Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

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.