Эволюция Вселенной и происхождение жизни

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.

Больше информации из спектра.

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.

Врезка 12.1. Закон смещения Вина.

Длина волны (в сантиметрах) максимума в излучении (λ_max) зависит от температуры (T), выраженной в кельвинах (К), следующим образом:

λ_max

(см) = 0,2898/T

Большинство небесных тел светят потому, что они очень горячие. О температуре тела можно судить по области длин волн, в которой излучение максимально сильное. Оптическое (видимое) излучение приходит от звезд, похожих на Солнце (температура около 6000 К), а очень горячие звезды (скажем, 30 000 К) излучают ультрафиолетовый свет. Инфракрасный свет излучается намного более холодными планетами и межзвездной пылью. Рентгеновское излучение исходит, например, из солнечной короны или от газа с температурой в миллионы градусов, заполняющего скопления галактик.