчеркнуть незаменимость спектрального анализа для астрономии как инструмента при определении химического состава и физических свойств далеких небесных объектов. Ведь сравнительно недавно, 150 лет тому назад, французский философ-позитивист О. Конт писал о небесных телах в своем курсе философии: «Никогда никакими средствами мы не сможем изучать их химический состав… любое знание температур звезд неизбежно должно быть навсегда скрыто от нас». Сегодня благодаря астрономическим наблюдениям с использованием спектральной аппаратуры мы знаем и химический состав, и температуру звезд.

Прошло лишь 50 лет после появления «пророческого» высказывания Конта, а физика и астрономия нанесли ему решительный удар. В 1893 году было установлено, что чем выше температура излучающего тела, тем больше максимум излучения сдвинут в сторону коротких волн (закон Вина). Поразительно, что всего за двадцать лет до открытия этого физического закона известный ватиканский астроном патер Секки оценивал температуру Солнца в несколько миллионов градусов, и в это же время для того же Солнца французский физик Пуйе давал цифру в 2000 °C.

Смысл закона Вина состоит в следующем. Вы начинаете нагревать кусок железа. Сначала он темный, затем при температуре 600° появляется так называемое вишневое каление. Будем повышать температуру — появится красное каление, а перед началом плавления — желтое и белое. (Вспомним известное выражение «добела раскаленный».)

Но красный цвет соответствует более длинным волнам в оптическом спектре. Затем идет оранжевый с более короткими длинами волн, чем у красного, длина волны желтого цвета еще короче. Чем выше температура излучателя, тем более короткие длины волн соответствуют максимуму энергии в спектре излучения.

Открытие этого закона незамедлительно позволило установить правильную температуру нашего Солнца. Она оказалась равной примерно 6000 °C. А сейчас мы знаем температуры многих тысяч звезд, знаем химические элементы, присутствующие в этих звездах.

Итак, оптические исследования с помощью телескопов, несомненно, явились фундаментом всей современной астрономии. Они позволили установить размеры планет и расстояния до них, расстояния до звезд и галактик, определить химический состав звезд и температуру. Но, пожалуй, самое главное — то, что наблюдательная астрономия помогла человечеству раздвинуть границы мира и создать объективно верную картину Вселенной.