При хороших условиях наблюдения наш невооружённый глаз может разглядеть звёзды с величиной от отрицательной до примерно +6. Это видимые звёздные величины, измеряющие яркость такой, какой её видим мы, и зависящие как от природной яркости самой звезды, так и от её расстояния до нас. Свет подчиняется «закону обратной квадратичной зависимости»: его интенсивность (количество энергии, доставляемой на единицу площади за единицу времени) обратно пропорциональна расстоянию от источника. Например, если вы направите экспонометр на свечу в тёмной комнате с расстояния в один фут, а затем с расстояния в десять футов, количество света, измеренное вами на расстоянии десяти футов, будет составлять 1/100 от того, которое было на расстоянии одного фута. Объяснение этому простое. Свеча (или звезда) испускает определённое количество световой энергии каждую секунду, и по мере того, как она распространяется кнаружи от источника, это количество энергии распределяется по постоянно растущей сферической поверхности, площадь которой пропорциональна квадрату её радиуса.
Для сравнения значений собственной яркости звёзд их выражают в абсолютных величинах. Абсолютная звёздная величина — это видимая величина, которую имела бы звезда при наблюдении со стандартного расстояния. Это расстояние выбрано равным десяти парсекам.
Спектроскопы
Не менее важным, чем телескоп, является другой инструмент, который часто используется совместно с ним — спектроскоп. Свет — это форма электромагнитного излучения, разновидность волны, возникающей всякий раз, когда вибрируют электрические заряды (см. рис. 3-1). Свет от реального источника вроде горячего лагерного костра или далёкой звезды обычно содержит смесь длин волн (или, что эквивалентно, частот). Задача спектроскопа состоит в том, чтобы показать вам, какое количество света каждой длины волны излучает источник.
Почему это так важно? Поскольку для большинства звёзд мы не можем сформировать достаточно большое изображение, чтобы показать на нём графические детали, спектроскопия — это источник большей части той подробной информации, которой мы располагаем о них, — и её оказывается довольно много. Прежде всего, горячие тела излучают свою энергию с характерным распределением по длинам волн («непрерывный спектр», включающий некоторое количество энергии для каждой длины волны в широком диапазоне), точная форма которого зависит от температуры. (См. рис. 3-2.) В целом, горячее тело испускает излучение на всех длинах волн, но не одинаково. Чем горячее излучающее тело, тем короче длина волны максимальной интенсивности. Поскольку самые длинные волны видимой части спектра красные, а самые короткие — фиолетовые, это означает, что в процессе нагревания объекта вначале он вообще не светится, потому что все волны, которые он излучает, длиннее, чем мы можем увидеть. Когда он становится достаточно горячим, он начинает светиться красным — вначале тускло, затем ярче. По мере того, как вы продолжаете его нагревать, свечение становится более желтоватым, затем белым, когда широкий пик спектра перемещается через середину диапазона видимой части спектра, и, наконец, голубоватым, когда пик смещается влево от видимого диапазона, а наблюдаемая интенсивность спектра уменьшается от фиолетового края к красному. Это наблюдение непосредственно относится к звёздам: самые горячие звезды кажутся голубоватыми, а самые холодные — красноватыми.
РИСУНОК 3-1 Волны и электромагнитное излучение.
A. Любую волну можно рассматривать как картину возмущения, распространяющегося в среде. Эта схема могла бы представлять собой моментальный снимок сбоку волны, пробегающей по воде, поверхность которой в состоянии покоя представляет собой горизонтальную линию, отмеченную как «0». В некоем положении x поверхность смещается вверх или вниз на расстояние y; максимальное смещение — это амплитуда A. Вся волна распространяется вправо со скоростью v, поэтому, если сплошная кривая показывает поверхность в один из моментов, то через время t она выглядит как пунктирная кривая — то есть, весь рисунок сместился вправо на расстояние v. Расстояние между соседними гребнями (верхними точками) или нижними точками (впадинами) — это длина волны λ. Если вы смотрите на какую-то точку на поверхности, то она колеблется вверх и вниз между y = A и y = -A; количество колебаний в секунду — это частота (f). (Колебания в секунду раньше разумно называли «циклами в секунду»; теперь же, по причинам, которые автор затрудняется постичь, её обычно называют гораздо менее информативным словом «герц».) Скорость распространения волны связана с её частотой и длиной волны через v = fλ.
B. В электромагнитной волне, представляющей наибольший интерес для астрономов, «средой» может быть пустое пространство, а «возмущением» — электрическое или магнитное поле под прямым углом к направлению распространения волны. В пустом пространстве значение v для электромагнитных волн (или излучения) равно c = 3×108 м/сек. Их длины волн и частоты охватывают чрезвычайно широкий диапазон, обычно разделенный на несколько областей, которым даны разные названия, и которые изучаются при помощи приборов различных видов. На схеме показаны приблизительные диапазоны длин волн, для каждого из которых приведено общеупотребительное название. Обратите внимание, что видимый свет (различаемый человеком) составляет очень малую часть общего диапазона. Обратите также внимание, что гамма-лучи и рентгеновские лучи перекрываются по длине волны; эти термины относятся не столько к длине волны, сколько к способу их получения. Как правило, рентгеновские лучи излучаются при атомных (электронных) переходах, а гамма-лучи — при ядерных или субъядерных.
Второе важное применение спектроскопии проистекает из того факта, что при прохождении света сквозь материю часть его поглощается. Спектр поглощения скорее дискретный, чем непрерывный — то есть, свет сильно поглощается только на ограниченных, чётко определённых длинах волн. Какие длины волн поглощаются, зависит от поглощающего материала. Спектр поглощения каждого элемена или соединение определяется его атомной или молекулярной структурой, поэтому он так же уникален, как отпечаток пальца. Это наш основной способ узнать химический состав звёзд и атмосфер планет. Большая часть видимого нами света звезды излучается самыми горячими её слоями, а когда он проходит через более холодные слои дальше, на непрерывный спектр горячего тела накладываются линии поглощения. Сравнивая длины волн в спектрах поглощения с характерными для различных веществ, астрономы могут распознавать химические составляющие более холодных слоёв.
Иногда линии поглощения в спектре звезды не в точности совпадают с линиями известных химических веществ — если только вы не корректируете их с учётом эффекта Доплера. Это ведёт нас к третьей важной области применения спектроскопии. Эффект Доплера — это кажущееся изменение частоты и длины волны, вызванное движением источника по направлению к наблюдателю или от него. Вы можете пронаблюдать его доступную и простую демонстрацию, если встанете рядом с железнодорожным переездом, когда поезд, гудя, приближается и проезжает мимо.
РИСУНОК 3-2 Непрерывные спектры для звёзд с тремя температурами «на поверхности»: 3000 К, 6000 К и 10000 К.
Вначале, когда поезд движется в вашу сторону, звуковые волны «прижимаются друг к другу» перед ним, поэтому вы воспринимаете их как более близкие друг к другу (более короткая длина волны) и достигающие вас чаще (более высокая частота), по сравнению с ситуацией, когда поезд стоит неподвижно. Когда поезд удаляется от вас, происходит обратное. Таким образом, когда машинист даёт сигнал, который он слышит как ровный по высоте тона, вы слышите, как он начинается высоким тоном, а затем падает, когда поезд приближается и проходит мимо.
