Эволюция Вселенной и происхождение жизни - Теерикор Пекка (читать книгу онлайн бесплатно полностью без регистрации .txt) 📗
Оказалось, что характерный цвет пламени обусловлен яркими спектральными линиями разной длины волны у разных элементов. Каждый элемент имеет собственный характерный признак в виде спектральных линий, которые появляются, когда образец нагревается до такой температуры, чтобы он превратился в горячий газ. По спектральным линиям можно определить химический состав исследуемого образца. В письме, датированном 1859 годом, Бунзен писал: «Сейчас вместе с Кирхгофом мы проводим исследования, которые не дают нам уснуть. Кирхгоф сделал совершенно неожиданное открытие. Он нашел причину возникновения темных линий в спектре Солнца, и он способен воспроизвести эти линии… в непрерывном спектре пламени на тех же местах, что и линии Фраунгофера. Это открывает путь к определению химического состава Солнца и неподвижных звезд…».
На самом деле еще в 1849 году Жан Фуко (1819–1868) в Париже обнаружил совпадение между лабораторными спектральными линиями и линиями в спектре Солнца. Но по каким-то причинам его открытие оказалось забыто. Ничего не зная о работе Фуко, Бунзен и Кирхгоф повторили и усовершенствовали его опыты.
Кирхгоф обобщил свои результаты в виде так называемых законов Кирхгофа (см. также рис. 12.6).
Рис. 12.6. Свет горячего источника, поступающий в спектроскоп, показывает непрерывный спектр, в то время как свет, прошедший сквозь газ, демонстрирует темные линии поглощения. Но если посмотреть на спектр самого газа, то в нем видны яркие эмиссионные линии. Изучая спектры звезд и галактик, астрономы определяют их температуру и химический состав, а также их массы, скорости и расстояния до них.
I закон Кирхгофа: Горячий плотный газ и твердые тела излучают непрерывный спектр. Спектр называют непрерывным, если в нем представлены все цвета радуги и поэтому в нем нет темных линий.
II закон Кирхгофа: Разреженные (имеющие низкую плотность) газы излучают спектр состоящий из ярких линий. Яркие линии с определенными длинами волн называют также эмиссионными линиями.
Как уже говорилось, спектр с эмиссионными линиями возникает от горячего, разреженного газа в пламени бунзеновской горелки, наблюдаемом на темном фоне. Однако если за горелкой поставить источник света и пустить интенсивный луч света сквозь газ этого пламени, то можно предположить, что свет горелки и свет, идущий от источника за горелкой, будут складываться. Если же свет, приходящий из-за горелки, имеет непрерывный спектр, то можно ожидать, что яркие линии пламени горелки будут налагаться на непрерывный спектр. Но Кирхгоф этого не увидел. Наоборот, он видел непрерывный спектр с темными линиями на тех местах, где должны были быть эмиссионные линии. И это он зафиксировал в своем третьем законе.
III закон Кирхгофа: Когда непрерывный спектр проходит через разреженный газ, в спектре возникают темные линии.
Темные линии называются абсорбционными линиями, или линиями поглощения. В спектре Солнца непрерывное излучение исходит из нижних, относительно горячих (около 5500 °C) и плотных слоев солнечной поверхности. На пути вверх свет проходит через более холодные и разреженные слои солнечной атмосферы, которая и дает темные линии Фраунгофера.
Спектральный анализ позволил исследовать химический состав Солнца и даже звезд. Например, две соседние темные спектральные линии «D» в солнечном спектре видны как яркие линии в спектре горячего натриевого газа. Из этого Кирхгоф и Бунзен сделали вывод, что на Солнце много газообразного натрия. Кроме того, они нашли в спектре Солнца признаки железа, магния, кальция, хрома, меди, цинка, бария и никеля. К концу столетия были открыты водород, углерод, кремний и неизвестный элемент, который назвали гелием в честь греческого имени Солнца. В 1895 году гелий был обнаружен и на Земле. Самый простой спектр из всех элементов оказался у водорода. Его спектральные линии образуют такой простой и стройный ряд, что преподаватель Базельского университета (Швейцария) Иоганн Якоб Бальмер (1825–1898) придумал простую формулу для определения их длин волн. Эту серию спектральных линий водорода называют бальмеровскими линиями.
Но невозможно определить степень обилия элементов на Солнце только лишь на основе интенсивности спектральных линий каждого элемента. С помощью сложных вычислений, учитывающих температуру, было выяснено, что наиболее обильным элементом на Солнце является водород (хотя его спектральные линии не очень интенсивны), а второе место занимает гелий. На долю всех прочих элементов приходится менее 2 % (табл. 12.1, там указано также обилие наиболее распространенных элементов на Земле и в человеческом теле). К вопросу о спектрах звезд мы вернемся в главе 19.
Таблица 12.1. Относительное обилие (в процентах по массе) химических элементов на Солнце, Земле и в человеческом теле.
Современный химический анализ показывает, что остальные звезды не сильно отличаются от Солнца. А именно, водород — самый распространенный элемент; его доля составляет примерно 72 % массы звезды. Доля гелия около 26 %, а на долю остальных элементов остается не более 2 %. Однако содержание именно этих тяжелых элементов на поверхности звезд сильно различается от одной звезды к другой.
Наряду с данными о химическом составе, спектр звезды несет много другой информации, например, он сообщает о скорости движения звезды относительно наблюдателя. Ее измерение основывается на принципе, предложенном в 1842 году австрийским ученым Кристианом Доплером (1803–1853). Согласно закону Доплера, длина волны света меняется пропорционально скорости излучающего тела. Это явление хорошо известно для звуковых волн. Например, сирена машины «скорой помощи» слышна на высоких тонах (короткая длина волны), когда автомобиль приближается к нам, но тон сразу же становится ниже (длина волны возрастает), как только машина промчится мимо и начнет удаляться от нас (рис. 12.7). Точно так же спектральные линии звездного света смещаются к голубому концу спектра, то есть их длина волны уменьшается, когда звезда приближается к нам. И наоборот, если звезда удаляется, ее спектральные линии смещаются к красному концу спектра. Относительный сдвиг, называемый красным смещением, показывает скорость удаления звезды.
Рис. 12.7. Эффект Доплера: источники, излучающие волны, движутся относительно чуткого наблюдателя, фиксирующего систематические различия длин волн, приходящих от отдаляющегося и приближающегося источников.
Фактически Доплер считал, что можно определить скорость звезды по ее цвету. Но для типичных скоростей звезд изменения цвета настолько малы, что их невозможно заметить. Спустя несколько лет французский физик Ипполит Физо, не зная о работах Доплера, предположил, что можно использовать узкую спектральную линию в качестве индикатора небольшого изменения длин волн в спектре движущейся звезды.
Доля энергии в разных частях спектра не зависит от природы излучающего тела, неважно — это кусок железа или далекая звезда. Видимый цвет зависит только от температуры тела. Это заметил еще в 1792 году производитель фарфора Томас Веджвуд при разогревании разных материалов. Примерно сто лет спустя немецкий физик Вильгельм Вин (1864–1928) более точно сформулировал эту идею, и сейчас ее называют законом смещения Вина: длина волны максимума в распределении энергии излучения пропорциональна температуре тела, выраженной в градусах Кельвина (врезка 12.1).
Если быть точным, то закон смещения Вина выполняется только для идеальных тел, где происходит 100 %-ное излучение и поглощение света. Такие идеализированные тела называют «абсолютно черными», подчеркивая их способность поглощать лучи. Если тело не излучает свет, оно выглядит черным. Отверстие в лабораторной печи является хорошим приближением к абсолютно черному телу, поскольку свет не отражается от отверстия. Таким образом, свет, исходящий из этого отверстия, можно рассматривать как излучение абсолютно черного тела. Звезды также являются довольно хорошими примерами черных тел. Автором этого понятия был Густав Кирхгоф.
