Если излучают свободные атомы химических элементов, то спектр получается линейчатым. А если взять в качестве источника излучения горячую спираль лампы накаливания, то получится спектр непрерывный. Почему так? В металлическом проводнике нет характерных уровней энергии, там электроны, бешено двигаясь, излучают на всех частотах. Поэтому спектральных линий так много, что они перекрываются друг с другом и получается континуум — непрерывный спектр.
Рис. 11.6. Спектр Солнца или яркой звезды для детального исследования можно сильно растянуть, нарезать на кусочки и сложить стопкой от красного конца к синему. Технически это делается с помощью двух скрещенных дифракционных решеток: одна создает спектр с высокой дисперсией, соседние порядки которого частично накладываются друг на друга, а вторая раздвигает их в перпендикулярном направлении.
А теперь берем источник непрерывного спектра и пропускаем его свет через облачко газа, но более холодного, чем спираль. В этом случае облачко выхватывает из непрерывного спектра те фотоны, энергия которых соответствует переходам между энергетическими уровнями в атомах газа. И на этих частотах мы получаем в сплошном спектре вырезанные линии, «дырочки», — получается спектр поглощения. Но атомы, которые поглотили световые кванты, стали менее устойчивыми и рано или поздно их излучают. Почему же спектр продолжает оставаться «дырявым»? Потому что атому все равно, куда выбрасывать «лишнюю» энергию. Происходит спонтанное излучение в разных направлениях. Некоторая доля фотонов летит, конечно же, и вперед, но, в отличие от вынужденного излучения лазера, она мизерная.
Спектральные линии обычно весьма широкие, и распределение яркости внутри них неравномерное. Это обстоятельство тоже заслуживает внимания. Есть много физических факторов, делающих спектральную линию широкой. На графике распределения яркости (или поглощения) обычно можно выделить два параметра: центральный максимум и характерную ширину. Ширину спектральной линии принято измерять на уровне половины интенсивности максимума. И ширина, и форма линии могут рассказать нам о каких-то физических особенностях источника света. Но о каких?
Предположим, мы подвесили одиночный атом в вакууме и никак не трогаем его, не мешаем ему излучать. Но даже в этом случае в спектре будет ненулевая ширина линий — ее называют естественной. Она возникает из-за того, что процесс излучения ограничен во времени, у разных атомов он составляет от 10–8 до 10–10 с. Если вы «обрежете» на концах синусоиду электромагнитной волны, то это уже будет не синусоида, а кривая, раскладывающаяся в набор синусоид с непрерывным спектром частот. И чем короче время излучения, тем шире спектральная линия.
В природных источниках света есть и другие эффекты, которые уширяют спектральную линию. Например, тепловое движение атомов. Поскольку излучающий объект имеет ненулевую абсолютную температуру, его атомы хаотически движутся: половина — к нам, половина — от нас, если рассматривать лучевую проекцию скорости. В результате эффекта Доплера излучение первых сдвигается в синюю сторону, вторых — в красную. Это явление называется доплеровским тепловым уширением спектральной линии.
Доплеровское уширение может происходить и по другим причинам, например в результате макроскопического движения вещества. Поверхность любой звезды «кипит»: конвективные потоки горячего газа поднимаются из глубин, остывшего — опускаются. Одни потоки в момент снятия спектра движутся к нам, другие — от нас. Конвективный эффект Доплера иногда бывает более сильным, чем тепловой.
Рис. 11.7. Схема формирования красного и синего смещения при движении источников волн и механизм теплового уширения спектральных линий.
Когда мы смотрим на фотографию звездного неба, нам трудно понять, какова величина звезд на самом деле. Например, есть красная и голубая. Если бы я ничего не знал о них, я бы мог подумать так: у красной звезды не очень высокая температура поверхности, но, если я вижу ее довольно яркой, она расположена близко ко мне. Но тогда с определением относительной дальности до голубой звезды, которая светит слабее, у меня возникнет проблема. Я размышляю: голубая — значит горячая, но мне не понять, близко или далеко она от меня. Ведь она может быть большого размера и излучать большую мощность, но находиться столь далеко, что света оттуда приходит мало. Или же, напротив, она может светиться так слабо потому, что очень маленькая, хотя и близкая. Как же отличить большую звезду от маленькой? Можно ли по спектру звезды определить ее линейный размер? Казалось бы, нет.
Рис. 11.8. Спектры звезд-карликов и звезд-гигантов различаются шириной линий.
Тем не менее это возможно! Дело в том, что маленькие звезды — плотные, а у больших атмосфера разрежена, поэтому газ в их атмосферах находится в разных условиях. Когда мы получаем спектры так называемых звезд-карликов и звезд-гигантов, то сразу же видим различия в характере спектральных линий (рис. 11.8). В разреженной атмосфере гиганта каждый атом летает свободно, редко встречая соседей. Излучают все они практически одинаково, поскольку не мешают друг другу, так что спектральные линии гигантов имеют ширину, близкую к естественной. А вот карлик — звезда массивная, но очень маленькая и, значит, с очень высокой плотностью газа. В ее атмосфере атомы постоянно взаимодействуют друг с другом, мешая соседям излучать на строго определенной частоте, потому что у каждого атома есть свое электрическое поле, которое влияет на поле соседа. Из-за того, что атомы находятся в разных условиях окружения, происходит так называемое штарковское уширение линии, т. е. по форме, как говорят, «крыльев» спектральных линий мы сразу угадываем плотность газа на поверхности звезды и ее типичный размер.
Рис. 11.9. Вращение звезды приводит к уширению спектральных линий.
Доплеровский эффект может проявляться и из-за вращения звезды в целом. Мы не можем различить края удаленной звезды, она для нас выглядит как точка, но от приближающегося к нам края все линии спектра испытывают голубое смещение, от удаляющегося от нас — красное (рис. 11.9). В сумме это приводит к уширению спектральной линии. Оно выглядит не так, как эффект Штарка, по-другому меняет форму спектральной линии, поэтому можно понять, в каком случае на ширину линии повлияло вращение звезды, а в каком — плотность газа в ее атмосфере. Фактически это единственный способ измерения скорости вращения звезды, потому что звезд в виде шариков мы не видим, все они для нас — точки.
Движение звезды в пространстве тоже влияет на спектр из-за эффекта Доплера. Если две звезды движутся вокруг друг друга, оба их спектра смешиваются и ходят один на фоне другого, т. е. периодическое смещение линий туда-сюда — признак орбитального движения звезд.
А что мы можем получить из серии меняющихся во времени спектров? Мы измеряем скорость (по амплитуде смещения), орбитальный период, а по этим двум параметрам, пользуясь третьим законом Кеплера, рассчитываем суммарную массу звезд. Иногда по косвенным признакам удается разделить эту массу между компонентами двойной системы. В большинстве случаев это единственный способ измерить массу звезд.
Рис. 11.10. Модель Солнца и планет, демонстрирующая соотношение их размеров.
Кстати, диапазон масс звезд, которые изучены на сегодняшний день, не очень велик: разница составляет немногим больше 3 порядков величины. Наименее массивные звезды — порядка 0,1 массы Солнца: меньшая масса не позволяет потенциальной звезде запустить термоядерные реакции. Наиболее массивные звезды, которые мы недавно обнаружили, имеют массу в 150 солнечных. Это уникумы, таких известно пока только две из нескольких миллиардов.
Рис. 11.11. Периодическое изменение блеска звезды — признак затмений в двойной системе.
Рис. 11.12. Есть звезды намного меньше и намного крупнее Солнца.
Наблюдая редкие двойные системы, в орбитальной плоскости которых мы находимся, мы тоже можем многое узнать о паре звезд, используя только наблюдательные характеристики, т. е. то, что можем непосредственно увидеть, а не рассчитать на основе каких-то законов. Поскольку мы не различаем их поодиночке, мы видим просто источник света, блеск которого время от времени меняется: происходят затмения, пока одна звезда проходит на фоне другой (рис. 11.11). Более глубокое затмение означает, что холодная звезда закрыла собой горячую, а менее глубокое — наоборот, горячая закрыла собой холодную (закрытые площади одинаковы, поэтому глубина затмения зависит только от их температуры). Помимо орбитального периода мы измеряем светимость звезд, из которой определяем их относительную температуру, а по длительности затмения рассчитываем размер.
Рис. 11.13. Относительный размер ближайших звезд и Юпитера.
Размер звезд, как мы знаем, огромен. По сравнению с планетами они просто гигантские. Солнце — наиболее типичная по размеру звезда, наравне с такими давно известными, как Альфа Кентавра и Сириус. Есть звезды заметно меньше их, одна из самых мелких (и одновременно одна из самых близких к нам) — Проксима, она чуть больше Юпитера. А есть звезды намного крупнее, причем на некоторых стадиях эволюции они раздуваются до невероятных размеров и становятся заметно больше всей нашей планетной системы. В целом размеры звезд (в отличие от их масс) укладываются в огромный диапазон — 7 порядков величины.
Рис. 11.14. Размер звезды Бетельгейзе в сравнении с диаметрами орбиты Земли и Юпитера. Фото космического телескопа «Хаббл».
Пожалуй, единственная звезда, диаметр которой мы измерили напрямую (благодаря тому, что она недалеко от нас), — это сверхгигант Бетельгейзе в созвездии Орион: на снимках телескопа «Хаббл» она — не точка, а кружок (рис. 11.14). Если эту звезду поставить на место Солнца, она «съест» не только Землю, но и Юпитер, полностью накроет его орбиту.
Рис. 11.15. Звезда Бетельгейзе выглядит имеющей разные размеры и форму, если фотографировать ее в оптическом, дальнем инфракрасном и микроволновом диапазонах. На правом снимке центр звезды закрыт черным кружком, внутри которого в том же масштабе помещено предыдущее изображение.