И шесть планет Солнечной системы...

Друзья!
 Из Сети.
"3 июня 2024 года  состоялся состоялся Большой парад планет, который происходит один раз в 20 лет.

На утреннем небе шесть планет Солнечной системы – Меркурий, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун – выстроились  в линию, четыре из них можно было увидеть невооруженным глазом.
Парад планет – это разговорное выражение, которое в широком смысле означает, что несколько планет видны на ночном небе одновременно. В астрономии же это захватывающее явление называют выравниванием. Оно описывает ситуацию, когда несколько планет выстраиваются близко друг к другу по одну сторону от Солнца.
По словам руководителя федеральной астрономической программы Space Кирилла Лазоренко, четыре из планет (Меркурий, Марс, Юпитер, Сатурн) будут видны невооруженным глазом, а чтобы разглядеть Уран и Нептун, понадобится специальная оптика – телескоп или мощный бинокль.
Заведующий отделом физики и эволюции звезд Института астрономии РАН Дмитрий Вибе выразил мнение, что это явление вовсе и не редко
Эксперт рассказал, увидим ли мы парад планет
"Это случается довольно часто, разные планеты в разных сочетаниях, потому что Земля вращается вокруг Солнца, планеты вращаются вокруг Солнца, и время от времени возникают конфигурации, которые позволяют несколько планет наблюдать примерно в одной области неба. В этом абсолютно нет ничего интересного, в этом нет ничего необычного, это просто проявление движения планет вокруг Солнца", – считает он.

Он подтвердил, что нынешний парад планет  не очень удобен для наблюдения, потому что планеты собрались действительно в небольшом секторе неба, но в этом же секторе находится Солнце, которое нам помешает их наблюдать.

"То есть там проблема в том, что большая часть планет, они находятся рядышком с Солнцем: Юпитер, Уран, Меркурий – их увидеть совершенно без шансов. И Венеру. Потому что Солнце этого сделать не даст. Есть плохие шансы увидеть Марс, но нужно ловить место с открытым горизонтом, в восточной части неба, и еле-еле на восходе, перед восходом солнца может быть удастся его разглядеть", – сказал специалист"https://ren.tv/news.
...Други!
Считается, что каждая планета обладает своей энергетикой.
"Во время парада планет энергия каждой планеты аккумулируется, поэтому их общее влияние становится в несколько раз сильнее.
Астрологи и эзотерики считают, что во время парада планет наблюдаются несколько признаков, которые оказывают влияние на всех. Особенно остро замечают перемены люди, которые в принципе чувствительны и восприимчивы.Меняется энергия. Вы можете ощутить небывалый прилив сил и пробуждение творческого начала. Или же наоборот, столкнуться с перепадами настроения и эмоциональной нестабильностью.
Происходит нечто неожиданное. В жизни не всегда все идет по плану, но во время парада планет вероятность столкнуться с внезапными переменами заметно выше.
Обостряется интуиция. Во время парада планет важно особенно внимательно прислушиваться к своему внутреннему голосу. Интуиция может вам подсказать правильные пути решения, которые на первый взгляд покажутся неочевидными". https://horo.mail.ru/
...Да,в нынешнем июне  весьма внимательно слушаю свое Высшее Я! И Оно снова позвало меня на Природу,к обским протокам, к красоте первой зелени и цветов!
Вл.Назаров

***************
Л. АЛЛЕР
АТОМЫ,ЗВЕЗДЫ
И ТУМАННОСТИ
    В книге общедоступно изложены основы современной астрофизики для лиц, не являющихся астрономами по образованию, но либо занимающихся астрономическими проблемами в повседневной работе, либо интересующихся астрофизикой, однако по тем или иным причинам лишенных возможности обратиться к систематическим курсам.
    В 12 главах читатель познакомится с принципами спектроскопии небесных тел, с законами атомной физики, используемыми для интерпретации звездных спектров, с типами звездного населения, их происхождением и эволюцией, с миром туманностей и источниками звездной энергии, с необычными типами звезд, в том числе пульсирующими и взрывающимися, с удивительными квазарами и пульсарами.
    Умение автора сочетать научность и ясность изложения с живостью подачи материала привлечет к книге широкий круг читателей, прежде всего любителей астрономии
ПРЕДИСЛОВИЕ
К РУССКОМУ ИЗДАНИЮ
   Название предлагаемой вниманию читателя книги, возможно, знакомо любителям астрономии старшего поколения: в 1947— 1948 гг. Государственное издательство технико-теоретической литературы выпустило несколько книг из известной «Гарвардской серии» научно-популярных книг по астрономии. В числе этих книг была и «Атомы, звезды и туманности».
   С тех пор прошло почти тридцать лет, и вот перед нами второе, переработанное издание книги под тем же заглавием. По существу же — это новая книга, отразившая те революционные изменения в древней науке о небе, которые произошли на протяжении одного поколения.
   Автор смотрит на мир космических объектов глазами астрофизика, стремящегося понять природу и законы развития небесных тел с помощью законов физики. И основная мысль, красной нитью проходящая через всю книгу, — это идея о неразрывной связи между микро- и макромиром, между атомами, с одной стороны, и звездами и туманностями, с другой. Мостом между этими мирами служит электромагнитное излучение — видимый свет и радиоволны, рентгеновские лучи и ультрафиолетовые,— которое объединяет эти элементы мироздания.
   Автор знакомит читателя со всеми наиболее важными успехами астрофизики — как ставшими классическими, так и достигнутыми в последнее время. При этом он опирается на известные со школьной скамьи законы земной, «лабораторной» физики и показывает, как знание и умелое применение этих законов помогает нам понять природу звезд и туманностей. Вызывает невольное восхищение умение автора, практически не прибегая к формулам, объяснить «на пальцах», например, как производится количественный химический анализ звездных атмосфер по наблюдаемым спектрам звезд, как выявляются физические условия и процессы в разреженных облаках межзвездного газа или как переносится энергия в звездах от центральных областей к поверхности.
   Хотя книга рассчитана на широкие круги, она предполагает вдумчивого читателя, интересующегося успехами науки. Вместе с тем книга будет интересна и студенту, и преподавателю, и даже специалисту, ибо в современной литературе, пожалуй, нет книги, отражающей столь полно, доступно и в то же время глубоко содержание и проблемы современной астрофизики.
И, С. Щербина-Самойлова
Посвящается Лео Гольдбергу
ПРЕДИСЛОВИЕ
   За время, минувшее с тех пор, как Лео Гольдберг и я написали первый вариант книги «Атомы, звезды и туманности»*), астрофизика в самой сути своей претерпела чудесные изменения. В то время мы умели определять — и не без успеха — по спектрам звезд их количественный химический состав. Были отождествлены в качестве весьма вероятных источников энергии звезд термоядерные реакции и были сделаны первые, еще «на ощупь», шаги на пути к всестороннему описанию истории жизни звезд. Межзвездную среду начали признавать как материал, из которого возникли, а может быть, возникают и теперь на наших глазах звезды и планетные системы.
   Последующее развитие астрофизики в значительной мере продвинуло вперед и расширило эти первые достижения на пути познания космических объектов. Огромный диапазон астрономических явлений — от различий в химическом составе звезд до деталей на диаграмме «спектр — светимость» был охвачен единой теорией образования элементов и строения звезд. Отдель-* ные части и отрывки на первый взгляд не связанных между собой данных теперь зачастую выступают как важные штрихи на все четче проступающей картине.
   Физические процессы, привлекаемые для интерпретации наблюдаемых свойств звезд и туманностей, имеют общие черты: повсюду вещество излучает или потому, что оно нагрето, или потому, что оно отражает и рассеивает свет, или же потому, что оно флуоресцирует. Свыше четверти века назад в астрономии начали применяться новые, радиоастрономические, методы наблюдений, тем самым было открыто своего рода «новое окно» во Вселенную. Через это «окно» космос казался до странности иным: огромные порции энергии излучаются в отдаленнейших глубинах космического пространства потоками заряженных частиц, движущихся почти со скоростью света в гигантских намагниченных облаках. Еще более расширили эту картину и придали ей новые краски другие «окна», открытые в инфракрасной, ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра. Загадочные космические лучи, долгое время бывшие областью исследования лишь немногих преданных этой проблеме физиков, оказались неотъемлемой частью этой все растущей мировой
сцены. Было высказано предположение, что радиогалактики и квазары — это своего рода электростанции невероятно высоких мощностей, излучающие в космическое пространство чудовищную энергию, а пульсары невозможно представить себе иначе как звезды невероятной плотности, при которой без всякой надежды на спасение разрушаются даже ядра атомов.
   Я попытался дать общее представление о состоянии того искусства, которым можно было бы назвать современную классическую астрофизику, и заглянуть, правда мимоходом, в загадочное, неодолимо влекущее к себе царство частиц высоких энергий и необычных источников энергии, где подчас кажется, что отдельные факты упрямо не поддаются какому-либо приемлемому объяснению.
   В конце 30-х годов многие астрономы полагали, что мы уже сделали огромный рывок вперед, и понимание процессов, лежащих в самой основе происхождения, развития и гибели звезд, почти чго в наших руках. Однако, несмотря на явный постоянный прогресс в объяснении отдельных явлений, нам приходится разгадывать еще более запутанные головоломки. Иногда мы сталкиваемся с явлениями, казалось бы, противоречащими установившимся представлениям, но именно в их объяснении заложено более глубокое понимание природы Вселенной, в которой мы живем.
   Составление даже самого поверхностного и беглого очерка современной астрофизики — задача, почти невыполнимая. Стремительное расширение сферы исследований — одна из трудностей этой задачи. Новые данные столь разнообразны, что трудно отобрать именно те, которыми определится будущее развитие науки.
   К моему величайшему сожалению, обременительные служебные и прочие обязанности помешали Лео Гольдбергу, моему бывшему коллеге и соавтору, принять участие в данном новом издании. Вместе с тем я глубоко благодарен моим коллегам в США и за границей, которые любезно просмотрели большую часть текста и снабдили меня иллюстрациями и фотографиями. Без их помощи эта работа не была бы завершена.
Л. Аллер
I. ПЕРВОЕ ЗНАКОМСТВО
СО ЗВЕЗДАМИ И ТУМАННОСТЯМИ
   Для людей далекого прошлого Вселенная была если и не всегда безопасным, но все же устойчивым миром, созданным, казалось бы, единственно для удобства рода человеческого. Едва ли человек тогда сомневался, что его обитель — Земля — занимает главенствующее, центральное положение, тогда как Солнце оправдывает свое существование, снабжая человечество светом и теплом. Сверкающие звезды, прикрепленные к вращающейся небесной сфере, рассматривались как элементы космической мозаики, предназначенной для украшения ночи.
   Вполне естественно было также, что детали небесного пейзажа стали отождествляться с героями и объектами мифологии; это отождествление сохранилось до нашего времени в виде названий групп звезд, или созвездий. Так, непревзойденное по красоте созвездие зимнего неба — Орион — это могучий охотник, палица которого занесена над разъяренным быком — Тельцом (рис. 1). Три яркие отстоящие друг от друга на одинаковые расстояния звезды составляют пояс Ориона, а несколько размытая группа звезд образует его Меч. Позади Ориона—две его собаки, неотступно преследующие убегающего зайца — Lepus. Глаз большего из псов отмечен сверкающим Сириусом, Песьей звездой. У древних египтян Сириус был общеизвестной в народе звездой Нила, появление на небе которой как раз перед восходом Солнца предвещало близкий разлив Нила. Впрочем, греки недолюбливали Сириус, так как, по их мнению, слияние его лучей с лучами августовского Солнца приводило к сильной жаре летом. В иранской мифологии Сириус был Тиштрая — Великая звезда дождя, которая боролась с Апаоша—демоном засухи. В созвездиях увековечены Геркулес, Лев, Гидра, Персей и Андромеда, а также снаряжение богов и героев — корабль «Арго» Ясона, арфа Орфея и стрела из лука Хирона.
   С течением времени эти легенды, отражающие самые первые попытки человека установить свое место в окружающем мире, сменились объективными исследованиями звезд. Астроном-исследователь обнаружил, что Вселенная — это сокровищница,
полная волнующих открытий, причем каждый новый серьезный вклад в совокупность уже известных сведений ведет к возникновению множества новых нерешенных вопросов, что еще более усиливает интерес к погоне за новыми фактами. Загадки будут, вероятно, возникать до тех пор, пока существуют люди, способные их разгадывать.
   В этой книге мы отправляемся для астрономических исследований в путешествие, в ходе которого читатель сможет сам, хотя бы в малой степени, испытать трепет открытия. Во время нашего путешествия мы будем проникать в кипящие атмосферы звезд и даже погружаться в их глубокие недра. Мы встретимся с любопытными объектами всевозможных видов — не только одиночными звездами, кратными звездами, звездами-карликами и звездами-гигантами, пульсирующими звездами и звездами, поверхностные слои которых иногда отрываются и уносятся прочь при катастрофических звездных взрывах, но также с облаками из газа и диффузного вещества, удивительными пульсарами и теми загадочными источниками гигантских количеств энергии, природа которых пока еще не раскрыта.
   Наш курс среди звезд уже проложен на карте, так как (по крайней мере в общих чертах) география доступных нашему наблюдению областей Вселенной известна. Земля — всего лишь один из членов семейства планет, спутников, комет, малых пла~ нет и метеорных частиц, которые обращаются вокруг Солнца. В свою очередь, Солнце — одна из огромного множества звезд (порядка ста тысяч миллионов), которые объединены в тонкую линзообразную систему. Эта звездная система, в которую входят как все видимые невооруженным глазом звезды, так и миллионы звезд, слишком слабых, чтобы их обнаружить без телескопа, именуется Галактикой, или системой Млечного Пути. Положение Солнца в Галактике соответствует точке, находящейся на расстоянии примерно двух третей от центра до периферии. Выявить детали или даже общие черты строения Галактики — дело нелегкое, поскольку мы находимся внутри этой системы. Однако наша Галактика — всего лишь одна из сотен миллионов далеко отстоящих друг от друга других галактик, которые в совокупности образуют наблюдаемую Вселенную. Многие внешние галактики похожи на нашу собственную Галактику и по форме, и по типам входящих в них звезд. Одна из них — знаменитая галактика Андромеды М31 (т. е. ее номер 31 в ка< талоге туманностей, составленном в 1781 г. Шарлем Мессье, рис. 2), другой пример — спиральная галактика в Треугольнике (рис. 3). Обе эти галактики расположены достаточно близко от нас, поэтому при помощи самых крупных телескопов их форму и состав можно изучить в деталях. В частности, исследования галактики М31 показали, что она похожа и по размерам, и по форме, и по составу звезд на Млечный Путь, и эти исследова» ния помогли понять, как следует действовать, чтобы выяснить строение нашей собственной Галактики. Например, теперь уже известно, что обе галактики обладают заметными вздутиями в центре и что много звезд в главном диске сгруппированы в закрученные спиральные рукава. Ниже мы увидим, что свойства звезд, населяющих спиральные рукава, и звезд, которые находятся в окружающих спирали областях или в центральном вздутии — ядре, совершенно различны.
   Несмотря на большую проникающую способность 200-дюймового телескопа, установленного в обсерватории на горе Па-ломар (США), все еще нет никаких данных, указывающих н
Обратите внимание на спиральные рукава с темными полосами поглощающей материи. По обе стороны от этой спирали имеется по компаньону— эллиптической галактике. Большая из них — М32 — находится почти прямо против центра спирали. В действительности рукава спирали простираются горазд дальше, чем их можно проследить на этой фотографии.

то, что мы приблизились к границам наблюдаемой Вселенной, если вообще такие границы существуют. Правда, большая часть нашего исследовательского путешествия будет проходить в пределах нашей собственной Галактики или в пределах Местной системы галактик, но у нас есть все основания считать, что доступная нашим исследованиям область может служить более или менее типичным образцом для Вселенной в целом.
   Путешествие между звездами, вероятно, будет проходить во мгле, потому что межзвездное пространство засорено протяженными облаками из газа и твердых пылевых частиц, которые ослабляют свет находящихся за ними звезд и вызывают его покраснение. Подобно мощным прожекторам, яркие звезды освещают многие из этих облаков, делая их видимыми астроному- исследователю как светлые туманности. Это межзвездное вещество столь разрежено, что по сравнению с ним плотность газа в условиях самого лучшего лабораторного вакуума кажется огромной, и все-таки, несмотря на такую крайнюю разреженность, пыли между звездами хватает, чтобы скрыть от наших глаз далекие области Галактики. Межзвездный газ испускает излучение как в оптическом, так и в радиодиапазоне, и в настоящее время достигнуты большие успехи по изучению межзвездной среды при помощи крупных радиотелескопов.
Рис. 3. Спираль Треугольника (МЗЗ).
Она гораздо меньше, чем М31, и видна почти в плане. Со спиральными рукавами связано большое число газовых туманностей и звездных скоплений,























   Одна из особенностей нашего «тура открытий» состоит в том, что открытия мы сможем совершать без обычного риска, связанного с исследованием неизвестного. Действительно, благодаря волшебной способности лучей света, рентгеновского излучения и радиоволн распространяться на гигантские расстояния мы можем изучать отдаленные уголки Вселенной, не лишая себя земного комфорта и чувствуя себя в безопасности. Излучения, которые поглощаются земной атмосферой (рентгеновские лучи и некоторые радиоволны), можно изучать при помощи ракет и искусственных спутников, поднимаемых за пределы земной атмосферы.
   Сто лет назад астрономы нанесли на карты положения звезд на небе и обозначили их местоположения подобно тому, как на географические карты Земли на основе точных измерений широт и долгот наносятся различные детали ее поверхности. Положения звезд определяют по направлению испускаемых ими световых лучей. Но направление — это только одна из характеристик световых лучей. Свет звезды несет также информацию о физической природе звезд, их массе, яркости, химическом составе, температуре поверхности и даже о внутреннем строении. Радиоволны, идущие от облаков межзвездного газа, рассказывают об их температуре, плотности и химическом составе и выявляют присутствие протяженных магнитных полей. Лишь сравнительно недавно мы научились читать эти зашифрованные послания звезд и туманностей. Такой анализ стал возможным благодаря современной физике, описывающей поведение и свойства атомов, позволяющие им испускать свет. История выяснения свойств звезд и туманностей, по существу определяемая открытиями современной физики, как раз и является предметом особого внимания в этой книге.
РАССТОЯНИЯ И БЛЕСК ЗВЕЗД
   У любого человека, заинтересовавшегося физической природой звезд, немедленно возникают четыре очевидных вопроса, а именно: насколько далеки от нас звезды, сколь они ярки, как велики и насколько тяжелы. Чтобы ответить на них, нужны линейки и весы, применимые на очень больших расстояниях. Для определения расстояний до звезд астроном пользуется тем же принципом, который использует геодезист при измерении расстояния до пункта, находящегося на другой стороне озера. Рис. 4, а иллюстрирует задачу геодезиста; рис. 4,6 — задачу астронома. Первый измеряет длину отрезка АВ и углы АВС и САВ. Зная два угла и заключенную между ними сторону, можно решить треугольник АВС и определить сторону АС или ВС. Аналогично астроном использует в качестве базиса АВ диаметр


орбиты Земли вокруг Солнца. Когда Земля находится в точке Л, звезда видна в направлении ЛС, спустя шесть месяцев Земля находится в точке В и направление на звезду теперь будет ВС. Половинный угол этого смещения, т. е. угол BCD или ЛСВ, называется параллаксом звезды. Очевидно, величина сдвига зависит от близости звезды: для более далеких звезд он будет меньше. (На самом деле звезда движется относительно Солнца по прямой; чтобы определить и параллакс, и движение звезды перпендикулярно лучу зрения, необходимы дополнительные наблюдения.)
   Единицей звездного параллакса служит 1 секунда дуги (1/3600 градуса), которая примерно равна углу, под которым видна копеечная монетка с расстояния 4 км. Конечно, такой малый угол нельзя различить невооруженным глазом, но новейшие телескопы позволяют измерять с достаточной точностью параллаксы в 0,01". Параллакс ближайшей к нам звезды а Центавра равен 0,752", что соответствует расстоянию примерно 40 миллионов миллионов километров. Выражать такие расстояния в километрах еще более неудобно, чем расстояние от Нью- Йорка до Бомбея в миллиметрах. Поэтому расстояния до звезд, по крайней мере в научно-популярной литературе, выражают в световых годах. Один световой год, т. е. расстояние, пробегаемое за 1 год лучом света, проходящим около 300 000 км в 1 секунду, составляет почти 10 миллионов миллионов километров. Ближайшая звезда отстоит от нас на 4,33 светового года, Сириус— самая яркая звезда неба — находится на расстоянии 8,7 светового года, а вся наша звездная система, Млечный Путь, насчитывает в поперечнике 100 000 световых лет. В таких масштабах наша Солнечная система действительно выглядит крошечной. Если мы в условном масштабе возьмем в качестве расстояния от Земли до Солнца 1 см, то 1 световой год будет равен примерно 650 м,
   В астрономии используют еще две единицы расстояния — астрономическую единицу и парсек. Для выражения расстояний, промежуточных между километром и световым годом, обычно пользуются радиусом земной орбиты, который называют астрономической единицей (сокращенно а. е.). Эту единицу не следует смешивать с ангстремом (сокращенно А), единицей, используемой для выражения длин световых волн. Парсек — это расстояние до звезды, параллакс которой равен 1", он равен 206 265 а. е., или 3,26 св. года. Поскольку параллакс обратно пропорционален расстоянию, то расстояние в парсеках есть просто величина, обратная параллаксу в угловых секундах. Таким образом, звезда, находящаяся на расстоянии 10 парсек, или 32,6 св. года, имеет параллакс 0,1", звезда с расстоянием 100 пс, или 326 св. лет, имеет параллакс 0,01" и т. д.
   Геодезический метод измерения параллаксов пригоден не для всех звезд, а лишь для самых близких, так как углы меньше 0,01" нельзя измерять с необходимой точностью. К счастью, астрономы придумали способы оценки расстояний и для более далеких звезд. Можно, например, использовать тот факт, что звезды движутся как друг относительно друга, так и относительно Солнца. Действительную скорость движения по лучу зрения можно измерить по эффекту Доплера (см. гл. 2). Можно также, измеряя видимые угловые перемещения по небу выбранных звезд в различных участках неба, определять средние, или статистические, расстояния примерно так же, как мы могли бы оценить расстояние до освещенной моторной лодки, наблюдаемой в гавани ночью, если известна ее истинная скорость движения по воде. Другие способы определения расстояний, описываемые ниже, основаны на том принципе, что точно измеряются светимости определенного сорта звезд, которые мы можем отличить от иных в очень далеких Частях Галактики и даже в других звездных системах. Тогда по видимому блеску такой звезды и известной для нее светимости можно определить и ее расстояние, поскольку яркость точечного источника света убывает пропорционально квадрату расстояния. Если бы а Центавра находилась от нас на расстоянии 8,66, а не 4,33 св. года, ее блеск был бы в четыре раза слабее.
   Наоборот, если расстояние до звезды определено, то можно, зная ее видимый блеск, рассчитать ее истинный блеск. Начало существующей практике выражать видимый блеск звезды — какой она непосредственно видна на небе — в звездных величинах было положено 2000 лет назад, когда астрономы древности разделили все звезды на шесть групп от первой (самые яркие) до шестой звездной величины; к последним были причислены звезды, едва видимые невооруженным глазом. В прошлом столетии шкала звездных величин была установлена так, что блеск звезды первой величины ровно в 100 раз больше блеска звезды шестной величины. Шкала меняется как геометрическая прогрессия, т. е. отношение, соответствующее изменению блеска на одну звездную величину, есть величина постоянная. Таким образом, звезда первой величины (1™) в 2,512 раза ярче звезды второй величины (2™), которая, в свою очередь, в 2,512 раза ярче звезды третьей величины (3™) и т. д. Первоначальная шкала, состоявшая из шести звездных величин, была продолжена как в сторону очень слабых, так и в сторону очень ярких звезд. Очень слабые звезды 23—24™ можно регистрировать фотоэлектрическим методом или при помощи специальной фотографической методики на 200-дюймовом телескопе. К звездам первой величины относятся такие яркие звезды неба, как Альде- баран или Альтаир. Однако две самые яркие на небе звезды характеризуются отрицательными звездными величинами; так, звездная величина Канопуса т = —0,7, а Сириуса т =—1,6. (В той же шкале видимая звездная величина полной Луны равна —12,7™, а Солнца —26,8™.)
   Звездные величины можно измерять глазом или при помощи других чувствительных к свету инструментов, например фотографической пластинки или фотоэлемента с нужными светофильтрами. Путем использования различных фильтров можно измерить цвет звезды. Визуальные (т. е. видимые глазом) звездные величины, измеренные первыми наблюдателями, были заменены фотоэлектрическими звездными величинами, измеренными с желтым фильтром, их обозначают буквой V. Если же мы хотим охарактеризовать видимый блеск звезды с учетом всего испускаемого ею излучения — инфракрасного, красного, зеленого, голубого, фиолетового и ультрафиолетового (гл. 2), — мы пользуемся болометрической звездной величиной. Это — звездная величина, полученная с учетом блеска и температуры звезды, она будет наблюдаемой величиной только в том случае, если блеск звезды измеряется за пределами земной атмосферы. Как у очень холодных, так и у очень горячих звезд болометрическая величина намного больше визуальной, так как большая часть их энергии испускается в виде радиации, не видимой глазом.
   Если бы все звезды были одинаково далеки от нас (т. е. от Солнца), их видимые звездные величины соответствовали бы их истинным относительным светимостям. На практике мы определяем собственную светимость звезды по ее так называемой абсолютной звездной величине; последняя равна видимой величине, которую звезда имела бы на стандартном расстоянии 10 парсек = 32,6 св. года (см. приложение IV). Болометрическая абсолютная величина Солнца равна +4,77™. Эту величину нужно знать, когда необходимо сравнить мощность излучения звезд. Абсолютная «фотоэлектрическая визуальная» величина
Солнца равна +4,84т (согласно Крону и Стеббинсу, см. приложение III); это значит, что если бы Солнце отстояло от нас на расстоянии 10 парсек, его можно было бы без усилий наблюдать в ясную безлунную ночь. Звезда Арктур, расстояние до которой составляет около 33 св. лет, смотрелась бы примерно так же, как и сейчас. Блеск Сириуса был бы в 14 раз слабее, и Сириус уже не был бы выдающейся звездой на небе. Зато звезда Ригель в созвездии Ориона, светимость которой в 5000 раз больше Солнца, затмила бы любое светило нашего неба, за исключением Луны.
   Большая часть того, что мы знаем о Вселенной, было открыто путем регистрации и измерения излучения оптическими методами, г. е. устройствами, в которых используются обычные линзы или зеркала. Однако за последние годы стало известно, что звезды, облака газа и галактики наряду со светом и теплом испускают также и радиоволны. Для приема радиоволн радиоастрономы используют большие антенны различной формы, в том числе параболические чаши, которые напоминают обычные оптические телескопы; правда, радиотелескопы, как правило, имеют гораздо большие размеры. Типичный радиотелескоп имеет диаметр около 25 м, а диаметр наибольшего подвижного радиотелескопа в Манчестере (Англия) равен 77 м, хотя самым эффективным, вероятно, является 65-метровый параболоид в Парксе (Австралия). Увиденное «глазом» радиотелескопа небо выглядит совершенно иначе, чем в видимом свете. Большая часть радиоизлучения приходит к нам не от отдельных звезд, а от облаков газа; поэтому место привычных созвездий, которые не видимы в радиотелескоп, занимают различные источники космического радиоизлучения, имеющие совершенно другое расположение на небе.
ВЗВЕШИВАНИЕ ЗВЕЗД
   Движение Земли вокруг Солнца дает возможность определять расстояния звезд. Довольно любопытно, что движение одной звезды вокруг другой позволяет определять их массы. Подобно всем планетам (а в этом отношении также и звездам), Земля одержима страстью к путешествиям. Если бы можно было вдруг «выключить» удерживающее Землю солнечное тяготение, то Земля полетела бы прочь по прямой и в конце концов затерялась бы в межзвездном пространстве. Подобно тому как Земля продолжает двигаться по своему пути благодаря тяготению Солнца, так и большому числу звезд отказано в безмятежном существовании вследствие притяжения звездами-компаньонами. Чем массивнее две звезды, тем быстрее они будут двигаться друг около друга, в чем нетрудно убедиться при помощи простой аналогии.
   Предположим, что мы находимся в космическом корабле в межзвездном пространстве, вдалеке от всех тяготеющих тел, так что мы свободно «плаваем» в космосе, и нам предложили измерить массу небольшого твердого предмета. Поскольку сил притяжения в космическом корабле не существует, мы не сможем положить предмет на весы и взвесить его, нам придется воспользоваться другим способом. Если в нашем распоряжении есть пружинные весы, то величину неизвестной массы можно определить, прикрепив предмет к весам на конце пружины и вращая их по кругу. Пружинные весы измеряют натяжение пружины, которое зависит от скорости вращения и массы предмета: натяжение будет тем больше, чем больше масса или чем больше скорость движения по кругу. По измеренному натяжению и скорости вращения можно определить массу предмета.
   Аналогичным способом астроном «взвешивает» звезды. Скорость движения одной звезды вокруг другой в двойной звездной системе зависит от силы их взаимного притяжения. Согласно закону всемирного тяготения Ньютона, эта сила притяжения, аналогичная натяжению пружины, пропорциональна массам звезд (а также обратно пропорциональна квадрату расстояния между ними). Отмечая время, необходимое этим двум звездам, чтобы совершить один оборот друг вокруг друга, и измеряя расстояние между ними, находим удерживающую их вместе силу, а отсюда и их массы.
   Двойные звезды или звездные системы — явление, обычное среди звезд. Были обнаружены также звездные группы, содержащие три, четыре, пять и даже шесть звезд, обращающихся друг вокруг друга. Кое-какие из этих кратных систем заслуживают специального упоминания.
   Знакомая нам а Центавра состоит из двух звезд, которые завершают взаимное обращение за 80 лет по довольно вытянутым эллиптическим орбитам, так что временами они сближаются до расстояния 11 а. е. (это немного больше, чем расстояние Сатурна от Солнца), а иногда они расходятся на 35 а. е. (это рас< стояние примерно равно расстоянию Плутона от Солнца). Более яркая компонента — почти двойник Солнца, с той лишь разнш цей, что эта звезда чуть ярче, а возможно, немного тяжелее и чуть-чуть горячее Солнца. Более слабая компонента холоднее, да и масса поменьше. В 1915 г. Иннес открыл слабую красную звезду, которая, находясь на расстоянии 2° от этой системы, движется в пространстве так же, как а Центавра, но в 15 000 раз слабее Солнца. Эта звезда отстоит от более яркой пары по крайней мере на 10 000— 12 000 а. е. и должна затрачивать примерно миллион лет для полного обхода своей орбиты.

   Особый интерес представляет Процион — звезда из созвездия Малого Пса. Это двойная звезда с периодом 40,65 года и средним расстоянием между компонентами 4,55", что соответствует 15,8 а. е., т. е. немного меньше, чем расстояние между Солнцем и Ураном. Масса более яркой звезды (1/= 0,35ш) примерно в 1,75 больше массы Солнца. Ее компаньон — очень слабая звезда (К = 10,8 m). Эго одна из престарелых сверхплотных звезд, обычно называемых белыми карликами (см. гл. 9). В настоящее время форма, ориентация и диаметр (в секундах дуги) орбиты яркой звезды известны. По спектру яркой звезды (см. гл. 2) можно также измерить скорость ее движения вдоль луча зрения, а так как орбита ее известна, то можно определить скорость движения по орбите. Затем, зная период орбитального движения, определяют истинный диаметр орбиты в километрах. Полученную величину можно сравнить с величиной диаметра орбиты, которая была найдена по расстоянию между звездами (в секундах дуги) и параллаксу.

   Именно этим способом Странд независимо проверил выведенную ранее величину параллакса, и оказалось, что она хорошо согласуется с величиной тригонометрического параллакса.
   Среди кратных звезд упомянем ? Рака и Кастор. Более яркая компонента ? Рака — сама по себе двойная система, состоящая из двух звезд почти равного блеска, обращающихся друг вокруг друга с периодом 59,7 года. Более слабая компонента тоже состоит из двух звезд, одну из которых можно обнаружить только по ее гравитационному воздействию на другую звезду. Они обращаются друг вокруг друга с периодом около 17,5 года. Более слабая пара обращается вокруг более яркой пары с периодом 11,50 года. Массы всех четырех звезд сравнимы с массой Солнца.
   В телескоп Кастор виден как двойная звезда, компоненты которой, разделенные расстоянием около 80 а. е., движутся друг вокруг друга с периодом 340 лет. Спектральные наблюдения (см. гл. 2) показывают, что обе эти звезды в действительности тоже двойные с периодами примерно 9 и 3 суток соответственно. Еще больший интерес представляет тот факт, что на небе на расстоянии свыше 1' от Кастора находится слабая звездочка Кастор С, связанная физически с этой яркой парой. Этот последний объект сам состоит из двух слабых красных звезд, меньших по размеру и менее массивных чем Солнце, отстоящих друг от друга примерно на 27 млн. км и обегающих друг вокруг друга менее чем за одни сутки. Таким образом, Кастор — шестикратная звезда, причем все три компоненты его являются парами.
   Хотя в каталог Эйткина занесено свыше 17 000 двойных звезд, надежные орбиты известны для сравнительно немногих пар. Вероятно, через 100 лег наши знания об орбитах двойных звезд и их массах значительно улучшатся. Но, к счастью, как независимо показали Рассел и Герцшпрунг, для звезд с известными параллаксами можно получить надежные средние значения масс, даже если мы наблюдаем движения звезд только на части их орбит.
   Кратные системы состоят из звезд всех видов — больших и малых, холодных и горячих, что позволяет нам оценить массы для большинства представителей различных типов звезд. Завершив операцию взвешивания, мы находим, что самые массивные звезды примерно в 50—100 раз тяжелее Солнца, а массы самых легких звезд, по-видимому, заключены в пределах между !/5 и Ую массы Солнца. Однако большинство звезд весит немного меньше Солнца.
   Во многих случаях звезда, принадлежащая к двойной системе, вынуждена открыть нам не только свою массу, но и свои размеры. Расстояние между компонентами двойной звезды часто бывает столь малым, что даже самые мощные телескопы не в состоянии «увидеть» их по отдельности. Однако если плоскость их орбиты ориентирована в пространстве так, что видна нам «с ребра», то прохождение одной звезды перед другой будет периодически создавать затмения, напоминающие затмение Солнца Луной. Подобные двойные звезды называют затменными двойными. Вообще говоря, каждая звезда системы затмевает другую за полное обращение по орбите один раз, в результате чего за один цикл наблюдаются два затмения. Если бы эти звезды были одинаковыми по размерам и блеску, то количество приходящего от них на Землю света уменьшалось бы наполовину дважды за период. Однако компоненты известных затменных звезд обычно имеют различный блеск и разные размеры. Часто встречаются пары, состоящие из большой слабой звезды и маленькой, но яркой звездочки. Именно такая пара звезд схематически показана на рис. 5.
   Прохождение яркой звезды перед слабой создает частное затмение последней, а как следствие этого явления происходит общее ослабление света. Через полпериода относительное расположение звезд поменяется на обратное и, поскольку теперь от нас будет закрыта яркая звезда, потери света окажутся гораздо большими. Если нанести на график наблюдаемый блеск затмен- ной двойной звезды в функции времени, то мы увидим периодическое изменение блеска, показанное на рис. 6. Когда яркая звезда находится на орбите в положениях, соответствующих

Рис. 5. Относительные положения звезд в затменной двойной системе на протяжении трех четвертей периода.
В данном случае маленькая яркая звезда обращается вокруг большой тусклой звезды. В точке В яркая звезда находится перед тусклой, в то время как в D — позади нее.

точкам Л и С на рис. 5, свет не ослабляется. В положении D экранируется более яркая из двух компонент, и звезда, как говорят, находится в главном миниуме. В положении В частично экранируется слабая звезда, поэтому теряется лишь небольшая часть света, и звезда находится во вторичном миниуме. Ясно, что длительность каждого затмения, которую можно определить по кривой блеска, зависит от диаметров звезд и от скорости их движения по орбите. Поскольку, как мы увидим в следующей главе, скорость орбитального движения зачастую можно найти при помощи спектрографа, мы можем также определить и диаметры звезд.
   Если же, что бывает часто, Земля не находится в плоскости орбиты двойной системы (т. е. наклонение орбиты не равно точно 90°), то ситуация будет напоминать показанную на рис. 5. По точным измерениям кривой блеска можно определить наклон орбиты, размеры у обеих звезд, выраженные в единицах поперечника орбиты, и отношение поверхностных яркостей звезд (которое зависит от температуры их поверхностей).
   Мы можем сделать даже больше. Если известны орбитальные скорости в километрах в секунду и период, то можно найти массы звезд в единицах массы Солнца (см. приложение VII). Далее, поскольку из кривой блеска размеры звезд определяются по отношению к размерам их орбиты, а размер орбиты оказывается известен из спектральных измерений, то можно определить в километрах и диаметры звезд. Зная диаметр и массу звезды, можно определить ее плотность. В ряде случаев, когда кривая блеска охватывает наблюдения за несколько десятилетий, можно даже кое-что сказать относительно того, как возрастает плотность к центру у более массивной звезды затменной системы. Эти исследования показали, что масса звезды распределена неравномерно, — говоря точнее, плотность заметно возрастает к центру звезды (см. гл. 8).
   В табл. 8 и 9 (гл. 6) включены величины масс, размеров, периодов и плотностей ряда хорошо изученных затменных двойных, для которых эти данные имеются. Вероятно, самая известная из затменных двойных — Алголь (вторая по яркости звезда созвездия Персея), блеск которой строго периодически через каждые 2,87 суток внезапно падает примерно до !/з своей обычной величины. Диаметр более яркой компоненты примерно в 3 раза больше диаметра Солнца, а диаметр большей по размерам, но менее яркой компоненты составляет 3,7 солнечного диаметра. Более подробное рассмотрение этих систем мы отложим до гл. 6.
   Здесь же необходимо упомянуть еще один момент. Хотя мы можем многое узнать благодаря затменным двойным — недаром Рассел рассматривал изучение двойных как самый легкий путь к познанию звезд, — следует помнить, что часто звезды затменных систем — аномальные объекты в том смысле, что подобные звезды не встречаются поодиночке или в широких парах. Эволюция, т. е. история жизни звезды (гл. 9), может оказаться измененной или нарушенной, если у нее есть близкий компаньон. Такая ситуация предоставляет ряд интересных возможностей для понимания природы некоторых совершенно удивительных переменных звезд (см. гл. 11).
   Хотя расстояние между звездами в двойных системах составляет от нескольких диаметров звезд в системах типа
Рис. 6. Кривая блеска затменной двойной системы, приведенной на рис. 5.

W Большой Медведицы (две звезды с размерами порядка солнечного обращаются друг вокруг друга, почти соприкасаясь) до тысяч астрономических единиц, все же большинство двойных систем, пс-видимому, имеют размеры, не сильно отличающиеся от размеров Солнечной системы. Часто высказывалось даже предположение, что образование Солнечной системы и образование двойных систем представляют собой разные аспекты одного и того же фундаментального процесса. Обычно предполагается, что двойная или кратная системы образуются в результате накопления первичного вещества в двух или более крупных массах. Но иногда значительное количество этого материала может оказаться утраченным, и в результате получается звезда, окруженная системой планет.
   Для массы небесного тела существует нижний предел, при котором оно все еще светит как звезда (см, гл. 8). Слабейшая из известных звезд — спутник звезды BD + 4°4048, открытый Ван Бисбруком. (Для понимания обозначения BD см. приложение I.) Абсолютная величина этой звезды 4-19т, т. е. она в миллион раз слабее Солнца. Если бы она имела при себе планету, пригодную для жизни, то последняя должна была бы обращаться вокруг звезды на меньшем расстоянии, чем расстояние Луны от Земли.
   Планетоподобные спутники были открыты у некоторых двойных звезд по их гравитационному воздействию на видимые члены системы. Несколько лет назад Странд обнаружил спутник у одной из компонент визуальной двойной 61 Лебедя, для которой он определил массу в !/бо массы Солнца, или 16 масс Юпитера, и период 1,89 года. Было высказано предположение, что более слабая из оптических компонент может также обладать одним (или даже двумя) аналогичными спутниками.
   Еще более примечательна звезда Барнарда. На основе продолжительных наблюдений ван де Камп (Сворсмоурский колледж, США) нашел свидетельство наличия у нее двух спутников. Один, по-видимому несколько более массивный, чем Юпитер, обращается с периодом 26 лет по орбите примерно таких же размеров, как у орбиты Юпитера. Другой, масса которого составляет примерно 0,8 массы Юпитера, кружится по орбите, которая по размеру соответствует положению пояса астероидов в нашей Солнечной системе. Таким образом, здесь существует своего рода Солнечная система с по меньшей мере двумя «настоящими» планетами, однако ни одна из них, по-видимому, не пригодна для жизни.
   Звезды-карлики, нормальные звезды, гиганты, сверхгиганты, облака пыли и газа — все они в совокупности образуют Млечный Путь. Но краеугольными камнями для создания любых материальных структур служат крохотные атомы, диаметр которых измеряется в триллионных долях сантиметра. Лучи света, испускаемые атомами и молекулами, позволяют нам видеть и изучать звезды и туманности. Нам повезло в том отношении, что характер света, излучаемого атомами, зависит от тех физических условий, в которых находятся эти атомы. Так, световые лучи, приходящие к нам из галактического пространства, доставляют нам зашифрованные красочные депеши о климатических условиях на звездах и в туманностях. Обратимся же теперь к рассказу о том, как расшифровываются эти световые послания звезд.
2. ЗВЕЗДНЫЕ РАДУГИ
СПЕКТРОСКОП
   Тот факт, что солнечный свет состоит из смеси цветов, был открыт в 1666 г. Исааком Ньютоном. Он впустил солнечный свет в затемненную комнату через «небольшую дырочку в ставнях», а затем пропустил его через стеклянную трехгранную призму и отбросил на противоположную стену комнаты (рис. 7). Белое вначале пятно света превратилось в сверкающую радугу, или спектр, состоящий из цветной полоски, фиолетовой на одном конце и постепенно меняющей цвет на синий, зеленый, желтый, оранжевый и красный на другом конце. Поместив вслед за первой призмой вторую, перевернутую основанием в противоположную сторону, Ньютон показал, что отдельные цвета можно опять объединить, причем белый цвет оказывается восстановленным. Так было доказано, что «белый» солнечный свет в действительности состоит из смеси всех цветов радуги.
   Стеклянная призма сортирует отдельные цветные лучи, изменяя их направление на некоторый угол, величина которого зависит от окраски света. Когда луч света переходит из одной

среды в другую, его направление обычно меняется (рис. 8). (Физически это отклонение, или рефракция, светового луча возникает как следствие того факта, что скорость света в более плотной среде, например в стекле, меньше, чем в воздухе.) Если бы все световые лучи при прохождении через призму отклонялись на одну и ту же величину, выходящий из нее световой пучок не был бы цветным. Однако фиолетовые лучи отклоняются сильнее, чем синие лучи, синие — сильнее зеленых, зеленые— сильнее желтых, в результате чего первоначально белый свет разлагается, или диспергирует, на составляющие его цвета. Аналогичным образом капли воды в земной атмосфере, действуя как крохотные призмочки, разлагают солнечный свет и создают радугу.
   Призменный спектроскоп (рис. 9) в сущности является копией экспериментальной установки Ньютона. Чтобы помешать наложению отдельных цветов друг на друга, источник света сперва фокусируют на узкой щели шириной примерно 0,01—0,02 см. После прохождения через щель расходящийся пучок при помощи линзы С превращают в параллельный, а затем направляют сквозь стеклянную призму D. Далее линза Т сводит лучи в фокусе на отрезке РР'. Спектр в РР' состоит из ряда «линий», которые представляют собой изображения щели в разных цветах. Исследуется спектр визуально при помощи окуляра или после фотографирования его на пластинку или пленку. В другом варианте спектроскопа вместо призмы ставится так называемая дифракционная решетка. Самой распространенной формой решетки является плоская отражающая поверхность, на которой при помощи тончайшего алмазного острия нацарапаны предельно узкие параллельные штрихи. Штрихи наносятся через равные расстояния очень близко друг к другу — до 1200 штрихов на 1 мм. Когда параллельный пучок белого света падает на заштрихованную поверхность решетки, различные составляющие
его цвета отражаются под разными углами, вследствие чего белый свет разлагается в спектр.
   В сочетании с большим телескопом спектроскоп (или его разновидности) является единственным в своем роде по значению инструментом, используемым для наблюдений в астрофизике. Полученные с его помощью результаты будут предметом изложения большей части этой книги. Однако, прежде чем обсуждать этот прибор дальше, обратимся сперва к физическому смыслу цвета.
ФИЗИЧЕСКИЙ СМЫСЛ ЦВЕТА
   Итак, что же подразумевается под цветом светового луча? Ощущение цвета чисто субъективное, оно возникает от реакции сетчатки глаза на какие-то физические свойства света. Лабораторные эксперименты показали, что свет распространяется в форме волн со скоростью (в вакууме) 300 000 км/с. Расстояние между двумя соседними гребнями или впадинами называется длиной волны. Интересное свойство световых волн состоит в том, что феномен цвета, являющийся физиологическим ощущением, непосредственно связан с длиной волны. Красные световые волны — самые длинные из видимых глазом, желтые— короче, а волны фиолетового света — самые короткие из тех, которые мы можем видеть. Например, длина волны красного света равна 650 стотысячным миллиметра, а длина волны фиолетового света составляет всего лишь 450 стотысячных миллиметра. Две разные световые волны, красная и фиолетовая, схематически показаны на рис. 10. Обе волны проходят от А до В за одно и то же время, так как скорость света любого цвета в вакууме одна и та же. Но, так как длина волны фиолетовых лучей короче, чем красных, это означает, что волны фиолетового цвета испытывают большее число колебаний на одном и том же расстоянии. Число таких колебаний в секунду, или частота световой волны, равно скорости света, деленной на длину волны. Следовательно, частота коротковолнового фиолетового света составляет 750 триллионов колебани?1 в секунду. (Это число обычно сокращенно записывают в виде 7,5-1014, где 1014 означает число 1 с четырнадцатью нулями; аналогичным образом величина, обратная 1014, записывается в виде 10-14.) Частота фиолетового света в 25Д6 раз больше частоты длинноволнового красного света. Длины волн обычно выражаются в ангстремах— единицах, названных так в честь шведского физика Ангстрема. Один ангстрем (А) равен 1 стомиллионной (ЫО-8) сантиметра.
   Ограниченная цветочувствительность человеческого глаза сводит видимую часть спектра к полоске, простирающейся от 4000 А (фиолетовая область) до 7000 А (красная область).
   Различные приспособления для обнаружения излучаемой энергии, такие, как фотографическая пластинка, фотоэлемент и термопара, показывают, что излучаемый спектр простирается далеко в обе стороны от видимой области. Непосредственно рядом с фиолетовой областью в сторону коротких волн лежит ультрафиолет, регистрируемый фотопластинкой или при помощи фотоэлектрических приемников. Именно ультрафиолету солнечной радиации мы обязаны загаром. Еще дальше в коротковолновую сторону находится область мягких рентгеновских лучей (примерно от 10 до 100 А). Жесткие рентгеновские лучи занимают интервал по соседству с длинами волн 1—2 А; излучение еще более высоких частот соответствует гамма-лучам, которые испускаются химическими элементами, подобными радию или созданным в лаборатории радиоактивным веществам.
   В длинноволновую сторону от красного света тянется инфракрасная область, в которой область тепловых лучей непрерывно Рис. 10. Волны красного и фиолетового света.

Красный переходит в диапазон микроволн — «коротких» радиоволн — и, наконец, волн радиовещания в сотни метров длиной. Вплоть до 10 000—12 000 А инфракрасное излучение можно исследовать при помощи фотографических пластинок. За пределами этого интервала приходится пользоваться сернисто-свинцовыми или геллуро-свинцовыми сопротивлениями, а также ячейками Голея. Миллиметровые и сантиметровые волны можно регистрировать приемниками СВЧ, а метровые волны и волны радиовещательного диапазона можно принимать обычными радиоприемниками.
   Хотя звезды излучают энергию на всех длинах волн, большая часть их спектра с Земли не наблюдаема из-за поглощения радиации атомами и молекулами земной атмосферы. Поглощение в атмосфере, хотя бы частичное, затрагивает все участки спектра, но в определенных областях длин волн поглощение настолько велико, что излучение вообще не может пройти через атмосферу, даже если вести наблюдения с вершин высоких гор. Не пропускаемые атмосферой области спектра показаны штриховкой на рис. 11. Из этого рисунка видно, что излучение любых длин волн короче 3000 А до поверхности Земли дойти не может. На самых коротких длинах волн — вплоть до 1000 А — поглощение осуществляют атомы кислорода и азота, находящиеся на высотах более 100 км. Радиация диапазона от 1000 до 2300 А поглощается молекулами кислорода и азота, а между 2300 и 3000 А поглощающим агентом является озон. Для спектральной области, видимой человеческим глазом, атмосфера сравнительно прозрачна, но на более длинных волнах большие участки инфракрасного спектра «вычеркнуты» молекулами водяного пара и углекислого газа.
   Далее по спектру атмосфера становится и остается совершенно непрозрачной до миллиметровой области, после чего она опять начинает пропускать излучение, на этот раз радиоволн длиной до 20 м, а еще дальше вся радиация обрезается ионосферой.
   В гл. 7 будет показано, что в «радиоокно» мы увидели совершенно новую картину Вселенной, в которой особенно велика роль частиц высоких энергий и магнитных полей в межзвездном пространстве.
   Однако для исследования других не видимых с Земли спектральных областей необходимо вынести телескопы и приемники за пределы земной атмосферы, воспользовавшись ракетами и спутниками. Снимки в монохроматическом свете солнечного диска, а также солнечные спектры в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях показывают, что Солнце, возможно, переменная звезда. Ультрафиолетовые спектры звезд выявляют исключительно важные аспекты для понимания строения звездных атмосфер. Исследования, прове


Рис. 11. Спектр электромагнитных волн от гамма-лучей до длинных радиоволн.
На нижней полосе оптическое и радио-«окна» указаны незаштрихованными участками, а заштрихованы области атмосферного поглощения. На верхней полосе показан диапазон, доступный приемникам, запущенным на ракетах и спутниках выше верхней границы земной атмосферы. Поглощение водородом и до некоторой степени гелием гораздо больше «съедает» свет далеких звезд в ультрафиолете, чем поглощение земной атмосферой. Однако гамма-лучи, большую часть рентгеновских лучей и другие области спектра можно наблюдать без особых помех. Указан узкий диапазон длин волн, к которым чувствителен глаз.
и другими, показали, что горячие звезды сбрасывают внешние оболочки своих атмосфер с большими скоростями. Вместе с тем уже обнаружены источники рентгеновских лучей и некоторые из них отождествлены с такими катастрофическими переменными, как новые и сверхновые звезды (см. гл. 11 и 12).
«ОТПЕЧАТКИ ПАЛЬЦЕВ» АТОМОВ
   Хотя открытие Ньютоном разложения света от источника, подобного Солнцу, в блестящий спектр цветов было по достоинству оценено художниками, оно, пожалуй, было все же менее важным, чем открытие того факта, что различные источники света характеризуются разными видами спектра. Особое значение для нашей проблемы имеют законы спектрального анализа, известные под названием законов Кирхгофа. Предположим, что, воспроизводя опыты Кирхгофа и Бунзена, мы поместим раскаленную добела вольфрамовую нить лампочки накаливания перед щелью спектрографа. Мы увидим, что спектр состоит из яркой непрерывной цветной полосы, действительно очень похожей на радугу. Кусок железа или другого твердого вещества, нагретый до красного или белого каления, но не испаряющийся, в аналогичной схеме дает непрерывный спектр. Но если мы возьмем в качестве источника света стеклянную трубку, наполненную разреженным водородом, который светится под влиянием проходящего электрического тока, то увидим спектр, совершенно отличный от спектра светящегося твердого тела. Вместо сверкающего непрерывного спектра будут три яркие цветные линии (или изображения щели) —красная, синяя и сине-фиолетовая, последняя как раз на пределе видимости у 4102 А. Мы заметим, что промежутки между линиями кажутся черными, а также что существует замечательная закономерность в расположении линий: промежутки между следующими друг за другом яркими изображениями от красного цвета к фиолетовому постепенно уменьшаются. На фотографической пластинке эта серия линий продолжается в ультрафиолет, причем линии располагаются все теснее друг к другу, пока не сойдутся к некоему пределу у 3650 А (рис. 12, на котором видны линии водорода и других химических элементов, испускаемые туманностью Ориона). Аналогично в спектре нагретых паров натрия видны отдельные яркие линии, особенно выделяется пара близких друг к другу линий в желтой части спектра и серия в ультрафиолете.
   Другие раскаленные газы и пары также излучают спектры из ярких линий, но каждый химический элемент, будь это водород, гелий, натрий, кальций, железо, свинец или радий, характеризуется своим отличным от других набором ярких линий, видимых в спектроскоп. Поскольку нет даже двух элементов, даю-


На примере этого спектра газовой туманности видно, как линии водорода серии Бальмера сходятся к некоторому пределу, за которым следует непрерывный спектр (континуум). Отметим, что в спектре также присутствуют линии гелия, обозначенные символом Не1, так называемые запрещенные линии кислорода [ОН] и запрещенные линии неона [NelII]. (Лик- ская обсерватория Калифорнийского университета, 120-дюймовый телескоп со спектрографом куде.)
щих идентичные спектры, то мы видим, что сама природа обеспечила нас «отпечатками пальцев» любого химического элемента. Раз спектры известных химических элементов были зарегистрированы в лаборатории, можно определить состав любой смеси, невзирая на то, находится ли анализируемый образец на Земле, на далекой звезде или в туманности.
   Если мы теперь поместим холодные пары натрия между раскаленной вольфрамовой нитью и щелью спектроскопа, то получим спектр еще одного вида. В видимой части спектра сверкающий цветной непрерывный спектр (континуум) лампочки накаливания будет почти неизменным, но на тех же длинах волн, где раньше были видны яркие линии натрия, появляются две темные линии. На рис. 13 мы видим спектр с яркими линиями, или эмиссионный спектр, натрия в невидимой ультрафиолетовой области, а также спектр поглощения с темными линиями, полученный от угольной дуги в качестве источника непрерывного спектра. Более холодные пары натрия поглощают свет яркого фона, но лишь в тех длинах волн, в которых возможно излучение атомов натрия. Аналогичные результаты получаются и



с парами других веществ; характерные для них спектры появляются в виде темных, а не светлых линий.
   Эксперименты такого рода привели к открытию трех законов спектрального анализа, сформулированных Кирхгофом: 1) раскаленные твердые или жидкие тела (или очень плотный газ) излучают непрерывный спектр, 2) разреженный светящийся газ испускает характерный для него яркий линейчатый спектр, 3) спектр газа, помещенного перед более горячим источником непрерывного излучения, состоит из темных линий поглощения, которые находятся в точности на тех же длинах волн, на которых у этого нагретого газа имеются линии излучения.
   В 1802 г. Волластон, повторив опыт Ньютона, обнаружил в спектре Солнца четыре темные линии и интерпретировал их как границы цветов красного, желто-зеленого, голубого и фиолетового. Спектры Солнца, полученные путем пропускания белого света через жидкие призмы, содержащие азотную кислоту, очищенный скипидар, масло сассафраса и канадский бальзам, оказались похожими друг на друга. Это показывает, что спектр не зависит от диспергирующей среды. Около 1815 г. Фраунгофер нанес на карты 574 линии спектра Солнца; часть его атласа показана на рис. 14. Предположение, что эти линии обязаны своим происхождением поглощению в земной атмосфере, было опровергнуто, когда Фраунгофер обнаружил, что спектры ряда ярких звезд совершенно непохожи на спектр Солнца (см. рис. 19). Он также отметил, что места линий земных химических элементов и темных линий в спектрах Солнца и звезд совпадают, но, к сожалению, не придал никакого значения этому совпадению. На рис. 15 воспроизведена часть солнечного спектра.
   На основе своих исследований Кирхгоф пришел к выводу, что Солнце и звезды должны быть раскаленными телами, окруженными относительно холодными тонкими атмосферами (рис. 16). Он предложил простую модель, согласно которой химические элементы, находящиеся в газовой атмосфере или обращающем слое звезды, поглощают непрерывное излучение, испускаемое лежащей ниже поверхностью, или фотосферой, и тем самым как бы впечатывают темные линии в спектр. Модель Кирхгофа позволяет зримо представить процесс образования спектральных линий, поэтому мы будем ею пользоваться в дальнейшем. Однако около 40 лет назад Мензел и другие показали, что эта модель с четким делением на слои является чересчур упрощенной, так как и непрерывное излучение Солнца, и линии поглощения возникают по существу в одной и той же области атмосферы, которую до сих пор называют фотосферой. Верно, конечно, что в среднем непрерывное излучение исходит из более глубоких слоев атмосферы, чем соответствующие линиям поглощения, но четкой границы между фотосферой и обра^ щающим слоем не существует.
   Дальнейшие исследования показали, что любая звезда представляет собой своего рода гигантскую лабораторию, в которой вещество часто можно изучать при предельных недостижимых на Земле физических условиях.
   Уильямс Гаггинс, английский астроном-любитель, и независимо Норман Локайр подвергли анализу спектры большого числа звезд, сравнивая положения темных и ярких линий, испускаемых химическими элементами в лабораторных условиях. Они нашли множество совпадений и пришли к выводу, что материя должна быть одинаковой повсюду во Вселенной. Многие астрономы полагали, что большая туманность Ориона (рис. 17) представляет собой скопление звезд, очень далеких от нас и очень близких друг к другу и поэтому неразрешимых в отдельности при помощи существующих телескопов. Поэтому считали, что туманность Ориона должна давать непрерывный спектр. К своему изумлению, Гаггинс обнаружил, что весь спектр этой туманности (рис. 18) состоит из нескольких ярких линий, часть которых удалось отождествить с водородом и гелием, но некоторые сильные линии оказались не поддающимися интерпретации. Первоначально эти линии были приписаны гипотетическому химическому элементу, названному «небулием», однако позднее они были отождествлены как линии дважды ионизованного кислорода (см. гл. 7). Более поздние исследования также обнаружили наличие слабого непрерывного спектра...
СОРТИРОВКА ЗВЕЗД
    В то время как Гаггинс интересовался химическим составом звезд, внимание Секки в Риме привлекло разнообразие звездных спектров. Многие звезды, подобно Солнцу, имели в своих спектрах множество линий металлов, особенно кальция, натрия и железа. Другие показывали только широкие линии водорода, а некоторые (красные звезды) демонстрировали целый комплекс деталей, характеризующихся темными накладывающимися друг на друга полосами. Секки нашел, что преобладающее большинство звездных спектров можно разбить на четыре четко отличающихся друг от друга типа, так что Все звезды каждой из этих групп будут характеризоваться в основном одними и теми же деталями спектра. Этот вывод имел очень важное значение, так как если спектр звезды связан с ее физическими характеристиками и если каждая из звезд попадает в один из четырех спектральных классов, то детальное изучение какой-либо одной звезды может выявить характеристики многих других звезд. Секки установил, что звезды, блеск которых колеблется неравномерно, относятся к классу, имеющему полосчатые спектры. Звезды класса 1, голубые и белые звезды, обнаружили тенденцию к скучиванию в определенных частях неба. Например, пять звезд Большой Медведицы, образующих физическое скопление звезд, т. е. движущихся в пространстве в одном и том же направлении и с одинаковой скоростью, являются звездами этого класса.
   Открытие Секки было поистине замечательным, особенно если учесть, что он проводил свои наблюдения визуально, долгими часами глядя в телескоп. С появлением фотографии Пикеринг, директор обсерватории Гарвардского колледжа (США), в сотрудничестве с Вильеминой Флеминг, Антонией Мори и Энн Каннон наметил осуществление большой программы по спектральной классификации. Пикеринг поместил большую стеклянную призму перед объективом телескопа, а линзу использовал для фокусировки спектров на фотографической пластинке. Преимущество методики с объективной призмой состоит в том, что на одной пластинке можно сфотографировать сразу очень много спектров, тогда как щелевой спектрограф регистрирует за один раз всего один спектр.
   Гарвардская классификация ставила своей целью сгруппировать звезды таким образом, чтобы спектральные особенности одной группы переходили как можно более плавно в спектральные особенности следующей группы. Поскольку темные линии водорода казались общими для всех звездных спектров, то, согласно первоначальному плану, звездами класса А были названы звезды с наиболее сильными водородными линиями. К классу В были отнесены звезды с несколько более слабыми линиями водорода и т. д. до классов М и N, в которых линии водорода очень слабы. Однако по ряду причин некоторые классы, например С, D, Н, были введены ошибочно вследствие плохой фокусировки фотографий, т. е. оказались ложными. А расположение классов в порядке убывания интенсивности водородных линий привело к разрыву непрерывности в тенденциях других спектральных линий. Началом последовательности оказался открытый позднее класс О, и в конце концов было принято, что классы следуют в таком порядке: О, В, A, F, G, К и М. Дополнительно несколько звезд было отнесено к классам R,N и S, по-видимому представляющим ответвления от главной последовательности близ класса К†).
   Фотографическая пластинка показывает такое множество деталей в спектре, что оказалось необходимым разделить каждый гарвардский класс еще на подклассы, присоединив к каждой букве цифру от 0 до 9. Следовательно, характеристики темных линий, соответствующих спектральному классу А5, занимают промежуточное положение между классами АО и F0. В каталоге Генри Дрейпера (см. приложение I) Солнце в соответствии с этой системой отнесено к классу G0.
   На рис. 19 приведен ряд типичных звездных спектров, сфотографированных на наблюдательной станции Охай, которые показывают главные характеристики последовательности спектральных классов. Из-за трудности в подборе времени экспозиции фотографические плотности негативов спектров не одинаковы. Поэтому изменение черноты линий до некоторой степени ложнее, но тенденции к изменению условий возбуждения и усложнению спектра видны достаточно четко. Обратите внимание на усложнение спектра при переходе от класса О к классу М. Начиная с класса О, линии водорода постоянно усиливаются, достигая максимальной четкости в классе АО, а далее размываются до полного исчезновения. Классы В и О несут на себе «отпечатки пальцев» гелия, который отсутствует в спектрах более поздних классов. Линии таких металлов, как кальций, натрий и железо, впервые замечаются в классе А. В классах F, G и К число и интенсивность их быстро растет. Широкие полосы молекулярных соединений, вкрапленные в спектры классов G и К, четко выделяются на спектральных картах классов М, R, N и S. Один из весьма существенных аспектов спектральной классификации состоит в том, что эта классификация разделяет звезды также и по цвету. Более того, цвета вдоль последовательности располагаются примерно так же, как цвета в спектре: голубые звезды приходятся на начало последовательности, а красные — на ее конец. Так, яркие голубые звезды в созвездии Ориона относятся к классу В, Сириус — беловатая звезда — к классу АО, а южный красавец Канопус — к классу F0. Капелла — самая яркая звезда к северу от небесного экватора и такая же желтая, как Солнце, принадлежит к классу GO. Арктур — яркая оранжевая звезда, видимая весной и летом, относится к классу КО, а Бетельгейзе и Антарес — красные звезды в созвездиях Ориона и Скорпиона соответственно — являются звездами класса М.
   Точное определение спектрального класса звезды зависит от относительных интенсивностей определенных линий. Среди линий, используемых для этой цели, — линии гелия (у более горячих звезд), линии водорода, линия К ионизованного кальция (см. гл. 4) и линия 4227 А нейтрального кальция. У холодных звезд используются интенсивности полос окиси титана в классе М, полос окиси циркония в классе S и полос углерода в классах R и N (иногда называемых классом С, так как они представляют углеродные звезды).
   Эти различия в спектрах хорошо видны, даже если размер спектра очень мал, как это обычно бывает на пластинках, полученных с объективной призмой и со спектрографами, предназначенными для наблюдений очень слабых звезд и далеких галактик. Спектральные различия можно также установить путем точных измерений цвета звезд; при этом чтобы оценить блеск звезды в трех или более, предпочтительно узких, интервалах спектра, используются различные сочетания фильтров и приемников. Спектральную классификацию можно также проводить при помощи фотоэлемента, сдвигаемого по спектру.
   Следует подчеркнуть, что эта классификация звездных спектров была выполнена исключительно на основе вида самих спектров безотносительно к физическим причинам, обусловливающим именно тот или иной спектр. Многие из первых исследователей цодагали, что различия в спектрах звезд связаны с изменениями их химического состава. Если бы чернота спектральной линии зависела только от количества ответственных за нее атомов, можно было бы без труда расположить звезды в порядке постепенного изменения количества содержащегося в них водорода. И, конечно, самым знаменательным было бы, если бы для звезд, расположенных по этой системе, также плавно изменялось содержание других химических элементов, а также если бы водородные звезды всегда были голубыми, а металлические звезды — красными.
   В гл. 4 мы увидим, что спектральные изменения обусловлены не различием химического состава, а изменениями температуры и плотности. Различия химического состава, когда они действительно существуют, обычно невелики и по своему влиянию на вид спектра не сравнимы с воздействиями температуры и плотности. Исключение составляют лишь некоторые холодные звезды, у которых углерода больше, чем кислорода.
СПЕКТРОГРАФ В КАЧЕСТВЕ СПИДОМЕТРА
   Спектограф выявляет не только состав звезд, но также и их скорости в направлении к наблюдателю или от него. Чтобы понять, каким образом спектрограф может действовать как спидометр, читателю следует припомнить пронзительный свист, который возвещает о приближении скорого поезда, и внезапный переход к низкому гудку, который сопровождает его проход мимо и удаление. Свист — это звуковые волны определенной частоты и длины, а от числа волн в секунду, которое попадает в ухо, зависит высота звука. Когда поезд быстро движется по направлению к приемнику звука, то отдельные волны как бы подгоняют друг друга, и в этом случае в ухо в каждую секунду попадает большее число волн. Увеличение числа колебаний в секунду воспринимается ухом как повышение высоты тона. Наоборот, когда поезд удаляется, звуковые волны, как бы отставая, растягиваются, и в секунду в ухо их попадает меньше, что ощущается как падение высоты тона.
   Если свет распространяется волновым движением, то следует ожидать, как было указано Христианом Доплером в 1842 г., аналогичного эффекта. Предположим, источник испускает свет определенной частоты, свет этот проходит через спектрограф и выглядит как спектральная линия. Положение линии определяется длиной волны. Но если источник света мчится к наблюдателю, световые волны достигают спектрографа с большей частотой и длина волны кажется более короткой. Следовательно, спектральная линия сдвигается со своего обычного положения в фиолетовую сторону. А если источник света удаляется, то линия смещается к красному концу. Величина смещения, которую на-
зывают доплеровским сдвигом, связана со скоростью источника света равенством.
(Безразлично, движется источник света или наблюдатель: существенна скорость, с которой они оба сближаются или удаляются друг от друга.) Сжорость света равна 300 000 км/с, поэтому, например, если источник света удаляется со скоростью 30 км/с, то положение линии 5000 А изменяется на 0,5 А — величину, которая легко фиксируется.
   Чтобы измерить скорость звезды, на фотографическую пластинку по обе стороны от звездного спектра в качестве системы отсчета впечатывают спектральные линии какого-либо лабораторного источника, например железа, титана или гелия, которые служат для измерения положений звездных линий. Затем астроном определяет в долях ангстрема смещения звездных линий по отношению к линиям спектра сравнения. По этим смещениям он вычисляет скорость звезды. Таким образом, спектрограф дает лучевую скорость, т. е. скорость движения звезды по лучу зрения, тогда как смещение звезды на небесной сфере определяет ее скорость под прямым углом к лучу зрения. Две этих компоненты в совокупности полностью определяют направление и скорость движения звезды относительно Земли. На рис. 20 показано, как лучевая скорость звезды создает сдвиг в положениях спектральных линий. Особое внимание измерениям лучевых скоростей уделяют на обсерваториях Ликской, Маунт Вилсон, Виктория и Иерксской.
   Спектрограф в качестве спидометра имеет также важное применение при исследованиях орбитальных движений двойных звезд. Компоненты многих двойных звезд настолько близки друг к другу, что их нельзя разрешить, т. е. увидеть раздельно при прямых наблюдениях. Однако если плоскость орбиты хотя бы немного наклонена к направлению луча зрения, то каждая звезда, по мере того как она обращается вокруг своего компаньона, кажется то приближающейся, то удаляющейся. Если обе эти звезды имеют почти одинаковый блеск, то периодически в спектре видно удвоение линий, когда одна звезда приближается, а другая удаляется. Однако обычно одна из звезд настолько ярче другой, что виден только один спектр, но так как скорость звезды по отношению к наблюдателю меняется, то линии спектра совершают колебания туда и обратно. Звезды, двойственность которых распознается по их спектру, называют спектральными двойными. Мицар — звезда, видимая в изгибе ручки ковша Большой Медведицы, была первой звездой такого рода, открытой Пикерингом в 1889 г. С тех пор обнаружено несколько сотен других подобных объектов. Каталог Мур и Ней- бауэр (Ликская обсерватория) содержит орбиты свыше 500 спектральных двойных, а каталог Бэттена насчитывает 700 таких объектов, причем многие из них открыты совсем недавно.
ПОЛЯРИЗОВАННЫЙ СВЕТ
   Инфракрасный, видимый и ультрафиолетовый свет, рентгеновские лучи, гамма-лучи и радиоволны — все это электромагнитные волны, т. е. волны в объединенном электрическом и магнитном полях (рис. 21). Представим себе, что на пути такой волны помещено небольшое свободное тело, несущее электрический заряд; оно приобрело бы ускорение вверх — вниз, поскольку электрическое поле сперва имеет одно направление, а затем — противоположное. Колебания этих полей происходят перпендикулярно направлению распространения волны; такие волны называют поперечными в отличие от продольных волн, к которым относятся звуковые волны, или волны сжатия, в твердых или жидких телах.
   Важным свойством поперечных волн является возможность
их поляризации. Предположим, что мы смотрим в направлении распространения световой волны (рис. 22). В какой-то момент электрическое поле имеет направление аа', мгновением позже его направление может быть вв', затем бб', причем эти изменения происходят беспорядочно с большой частотой. Если на пути пучка света поместить поляроид, то все направления, за исключением, скажем, вв\ будут перекрыты и луч света, как говорят, окажется плоскополяризованным. Вращая поляроид, можно выбирать различные направления колебания. Если первоначальный свет поляризован, то интенсивность прошедшего через поляроид света будет максимальной при некотором положении поляроида и нулевой в положении, перпендикулярном к положению соответствующего максимума. Если свет поляризован частично, то по мере вращения поляроида интенсивность света будет периодически меняться.
   Важное значение имеет еще один тип поляризации. Предположим, мы смотрим в направлении пучка и видим, что направление электрического поля равномерно вращается с частотой,, равной частоте света. Тогда говорят о круговой поляризации света. Поляроид, взятый в отдельности, не может отличить такой свет от обычного неполяризованного света, но при помощи соответствующего вспомогательного оборудования это сделать нетрудно. Можно также измерять поляризацию радиоволн, рент* геновских лучей и т. д.
3. АТОМЫ И МОЛЕКУЛЫ-КИРПИЧИКИ, ИЗ КОТОРЫХ ПОСТРОЕНЫ ЗВЕЗДЫ
АТОМЫ и ИЗЛУЧЕНИЕ
   Где возникает свет? Когда мы дома нажимаем на кнопку выключателя, по проводам начинает течь электрический ток, который превращается в свет, излучаемый вольфрамовой нитью. Каким-то путем атомы, из которых, как из крохотных кирпичиков, построены все виды вещества, создают свет различных цветов или длин волн, если их питают топливом в виде химической или электрической энергии. При каком процессе внутри атома возникает этот свет и почему разные виды атомов излучают энергию в различных длинах волн?
   Атомы слишком малы, чтобы их можно было видеть; следовательно, в опытах по выявлению их строения и свойств приходится по необходимости иметь дело с большим их числом. Из результатов этих опытов мы можем попытаться создать гипотетическую модель атома, которая должна вести себя, как настоящий атом. Таких моделей атомов в прошлом было предложено множество, причем они имели различную степень успеха в воспроизведении наблюдаемых деталей спектра. Но все эти модели в тот или иной момент вступали в противоречие с опытом. Эти неудачи привели к выводу, что ни одна чисто механическая модель атома не может быть вполне удовлетворительной; законы механики, которым подчиняются большие тела, терпят крах, когда их пытаются применить к ультрамикроскопическим частицам. Следовательно, необходимы совершенно новые законы механики, которыми можно было бы объяснить поведение атомов. Эти законы были установлены в так называемой волновой, или квантовой, механике, которая вполне успешно объяснила свойства атомов. Действие этих законов, хотя и отлично разработанных математически, довольно трудно представить себе наглядно.
   По этой причине даже ученые, которые в своих вычислениях пользуются законами квантовой механики, говорят об атоме используя термины простой механической модели.
   Вероятно, здесь как раз уместно, может быть, вспомнить о различиях между атомами и молекулами. Химики показали, что многие газы, жидкости и твердые вещества, из которых по
строен мир, состоят из простых форм или из комбинаций основных субстанций, называемых химическими элементами, которые могут, объединяясь, образовывать содинения. Так, вода состоит из водорода (две части объема) и кислорода (одна часть объема).
   Мельчайшая частица химического элемента — атом. Мельчайшая частица химического соединения — молекула. Молекула воды состоит из двух атомов водорода, связанных с одним атомом кислорода, т. е. НОН. Необходимо отличать смеси, или сплавы (например, латунь), в которых атомы свободно перемешаны друг с другом, от соединений, в которых отдельные атомы, образующие молекулы, тесно связаны друг с другом.
ИЗ ЧЕГО СДЕЛАНЫ АТОМЫ
   Опыты в лабораториях показали, что основными элементами атомов являются три вида фундаментальных частиц: электроны, нейтроны и протоны. Электрон, который несет отрицательный электрический заряд, — легчайшая из известных в природе частиц. Необходимо было бы иметь 10,97-1026 электронов (т. е. 10,97 с 26 нулями), чтобы уравновесить 1 г. Выраженная в граммах масса электрона равна 9,11-Ю-28. Нейтрон и протон имеют примерно одинаковую массу, в 1836 раз превышающую массу электрона, т. е. 1,66-10”24 г. Пылинка диаметром около 0,01 мм весила бы в миллиард миллионов раз больше протона. Электрический заряд, связанный с атомными частицами, удобно выражать через заряд электрона, который принимается за —1. В электрической системе единиц этот заряд равен 4,803-10”10 электростатических единиц СГС; в практической системе единиц он равен 1,602-10-19 кулон. Протон несет положительный электрический заряд, численно равный заряду электрона, или + 1, а нейтрон, как показывает его название, электрически нейтрален.
   В каждом атоме протоны и нейтроны, часто почти в равных количествах, тесно связаны друг с другом, образуя плотное компактное ядро, вокруг которого движется один или несколько внешних электронов. Наибольшее количество вещества атома занимает относительно большой объем пространства, так как расстояние электронов от ядра в тысячи раз больше диаметра самого ядра. Цементом, который связывает эту внешнюю часть атома в единую структуру с ядром, служит сила электрического притяжения между положительным и отрицательным зарядами. Именно эта сила притяжения сохраняет атомы электрически нейтральными. Лишите атом его электронов, и ядро будет стремиться захватить другие электроны до тех пор, пока не будет восстановлено электрическое равновесие,
   Число протонов и нейтронов, которые образуют любое ядро, например ядро атома железа, можно определить по двум наблюдаемым величинам, а именно по массе атома и числу внешних электронов. Поскольку протон и нейтрон весят намного больше электрона, общее число их в ядре определяет массу атома. Для нейтрального атома число протонов должно быть достаточно, чтобы уравнять число внешних электронов и тем самым обеспечить электрическую нейтральность.
   Самый легкий из всех элементов — водород, ядро атома которого состоит из единственного протона с одним внешним электроном; в атоме водорода нет нейтронов. Атом водорода весит 1,673-10”24 г: это чуть больше массы одного протона. Атом гелия весит примерно в 4 раза больше, чем атом водорода, и имеет два внешних электрона; следовательно, его компактное ядро (часто называемое а-частицей) должно состоять из двух протонов и двух нейтронов. Атомы кислорода в 16 раз массивнее атомов водорода и имеют восемь электронов; их ядро состоит из восьми протонов и восьми нейтронов.
   Спектр и химические свойства атома по существу зависят только от количества его внешних электронов. Различие между химическими свойствами калия, у которого 19 внешних электронов, и кальция, у которого их 20, хорошо известно. Аналогично спектры, излучаемые кальцием и калием, совершенно различны. Возмущения внешних электронов атома в результате столкновений с другими атомами или потоком электронов в электрической дуге порождают спектральные линии, которые мы наблюдаем в спектре пламени или в дуге. Чтобы потревожить ядро, нужны гораздо более сильные средства (см. гл. 8).
   В настоящее время известно свыше 100 отдельных элементов (табл. 1); 88 из них существуют на Земле в виде устойчивых элементов, радиоактивных элементов, таких, как торий и уран, или продуктов распада таких элементов. Остальные элементы неустойчивы, но их ядра были созданы в лаборатории (см. гл. 8). Каждому атому дан номер, соответствующий числу его электронов; так, атомный номер водорода 1, гелия 2, кислорода 8, урана 92. Массы атомов обычно выражают в относительной шкале, в основе которой лежит принятый для кислорода атомный вес 16. Так как кислород содержит 16 протонов и нейтронов, масса каждой из этих частиц должна быть единичной. Но если атомы состоят из целых чисел 1, 2, 3, ... фундаментальных частиц, почему же тогда атомные веса, приведенные в табл. 1, не целые числа? Даже а-частица весит немного меньше (примерно на 0,7%), чем четыре протона. Причина (см. гл. 8) в том, что, когда в звездах из водорода образуется гелий, часть массы исчезает, превращаясь в энергию. Но этот дефицит; массы (который часто выражают в энергетических единицах) составляет относительно небольшую долю всей массы. Чем же тогда можно объяснить, что атомный вес хлора равен 35,46, а цинка — 65,38?
   Оказывается, бывает и так, что два или больше электрически нейтральных атома могут иметь один и тот же атомный номер и все же разные массы, так как в их ядрах содержится разное число нейтронов. Такие атомы называют изотопами одного и того же химического элемента. Атомный вес каждого изотопа выражается почти целым числом, но поскольку каждый элемент может состоять из смеси устойчивых изотопов, то его средний атомный вес не обязательно будет целым числом. Практически изотопы есть у всех элементов. Например, углерод имеет два устойчивых изотопа, каждый из которых содержит 6 протонов, но у одного 6 нейтронов, а у другого 7; атомные веса этих изотопов составляют 12,004 и 13,008 соответственно. Самый распространенный изотоп углерода имеет атомный вес 12, поэтому средний атомный вес обычного углерода равен 12,006. Углерод-13 (С13), как его называют, едва ли больше, чем след примеси (1%) в преобладающем углероде-12 (С12). Так как спектры атомов существенно зависят от числа внешних электронов, спектры различных изотопов одного и того же элемента почти идентичны.
   Некоторые ядра изотопов и даже ядра уникальных элементов можно создать путем бомбардировки частицами высокой энергии, подобными тем, которые встречаются в природе в космических лучах или создаются при помощи ускорителей (см. гл. 8). Часто эти ядра неустойчивы и распадаются, превращаясь в другие ядра, за время от долей секунды до многих лет. Один из самых известных изотопов такого рода — С14 (который содержит шесть протонов и восемь нейтронов). Он распадается до N14 с испусканием из ядра электрона. На Земле С14 создается благодаря бомбардировке космическими лучами. Поскольку изотоп С14 участвует в химических реакциях так же, как и обыкновенный углерод, он входит в состав таких живых организмов, как деревья и кости, продолжая постоянно распадаться и после того, как организм умирает. Либби показал, как можно использовать сведения о содержании С14 в остатках органических соединений для датировки изделий древних цивилизаций и первобытного человека.
   Чтобы объяснить, каким образом атомы испускают свет, обратимся к модели атома, которая служила физикам в течение многих лет для наглядного представления о поведении электронов внутри атома.
 
МОДЕЛЬ АТОМА БОРА
   В 1913 г. Нильс Бор успешно объяснил различные водородные серии, предложив модель атома, в которой электрон движется по круговой орбите вокруг протона. В этой схеме атома водорода движение электронов подчинено строго определенным правилам, так как допустим весьма ограниченный выбор орбит, а именно только те, радиусы которых пропорциональны квадратам чисел натурального ряда от 1 до бесконечности, т. е. 1, 4, 9, 16, ... (рис. 24).
   На каждой из этих орбит энергия движения, или кинетическая энергия, электрона точно уравновешивается силой

Рис. 24. Модель атома водорода Бора, на которой указаны четыре первые спектральные серии.
Радиусы последовательных орбит пр порциональны квадратам целых чисел натурального ряда, т. е. 1, 4, 9, 16, ...; радиус наименьшей орбиты равен 0,528 • 10“8 см.

притяжения со стороны ядра, которая препятствует удалению электрона. Чтобы электрон, движущийся по какой-либо электронной орбите, вынудить двигаться по более далекой от ядра орбите, его надо снабдить энергией за счет какого-либо внешнего источника, поскольку, чтобы отдалить электрон от притягивающего его ядра, необходимо произвести работу. Для осуществления такого перескока может оказаться достаточным столкновение с другим атомом или захват проходящего светового импульса. Но атомы капризны: электрон не станет менять орбиту, пока он не получит точно такое количество энергии — не больше и не меньше, — которое необходимо для перехода на ту или другую «разрешенную» орбиту. Бор показал, что если количество энергии, необходимое, чтобы столкнуть электрон с основной, или самой нижней, орбиты и совсем освободить его от воздействия ядра, равно W, то количество энергии, необходимое, чтобы сбить электрон со второй орбиты, равно W/4, с третьей орбиты—W/9 и т. п. Другими словами, количество энергии, необходимое в этих случаях, пропорционально W/п2, где n= 1, 2, 3, ... . Если для удобства считать энергию нулевой, когда полностью оторванный от атома электрон находится в состоянии покоя, то энергия, когда электрон находится на самой нижней орбите, будет равна —W (минус потому, что для удаления его с этого уровня нужно произвести работу). Когда электрон находится на второй орбите, эта энергия равна— W/4 и т. д. Поэтому при
нято говорить, что энергия разрешенной n-й орбиты равна — W/n2, где п = 1, 2, 3, ... . Величину W, которая зависит от заряда и массы электрона, а также других постоянных, можно вычислить по теории Бора. Положительный знак энергии показывает, что электрон не только вырван из атома, но и улетает в пространство с некоторой скоростью. Здесь следует обратить внимание на одно важное обстоятельство, а именно, что, хотя отрицательные энергии ограничены условием Е = W/n2, положительные энергии вовсе не ограничены. Конечно, это не значит, что элекроны, свободно летающие в пространстве, обязаны двигаться с какими-то особыми скоростями; просто они могут перемещаться, имея любые скорости по величине и направлению.
   Если электрон оторван от атома, то говорят, что такой атом ионизован. Энергия, необходимая, чтобы вырвать из атома электрон, находящийся на орбите с наименьшей энергией, называется потенциалом ионизации, он измеряется в электрон-вольтах. Потенциал ионизации водорода равен 13,60 эВ; это означает, что если электрон ускоряется разностью потенциалов 13,60 В, то этой энергии как раз достаточно, чтобы при столкновении с электроном атома водорода выбить его с самой низкой энергетической орбиты.
   Далее Бор постулировал, что электрон может соскакивать с энергетически более высокой орбиты на более низкую. Поскольку при таком переходе происходит потеря энергии, то Бор предположил, что одновременно атом выделяет импульс, или квант, света и что частота, а следовательно, и длина волны, и цвет испускаемого излучения должны быть связаны с разностью энергий этих двух орбит:
Еа—Еь = hv,
где Еа — энергия электрона, находящегося на более высокой орбите, Еь — его энергия на низкой орбите, h — постоянная, называемая постоянной Планка, a v — частота излучаемой радиации.
   На основе этих постулатов Бор смог вычислить длину волны излучения, получающуюся в результате любого перехода, который мог бы осуществить электрон.
   Для удобства можно изображать энергии боровских орбит в виде горизонтальных линий, или энергетических уровней, как это показано на рис. 25. Переходы между разными уровнями показаны на рисунке вертикальными линиями. В нейтральном атоме водорода электрон проводит подавляющую часть своей жизни на самой нижней орбите. В этом состоянии атом, конечно, не может излучать. В результате столкновения с быстро движущимся атомом или свободным электроном или за счет поглощения кванта света, длина волны которого совпадает с длиной волны одной из линий лаймановской серии, электрон может перейти на одну из более высоких орбит. Если электрон находится на одной из таких орбит, говорят, что атом находится в возбужденном состоянии.
   Попав на более высокую орбиту, например на пятую, электрон может спрыгнуть на одну из четырех более низких орбит. Но этот выбор должен быть сделан очень быстро, так как электрон может находиться в возбужденном состоянии только около стомиллионной доли секунды. Возвращение на самую нижнюю орбиту будет сопровождаться излучением четвертой линии серии Лайману в невидимом ультрафиолете. Если же электрон

Мы видели, что для осуществления перехода между двумя боровскими орбитами или, как на рис. 25, между двумя соответствующими уровнями (находящимися ниже заштрихованной области) атом должен испустить или поглотить определенное дискретное количество энергии. Именно этим объясняется, почему линии водорода занимают только определенные длины волн и не появляются на других волнах. Но электрон может ускользнуть из атома, если он поглотит количество энергии, превышающее то, которое необходимо для ионизации. Избыточная часть энергии расходуется на то, чтобы сообщить свободному электрону скорость. Таким образом, верхняя часть заштрихованной области на рис. 25 соответствует свободным электронам с высокими скоростями, нижняя часть — электронам с низкими скоростями. Вследствие этого ионизация атомов водорода будет порождать непрерывный спектр поглощения. И наоборот, захват свободных электронов протонами дает непрерывный спектр излучения за фиолетовым краем предела каждой серии.
   Рис. 32 показывает спектр поглощения за пределом серии Бальмера у звезды Канопус, а на рис. 12 показано непрерывное излучение за пределом бальмеровской серии в спектре газовой туманности.
СЛОЖНЫЕ АТОМЫ
   Мы рассмотрели спектр простейшего из всех атомов — атома водорода. Если мы теперь обратимся к атомам с большим чем один числом электронов, то проблема оказывается более сложной. Как и раньше, каждый электрон может свободно перемещаться между любыми из числа разрешенных орбит. Но энергия атома зависит от особенностей комбинации орбит, которые заняты его электронами. Чем больше электронов, тем многочисленнее будут возможные комбинации орбит и поэтому тем больше будет и число спектральных линий. Хорошей иллюстрацией сложности подобного атома служит спектр железа (рис. 26). Мы видим, что модифицированная модель Бора дает возможность предсказать точное число, но не длины волн спектральных линий, которые должны наблюдаться для каждого атома.
   Однако сложность спектра атома не всегда находится в прямой связи с числом его электронов. Причина в том, что число электронов, которым разрешено двигаться по орбитам на одном и том же расстоянии от ядра, ограничено. В атоме водорода электрон обычно движется по наименьшей орбите. У гелия два электрона обращаются вокруг ядра по орбитам одинакового размера. Литий обладает тремя электронами, два из них перемещаются по идентичным орбитам, проходящим поблизости от

ядра, в то время как третий электрон движется по большей внешней орбите. У бериллия четыре электрона: два на внутренней, а два — на более далекой орбите. По мере роста числа электронов у последующих химических элементов — бора, углерода, азота, кислорода, фтора и неона, все дополнительные электроны находятся на второй орбите. Никогда ни у одного атома на первой орбите не бывает больше двух электронов. Аналогично ни один атом не может иметь больше восьми электронов на второй орбите. Мысленно можно представить себе каждый комплект орбит как некую окружающую ядро оболочку, на которой группируются электроны. Первая оболочка заполнена у гелия двумя электронами; вторая оболочка содержит восемь электронов и заполняется у неона, который обладает 2 + 8 электронами.
Круглыми стрелками указаны направление обращения электрона по орбите и направление вращения вокру. своей оси. Прямыми стрелками указаны направления момента количества движения по правилу правой руки: направление стрелок задается большим пальцем правой руки, если направление остальных пальцев совпадает с направлением вращения, что электроны на заполненных оболочках очень тесно связаны с ядром и возбуждаются на более высокие орбиты только при сообщении значительного количества энергии. Когда все электроны атома, кроме одного, находятся на заполненных оболочках, то именно движением этого внешнего электрона определяется спектр. В этом случае спектр в грубом приближении подобен спектру водорода.
   Например, в эту водородоподобную категорию попадает атом натрия с его одиннадцатью электронами. Замечательной деталью спектра натрия является пара сильных линий в желтой части спектра — знаменитых линий D в атласе солнечного спектра Фраунгофера. Если считать эти две линии за одну, то D-линии образуют первый компонент серии, более высокие члены которой показаны на рис. 13. Если исключить удвоение линий, эта серия очень напоминает лаймановскую серию водорода; линии сближаются все теснее и теснее и в конце концов достигают предела в ультрафиолете.
   Удвоение каждой линии натрия можно отнести за счет того факта, что электрон обращается вокруг ядра и одновременно вращается, как волчок (рис. 27). Электрон, представляющий собой электрический заряд, равносилен крохотному электрическому току и при движении по замкнутому контуру генерирует магнитное поле. Обращение электрона по его орбите вокруг ядра генерирует одно магнитное поле, а волчкообразное (спи- новое) вращение электрона генерирует другое поле. Энергия атома зависит от направления, в котором происходит вращение электрона вокруг оси. Энергия больше, когда электрон, подобно Земле, вращается в том же направлении, в котором он обращается вокруг ядра, чем в противоположном случае. В атомах натрия встречаются оба направления осевого вращения.
   Простую, хотя и не строгую, аналогию можно провести между свойствами одновременно вращающегося и обращающегося электрона и двух плоских магнитов (рис. 27). В случае а когда направления вращения и обращения одинаковы, плоские магниты лежат параллельно и их северные полюсы находятся рядом; в случае б магниты антипараллельны, т. е. северный полюс одного находится рядом с южным полюсом другого. Чтобы переместить магниты из положения б в положение а, мы должны затратить некоторое количество энергии на преодоление взаимного притяжения противоположных полюсов и отталкивания одноименных полюсов. Поэтому эти два положения магнитов соответствуют различной энергии. Аналогичным образом каждой орбите в атоме натрия соответствуют величины энергии, отражающие тот факт, что существует два направления, в которых электрон может вращаться. Вследствие этого каждая линия предстает как двойная.
   Но раз линия натрия и подобных атомов удваивается благодаря вращению электрона и поскольку электрон атома тоже вращается как волчок, мы можем спросить, почему же линии водорода не расщепляются на компоненты. Дело в том, что хотя у них существует расщепление, зарегистрированное в физической лаборатории, но это расщепление слишком мало, чтобы наблюдаться в астрономических спектрах. Однако вскоре мы увидим, что вращение электрона у водорода имеет для астрономии огромное значение, совершенно непропорциональное малости этого эффекта в видимом спектре.
   Существуют два способа, с помощью которых можно по наблюдаемому спектру обнаружить спиновое вращение электрона. Один из них (уже описанный выше) использует расщепление линий, которое происходит вследствие того, что в среднем у половины атомов в облаке газа в любой данный момент электроны будут вращаться в одном направлении, а у половины — в другом. Случается также, что внутри данного атома электрон, вращающийся в том же направлении, в котором он обращается вокруг ядра, может внезапно изменить направление своего осевого вращения. При этом выделяется квант излучения. Поскольку разность энергий, соответствующих двум ориентациям вращения электрона, очень мала, длина волны этого кванта очень велика, порядка сантиметров или даже метров, т. е. относится к радиодиапазону. Когда электрон находится на такой возбужденной орбите, как п = 8, вероятность его перескока на более низкую орбиту неизмеримо выше, чем вероятность изменения направления осевого вращения. Следовательно, гораздо вероятнее случай излучения не радиоволн, а световых волн. В атоме водорода взаимодействие между вращательным и орбитальным движениями электрона расщепляет все возбужденные энергетические уровни (п = 2, 3, 4, ... ), но на самый нижний энергетический уровень не влияет и поэтому оказывается очень слабЫхМ источником радиоволн, т. е. практически им можно пренебречь.
   Гораздо более мощный механизм излучения радиоволн атомами водорода возникает как следствие вращения вокруг своей оси также и ядра атома. Спиновое вращение ядра генерирует крохотное магнитное поле, которое, взаимодействуя с полем вращающегося электрона, создает дополнительное небольшое расщепление энергетических уровней. Особое значение взаимодействия спина ядра со спином электрона состоит в том, что оно расщепляет также и самый нижний энергетический уровень водорода в отличие от взаимодействия орбитального движения электрона с его осевым вращением, которое влияет только на возбужденные уровни. Разность энергий между двумя возможными ориентациями осевого вращения электрона на первой орбите водорода такова, что, когда электрон меняет направление своего вращения на противоположное, испускается квант излучения с длиной волны 21,1 см. Водород, насколько нам известно, — самый распространенный элемент во Вселенной, и в газовых облаках межзвездного пространства все водородные атомы находятся в самом нижнем энергетическом состоянии. Поэтому излучение на волне 21 см имеет интенсивность, достаточную, чтобы его можно было легко наблюдать при помощи радиотелескопов. Если даже однажды какой-либо из атомов будет возбужден до более высокого уровня, то в среднем пройдет 11 млн. лет, прежде чем он перейдет на более низкий уровень. В гл. 7 мы расскажем, как наблюдения этой линии привели к важным открытиям, относящимся к строению Галактики и физическому состоянию облаков межзвездного газа.
ВОЛНОВОЙ АТОМ
   Примерно в 1925 г. вместо простой модели атома Бора была предложена математическая теория, которая сама по себе не дает наглядного представления об атоме.
   Теория атома, основанная на законах квантовой механики, показывает, что мы не можем трактовать электрон как точечный заряд, положение которого в атоме в любой момент можно точно фиксировать. Мы можем лишь определять вероятность нахождения электрона в каком-либо определенном положении. Согласно этому представлению, электрон ведет себя во многом подобно размытому облаку электричества, как показано на рис. 28; такие фотографии мы могли бы, очевидно, получить, если бы электрон водорода был виден как точечный источник света, а фотография была бы сделана не моментально, а с некоторой выдержкой.


Эти фотографии, сделанные Уайтом при помощи механической модели, дают представление о тех картинках, которые могли быть получены, если бы электроны выглядели как точечные источники света и были сфогографщ ованы с некоторой выдержкой.
которой выдержкой. Между моделью Бора и волновой моделью квантовой механики много сходного; так, например, вероятнее всего, что электрон находится на таком расстоянии от ядра, которое предсказывает и теория Бора. Тем не менее шанс обнаружить электрон на каком-либо другом расстоянии от ядра тоже не так уж невероятен. Квантово-механическая теория атома добилась больших успехов и получила всеобщее признание.
   Но какой бы моделью атома мы не пользовались, в любом случае мы всегда можем представить себе атом обладающим рядом дискретных состояний или уровней энергии. Переход атома из одного состояния в другое при поглощении или выделении энергии дает в зависимости от обстоятельств или абсорбционную, или эмиссионную линию.
ИОНИЗОВАННЫЕ АТОМЫ
   В гл. 2 мы утверждали, что любой известный в природе атом можно отличить от другого по уникальному и характерному лишь для этого атома набору спектральных линий. Это заявление, строго говоря, не совсем верно, так как при утрате одного из своих электронов атом эффективно маскируется и излучает совершенно иной спектр. Например, Пикеринг в 1896 г., анализируя спектр ? Кормы, обнаружил серию неотождествленных
линий на волнах 3814, 3858, 3923, 4026, 4200 и 4542 А, похожих на бальмеровскую серию водорода, и сделал вывод, что они «обусловлены каким-то элементом, еще не обнаруженным ни на других звездах, ни на Земле».
   Загадка была разрешена в 1913 г. Бором, который в соответствии со своей теорией водородного атома показал, что спектр, излучаемый ионизованными атомами гелия, должен быть очень похож на спектр водорода, но с той разницей, что линии ионизованного гелия в видимой части спектра соответствуют по происхождению некоторым инфракрасным линиям водорода. Энергия электрона на его орбите зависит не только от номера орбиты, но также от квадрата ядерного заряда. Заряд ядра гелия вдвое больше, чем у водорода. Следовательно, каждая спектральная серия водорода имеет свой прототип у ионизованного гелия с той лишь разницей, что длины волн каждой линии гелия в четыре раза короче соответствующей водородной линии. Линии, которые обнаружил Пикеринг, соответствуют длинноволновой инфракрасной бреккетовской серии водорода, образующейся при электронных переходах, заканчивающихся на четвертой орбите. Благодаря интересному совпадению промежуточные члены серии Пикеринга отстоят от линий Бальмера всего на 2 А и поэтому были потеряны Пикерингом. В 1922 г. Пл аскет сообщил об открытии этих линий гелия в спектрах трех звезд класса О. Таким образом, предсказание Бора блестяще подтвердилось.
   Сходство спектров нейтрального водорода и ионизованного гелия — один из примеров общего правила: спектр ионизованного элемента качественно подобен спектру нейтрального атома с тем же числом электронов, но соответствующие линии смещены в ультрафиолет. Аналогом линий Н и К ионизованного кальция является пара линий нейтрального калия в красной области спектра. Тесной паре линий ионизованного магния, наблюдаемой в «ракетном» ультрафиолетовом спектре Солнца близ 2800 А, соответствуют желтые D-линии натрия.
   Когда речь идет о нескольких стадиях ионизации, то для обозначения нейтрального атома, первой стадии ионизации, второй стадии и т. д. к символу элемента приписываются римские цифры I, II, III, .... Так, Fel соответствует нейтральному железу, Fell — однажды ионизованному железу, Felll — дважды ионизованному и т. д.
МОЛЕКУЛЫ И ИХ СПЕКТРЫ
   Мир, в котором мы живем, — это мир молекул. Книга, которую вы читаете, рука, которая ее держит, стул, на котором вы сидите, — все это построено из молекул. С другой стороны, горячие звезды — миры атомов, ионов и электронов, где сложность холодного состояния вещества заменена простотой, сопровождающей высокие температуры. Связующее звено между нашим миром и миром звезд следует искать в более холодных звездах, неторопливый темп «жизни» атомов в которых позволяет последним объединяться в молекулярные корпорации. Однако даже и там атомные организации относительно просты. Атомы углерода и азота, соединяясь, образуют молекулярную группу CN, которую химики называют радикалом циан. Аналогично кислород и водород объединяются в радикал гидроксил ОН, углерод и водород — в радикал СН и т. д. Самыми распространенными молекулами являются Н2 (водород), СО (окись углерода) и Н2О (вода). Лишь при сравнительно холодных условиях на Земле атомы получают возможность в полной мере проявить свои организационные таланты. Например, на Земле атом углерода — искусный мастер по образованию сложных молекул. Некоторые атомы углерода, водорода и кислорода группируются в шестиугольники, другие — в длинные цепочки, подобные нанизанным на нитку бусам. Углерод образует основу всех соединений, находимых в живых организмах; именно этот атом образует сложные органические соединения мира живой природы. В более холодных звездах могут формироваться простые молекулы, в состав которых входят распространенные элементы.
   Даже самая простая молекула излучает чрезвычайно сложный спектр, вид которого зависит не только от особенностей строения данной молекулы, но также и от местной температуры. Подобно атомам, молекулы могут существовать лишь в некоторых определенных энергетических состояниях, и, также подобно атомам, они излучают свет при возвращении из более высокого энергетического состояния в более низкое. Однако энергетические состояния, возможные для молекул, неизмеримо многочисленнее, а связи между ними сложнее, чем в случае атомов.
   Два атома двухатомной молекулы крепко связаны между собой силами электрического притяжения и образуют систему, напоминающую крохотную гантель со слегка эластичным связующим стержнем (рис. 29). Молекула может вращаться в пространстве как целое вокруг оси DC, а два ее атома могут колебаться туда-сюда в направлении связующей их линии АВ. Сверх этого электроны внутри каждого атома могут находиться на одной из многих разрешенных им орбит. В каждый данный момент полная энергия молекулы будет зависеть не только от энергии обращающихся по орбитам и вращающихся вокруг своих осей электронов атомов, но также от расстояния между этими атомами и от скорости вращения молекулы как целого. Следовательно, на месте каждой атомной линии, соответствующей определенному переходу электрона, в спектре молекулы


Рис. 29. Схематическая модель простой двухатомной молекулы.
Стрелки указывают, что молекула может вращаться во<руг оси DC и колебаться взад и вперед вдоль линии АВ.
находится система полос, каждая из которых состоит из ряда тонких линий, медленно сходящихся к месту, называемому головой полосы. Часть спектра, на которую приходится весь набор или система полос, зависит от изменения энергии электронов в молекуле. Просветы между отдельными полосами возникают вследствие изменений колебательных состояний молекул, а просветы между отдельными тонкими линиями в пределах каждой полосы обусловлены различиями скоростей вращения.
   На рис. 30 в качестве прекрасного примера спектра двухатомной молекулы приведен спектр циана (CN). Все полосы и еще несколько других, которые на фотографии не видны, являются аналогом всего одной атомной линии. Ниже мы увидим, что молекулы, подобные циану, играют важную роль в спектрах холодных звезд.
   Хотя атомарные спектры, которые дают два разных изотопа одного и того же элемента, отличаются друг от друга столь не-
Р и с. 30. Спектр циана (CN).
Обратите внимание на отдельные линии, образующие полосы. Снимки сделаны с тремя разными экспозициями, так как линии сильно отличаются по интенсивности.

значительно, что их редко удается разделить в звездных спектрах, у молекул, в состав которых входят разные изотопы, различие спектров заметить нетрудно. Колебательная (вибрационная) частота молекулы АВ зависит не только от силы взаимодействия атомов внутри молекулы, но также и от масс атомов А и В. (Механическим аналогом может служить масса, подвешенная на пружине и приведенная в движение в вертикальном направлении. Чем тяжелее масса, тем меньше будет скорость ее колебаний.) Сравним, например, молекулу С2, состоящую из двух атомов С12, с молекулой, состоящей из атома С12 и атома С13. Связующие силы в обеих молекулах почти совершенно одинаковы, так как они зависят только от распределения электронов во внешнем облаке, но входящие в молекулы массы изотопов— разные. Молекула С12С13 будет колебаться медленнее, чем молекула С12С12; поэтому вся система полос окажется смещенной.
   После этого краткого описания строения атомов и молекул мы можем перейти к рассказу о том, как наши сведения об атомах и молекулах, добытые в лабораториях и следующие из теории, могут помочь в раскрытии тайн звездных атмосфер и туманностей.
  4. КЛИМАТ ЗВЕЗДНЫХ АТМОСФЕР
   В двух предыдущих главах мы видели, как вещество, запрятанное в самых далеких уголках Вселенной, обнаруживает свою химическую идентичность через посредство своего спектра, а спектрограф позволяет даже измерять скорости звезд и выявлять их двойственность. Но рассказ о спектрографе, о его почти магическом даре открытий только начался. На каждой фотографии звездного спектра неизгладимо запечатлен подробный отчет об условиях в атмосфере звезды.
   Строго говоря, спектрограф рассказывает нам только, какое излучение атомы поглощают или излучают и насколько интенсивно. Однако атом — это своего рода порождение климата: его способность поглощать свет зависит от атмосферных условий, в которых он находится. Обладая современными сведениями о строении атома, астроном может точно предсказать, какое влияние звездный климат оказывает на данный атом и, следовательно, воссоздать по спектру условия в атмосфере звезды.
НАСКОЛЬКО ГОРЯЧИ ЗВЕЗДЫ?
   Наиболее важной характеристикой звезды, а также тем свойством, которое дает нам возможность вообще видеть звезды, является высокая температура. Звезды настолько горячи, что их вещество, очевидно, не может существовать ни в твердом, ни в жидком состоянии, а должно быть целиком газообразным. Мы увидим, что влияние высокой температуры на поведение вещества часто просто поразительно.
   В физике и астрономии принято пользоваться температурной шкалой, которая называется шкалой Кельвина, или абсолютной. Шкала эта исчисляется от самой низкой температуры, которую теоретически можно достигнуть. Абсолютный нуль в этой шкале приходится на 273° С ниже нуля, или ниже точки замерзания воды по шкале Цельсия. Следовательно, чтобы выразить температуру в шкале Кельвина, или в абсолютной шкале, нужно
прибавить 273° к температуре в шкале Цельсия; например, обычная температура кипения воды 100° С равна 373 К.
   Тело при любой температуре выше абсолютного нуля всегда излучает энергию. Хотя при низких температурах такое излучение очень незначительно, оно в соответствии с законом Стефана становится весьма существенным для горячих тел:
Количество энергии, излучаемое в единицу времени =
= Постоянная X (Абсолютная температура)4,
т. е. Е = оТ4,
где в — постоянная Стефана — Больцмана (см. приложение II). Например, средняя температура Земли составляет около 300° К, или 1/200 температуры Солнца, которое, следовательно, испускает в 204, или в 160 000, раз больше энергии на единицу площади поверхности, чем Земля. Мы можем измерить количество энергии, получаемое на Земле от данной звезды, а если мы к тому же знаем расстояние до звезды и ее размер, как в случае некоторых затменных систем, то мы можем вычислить, сколько энергии отдает каждый квадратный сантиметр звездной поверхности. Эта величина, в свою очередь, связана с температурой поверхности по закону Больцмана, и, следовательно, мы имеем метод определения температуры звезд, блеск и угловые размеры которых известны (см. приложение IV).
   Для некоторых звезд с известной видимой звездной величиной угловой диаметр можно измерить при помощи звездного интерферометра Майкельсона или нового прибора, называемого фотонно-корреляционным интерферометром. Если параллакс звезды известен, то кроме температуры мы можем также найти диаметр звезды, поскольку
     Диаметр (в астрономических единицах) = Расстояние
     (в парсеках) X Угловой диаметр (в угловых секундах).
   К счастью для нас, температурой определяется не только количество, но также и качество или цвет излучения. Каждый знаком с тем, как по мере роста силы тока меняется цвет спирали электрической плитки. Сначала спираль светит тусклым красным светом, затем становится ярко вишневой, а если ток по неосмотрительности все еще продолжает расти, то цвет постепенно изменяется до оранжевого, желтого и белого. Это не оз» начает, что в каждом случае испускается только один цвет. Как мы уже видели, раскаленное твердое тело излучает свет всех цветов.
   Лучшее представление об этом явлении мы можем полу» чить, изучая источники света различной температуры со спектрографом. При помощи подходящего для измерения энергии при» бора можно определить, сколько энергии вносится каждым
единичным интервалом длин волн, или цветом, в диапазоне температур, скажем, от 4000 до 20 000 К. Рис. 31 иллюстрирует типы кривых, которые были бы при этом получены; в действительности эти кривые вычислены по формуле излучения Планка (см. приложение II), поскольку на Земле не так-то легко осуществить стационарные источники излучения при точно известных температурах в диапазоне 4000—20 000 К. Заметьте, что форма кривой энергии меняется с температурой; длина волны выхода максимальной энергии уменьшается с ростом температуры; это означает, что в целом свет кажется более синим. По этой причине видно, как проволочная спираль по мере повышения температуры при перекаливании пробегает всю гамму спектра. Тела, хорошо поглощающие излучение, являются и хорошими излучателями; справедливо и обратное утверждение — это заключение известно под названием закона Кирхгофа. Идеальный излучатель, будучи холодным, должен выглядеть идеально черным предметом. Именно поэтому кривые распределения энергии, вычисленные по закону Планка, часто называют чернотельными кривыми. Модель черного тела экспериментально можно осуществить, если равномерно нагревать некую полость, а излучение из нее будет выходить через небольшое отверстие.
   Оказалось, что кривые распределения энергии по спектру полезны при оценке звездных температур. Вместо спектрографа с узкой щелью и фотографической пластинкой астроном использует широкую прорезь, достаточную, чтобы через нее прошел свет всей звезды, и перемещающийся по всему спектру фотоэлемент. С тем же прибором он записывает спектр, или, как говорят, сканирует спектр лампы-стандарта, распределение энергии в спектре которого было установлено путем его сравнения с распределением энергии излучения полости — черного тела, поддерживаемой при некоторой известной постоянной температуре, например температуре плавления золота. Записи спектра одной и той же звезды, сделанные на разных ее высотах над горизонтом, позволяют определить прозрачность земной атмосферы, которую не так-то легко оценить, особенно в ультрафиолете. Эти данные (рис. 32) позволяют астроному вычислить из наблюдаемого распределения энергии истинное распределение энергии в спектре.
   На рис. 33 мы можем сравнить кривую энергии распределения, полученную для Солнца, с теоретической кривой для температуры 5800 К. Хотя формы этих двух кривых в какой-то мере сходны, имеются и вполне реальные расхождения, весьма многозначительные с точки зрения строения наружных слоев Солнца, в чем мы убедимся уже в следующем разделе этой главы. Да и вообще после тщательного учета тех изменений, которые вносят в спектр линии поглощения, особенно ощутимые в спектрах холодных звезд, обнаруживается, что кривые распределения энергии звезд отличаются от кривых для идеальных излучателей, т. е. от кривых для излучения черного тела, вычисленных по закону Планка (рис. 31). Звезды излучают не как черные и даже не как серые тела. Для подобных отклонений есть две причины. Одна состоит в том, что так как температура в звездах растет с глубиной, то излучение из более глубоких слоев соответствует более высоким температурам. Другая причина в том, что вещество в звездной атмосфере вовсе не серое, а, возможно, даже очень разноцветное: иными словами, способность к излучению сильно зависит от длины волны. Что же мы тогда подразумеваем под температурой звезды? Добиваясь наилучшей подгонки энергетической кривой звезды к теоретической кривой для черного тела, мы получаем своего рода цветовую температуру, но при этом для различных спектральных областей мы получим разные температуры. Другой, но, пожалуй, менее удовлетворяющий нас метод определения температуры состоит в установлении цвета, в котором звезда испускает больше всего энергии. Солнце (температура 5800 К) излучает наибольшее количество энергии в зеленой области близ 4800 А.
Интенсивность солнечной радиации, усредненная по диску Солнца (в ваттах на 1 см2 на единицу телесного угла для полосы пропускания 20 А), нанесена в зависимости от длины волны К. На более длинных волнах данные наблюдений указаны отдельными точками. Пунктирная кривая — планковская (идеальный излучатель, или черное тело) для 5000 К <в тех же единицах). Обратите внимание на прекрасное согласие теории и наблюдений на более длинных волнах и заметные расхождения на более коротких волнах.
в фиолетовой части спектра. Максимум энергии еще более горячей звезды будет приходиться на «ракетный» и «спутниковый» ультрафиолет короче 2900 А. Довольно примечательно, что энергетическую кривую Солнца можно достаточно хорошо воспроизвести теоретической кривой для 5800 К, как если бы солнечное излучение исходило из слоев, температура которых меняется от 4400 до 8000 К. Конечно, объясняется это тем, что самые верхние слои солнечной атмосферы слишком холодны и разрежены и поэтому не могут дать большого вклада в общее излучение, а излучение очень глубоких и горячих областей сильно поглощается на пути к поверхности.
   Еще одну разновидность температуры можно определить по виду линейчатого спектра.
   Со многих точек зрения наиболее удобно понятие эффективной температуры, под которой понимается температура идеально черного сферического тела размером, равным размеру звезды, и с точно такой же мощностью излучения. Эффективную температуру измерить непосредственно можно лишь для очень немногих звезд. Для этого необходимо измерить полную энергию, получаемую от звезды над земной атмосферой, и знать угловой диаметр звезды. Когда наблюдения с искусственных спутников станут достаточно совершенными, такая программа обещает дать более или менее точные результаты. В настоящее же время наилучший метод состоит в определении количества энергии, получаемого на Земле от звезд, угловой диаметр которых можно измерить. Затем на основе данных, полученных для горячих звезд при помощи ракет, запущенных за пределы земной атмосферы, из измерений, сделанных для холодных звезд с приемниками теплового излучения, и, наконец, на основе теоретических расчетов для очень горячих звезд мы оцениваем долю энергии, поглощаемой земной атмосферой. Эти дополнительные величины, которые следует прибавить к наблюдаемым светимостям, чтобы получить их истинные значения, называются болометрическими поправками (см. приложение IV). К счастью, улучшение методики наблюдений и усовершенствование теории идет очень быстро, так что скоро мы будем располагать точными значениями эффективной температуры как для самых горячих, так и для самых холодных звезд. Почему же нам так важно знать эффективные температуры? Дело в том, что полная светимость L звезды равна площади ее поверхности 4л7?2, умноженной на энергию, излучаемую единицей площади, т. е.
L = 4nR2oT4e,
где Те — эффективная температура звезды, а по закону Стефана излучательная способность звезды равна оТ?,
   В главах 8 и 9 мы увидим, что расчеты истории жизни звезды (общепринято называть ее эволюцией) дают для каждой стадии развития радиус и светимость звезды, а следовательно, и эффективную температуру ее поверхности. Для большинства звезд радиус наблюдать непосредственно нельзя, но эффективную температуру можно определить по цвету или по спектру. Зная видимую звездную величину и расстояние, можно вычислить абсолютную звездную величину. Чтобы получить истинную светимость звезды, нам необходимо найти болометрические поправки, которые зависят от температуры звезды (приложение IV).
МОДЕЛЬ ЗВЕЗДНОЙ АТМОСФЕРЫ
   При обсуждении звездных температур мы молчаливо предполагали, что интенсивность и распределение энергии в спектре излучения, исходящего с поверхности звезды, можно описать одной температурой. Хотя такое несколько идеализированное представление о температурах звезд весьма полезно для ряда исследований, при более детальном изучении звездных атмосфер необходимо иметь в виду, что температура атмосферы растет с глубиной.
   Даже самая заурядная фотография Солнца в белом свете свидетельствует, что температура Солнца по направлению к центру растет. Если бы Солнце имело четко очерченную поверхность излучения с постоянной температурой, яркость его диска была бы повсюду одинаковой. На самом же деле яркость к краю или, как говорят, к лимбу резко убывает. Солнечные газы (подробнее это будет объяснено в главе 5) в высшей степени непрозрачны; поэтому до нас доходит излучение только самых верхних слоев Солнца. Если принять за верхний слой фотосферы уровень, начиная с которого газы становятся ощутимо непрозрачными, то оказывается, что непрозрачность так быстро возрастает с глубиной, что с глубины больше 400 км излучение вообще до нас не доходит. Именно в пределах этого 400-км слоя образуются и непрерывный спектр, и линии поглощения. В центре диска луч зрения от наблюдателя идет по радиусу и поэтому проникает сравнительно глубоко в горячие слои фотосферы, но на лимбе луч зрения идет по касательной и проникает лишь в высокие и относительно холодные слои фотосферы, и поэтому лимб кажется более темным.
   Теперь ясно, почему наблюдаемую кривую распределения энергии для Солнца нельзя вполне подогнать к теоретической кривой с одним значением температуры. Излучение, исходящее с поверхности, представляет собой сложную смесь излучений со всех глубин фотосферы. В какой мере излучение каждого данного слоя вносит вклад в общее излучение, зависит от способности к поглощению лежащих выше слоев. Проблема еще больше усложняется вследствие того, что непрозрачность солнечных газов меняется с длиной волны (см. главу 5). Если температура на всех глубинах фотосферы известна, а также известна и поглощательная способность газов на всех длинах волн, то можно на основе теории вычислить кривую спектрального распределения энергии для центра солнечного диска и степень потемнения к лимбу в каждой длине волны. И наоборот, если имеются наблюдаемая кривая распределения энергии и наблюдения потемнения к краю, то из этих данных можно вывести температурный градиент атмосферы и ее свойства поглощения. Первые тщательные измерения потемнения Солнца к краю были организованы в Смитсонианском институте США Абботом. Более недавние и более точные наблюдения, проведенные Пирсом и другими со спектрографом высокой разрешающей силы и фотоэлементами, показали, что степень потемнения уменьшается к более длинным волнам. Этот факт объясняется главным образом тем, что с ростом длины волны становится все меньше и меньше различие в яркости между излучателями при двух разных температурах.
Примечание. Цифры la, lb, III и V обозначают в Атласе Моргана — Кинана звездные спектры сверхгигантов, нормальных гигантов и карликов. См. гл. 6.
друг с другом в кристаллах или сложных молекулярных структурах. Молекулы находятся в глубокой спячке; их не тревожат ни соседи, ни энергия излучения. При повышении температуры молекулы пробуждаются из своею летаргического сна и начинают шевелиться, иногда вяло подталкивая одна другую. Вскоре более летучие элементы, такие, как водород, кислород и азот, подгоняемые все возрастающими скоростями своих молекул, сперва становятся жидкими, а затем газообразными. По мере того как температура поднимается еще выше, элементы один за другим переходят в жидкое состояние и испаряются. Темп жизни становится более быстрым. Молекулы мечутся как сумасшедшие, сталкиваются друг с другом и обстреливают друг друга электронами, энергия которых затем теряется в форме излучения. Каждая молекула атакуется летящими частицами и быстро осциллирующим волновым излучением. Молекулы не в состоянии долго выносить такое жестокое обращение. В конце концов они одна за другой распадаются на составляющие их атомы. Некоторые молекулы, как, например, гидроксильный радикал ОН, связаны друг с другом сильнее чем другие и могут еще долго существовать после того, как их компаньоны уже исчезли со сцены. Но и они в конце концов оказываются разбитыми, оставляя после себя лишь отдельные атомы с их электронами, быстро скачущими туда и обратно между различными возбужденными уровнями, так как все атомы перехватывают энергию у налетающих на них электронов или ионов и испускают ее в форме квантов излучения. Некоторые атомы, как водород или гелий, держатся за свои электроны так крепко, что только сильнейшие столкновения или мощные импульсы энергии способны заставить электрон подняться с его самой нижней орбиты на одну из более высоких. У других атомов, как, например, натрия, внешние электроны прикреплены очень слабо, и поэтому гораздо более вежливой встречи или слабого импульса достаточно для их возбуждения.
   По мере того как газ становится еще горячее, ярость столкновений и испускание высокочастотного излучения все возрастают. Электроны в атомах теперь подвергаются столь сильному натиску, что один или несколько их могут оказаться полностью оторванными от родительского ядра, т. е. атом становится ионизованным. В общем атомы металлов — натрия, железа и др. — ионизуются гораздо легче атомов легких газов — водорода, гелия, кислорода и азота. Относительные количества энергии, необходимые для ионизации ряда более распространенных элементов, приведены в приложении VI. Заметьте, что гелий почти вдвое труднее ионизовать, чем водород, который, в свою очередь, скреплен вдвое крепче кальция. Это означает, что кальций, водород и гелий будут отпускать свои электроны последовательно при все более высоких температурах. Следует также заметить, что атомы, которые легко ионизуются, возбуждаются тоже легче, чем атомы, которые ионизовать труднее.
   До сих пор при описании влияния звездного климата на поведение атомов мы ни разу не упомянули давление или плотность. Раз уж атом ионизован, значит, он приобрел положительный заряд и сделает все возможное для приобретения электронов, чтобы нейтрализовать этот заряд. Повезет или не повезет ионизованному атому в его поисках, будет зависеть от числа электронов в ближайших его окрестностях или, иными словами, от электронной плотности. Поэтому вероятность излучения атомом в ионизованном состоянии будет больше, когда эта плотность низкая, а для нейтрального атома, — когда эта плотность высокая.
   Картина, которую мы сейчас нарисовали, впервые была обоснована количественно индийским физиком Мег Над Саха в 1920 г. Саха не только показал, что высокая температура и низкая плотность благоприятствуют ионизации, но он сумел точно вычислить, какая доля атомов данного вида будет ионизована при определенных температуре и давлении. Его открытие можно обобщить формулой
число ионизованных атомов К
число нейтральных атомов число электронов *
где К зависит от сорта атомов и температуры. Степень ионизации любого атома зависит, таким образом, от температуры и обратно пропорциональна числу свободных электронов. Формулой типа формулы Саха можно также воспользоваться для вычисления степени разрушения молекул на атомы, если известна температура. Вместо числа нейтральных атомов надо подставить число молекул, а число ионов и электронов заменить числами двух атомных составляющих, на которые распадается молекула (см. гл. 5). Рассмотрение формулы ионизации в деталях и ее применение даны в приложении VI.
СМЫСЛ СПЕКТРАЛЬНОЙ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ
   Спросим теперь: как влияют эти изменения в строении вещества— от молекул к нейтральным атомам, а затем к ионизованным атомам — на вид спектра при различных температурах? Мы уже в какой-то мере ответили на этот вопрос в гл. 3. Там мы видели, что спектр молекулы, состоящий из групп близких друг к другу тонких линий, которые, накладываясь друг на друга, образуют широкие полосы, совершенно не похож на спектр отдельного атома. В то же время спектр ионизованного атома сходен со спектром нейтрального атома, имеющего такое же число электронов, с той лишь разницей, что каждая линия ионизованного атома оказывается гораздо ближе к ультрафиолетовому концу спектра, чем соответствующая линия нейтрального атома. Этот факт был продемонстрирован на примере сходства спектров водорода и ионизованного гелия.
   Учитывая все эти факты, мы можем теперь обратиться к интерпретации спектров, возникающих в звездных атмосферах. На некоторое время будем предполагать, что все звездные атмосферы имеют одинаковую плотность, и обсудим только влияние температуры. При температуре 2500 К еще многие атомы объединены в молекулы. Такие соединения, как окись титана (TiO), циан (CN) и молекула углеводорода (СН), впечатывают в непрерывный спектр свойственное только им распределение полос. Из элементов, которые присутствуют в виде отдельных атомов, заметно выделяются такие легко возбуждаемые металлы, как кальций, натрий и железо. Довольно удивительно, что, хотя для возбуждения линий водорода энергия необходима в сравнительно больших количествах, эти линии также видны в спектре и притом имеют значительные интенсивности. Появление линий водорода должно быть обусловлено его большим количеством по сравнению с другими элементами; фактически, как мы увидим позднее, количество водорода составляет во внешних оболочках звезд до 92% всех атомов. Огромное число атомов водорода компенсирует тот факт, что при низкой температуре лишь немногие из его атомов способны поглощать свет.
   По мере того как температура вдоль спектральной последовательности поднимается, все больше и больше молекул оказываются разрушенными. В классе КО уже исчезают полосы окиси титана. Некоторые из более неподатливых молекул, такие, как CN, СН и ОН, продолжат существовать до G0; их нетрудно различить и в спектре Солнца. Между тем, чем в больших количествах энергия оказывается доступной, тем значительнее усиливаются линии водорода. Даже при низких температурах некоторые из менее крепко привязанных электронов отрываются от своих атомов; об этом можно судить по появлению сильных линий Н и К ионизованного кальция даже у низкотемпературных звезд класса М. Эта пара линий достигает максимума интенсивности около класса КО, но далее атомы кальция начинают терять свой второй электрон (рис. 34); линии Ни К слабеют и полностью сходят на нет при температурах больше 10 000°. Однако они все еще доминируют в классе G наряду с линиями нейтрального железа (рис. 35), магния и других металлов и все возрастающими по интенсивности линиями водорода.
   В классе F при температуре около 6500° расстается со своими электронами значительное число атомов других металлов. Заметно слабеют нейтральные железо и титан, а ионизованное железо и ионизованный титан становятся весьма заметными и остаются такими, пока не лишатся и второго электрона, а затем, когда температура поднимается выше 10 000°, пропадают. Водород достигает своего наивысшего блеска в классе АО, где он совершенно «затмевает» все прочие атомы. Но неумолимый подъем температуры скоро лишает большинство атомов водорода их единственных электронов, без которых они теряют способность взаимодействовать с излучением, и их линии начинают ослабевать. Однако опять-таки и здесь на верхнем краю температурной шкалы водород остается видимым благодаря своему явному перевесу по числу атомов.
   У очень горячих звезд в классах В и О температуры поверхности заключены в диапазоне от 15 000° до, возможно, выше 50 000°. О подъеме температуры сигнализирует появление в классе В9 нейтрального гелия — самого трудновозбудимого из всех нейтральных атомов. Линии гелия достигают своей наибольшей интенсивности в классе ВЗ, а затем быстро слабеют, так как все больше и больше атомов гелия оказываются ионизованными. В спектрах звезд В видны также однажды ионизованные кислород и азот.
   У самых горячих звезд — класса О — водород заметен примерно так же, как в классе М. При господствующих там условиях нейтральный гелий полностью исчезает, уступив место гелию в его ионизованной форме. Спектральные линии элементов, лишенных более чем одного электрона, в основном находятся в ультрафиолетовой части спектра. Так как свет длин волн короче 2900 А полностью поглощается озоном и другими газами земной атмосферы, то все это излучение можно наблюдать только с ракет и искусственных спутников. Однако некоторые линии ОШ (дважды ионизованного кислорода), NIII (дважды ионизованного азота) и SilV (трижды ионизованного кремния) находятся в наблюдаемых обычными способами областях.
   Практически классификация звездных спектров начинается, пожалуй, не с класса ОО, а с класса 05, с тем чтобы осталось место для еще более горячих звезд, которые, может быть, еще будут открыты. Теоретически при температурах, близких к 100 000°, все линии в наблюдаемой области спектра должны исчезнуть, хотя коротковолновая область от 100 до 2000 А должна быть богата линиями многократно ионизованных атомов. В класс ОО следовало бы поместить звезды настолько горячие, что в их спектрах не видно никаких линий. Такие звезды действительно обнаружены в так называемых планетарных туманностях.
   В наших рассуждениях мы все время молчаливо предполагали, что все звезды, входящие в спектральную последовательность, обладают одним и тем же химическим составом, так как очевидно, что линии элемента, вообще не присутствующего в атмосфере, будут отсутствовать и в спектре. Интенсивности спектральных линий атомов будут зависеть как от их количества, так и от температуры и давления, поскольку, когда атомов больше, они будут поглощать больше излучения, чем когда их мало. Теоретические расчеты показывают, что для преобладающего большинства звезд наше предположение правильно. При
формировании вида звездных спектров различия в химических составах играют второстепенную роль по сравнению с различиями в температуре. Предположим, например, что мы вычислили химический состав солнечной атмосферы (см. гл. 5). Если теперь мы возьмем некую гипотетическую звезду и при помощи формулы Саха предскажем, каким будет ее спектр при различных температурах от 2500 до 30 000°, то окажется, что мы можем воспроизвести наблюдаемые характерные спектры спектральной последовательности в том и только в том случае, если мы в первом приближении примем для химического состава такую же смесь элементов, как у Солнца. Этот результат был получен примерно в 1925 г. благодаря исследованиям, проведенным Пейн-Г апошкиной.
    За время с 1940 г. обширные и усиленные исследования показали, что имеют место значительные различия химических составов звезд. Причем эти различия можно подразделить на два типа» обусловленные разным составом того вещества, из которого сформировались звезды, и появляющиеся в результате образования химических элементов в недрах самих звезд. Мы рассмотрим эти вопросы в последующих главах.
    И, наконец, нам хотелось бы отметить, что при интерпретации спектральной последовательности мы для простоты предпо-
Рис. 36. Сравнение спектра солнечной фотосферы {внизу) со спектром солнечного пятна {вверху) в окрестностях линии На 6563 А.
Неправильная форма линий в спектре Солнца обусловлена вертикальными движениями поднимающихся и падающих столбов газа в солнечной атмосфере. Линии 6569, 6574 и 6575 А обусловлены нейтральным железом (Fel), а линия 6572 А —сочетанием водяного пара и нейтрального кальция. В спектре солнечного пятна все эти линии усилены и значительно возросло число слабых линий, многие из которых обуслозлены молекулярными группами. Яркая полоска в центре линии Hi, вероятно, является следствием вспышечной активно
Учены преположили, что все звездные атмосферы имеют одинаковую плотность. Для очень многих звезд это правильное предположение, но для множества других оно совершенно неверно. Здесь мы как раз увидим, какое влияние оказывает плотность на вид звездного спектра и каким образом можно воспользоваться этим эффектом для дальнейшего продвижения по пути установления размера и светимости звезды по ее спектру.
   Дополнительную иллюстрацию влияния температуры на вид спектра дают солнечные пятна. В то время как температура яркой поверхности фотосферы Солнца составляет около 5800 К, температура типичного пятна близка к 4500 К. В спектре солнечного пятна линии нейтральных атомов усилены, линии ионизованных атомов ослаблены, а число и сила молекулярных линий чрезвычайно возрастают (рис. 36). Конечно, наличие сильных магнитных полей в солнечных пятнах оказывает дополнительное влияние на спектральные линии (см. главу 5), но качественное предсказание свойств спектра на основе теории Саха сохраняет свою ценность.
5. АНАЛИЗ ЗВЕЗД
   Мы уже видели, что для звезд с одинаковым химическим составом появление каждой спектральной линии определяется температурой и плотностью звездной атмосферы. Идя этим путем, мы нашли, что основные свойства спектральной последовательности можно объяснить последовательностью звезд с одним и тем же химическим составом, но с различными температурой и плотностью. Осуществив это предварительное исследование, мы можем теперь сконцентрировать внимание на детальном анализе атмосфер отдельных звезд. Поскольку в каждом спектральном классе звезды явно имеют одинаковые физические характеристики, у нас есть все основания надеяться, что, проанализировав небольшое количество звезд — представителей каждого класса, мы установим природу огромного большинства звезд в Галактике.
   Приступая к детальному анализу звездной атмосферы, мы сталкиваемся с вопросом, каким образом можно определить температуру, плотность и химический состав атмосферы по темным линиям звездного спектра. По-видимому, уже ясно, что интенсивность или чернота спектральной линии есть своего рода мера количества породившего ее химического элемента. Но для того, чтобы получилась, скажем, первая линия бальмеровской серии, атом водорода должен сначала оказаться на втором энергетическом уровне (рис. 25). Короче говоря, интенсивность линии зависит как от химического состава, так и от температуры и плотности атмосферы. Интенсивность линии будет зависеть от температуры и плотности также и благодаря их влиянию на размытость или расширение спектральных линий. Наконец, она будет зависеть от процесса формирования спектральных линий.
ШИРИНА СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ
   Существует несколько причин, почему спектральные линии выглядят широкими. Прежде всего резкость линии лимитируется тем, что щель спектрографа не бесконечно узкая, а имеет расстояния, выраженного в длинах волн, от центра линии. Кривая показывает форму, которую могла бы иметь эмиссионная линия, если бы мы могли наблюдать излучение атома при температуре ОК — условие, к которому экспериментально можно приблизиться, охлаждая разрядную трубку жидким гелием. Так как способность к излучению пропорциональна способности поглощать, то кривая также показывает, как меняется способность к поглощению в различных частях спектральной линии.

вполне определенную ширину. Этот «инструментальный эффект» можно до известной степени преодолеть при исследованиях солнечного спектра, дополнив дифракционный спектрограф специальными приспособлениями, которые позволяют получать спектры очень большого масштаба. Далее было обнаружено, что линии в спектре Солнца или в спектре любого раскаленного источника имеют конечную измеримую собственную ширину. И даже если бы мы смогли наблюдать излучение отдельного атома через бесконечно узкую щель спектрографа, все равно было бы видно, что линия имеет конечную ширину. Иными словами, атом излучает энергию не только на какой-то одной-един- ственной длине волны, но может также излучать (или поглощать) энергию в соседних длинах волн. Принято говорить, что линия обладает естественной шириной, как это показано на рис. 37, на котором интенсивность нанесена как функция расстояния (в длинах волн) от центра линии. Отметим, что большая часть излучения приходится на длины волн, близкие к центру линии.
   Мы можем, если угодно, рассматривать атом как крохотную радиостанцию, а спектрограф — как радиоприемник. Обычно станция ведет свои передачи на определенной длине волны, но вследствие естественных ограничений передающей аппаратуры длина волны ее сигнала не идеально резкая. На шкале длин волн есть место, где прием — самый громкий, но программу можно также принимать, хотя звук будет и менее отчетливым, на соседних длинах волн, примыкающих с обеих сторон к выбранной длине волны.

Так как атомы а и д движутся от наблюдателя, длина волны их излучения сдвинута к красному концу спектра, а длины волн от атомов виг сдвинуты к фиолетовому концу; длина волны излучения атома б не изменяется, поскольку он не движется ни к наблюдателю, ни от него.
   Другим важным фактором, расширяющим линии, является эффект Доплера. Как мы уже говорили в главе 2, длина волны, излучаемая или поглощаемая источником света, который находится в движении по лучу зрения, смещается из нормального положения на величину, пропорциональную скорости приближения или удаления источника. Спектральные линии приближающейся звезды сдвинуты в фиолетовую сторону, а линии удаляющейся звезды — к красному концу спектра. Отдельные атомы в атмосфере звезды не находятся в состоянии покоя, а носятся с различными скоростями (рис. 38). Некоторые атомы в то мгновение, когда они излучают, приближаются к наблюдателю, другие — удаляются от него. Излучение, испускаемое приближающимися атомами, будет иметь более высокую частоту, чем если бы атомы не двигались, а излучение удаляющихся атомов— соответственно более низкую частоту. Что же касается направлений скорости, они совершенно случайны, а так как наблюдаемая спектральная линия есть сумма вкладов от очень большого числа отдельных излучающих атомов, то спектральная линия будет выглядеть расширенной (рис. 39). Степень размытия линий зависит от скоростей этих частиц; так, атомы водорода в среднем движутся быстрее других атомов, и линии водорода расширены сильнее линий более тяжелых элементов. По той же причине при более высоких температурах размытость линии увеличивается: атомы движутся быстрее, и поэтому доплеровские смещения оказываются больше. Даже при лабораторных температурах физики иногда считают необходимым охлаждать свои электрические разрядные трубки жидким воздухом для того, чтобы сузить и тем самым «разделить» спектральные линии, которые очень близки друг к другу.
   Спектральные линии, излучаемые атомами, расширяются также под действием электрического и магнитного полей. Мы

Рис. 39. Ширина спектральной линии для чисто доплеровского расширения (линия железа 4383 А).
Это профиль, который наблюдался бы, если бы анализировалось излучение атомов, излучающих при температуре 5700 К (температура солнечной атмосферы). Буквами and указаны длины волн, излучаемые атомами, соответствующими атомам на рис. 38. Сравните этот профиль линии с профилем, показанным на рис. 37.

уже говорили, что, когда атом совершает переход с одного энергетического уровня на другой, обычно излучается одна-един- ственная спектральная линия. Однако, если атом находится поблизости от электрически заряженного предмета или же в магнитном поле, он под влиянием этого электрического или магнитного поля, как говорят, возмущается. Энергия каждого энергетического уровня может тогда измениться на некоторую небольшую величину, зависящую от интенсивности возмущения. В этом случае мы говорим, что каждый энергетический уровень расщепляется на ряд подуровней. При этом каждая линия расщепляется на ряд компонент, а степень их расщепленности зависит от интенсивности поля. Расщепление спектральных линий в электрическом поле называется эффектом Штарка (рис. 40), а в магнитном поле — эффектом Зеемана (рис. 41). Расстояние между компонентами зависит от силы поля. Кроме того, компоненты поляризованы. Например, в случае эффекта Зеемана, если компоненты видны под прямым углом к магнитному полю, то они, как говорят, плоско-поляризованы: поляризация внутренних компонент параллельна магнитному полю, а внешних — перпендикулярна ему. При наблюдении излучения в направлении магнитного поля центральные компоненты исчезают, а внешние компоненты оказываются поляризованными по кругу. Важным свойством эффекта Зеемана является то, что поляризация (которую можно измерить подходящим светоанализирующим устройством) рассказывает о направлении магнитного поля, а величина расщепления — о силе поля.
   Солнечным пятнам, которые похожи на гигантские циклоны в солнечной атмосфере, всегда сопутствуют мощные магнитные
поля от нескольких сот до 3000 Гс. (Для сравнения вспомним, что поле Земли составляет менее 1 Гс.) Поэтому эффект Зеемана— замечательное явление в спектре солнечных пятен. Этот эффект особенно заметен для линий металлов. Гаролд Бэбкок обнаружил эффект Зеемана в спектрах ряда звезд. Некоторые звезды, особенно спектральные переменные класса А, демонстрируют сильные магнитные поля порядка нескольких тысяч гаусс. Более того, интенсивность поля меняется с тем же периодом, с которым происходят изменения блеска в спектре звезды. Одна звезда, HD 215 441, имеет поле порядка 30 000 Гс — пока это самое сильное из известных нам в природе.
   Штарк-эффект наиболее заметен для линий водорода и гелия. Всякий раз, когда перепрыгивающий электрон оказывается на дальней орбите и поэтому менее прочно удерживается в атоме притяжением ядра, ему легче изменить свое положение под действием проходящего мимо заряда, подобно тому как внешние спутники Юпитера сильнее возмущаются притяжением Солнца, чем внутренние (Галилеевы) спутники. Таким образом, более высокие члены бальмеровской серии Нд (4101 А), Не (3970А), Н^ (3889 А), Нт] (3835 А), Н0 (3797 А) ...сильнее подвержены штарковскому расширению, чем такие более ранние члены, как На (6563 А) или Н0 (4861 А).
   Штарк-эффект, наблюдаемый для линий водорода и гелия в звездных спектрах, отличается ог эффекта, создаваемого в лаборатории, одной очень важной особенностью. Лабораторные электрические поля постоянны в большом объеме пространства, который в миллиарды раз больше объема, занимаемого отдельным атомом. В звездной же атмосфере каждый атом подвержен воздействию отдельного поля, создаваемого носящимися поблизости от него электронами и ионами. При более высоких температурах пространство вокруг каждого атома заполнено быстро движущимися положительно заряженными ионами и отрицательно заряженными электронами, скорости и положения которых совершенно случайны. Каждая заряженная частица порождает около излучающего атома поле различной напряженности. В какой-то момент отдельные поля около излучающего атома, обусловленные ионами и электронами, могут взаимно почти уничтожаться, а в какой-то следующий момент заряженная частица может сильно приблизиться к этому атому и соответственно заметно усилить поле. Следовательно, в звездах наблюдается не простое штарковское расщепление линий, наблюдаемое в лабораториях (рис. 40), поскольку поля, действующие на излучаемые атомы, в звездах не однородны, а являются по своему характеру быстро флуктуирующими и к тому же меняются от атома к атому. Поэтому излучение различных атомов одного и того же химического элемента окажется в суммарном эффекте не совпадающим, а перекрывающим одно другое, в результате чего получится широкая размытая спектральная линия.
   Рис. 42, полученный Петри, показывает, насколько вид водородных линий зависит от силы тяготения на поверхности звезды. У очень больших звезд-сверхгигантов сила тяготения на поверхности невелика, атмосферы сравнительно разреженные и линии водорода соответственно довольно узкие и слабые. У карликовых звезд, которые не слишком отличаются по размерам и массам от Солнца, линии водорода относительно широкие и размытые. Причину такого поведения линий понять нетрудно. В относительно плотных атмосферах карликов излучающие атомы и возмущающие их заряды находятся поблизости друг от друга, соответственно мгновенные электрические поля больше, и линии оказываются расширенными. В разреженных атмосферах сверхгигантов плотность обычно так низка, что штарковское расширение оказывается незначительным. Поэтому, хотя линии водорода и гелия широки и размыты у горячих карликовых звезд, у сверхгигантов они и относительно редкие, и узкие.
   По наблюдаемым формам, или профилям, водородных и гелиевых линий в спектрах звезд можно получить информацию о температурах и плотностях той среды, в которой формируются эти линии. Но, чтобы подойти к решению этой задачи, необходимо имитировать (в лабораторных условиях) температуры и плотности, получаемые в звездных атмосферах. К счастью, можно изучать расширение этих линий при контролируемых условиях. Кроме того, уже ранее были достигнуты значительные успехи в теории расширения линий Н и Не. У гелия эти эффекты особенно сложны, так как одни его линии гораздо чувствительнее к электрическим полям, чем другие. Для линий гелия и более тяжелых элементов наблюдается небольшой второго порядка, или «квадратичный», эффект Штарка.
   В одном методе, разработанном для изучения штарковского расширения в лаборатории профессора Лохте-Хольтгревена (Киль, ФРГ), дуга зажигается вдоль оси полой трубки, внутри которой протекает находящаяся в быстром вихревом вращении струя воды. Вблизи оси трубки вода испаряется, разлагается на составные компоненты, возбуждается и ионизуется. При этом наблюдаются спектральные линии водорода и кислорода в нескольких стадиях ионизации. Измерения этих линий, интерпретируемые с использованием теории ионизации, позволяют вычислить температуру и плотность в дуге. Однако подобная вра« щающаяся дуга неустойчива; поэтому в большинстве случаев

У звезды очень высокой светимости HD 223 385, которая в 25 00Э раз ярче Солнца, сила тяжести на поверхности и атмосферная плотность очень низки. Поэтому возмущающий эффект заряженных частиц на излучающий водородный атом мал, а линия предельно узка. У А-звезды 0 Возничего, которая примерно в 150 раз ярче Солнца, плотность выше и эффекты расширения, создаваемые заряженными частицами, имеют более важное значение. У звезды Кастор (а2 Близнецов), которая в 30 раз ярче Солнца, плотность атмосферы настолько велика, что линия значительно расширена.
в современной практике применяется дуга, стабилизированная другими методами.
   Другая методика включает светящуюся ударную трубку. В длинной железной трубке такие газы, как водород и гелий, находящиеся в условиях высокого давления, отделяются тонкой мембраной от смеси из «благородного» газа аргона и водорода, находящихся при низком давлении. Если мембрану проколоть, то возникает ударная волна, движущаяся со скоростью, в несколько раз превышающей скорость звука; волна ударяется о дальний конец трубки и отражается обратно. Газ, находящийся непосредственно позади отраженной ударной волны, нагревается до свечения, и его спектр можно наблюдать. А его давление и температуру можно точно вычислить, зная давление, температуру и состав газовой смеси, взятой для эксперимента и проверенной независимыми измерениями. Таким способом можно точно установить форму эмиссионных линий водорода при различных условиях температуры и плотности.
   В относительно плотных звездных атмосферах, как, например, в случае Солнца, излучающие атомы могут подвергаться столкновениям с пролетающими мимо атомами — большей частью атомами Н. При этом частота испускаемой радиации будет изменяться. Так как подобные столкновения происходят случайным беспорядочным образом, то наблюдаемая спектральная линия оказывается расширенной. Для Солнца это расширение столкновениями существеннее, чем естественное расширение. В любом данном спектре оно также более значительно для линий, соответствующих электронным перескокам между большими орбитами.
   В начале 30-х годов Струве и Элви обнаружили, что спектральные линии многих гигантских и сверхгигантских звезд расширены эффектом Доплера, причем расширение это указывало на движение излучающих газов со скоростями 55—65 км/с. Такие скорости нельзя отнести за счет температуры газа, так как температура этих звезд составляет всего 5000—10 000°, а температура, необходимая для образования такой формы линий, должна быть порядка миллиона градусов. Тогда Струве и Элви высказали предположение, что атмосферы этих звезд не обычные спокойные оболочки, а объекты с бурными крупномасштабными хаотическими движениями, которые эти ученые характеризовали как турбулентность. Независимые доказательства существования крупномасштабных движений излучающих газовых масс дают сверхгигантские компоненты таких затменных двойных, как 31 Лебедя. Умеренная турбулентность (характеризующаяся скоростями, не превышающими несколько км/с), по-видимому, присуща солнечной атмосфере, но сильнее всего это явление развито у некоторых сверхгигантов.
   Итак, если исключить несовершенство инструментов, то линии в звездных спектрах оказываются расширенными под воздействием причин двух классов.
Причины, свойственные самой природе спектральных линий
   а. Естественная ширина, которая обусловлена тем, что атом, подобно радиостанции, не может излучать на одной точно определенной частоте, поскольку сами энергетические уровни имеют некоторую ширину.
   б. Эффект Доплера, обусловленный случайными беспорядочными движениями атомов любого нагретого пара (см. также пп. ж, з и и).
   в. Эффект Зеемана, который представляет собой расщепление спектральных линий магнитным полем, как это происходит в солнечных пятнах.
   г. Эффект Штарка, который представляет собой расщепление спектральных линий электрическим полем; в звездных атмосферах линии расщепляются из-за того, что поля, воздействующие на любой излучающий атом, существуют очень непродолжительное время и имеют случайные направления.
   д. Расширения столкновениями, возникающие вследствие того, что излучающие атомы в результате столкновений с нейтральными атомами могут изменять частоты своего излучения.
   е. Сверхтонкая структура: у некоторых линий химических элементов как следствие магнитного взаимодействия между осевым вращением ядер и полным моментом количества движения (угловой момент) электрона наблюдается расщепление на ряд очень близких компонент; явление это аналогично взаимодействию магнитного поля вращающегося электрона с полем, порождаемым его орбитальным движением (см. гл. 2), за исключением того, что оно происходит в тысячи раз меньшем масштабе.
Внешние причины
   ж. Турбулентность или, иначе говоря, крупномасштабные происходящие в вертикальном направлении движения больших масс излучающих или поглощающих газов в атмосфере звезды.
   з. Вращение самой звезды, которое расширяет все спектральные линии; у звезд классов А и В наблюдались скорости вращения до 200—300 км/с, а звезды-карлики классов G и К, подобно Солнцу, явно вращаются медленно.
   и. Расширение самой атмосферы звезды; некоторые звезды, такие, как типа Р Лебедя, некоторые «эмиссионные объекты класса В» и «взрывающиеся звезды», или новые, обладают
расширяющимися атмосферами или оболочками, которые и обусловливают линии расширенные, нессимметричные.
   Прежде чем мы обратимся к интерпретации спектральных линий в звездных атмосферах, следует подчеркнуть, что интенсивность темной линии скорее не абсолютная, а относительная величина. Спектральная линия выглядит темной по контрасту — просто интенсивность в данной точке спектра меньше интенсивности в соседней с ней длине волны. Поэтому интенсивность линии всегда измеряют по отношению к интенсивности окаймляющего его непрерывного спектра, а следовательно, и интерпретация интенсивностей темных линий должна базироваться на априорном понимании процесса, благодаря которому образуется непрерывный спектр.
НЕПРЕРЫВНЫЙ СПЕКТР
   В главе 4 мы уже выяснили, что не существует четкого разделения линий на линии главного тела звезды и линии ее атмосферы. Проглядывая последовательно сквозь все более глубокие слои атмосферы, мы, наконец, доходим до уровня, на котором газовый материал оказывается совершенно непрозрачным. Этот уровень принято рассматривать как поверхность звезды. Таким образом, толщина атмосферы зависит от способности ее материала к поглощению. В случае звезд-карликов, газы которых сильно сжаты, мы можем проникнуть лишь сквозь очень тонкий слой вещества, поэтому глубина их атмосфер мала. А плотность гигантских звезд настолько низка, что мы можем просматривать атмосферу до больших глубин; тогда говорят о протяженной атмосфере.
   При обсуждении химического состава солнечной атмосферы (ниже в этой главе) мы увидим, что удивительно небольшого количества солнечного вещества — около 2 г вещества на 1 см2 солнечной поверхности — достаточно для того, чтобы заблокировать излучение, идущее снизу к поверхности. Полное количество вещества в солнечной атмосфере, 1017 (100 миллионов миллиардов) тонн, огромно только потому, что велики размеры Солнца, тогда как масса атмосферы составляет всего 1/20 000 000 000 всей массы Солнца. Отсюда можно сделать вывод, что газы в звездных атмосферах подобны плотному туману. Если бы земная атмосфера с ее относительно высокой плотностью была столь непрозрачна, мы едва ли могли бы видеть дальше чем на 15 м.
   Главная причина «туманнообразности» атмосфер более горячих звезд состоит в том, что газы, находящиеся в процессе ионизации, в высшей степени непрозрачны. Мы, конечно, знаем, что атомы в звездных атмосферах сильно экранируют излучение в окрестностях линий поглощения, так как атом, поднятый на более высокие энергетические уровни, поглощает энергию, соответствующую отдельным длинам волн. Но когда атом становится ионизованным, он может поглощать энергию, соответствующую любой частоте, которая больше некоторой минимальной величины, необходимой для ионизации. Таким образом, ионизация атомов водорода, электроны которых находятся на второй орбите, дает непрерывный спектр поглощения, идущий в фиолетовую сторону от предела бальмеровской серии у 3650 А, в то время как отрыв электронов с третьей орбиты съедает энергию, соответствующую более коротким длинам волн, чем предел серии Пашена у 8210 А в инфракрасной части спектра. Ясно, что если лишь небольшая доля атомов водорода оказывается возбужденной до второго и более высоких уровней, то вклад водорода в непрозрачность звездных газов невелик. Ведь только атомы, возбужденные по крайней мере до второго уровня, могут поглощать излучение на волнах короче 3650 А и только атомы, возбужденные по крайней мере до третьего уровня, могут поглощать излучение в части спектра от 8210 до 3650 А. Теория возбуждения атомных уровней (см. приложение V) предполагает, что при температуре около 5700° из каждого миллиарда атомов водорода лишь четыре или пять атомов находятся на втором уровне. Поэтому, несмотря на свое огромное количество, атомарный водород дает лишь небольшой вклад в непрозрачность среднего и верхнего слоев солнечной атмосферы. В более глубоких слоях, где температура выше, поглощение нейтральным водородом несомненно более существенно. У гораздо более горячих звезд класса А многие атомы водорода возбуждены до второго и более высоких уровней, и поэтому водород становится весьма непрозрачным. На рис. 43 показано сильное поглощение у предела серии Бальмера для звезды класса В.
   После того как было выяснено, что непрозрачность атмосфер Солнца и более холодных звезд нельзя отнести за счет нейтрального водорода, очевидно, логично предположить, что в этих звездах за ионизацию отвечают атомы металлов. Увы, количества металлов также оказались слишком малыми для объяснения даже небольшой доли непрозрачности солнечной атмосферы. Природа неизвестного источника непрозрачности солнечной атмосферы была выяснена в 1938 г. Бильдтом, который указал, что в таких холодных звездах, как Солнце, и в еще более холодных нейтральный атом водорода может присоединить к себе второй электрон и таким образом стать отрицательно заряженным ионом. Отрицательные ионы водорода являются ненасытными поглотителями энергии в видимой и инфракрасной областях спектра. пособом было найдено, что золота на Солнце в 0,5-1012 раз меньше, чем водорода. Неточность результата возникает вследствие неточных знаний расширения столкновениями, величин f и, возможно, наличия неизвестных бленд.
ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ЗВЕЗД
   С самого начала развития звездной спектроскопии стало очевидно, что повсюду во Вселенной материя по существу одна и та же и что те же химические элементы, из которых построена Земля, входят в состав других планет, Солнца, звезд и далеких галактик. Но, хотя повсюду в природе встречаются одни и те же элементы, их относительное содержание часто не одинаково не только у планет и звезд, но и у звезд разных классов. Эти различия в обилии элементов являются важными ключевыми данными для еще не вполне понятых проблем эволюции звезд, образования элементов и истории самой Галактики. Полнее мы обсудим эту проблему в гл. 8, 9 и 12.
   А сейчас мы кратко изложим некоторые принципиально важные результаты, полученные при исследовании химического состава звезд. Конечно, наиболее досконально было изучено Солнце. Пионерское исследование, выполненное в 1929 г. Генри Норрисом Расселом (Принстон, США) еще до изобретения кривой роста, выявило главные характерные черты химического состава Солнца. Затем многочисленными исследователями в различных странах эта работа была сделана значительно точнее сначала для Солнца, а затем и для различных звезд. Рассмотрим сначала результаты анализа состава Солнца, а затем сравним их с данными, полученными для других звезд.
   Как видно из табл. 4, вполне уверенно в солнечной атмосфере было отождествлено семьдесят химических элементов. Отсутствие некоторых элементов в этом списке не означает, что они утрачены солнечной атмосферой. Некоторые из этих элементов, например ртуть, имеют свои сильнейшие линии в далеком ультрафиолете — спектральной области, которую можно изучать только при помощи приемников, поднятых на космических аппаратах за пределы земной атмосферы. Элементы, добавленные к этому списку начиная с 1946 г., чаще всего оказывались обнаруженными по их линиям в ультрафиолетовых спектрах хромосферы и короны. Другие отсутствующие элементы, судя по их дефициту на Земле, возможно, присутствуют на Солнце, но в столь ничтожных количествах, что их линии просто невозможно обнаружить. Примером подобного рода может служить уран, который встречается редко, и все его многочисленные линии имеют малые величины f.
   Очень большой интерес представляет содержание на Солнце изотопов, в особенности тяжелого водорода, или дейтерия. Хотя некоторые данные свидетельствуют о том, что уран может образовываться в областях Солнца, характеризующихся сильной электромагнитной активностью — в окрестностях солнечных пятен, — подлинного доказательства его существования на Солнце, вообще говоря, нет. Отношение С13/С12 на Солнце, возможно, такое же, как на Земле, но и этот вопрос требует тщательного дальнейшего исследования.
   Табл. 5 дает процентное содержание по числу атомов (т. е. объем) для некоторых элементов солнечной атмосферы и полную массу (в миллионных долях грамма) каждого элемента в вертикальном столбе атмосферы сечением 1 см2 и основанием в фотосфере. Обратите внимание на высокое содержание водорода и гелия. Свыше 85% атомов в солнечной атмосфере составляют атомы водорода, и, так как это большое число повторяется и для других звезд, нетрудно понять, почему линии водорода остаются в спектрах при столь гигантском диапазоне температур звездных атмосфер. Заметим также, что, хотя сильнейшие в спектре — это линии Н и К ионизованного кальция, есть элементы более обильные. Высокая интенсивность этих линий ионизованного кальция объясняется тем, что они возникают при переходах с самого нижнего энергетического уровня, на котором находится большинство атомов кальция на Солнце (кальций в солнечной атмосфере в большинстве своем однажды ионизован). Соответствующие линии магния приходятся на ультрафиолет, находящийся за пределами прозрачности земной атмосферы. Наблюдаемые линии углерода, азота и кислорода все возникают со слабо населенных высоких энергетических уровней. Среди темных линий солнечного спектра гелия вообще нет. Его линии наблюдаются в эмиссионном спектре хромосферы.
   Особый интерес представляет количество двойных карликов. Многие из этих систем построены в том же масштабе, что и Солнечная система. Наша ближайшая звездная соседка альфа  Центавра представляет систему из двух звезд с массами, почти равными массе Солнца, плюс небольшой удаленный компаньон Проксима, блеск которой составляет 1/15000 блеска Солнца. Крюгер 60 В — одна из слабейших звезд, массы которых известны. Мы знаем о существовании еще менее массивных «темных звезд» (астрометрических спутников) по их гравитационным воздействиям на светящие звезды. Чтобы какая-нибудь планета могла от Крюгера 60 В получать столько же света и тепла, сколько Земля получает от Солнца, ей следовало бы находиться на расстоянии 7,2 млн. км от этой звезды. Обитаемая планета, связанная со звездой Ван Бисбрука, которая светит в миллион раз слабее Солнца, должна была бы быть вдвое ближе к ней, чем Луна.
(в сокращении)
https://klex.ru/
***********************
Материалы из Сети подготовил Вл.Назаров
Нефтеюганск
22 июня 2024 года.






о, что мы приблизились к границам наблюдаемой Вселенной, если вообще такие границы существуют. Правда, большая часть нашего исследовательского путешествия будет проходить в пределах нашей собственной Галактики или в пределах Местной системы галактик, но у нас есть все основания считать, что доступная нашим исследованиям область может служить более или менее типичным образцом для Вселенной в целом.
   Путешествие между звездами, вероятно, будет проходить во мгле, потому что межзвездное пространство засорено протяженными облаками из газа и твердых пылевых частиц, которые ослабляют свет находящихся за ними звезд и вызывают его покраснение. Подобно мощным прожекторам, яркие звезды освещают многие из этих облаков, делая их видимыми астроному- исследователю как светлые туманности. Это межзвездное вещество столь разрежено, что по сравнению с ним плотность газа в условиях самого лучшего лабораторного вакуума кажется огромной, и все-таки, несмотря на такую крайнюю разреженность, пыли между звездами хватает, чтобы скрыть от наших глаз далекие области Галактики. Межзвездный газ испускает излучение как в оптическом, так и в радиодиапазоне, и в настоящее время достигнуты большие успехи по изучению межзвездной среды при помощи крупных радиотелескопов.
Рис. 3. Спираль Треугольника (МЗЗ).
Она гораздо меньше, чем М31, и видна почти в плане. Со спиральными рукавами связано большое число газовых туманностей и звездных скоплений,























   Одна из особенностей нашего «тура открытий» состоит в том, что открытия мы сможем совершать без обычного риска, связанного с исследованием неизвестного. Действительно, благодаря волшебной способности лучей света, рентгеновского излучения и радиоволн распространяться на гигантские расстояния мы можем изучать отдаленные уголки Вселенной, не лишая себя земного комфорта и чувствуя себя в безопасности. Излучения, которые поглощаются земной атмосферой (рентгеновские лучи и некоторые радиоволны), можно изучать при помощи ракет и искусственных спутников, поднимаемых за пределы земной атмосферы.
   Сто лет назад астрономы нанесли на карты положения звезд на небе и обозначили их местоположения подобно тому, как на географические карты Земли на основе точных измерений широт и долгот наносятся различные детали ее поверхности. Положения звезд определяют по направлению испускаемых ими световых лучей. Но направление — это только одна из характеристик световых лучей. Свет звезды несет также информацию о физической природе звезд, их массе, яркости, химическом составе, температуре поверхности и даже о внутреннем строении. Радиоволны, идущие от облаков межзвездного газа, рассказывают об их температуре, плотности и химическом составе и выявляют присутствие протяженных магнитных полей. Лишь сравнительно недавно мы научились читать эти зашифрованные послания звезд и туманностей. Такой анализ стал возможным благодаря современной физике, описывающей поведение и свойства атомов, позволяющие им испускать свет. История выяснения свойств звезд и туманностей, по существу определяемая открытиями современной физики, как раз и является предметом особого внимания в этой книге.
РАССТОЯНИЯ И БЛЕСК ЗВЕЗД
   У любого человека, заинтересовавшегося физической природой звезд, немедленно возникают четыре очевидных вопроса, а именно: насколько далеки от нас звезды, сколь они ярки, как велики и насколько тяжелы. Чтобы ответить на них, нужны линейки и весы, применимые на очень больших расстояниях. Для определения расстояний до звезд астроном пользуется тем же принципом, который использует геодезист при измерении расстояния до пункта, находящегося на другой стороне озера. Рис. 4, а иллюстрирует задачу геодезиста; рис. 4,6 — задачу астронома. Первый измеряет длину отрезка АВ и углы АВС и САВ. Зная два угла и заключенную между ними сторону, можно решить треугольник АВС и определить сторону АС или ВС. Аналогично астроном использует в качестве базиса АВ диаметр


орбиты Земли вокруг Солнца. Когда Земля находится в точке Л, звезда видна в направлении ЛС, спустя шесть месяцев Земля находится в точке В и направление на звезду теперь будет ВС. Половинный угол этого смещения, т. е. угол BCD или ЛСВ, называется параллаксом звезды. Очевидно, величина сдвига зависит от близости звезды: для более далеких звезд он будет меньше. (На самом деле звезда движется относительно Солнца по прямой; чтобы определить и параллакс, и движение звезды перпендикулярно лучу зрения, необходимы дополнительные наблюдения.)
   Единицей звездного параллакса служит 1 секунда дуги (1/3600 градуса), которая примерно равна углу, под которым видна копеечная монетка с расстояния 4 км. Конечно, такой малый угол нельзя различить невооруженным глазом, но новейшие телескопы позволяют измерять с достаточной точностью параллаксы в 0,01". Параллакс ближайшей к нам звезды а Центавра равен 0,752", что соответствует расстоянию примерно 40 миллионов миллионов километров. Выражать такие расстояния в километрах еще более неудобно, чем расстояние от Нью- Йорка до Бомбея в миллиметрах. Поэтому расстояния до звезд, по крайней мере в научно-популярной литературе, выражают в световых годах. Один световой год, т. е. расстояние, пробегаемое за 1 год лучом света, проходящим около 300 000 км в 1 секунду, составляет почти 10 миллионов миллионов километров. Ближайшая звезда отстоит от нас на 4,33 светового года, Сириус— самая яркая звезда неба — находится на расстоянии 8,7 светового года, а вся наша звездная система, Млечный Путь, насчитывает в поперечнике 100 000 световых лет. В таких масштабах наша Солнечная система действительно выглядит крошечной. Если мы в условном масштабе возьмем в качестве расстояния от Земли до Солнца 1 см, то 1 световой год будет равен примерно 650 м,
   В астрономии используют еще две единицы расстояния — астрономическую единицу и парсек. Для выражения расстояний, промежуточных между километром и световым годом, обычно пользуются радиусом земной орбиты, который называют астрономической единицей (сокращенно а. е.). Эту единицу не следует смешивать с ангстремом (сокращенно А), единицей, используемой для выражения длин световых волн. Парсек — это расстояние до звезды, параллакс которой равен 1", он равен 206 265 а. е., или 3,26 св. года. Поскольку параллакс обратно пропорционален расстоянию, то расстояние в парсеках есть просто величина, обратная параллаксу в угловых секундах. Таким образом, звезда, находящаяся на расстоянии 10 парсек, или 32,6 св. года, имеет параллакс 0,1", звезда с расстоянием 100 пс, или 326 св. лет, имеет параллакс 0,01" и т. д.
   Геодезический метод измерения параллаксов пригоден не для всех звезд, а лишь для самых близких, так как углы меньше 0,01" нельзя измерять с необходимой точностью. К счастью, астрономы придумали способы оценки расстояний и для более далеких звезд. Можно, например, использовать тот факт, что звезды движутся как друг относительно друга, так и относительно Солнца. Действительную скорость движения по лучу зрения можно измерить по эффекту Доплера (см. гл. 2). Можно также, измеряя видимые угловые перемещения по небу выбранных звезд в различных участках неба, определять средние, или статистические, расстояния примерно так же, как мы могли бы оценить расстояние до освещенной моторной лодки, наблюдаемой в гавани ночью, если известна ее истинная скорость движения по воде. Другие способы определения расстояний, описываемые ниже, основаны на том принципе, что точно измеряются светимости определенного сорта звезд, которые мы можем отличить от иных в очень далеких Частях Галактики и даже в других звездных системах. Тогда по видимому блеску такой звезды и известной для нее светимости можно определить и ее расстояние, поскольку яркость точечного источника света убывает пропорционально квадрату расстояния. Если бы а Центавра находилась от нас на расстоянии 8,66, а не 4,33 св. года, ее блеск был бы в четыре раза слабее.
   Наоборот, если расстояние до звезды определено, то можно, зная ее видимый блеск, рассчитать ее истинный блеск. Начало существующей практике выражать видимый блеск звезды — какой она непосредственно видна на небе — в звездных величинах было положено 2000 лет назад, когда астрономы древности разделили все звезды на шесть групп от первой (самые яркие) до шестой звездной величины; к последним были причислены звезды, едва видимые невооруженным глазом. В прошлом столетии шкала звездных величин была установлена так, что блеск звезды первой величины ровно в 100 раз больше блеска звезды шестной величины. Шкала меняется как геометрическая прогрессия, т. е. отношение, соответствующее изменению блеска на одну звездную величину, есть величина постоянная. Таким образом, звезда первой величины (1™) в 2,512 раза ярче звезды второй величины (2™), которая, в свою очередь, в 2,512 раза ярче звезды третьей величины (3™) и т. д. Первоначальная шкала, состоявшая из шести звездных величин, была продолжена как в сторону очень слабых, так и в сторону очень ярких звезд. Очень слабые звезды 23—24™ можно регистрировать фотоэлектрическим методом или при помощи специальной фотографической методики на 200-дюймовом телескопе. К звездам первой величины относятся такие яркие звезды неба, как Альде- баран или Альтаир. Однако две самые яркие на небе звезды характеризуются отрицательными звездными величинами; так, звездная величина Канопуса т = —0,7, а Сириуса т =—1,6. (В той же шкале видимая звездная величина полной Луны равна —12,7™, а Солнца —26,8™.)
   Звездные величины можно измерять глазом или при помощи других чувствительных к свету инструментов, например фотографической пластинки или фотоэлемента с нужными светофильтрами. Путем использования различных фильтров можно измерить цвет звезды. Визуальные (т. е. видимые глазом) звездные величины, измеренные первыми наблюдателями, были заменены фотоэлектрическими звездными величинами, измеренными с желтым фильтром, их обозначают буквой V. Если же мы хотим охарактеризовать видимый блеск звезды с учетом всего испускаемого ею излучения — инфракрасного, красного, зеленого, голубого, фиолетового и ультрафиолетового (гл. 2), — мы пользуемся болометрической звездной величиной. Это — звездная величина, полученная с учетом блеска и температуры звезды, она будет наблюдаемой величиной только в том случае, если блеск звезды измеряется за пределами земной атмосферы. Как у очень холодных, так и у очень горячих звезд болометрическая величина намного больше визуальной, так как большая часть их энергии испускается в виде радиации, не видимой глазом.
   Если бы все звезды были одинаково далеки от нас (т. е. от Солнца), их видимые звездные величины соответствовали бы их истинным относительным светимостям. На практике мы определяем собственную светимость звезды по ее так называемой абсолютной звездной величине; последняя равна видимой величине, которую звезда имела бы на стандартном расстоянии 10 парсек = 32,6 св. года (см. приложение IV). Болометрическая абсолютная величина Солнца равна +4,77™. Эту величину нужно знать, когда необходимо сравнить мощность излучения звезд. Абсолютная «фотоэлектрическая визуальная» величина
Солнца равна +4,84т (согласно Крону и Стеббинсу, см. приложение III); это значит, что если бы Солнце отстояло от нас на расстоянии 10 парсек, его можно было бы без усилий наблюдать в ясную безлунную ночь. Звезда Арктур, расстояние до которой составляет около 33 св. лет, смотрелась бы примерно так же, как и сейчас. Блеск Сириуса был бы в 14 раз слабее, и Сириус уже не был бы выдающейся звездой на небе. Зато звезда Ригель в созвездии Ориона, светимость которой в 5000 раз больше Солнца, затмила бы любое светило нашего неба, за исключением Луны.
   Большая часть того, что мы знаем о Вселенной, было открыто путем регистрации и измерения излучения оптическими методами, г. е. устройствами, в которых используются обычные линзы или зеркала. Однако за последние годы стало известно, что звезды, облака газа и галактики наряду со светом и теплом испускают также и радиоволны. Для приема радиоволн радиоастрономы используют большие антенны различной формы, в том числе параболические чаши, которые напоминают обычные оптические телескопы; правда, радиотелескопы, как правило, имеют гораздо большие размеры. Типичный радиотелескоп имеет диаметр около 25 м, а диаметр наибольшего подвижного радиотелескопа в Манчестере (Англия) равен 77 м, хотя самым эффективным, вероятно, является 65-метровый параболоид в Парксе (Австралия). Увиденное «глазом» радиотелескопа небо выглядит совершенно иначе, чем в видимом свете. Большая часть радиоизлучения приходит к нам не от отдельных звезд, а от облаков газа; поэтому место привычных созвездий, которые не видимы в радиотелескоп, занимают различные источники космического радиоизлучения, имеющие совершенно другое расположение на небе.
ВЗВЕШИВАНИЕ ЗВЕЗД
   Движение Земли вокруг Солнца дает возможность определять расстояния звезд. Довольно любопытно, что движение одной звезды вокруг другой позволяет определять их массы. Подобно всем планетам (а в этом отношении также и звездам), Земля одержима страстью к путешествиям. Если бы можно было вдруг «выключить» удерживающее Землю солнечное тяготение, то Земля полетела бы прочь по прямой и в конце концов затерялась бы в межзвездном пространстве. Подобно тому как Земля продолжает двигаться по своему пути благодаря тяготению Солнца, так и большому числу звезд отказано в безмятежном существовании вследствие притяжения звездами-компаньонами. Чем массивнее две звезды, тем быстрее они будут двигаться друг около друга, в чем нетрудно убедиться при помощи простой аналогии.
   Предположим, что мы находимся в космическом корабле в межзвездном пространстве, вдалеке от всех тяготеющих тел, так что мы свободно «плаваем» в космосе, и нам предложили измерить массу небольшого твердого предмета. Поскольку сил притяжения в космическом корабле не существует, мы не сможем положить предмет на весы и взвесить его, нам придется воспользоваться другим способом. Если в нашем распоряжении есть пружинные весы, то величину неизвестной массы можно определить, прикрепив предмет к весам на конце пружины и вращая их по кругу. Пружинные весы измеряют натяжение пружины, которое зависит от скорости вращения и массы предмета: натяжение будет тем больше, чем больше масса или чем больше скорость движения по кругу. По измеренному натяжению и скорости вращения можно определить массу предмета.
   Аналогичным способом астроном «взвешивает» звезды. Скорость движения одной звезды вокруг другой в двойной звездной системе зависит от силы их взаимного притяжения. Согласно закону всемирного тяготения Ньютона, эта сила притяжения, аналогичная натяжению пружины, пропорциональна массам звезд (а также обратно пропорциональна квадрату расстояния между ними). Отмечая время, необходимое этим двум звездам, чтобы совершить один оборот друг вокруг друга, и измеряя расстояние между ними, находим удерживающую их вместе силу, а отсюда и их массы.
   Двойные звезды или звездные системы — явление, обычное среди звезд. Были обнаружены также звездные группы, содержащие три, четыре, пять и даже шесть звезд, обращающихся друг вокруг друга. Кое-какие из этих кратных систем заслуживают специального упоминания.
   Знакомая нам а Центавра состоит из двух звезд, которые завершают взаимное обращение за 80 лет по довольно вытянутым эллиптическим орбитам, так что временами они сближаются до расстояния 11 а. е. (это немного больше, чем расстояние Сатурна от Солнца), а иногда они расходятся на 35 а. е. (это рас< стояние примерно равно расстоянию Плутона от Солнца). Более яркая компонента — почти двойник Солнца, с той лишь разнш цей, что эта звезда чуть ярче, а возможно, немного тяжелее и чуть-чуть горячее Солнца. Более слабая компонента холоднее, да и масса поменьше. В 1915 г. Иннес открыл слабую красную звезду, которая, находясь на расстоянии 2° от этой системы, движется в пространстве так же, как а Центавра, но в 15 000 раз слабее Солнца. Эта звезда отстоит от более яркой пары по крайней мере на 10 000— 12 000 а. е. и должна затрачивать примерно миллион лет для полного обхода своей орбиты.

   Особый интерес представляет Процион — звезда из созвездия Малого Пса. Это двойная звезда с периодом 40,65 года и средним расстоянием между компонентами 4,55", что соответствует 15,8 а. е., т. е. немного меньше, чем расстояние между Солнцем и Ураном. Масса более яркой звезды (1/= 0,35ш) примерно в 1,75 больше массы Солнца. Ее компаньон — очень слабая звезда (К = 10,8 m). Эго одна из престарелых сверхплотных звезд, обычно называемых белыми карликами (см. гл. 9). В настоящее время форма, ориентация и диаметр (в секундах дуги) орбиты яркой звезды известны. По спектру яркой звезды (см. гл. 2) можно также измерить скорость ее движения вдоль луча зрения, а так как орбита ее известна, то можно определить скорость движения по орбите. Затем, зная период орбитального движения, определяют истинный диаметр орбиты в километрах. Полученную величину можно сравнить с величиной диаметра орбиты, которая была найдена по расстоянию между звездами (в секундах дуги) и параллаксу.

   Именно этим способом Странд независимо проверил выведенную ранее величину параллакса, и оказалось, что она хорошо согласуется с величиной тригонометрического параллакса.
   Среди кратных звезд упомянем ? Рака и Кастор. Более яркая компонента ? Рака — сама по себе двойная система, состоящая из двух звезд почти равного блеска, обращающихся друг вокруг друга с периодом 59,7 года. Более слабая компонента тоже состоит из двух звезд, одну из которых можно обнаружить только по ее гравитационному воздействию на другую звезду. Они обращаются друг вокруг друга с периодом около 17,5 года. Более слабая пара обращается вокруг более яркой пары с периодом 11,50 года. Массы всех четырех звезд сравнимы с массой Солнца.
   В телескоп Кастор виден как двойная звезда, компоненты которой, разделенные расстоянием около 80 а. е., движутся друг вокруг друга с периодом 340 лет. Спектральные наблюдения (см. гл. 2) показывают, что обе эти звезды в действительности тоже двойные с периодами примерно 9 и 3 суток соответственно. Еще больший интерес представляет тот факт, что на небе на расстоянии свыше 1' от Кастора находится слабая звездочка Кастор С, связанная физически с этой яркой парой. Этот последний объект сам состоит из двух слабых красных звезд, меньших по размеру и менее массивных чем Солнце, отстоящих друг от друга примерно на 27 млн. км и обегающих друг вокруг друга менее чем за одни сутки. Таким образом, Кастор — шестикратная звезда, причем все три компоненты его являются парами.
   Хотя в каталог Эйткина занесено свыше 17 000 двойных звезд, надежные орбиты известны для сравнительно немногих пар. Вероятно, через 100 лег наши знания об орбитах двойных звезд и их массах значительно улучшатся. Но, к счастью, как независимо показали Рассел и Герцшпрунг, для звезд с известными параллаксами можно получить надежные средние значения масс, даже если мы наблюдаем движения звезд только на части их орбит.
   Кратные системы состоят из звезд всех видов — больших и малых, холодных и горячих, что позволяет нам оценить массы для большинства представителей различных типов звезд. Завершив операцию взвешивания, мы находим, что самые массивные звезды примерно в 50—100 раз тяжелее Солнца, а массы самых легких звезд, по-видимому, заключены в пределах между !/5 и Ую массы Солнца. Однако большинство звезд весит немного меньше Солнца.
   Во многих случаях звезда, принадлежащая к двойной системе, вынуждена открыть нам не только свою массу, но и свои размеры. Расстояние между компонентами двойной звезды часто бывает столь малым, что даже самые мощные телескопы не в состоянии «увидеть» их по отдельности. Однако если плоскость их орбиты ориентирована в пространстве так, что видна нам «с ребра», то прохождение одной звезды перед другой будет периодически создавать затмения, напоминающие затмение Солнца Луной. Подобные двойные звезды называют затменными двойными. Вообще говоря, каждая звезда системы затмевает другую за полное обращение по орбите один раз, в результате чего за один цикл наблюдаются два затмения. Если бы эти звезды были одинаковыми по размерам и блеску, то количество приходящего от них на Землю света уменьшалось бы наполовину дважды за период. Однако компоненты известных затменных звезд обычно имеют различный блеск и разные размеры. Часто встречаются пары, состоящие из большой слабой звезды и маленькой, но яркой звездочки. Именно такая пара звезд схематически показана на рис. 5.
   Прохождение яркой звезды перед слабой создает частное затмение последней, а как следствие этого явления происходит общее ослабление света. Через полпериода относительное расположение звезд поменяется на обратное и, поскольку теперь от нас будет закрыта яркая звезда, потери света окажутся гораздо большими. Если нанести на график наблюдаемый блеск затмен- ной двойной звезды в функции времени, то мы увидим периодическое изменение блеска, показанное на рис. 6. Когда яркая звезда находится на орбите в положениях, соответствующих





Рис. 5. Относительные положения звезд в затменной двойной системе на протяжении трех четвертей периода.
В данном случае маленькая яркая звезда обращается вокруг большой тусклой звезды. В точке В яркая звезда находится перед тусклой, в то время как в D — позади нее.

точкам Л и С на рис. 5, свет не ослабляется. В положении D экранируется более яркая из двух компонент, и звезда, как говорят, находится в главном миниуме. В положении В частично экранируется слабая звезда, поэтому теряется лишь небольшая часть света, и звезда находится во вторичном миниуме. Ясно, что длительность каждого затмения, которую можно определить по кривой блеска, зависит от диаметров звезд и от скорости их движения по орбите. Поскольку, как мы увидим в следующей главе, скорость орбитального движения зачастую можно найти при помощи спектрографа, мы можем также определить и диаметры звезд.
   Если же, что бывает часто, Земля не находится в плоскости орбиты двойной системы (т. е. наклонение орбиты не равно точно 90°), то ситуация будет напоминать показанную на рис. 5. По точным измерениям кривой блеска можно определить наклон орбиты, размеры у обеих звезд, выраженные в единицах поперечника орбиты, и отношение поверхностных яркостей звезд (которое зависит от температуры их поверхностей).
   Мы можем сделать даже больше. Если известны орбитальные скорости в километрах в секунду и период, то можно найти массы звезд в единицах массы Солнца (см. приложение VII). Далее, поскольку из кривой блеска размеры звезд определяются по отношению к размерам их орбиты, а размер орбиты оказывается известен из спектральных измерений, то можно определить в километрах и диаметры звезд. Зная диаметр и массу звезды, можно определить ее плотность. В ряде случаев, когда кривая блеска охватывает наблюдения за несколько десятилетий, можно даже кое-что сказать относительно того, как возрастает плотность к центру у более массивной звезды затменной системы. Эти исследования показали, что масса звезды распределена неравномерно, — говоря точнее, плотность заметно возрастает к центру звезды (см. гл. 8).
   В табл. 8 и 9 (гл. 6) включены величины масс, размеров, периодов и плотностей ряда хорошо изученных затменных двойных, для которых эти данные имеются. Вероятно, самая известная из затменных двойных — Алголь (вторая по яркости звезда созвездия Персея), блеск которой строго периодически через каждые 2,87 суток внезапно падает примерно до !/з своей обычной величины. Диаметр более яркой компоненты примерно в 3 раза больше диаметра Солнца, а диаметр большей по размерам, но менее яркой компоненты составляет 3,7 солнечного диаметра. Более подробное рассмотрение этих систем мы отложим до гл. 6.
   Здесь же необходимо упомянуть еще один момент. Хотя мы можем многое узнать благодаря затменным двойным — недаром Рассел рассматривал изучение двойных как самый легкий путь к познанию звезд, — следует помнить, что часто звезды затменных систем — аномальные объекты в том смысле, что подобные звезды не встречаются поодиночке или в широких парах. Эволюция, т. е. история жизни звезды (гл. 9), может оказаться измененной или нарушенной, если у нее есть близкий компаньон. Такая ситуация предоставляет ряд интересных возможностей для понимания природы некоторых совершенно удивительных переменных звезд (см. гл. 11).
   Хотя расстояние между звездами в двойных системах составляет от нескольких диаметров звезд в системах типа
Рис. 6. Кривая блеска затменной двойной системы, приведенной на рис. 5.

W Большой Медведицы (две звезды с размерами порядка солнечного обращаются друг вокруг друга, почти соприкасаясь) до тысяч астрономических единиц, все же большинство двойных систем, пс-видимому, имеют размеры, не сильно отличающиеся от размеров Солнечной системы. Часто высказывалось даже предположение, что образование Солнечной системы и образование двойных систем представляют собой разные аспекты одного и того же фундаментального процесса. Обычно предполагается, что двойная или кратная системы образуются в результате накопления первичного вещества в двух или более крупных массах. Но иногда значительное количество этого материала может оказаться утраченным, и в результате получается звезда, окруженная системой планет.
   Для массы небесного тела существует нижний предел, при котором оно все еще светит как звезда (см, гл. 8). Слабейшая из известных звезд — спутник звезды BD + 4°4048, открытый Ван Бисбруком. (Для понимания обозначения BD см. приложение I.) Абсолютная величина этой звезды 4-19т, т. е. она в миллион раз слабее Солнца. Если бы она имела при себе планету, пригодную для жизни, то последняя должна была бы обращаться вокруг звезды на меньшем расстоянии, чем расстояние Луны от Земли.
   Планетоподобные спутники были открыты у некоторых двойных звезд по их гравитационному воздействию на видимые члены системы. Несколько лет назад Странд обнаружил спутник у одной из компонент визуальной двойной 61 Лебедя, для которой он определил массу в !/бо массы Солнца, или 16 масс Юпитера, и период 1,89 года. Было высказано предположение, что более слабая из оптических компонент может также обладать одним (или даже двумя) аналогичными спутниками.
   Еще более примечательна звезда Барнарда. На основе продолжительных наблюдений ван де Камп (Сворсмоурский колледж, США) нашел свидетельство наличия у нее двух спутников. Один, по-видимому несколько более массивный, чем Юпитер, обращается с периодом 26 лет по орбите примерно таких же размеров, как у орбиты Юпитера. Другой, масса которого составляет примерно 0,8 массы Юпитера, кружится по орбите, которая по размеру соответствует положению пояса астероидов в нашей Солнечной системе. Таким образом, здесь существует своего рода Солнечная система с по меньшей мере двумя «настоящими» планетами, однако ни одна из них, по-видимому, не пригодна для жизни.
   Звезды-карлики, нормальные звезды, гиганты, сверхгиганты, облака пыли и газа — все они в совокупности образуют Млечный Путь. Но краеугольными камнями для создания любых материальных структур служат крохотные атомы, диаметр которых измеряется в триллионных долях сантиметра. Лучи света, испускаемые атомами и молекулами, позволяют нам видеть и изучать звезды и туманности. Нам повезло в том отношении, что характер света, излучаемого атомами, зависит от тех физических условий, в которых находятся эти атомы. Так, световые лучи, приходящие к нам из галактического пространства, доставляют нам зашифрованные красочные депеши о климатических условиях на звездах и в туманностях. Обратимся же теперь к рассказу о том, как расшифровываются эти световые послания звезд.
2. ЗВЕЗДНЫЕ РАДУГИ
СПЕКТРОСКОП
   Тот факт, что солнечный свет состоит из смеси цветов, был открыт в 1666 г. Исааком Ньютоном. Он впустил солнечный свет в затемненную комнату через «небольшую дырочку в ставнях», а затем пропустил его через стеклянную трехгранную призму и отбросил на противоположную стену комнаты (рис. 7). Белое вначале пятно света превратилось в сверкающую радугу, или спектр, состоящий из цветной полоски, фиолетовой на одном конце и постепенно меняющей цвет на синий, зеленый, желтый, оранжевый и красный на другом конце. Поместив вслед за первой призмой вторую, перевернутую основанием в противоположную сторону, Ньютон показал, что отдельные цвета можно опять объединить, причем белый цвет оказывается восстановленным. Так было доказано, что «белый» солнечный свет в действительности состоит из смеси всех цветов радуги.
   Стеклянная призма сортирует отдельные цветные лучи, изменяя их направление на некоторый угол, величина которого зависит от окраски света. Когда луч света переходит из одной

среды в другую, его направление обычно меняется (рис. 8). (Физически это отклонение, или рефракция, светового луча возникает как следствие того факта, что скорость света в более плотной среде, например в стекле, меньше, чем в воздухе.) Если бы все световые лучи при прохождении через призму отклонялись на одну и ту же величину, выходящий из нее световой пучок не был бы цветным. Однако фиолетовые лучи отклоняются сильнее, чем синие лучи, синие — сильнее зеленых, зеленые— сильнее желтых, в результате чего первоначально белый свет разлагается, или диспергирует, на составляющие его цвета. Аналогичным образом капли воды в земной атмосфере, действуя как крохотные призмочки, разлагают солнечный свет и создают радугу.
   Призменный спектроскоп (рис. 9) в сущности является копией экспериментальной установки Ньютона. Чтобы помешать наложению отдельных цветов друг на друга, источник света сперва фокусируют на узкой щели шириной примерно 0,01—0,02 см. После прохождения через щель расходящийся пучок при помощи линзы С превращают в параллельный, а затем направляют сквозь стеклянную призму D. Далее линза Т сводит лучи в фокусе на отрезке РР'. Спектр в РР' состоит из ряда «линий», которые представляют собой изображения щели в разных цветах. Исследуется спектр визуально при помощи окуляра или после фотографирования его на пластинку или пленку. В другом варианте спектроскопа вместо призмы ставится так называемая дифракционная решетка. Самой распространенной формой решетки является плоская отражающая поверхность, на которой при помощи тончайшего алмазного острия нацарапаны предельно узкие параллельные штрихи. Штрихи наносятся через равные расстояния очень близко друг к другу — до 1200 штрихов на 1 мм. Когда параллельный пучок белого света падает на заштрихованную поверхность решетки, различные составляющие


его цвета отражаются под разными углами, вследствие чего белый свет разлагается в спектр.
   В сочетании с большим телескопом спектроскоп (или его разновидности) является единственным в своем роде по значению инструментом, используемым для наблюдений в астрофизике. Полученные с его помощью результаты будут предметом изложения большей части этой книги. Однако, прежде чем обсуждать этот прибор дальше, обратимся сперва к физическому смыслу цвета.
ФИЗИЧЕСКИЙ СМЫСЛ ЦВЕТА
   Итак, что же подразумевается под цветом светового луча? Ощущение цвета чисто субъективное, оно возникает от реакции сетчатки глаза на какие-то физические свойства света. Лабораторные эксперименты показали, что свет распространяется в форме волн со скоростью (в вакууме) 300 000 км/с. Расстояние между двумя соседними гребнями или впадинами называется длиной волны. Интересное свойство световых волн состоит в том, что феномен цвета, являющийся физиологическим ощущением, непосредственно связан с длиной волны. Красные световые волны — самые длинные из видимых глазом, желтые— короче, а волны фиолетового света — самые короткие из тех, которые мы можем видеть. Например, длина волны красного света равна 650 стотысячным миллиметра, а длина волны фиолетового света составляет всего лишь 450 стотысячных миллиметра. Две разные световые волны, красная и фиолетовая, схематически показаны на рис. 10. Обе волны проходят от А до В за одно и то же время, так как скорость света любого цвета в вакууме одна и та же. Но, так как длина волны фиолетовых лучей короче, чем красных, это означает, что волны фиолетового цвета испытывают большее число колебаний на одном и том же расстоянии. Число таких колебаний в секунду, или частота световой волны, равно скорости света, деленной на длину волны. Следовательно, частота коротковолнового фиолетового света составляет 750 триллионов колебани?1 в секунду. (Это число обычно сокращенно записывают в виде 7,5-1014, где 1014 означает число 1 с четырнадцатью нулями; аналогичным образом величина, обратная 1014, записывается в виде 10-14.) Частота фиолетового света в 25Д6 раз больше частоты длинноволнового красного света. Длины волн обычно выражаются в ангстремах— единицах, названных так в честь шведского физика Ангстрема. Один ангстрем (А) равен 1 стомиллионной (ЫО-8) сантиметра.
   Ограниченная цветочувствительность человеческого глаза сводит видимую часть спектра к полоске, простирающейся от 4000 А (фиолетовая область) до 7000 А (красная область).
   Различные приспособления для обнаружения излучаемой энергии, такие, как фотографическая пластинка, фотоэлемент и термопара, показывают, что излучаемый спектр простирается далеко в обе стороны от видимой области. Непосредственно рядом с фиолетовой областью в сторону коротких волн лежит ультрафиолет, регистрируемый фотопластинкой или при помощи фотоэлектрических приемников. Именно ультрафиолету солнечной радиации мы обязаны загаром. Еще дальше в коротковолновую сторону находится область мягких рентгеновских лучей (примерно от 10 до 100 А). Жесткие рентгеновские лучи занимают интервал по соседству с длинами волн 1—2 А; излучение еще более высоких частот соответствует гамма-лучам, которые испускаются химическими элементами, подобными радию или созданным в лаборатории радиоактивным веществам.
   В длинноволновую сторону от красного света тянется инфракрасная область, в которой область тепловых лучей непрерывно Рис. 10. Волны красного и фиолетового света.

Красный переходит в диапазон микроволн — «коротких» радиоволн — и, наконец, волн радиовещания в сотни метров длиной. Вплоть до 10 000—12 000 А инфракрасное излучение можно исследовать при помощи фотографических пластинок. За пределами этого интервала приходится пользоваться сернисто-свинцовыми или геллуро-свинцовыми сопротивлениями, а также ячейками Голея. Миллиметровые и сантиметровые волны можно регистрировать приемниками СВЧ, а метровые волны и волны радиовещательного диапазона можно принимать обычными радиоприемниками.
   Хотя звезды излучают энергию на всех длинах волн, большая часть их спектра с Земли не наблюдаема из-за поглощения радиации атомами и молекулами земной атмосферы. Поглощение в атмосфере, хотя бы частичное, затрагивает все участки спектра, но в определенных областях длин волн поглощение настолько велико, что излучение вообще не может пройти через атмосферу, даже если вести наблюдения с вершин высоких гор. Не пропускаемые атмосферой области спектра показаны штриховкой на рис. 11. Из этого рисунка видно, что излучение любых длин волн короче 3000 А до поверхности Земли дойти не может. На самых коротких длинах волн — вплоть до 1000 А — поглощение осуществляют атомы кислорода и азота, находящиеся на высотах более 100 км. Радиация диапазона от 1000 до 2300 А поглощается молекулами кислорода и азота, а между 2300 и 3000 А поглощающим агентом является озон. Для спектральной области, видимой человеческим глазом, атмосфера сравнительно прозрачна, но на более длинных волнах большие участки инфракрасного спектра «вычеркнуты» молекулами водяного пара и углекислого газа.
   Далее по спектру атмосфера становится и остается совершенно непрозрачной до миллиметровой области, после чего она опять начинает пропускать излучение, на этот раз радиоволн длиной до 20 м, а еще дальше вся радиация обрезается ионосферой.
   В гл. 7 будет показано, что в «радиоокно» мы увидели совершенно новую картину Вселенной, в которой особенно велика роль частиц высоких энергий и магнитных полей в межзвездном пространстве.
   Однако для исследования других не видимых с Земли спектральных областей необходимо вынести телескопы и приемники за пределы земной атмосферы, воспользовавшись ракетами и спутниками. Снимки в монохроматическом свете солнечного диска, а также солнечные спектры в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях показывают, что Солнце, возможно, переменная звезда. Ультрафиолетовые спектры звезд выявляют исключительно важные аспекты для понимания строения звездных атмосфер.


Рис. 11. Спектр электромагнитных волн от гамма-лучей до длинных радиоволн.
На нижней полосе оптическое и радио-«окна» указаны незаштрихованными участками, а заштрихованы области атмосферного поглощения. На верхней полосе показан диапазон, доступный приемникам, запущенным на ракетах и спутниках выше верхней границы земной атмосферы. Поглощение водородом и до некоторой степени гелием гораздо больше «съедает» свет далеких звезд в ультрафиолете, чем поглощение земной атмосферой. Однако гамма-лучи, большую часть рентгеновских лучей и другие области спектра можно наблюдать без особых помех. Указан узкий диапазон длин волн, к которым чувствителен глаз.
и другими, показали, что горячие звезды сбрасывают внешние оболочки своих атмосфер с большими скоростями. Вместе с тем уже обнаружены источники рентгеновских лучей и некоторые из них отождествлены с такими катастрофическими переменными, как новые и сверхновые звезды (см. гл. 11 и 12).
«ОТПЕЧАТКИ ПАЛЬЦЕВ» АТОМОВ
   Хотя открытие Ньютоном разложения света от источника, подобного Солнцу, в блестящий спектр цветов было по достоинству оценено художниками, оно, пожалуй, было все же менее важным, чем открытие того факта, что различные источники света характеризуются разными видами спектра. Особое значение для нашей проблемы имеют законы спектрального анализа, известные под названием законов Кирхгофа. Предположим, что, воспроизводя опыты Кирхгофа и Бунзена, мы поместим раскаленную добела вольфрамовую нить лампочки накаливания перед щелью спектрографа. Мы увидим, что спектр состоит из яркой непрерывной цветной полосы, действительно очень похожей на радугу. Кусок железа или другого твердого вещества, нагретый до красного или белого каления, но не испаряющийся, в аналогичной схеме дает непрерывный спектр. Но если мы возьмем в качестве источника света стеклянную трубку, наполненную разреженным водородом, который светится под влиянием проходящего электрического тока, то увидим спектр, совершенно отличный от спектра светящегося твердого тела. Вместо сверкающего непрерывного спектра будут три яркие цветные линии (или изображения щели) —красная, синяя и сине-фиолетовая, последняя как раз на пределе видимости у 4102 А. Мы заметим, что промежутки между линиями кажутся черными, а также что существует замечательная закономерность в расположении линий: промежутки между следующими друг за другом яркими изображениями от красного цвета к фиолетовому постепенно уменьшаются. На фотографической пластинке эта серия линий продолжается в ультрафиолет, причем линии располагаются все теснее друг к другу, пока не сойдутся к некоему пределу у 3650 А (рис. 12, на котором видны линии водорода и других химических элементов, испускаемые туманностью Ориона). Аналогично в спектре нагретых паров натрия видны отдельные яркие линии, особенно выделяется пара близких друг к другу линий в желтой части спектра и серия в ультрафиолете.
   Другие раскаленные газы и пары также излучают спектры из ярких линий, но каждый химический элемент, будь это водород, гелий, натрий, кальций, железо, свинец или радий, характеризуется своим отличным от других набором ярких линий, видимых в спектроскоп. Поскольку нет даже двух элементов, даю-


На примере этого спектра газовой туманности видно, как линии водорода серии Бальмера сходятся к некоторому пределу, за которым следует непрерывный спектр (континуум). Отметим, что в спектре также присутствуют линии гелия, обозначенные символом Не1, так называемые запрещенные линии кислорода [ОН] и запрещенные линии неона [NelII]. (Лик- ская обсерватория Калифорнийского университета, 120-дюймовый телескоп со спектрографом куде.)
щих идентичные спектры, то мы видим, что сама природа обеспечила нас «отпечатками пальцев» любого химического элемента. Раз спектры известных химических элементов были зарегистрированы в лаборатории, можно определить состав любой смеси, невзирая на то, находится ли анализируемый образец на Земле, на далекой звезде или в туманности.
   Если мы теперь поместим холодные пары натрия между раскаленной вольфрамовой нитью и щелью спектроскопа, то получим спектр еще одного вида. В видимой части спектра сверкающий цветной непрерывный спектр (континуум) лампочки накаливания будет почти неизменным, но на тех же длинах волн, где раньше были видны яркие линии натрия, появляются две темные линии. На рис. 13 мы видим спектр с яркими линиями, или эмиссионный спектр, натрия в невидимой ультрафиолетовой области, а также спектр поглощения с темными линиями, полученный от угольной дуги в качестве источника непрерывного спектра. Более холодные пары натрия поглощают свет яркого фона, но лишь в тех длинах волн, в которых возможно излучение атомов натрия. Аналогичные результаты получаются и



с парами других веществ; характерные для них спектры появляются в виде темных, а не светлых линий.
   Эксперименты такого рода привели к открытию трех законов спектрального анализа, сформулированных Кирхгофом: 1) раскаленные твердые или жидкие тела (или очень плотный газ) излучают непрерывный спектр, 2) разреженный светящийся газ испускает характерный для него яркий линейчатый спектр, 3) спектр газа, помещенного перед более горячим источником непрерывного излучения, состоит из темных линий поглощения, которые находятся в точности на тех же длинах волн, на которых у этого нагретого газа имеются линии излучения.
   В 1802 г. Волластон, повторив опыт Ньютона, обнаружил в спектре Солнца четыре темные линии и интерпретировал их как границы цветов красного, желто-зеленого, голубого и фиолетового. Спектры Солнца, полученные путем пропускания белого света через жидкие призмы, содержащие азотную кислоту, очищенный скипидар, масло сассафраса и канадский бальзам, оказались похожими друг на друга. Это показывает, что спектр не зависит от диспергирующей среды. Около 1815 г. Фраунгофер нанес на карты 574 линии спектра Солнца; часть его атласа показана на рис. 14. Предположение, что эти линии обязаны своим происхождением поглощению в земной атмосфере, было опровергнуто, когда Фраунгофер обнаружил, что спектры ряда ярких звезд совершенно непохожи на спектр Солнца (см. рис. 19). Он также отметил, что места линий земных химических элементов и темных линий в спектрах Солнца и звезд совпадают, но, к сожалению, не придал никакого значения этому совпадению. На рис. 15 воспроизведена часть солнечного спектра.
   На основе своих исследований Кирхгоф пришел к выводу, что Солнце и звезды должны быть раскаленными телами, окруженными относительно холодными тонкими атмосферами (рис. 16). Он предложил простую модель, согласно которой химические элементы, находящиеся в газовой атмосфере или обращающем слое звезды, поглощают непрерывное излучение, испускаемое лежащей ниже поверхностью, или фотосферой, и тем самым как бы впечатывают темные линии в спектр. Модель Кирхгофа позволяет зримо представить процесс образования спектральных линий, поэтому мы будем ею пользоваться в дальнейшем. Однако около 40 лет назад Мензел и другие показали, что эта модель с четким делением на слои является чересчур упрощенной, так как и непрерывное излучение Солнца, и линии поглощения возникают по существу в одной и той же области атмосферы, которую до сих пор называют фотосферой. Верно, конечно, что в среднем непрерывное излучение исходит из более глубоких слоев атмосферы, чем соответствующие линиям поглощения, но четкой границы между фотосферой и обра^ щающим слоем не существует.
   Дальнейшие исследования показали, что любая звезда представляет собой своего рода гигантскую лабораторию, в которой вещество часто можно изучать при предельных недостижимых на Земле физических условиях.
   Уильямс Гаггинс, английский астроном-любитель, и независимо Норман Локайр подвергли анализу спектры большого числа звезд, сравнивая положения темных и ярких линий, испускаемых химическими элементами в лабораторных условиях. Они нашли множество совпадений и пришли к выводу, что материя должна быть одинаковой повсюду во Вселенной. Многие астрономы полагали, что большая туманность Ориона (рис. 17) представляет собой скопление звезд, очень далеких от нас и очень близких друг к другу и поэтому неразрешимых в отдельности при помощи существующих телескопов. Поэтому считали, что туманность Ориона должна давать непрерывный спектр. К своему изумлению, Гаггинс обнаружил, что весь спектр этой туманности (рис. 18) состоит из нескольких ярких линий, часть которых удалось отождествить с водородом и гелием, но некоторые сильные линии оказались не поддающимися интерпретации. Первоначально эти линии были приписаны гипотетическому химическому элементу, названному «небулием», однако позднее они были отождествлены как линии дважды ионизованного кислорода (см. гл. 7). Более поздние исследования также обнаружили наличие слабого непрерывного спектра...
СОРТИРОВКА ЗВЕЗД
    В то время как Гаггинс интересовался химическим составом звезд, внимание Секки в Риме привлекло разнообразие звездных спектров. Многие звезды, подобно Солнцу, имели в своих спектрах множество линий металлов, особенно кальция, натрия и железа. Другие показывали только широкие линии водорода, а некоторые (красные звезды) демонстрировали целый комплекс деталей, характеризующихся темными накладывающимися друг на друга полосами. Секки нашел, что преобладающее большинство звездных спектров можно разбить на четыре четко отличающихся друг от друга типа, так что Все звезды каждой из этих групп будут характеризоваться в основном одними и теми же деталями спектра. Этот вывод имел очень важное значение, так как если спектр звезды связан с ее физическими характеристиками и если каждая из звезд попадает в один из четырех спектральных классов, то детальное изучение какой-либо одной звезды может выявить характеристики многих других звезд. Секки установил, что звезды, блеск которых колеблется неравномерно, относятся к классу, имеющему полосчатые спектры. Звезды класса 1, голубые и белые звезды, обнаружили тенденцию к скучиванию в определенных частях неба. Например, пять звезд Большой Медведицы, образующих физическое скопление звезд, т. е. движущихся в пространстве в одном и том же направлении и с одинаковой скоростью, являются звездами этого класса.
   Открытие Секки было поистине замечательным, особенно если учесть, что он проводил свои наблюдения визуально, долгими часами глядя в телескоп. С появлением фотографии Пикеринг, директор обсерватории Гарвардского колледжа (США), в сотрудничестве с Вильеминой Флеминг, Антонией Мори и Энн Каннон наметил осуществление большой программы по спектральной классификации. Пикеринг поместил большую стеклянную призму перед объективом телескопа, а линзу использовал для фокусировки спектров на фотографической пластинке. Преимущество методики с объективной призмой состоит в том, что на одной пластинке можно сфотографировать сразу очень много спектров, тогда как щелевой спектрограф регистрирует за один раз всего один спектр.
   Гарвардская классификация ставила своей целью сгруппировать звезды таким образом, чтобы спектральные особенности одной группы переходили как можно более плавно в спектральные особенности следующей группы. Поскольку темные линии водорода казались общими для всех звездных спектров, то, согласно первоначальному плану, звездами класса А были названы звезды с наиболее сильными водородными линиями. К классу В были отнесены звезды с несколько более слабыми линиями водорода и т. д. до классов М и N, в которых линии водорода очень слабы. Однако по ряду причин некоторые классы, например С, D, Н, были введены ошибочно вследствие плохой фокусировки фотографий, т. е. оказались ложными. А расположение классов в порядке убывания интенсивности водородных линий привело к разрыву непрерывности в тенденциях других спектральных линий. Началом последовательности оказался открытый позднее класс О, и в конце концов было принято, что классы следуют в таком порядке: О, В, A, F, G, К и М. Дополнительно несколько звезд было отнесено к классам R,N и S, по-видимому представляющим ответвления от главной последовательности близ класса К†).
   Фотографическая пластинка показывает такое множество деталей в спектре, что оказалось необходимым разделить каждый гарвардский класс еще на подклассы, присоединив к каждой букве цифру от 0 до 9. Следовательно, характеристики темных линий, соответствующих спектральному классу А5, занимают промежуточное положение между классами АО и F0. В каталоге Генри Дрейпера (см. приложение I) Солнце в соответствии с этой системой отнесено к классу G0.
   На рис. 19 приведен ряд типичных звездных спектров, сфотографированных на наблюдательной станции Охай, которые показывают главные характеристики последовательности спектральных классов. Из-за трудности в подборе времени экспозиции фотографические плотности негативов спектров не одинаковы. Поэтому изменение черноты линий до некоторой степени ложнее, но тенденции к изменению условий возбуждения и усложнению спектра видны достаточно четко. Обратите внимание на усложнение спектра при переходе от класса О к классу М. Начиная с класса О, линии водорода постоянно усиливаются, достигая максимальной четкости в классе АО, а далее размываются до полного исчезновения. Классы В и О несут на себе «отпечатки пальцев» гелия, который отсутствует в спектрах более поздних классов. Линии таких металлов, как кальций, натрий и железо, впервые замечаются в классе А. В классах F, G и К число и интенсивность их быстро растет. Широкие полосы молекулярных соединений, вкрапленные в спектры классов G и К, четко выделяются на спектральных картах классов М, R, N и S. Один из весьма существенных аспектов спектральной классификации состоит в том, что эта классификация разделяет звезды также и по цвету. Более того, цвета вдоль последовательности располагаются примерно так же, как цвета в спектре: голубые звезды приходятся на начало последовательности, а красные — на ее конец. Так, яркие голубые звезды в созвездии Ориона относятся к классу В, Сириус — беловатая звезда — к классу АО, а южный красавец Канопус — к классу F0. Капелла — самая яркая звезда к северу от небесного экватора и такая же желтая, как Солнце, принадлежит к классу GO. Арктур — яркая оранжевая звезда, видимая весной и летом, относится к классу КО, а Бетельгейзе и Антарес — красные звезды в созвездиях Ориона и Скорпиона соответственно — являются звездами класса М.
   Точное определение спектрального класса звезды зависит от относительных интенсивностей определенных линий. Среди линий, используемых для этой цели, — линии гелия (у более горячих звезд), линии водорода, линия К ионизованного кальция (см. гл. 4) и линия 4227 А нейтрального кальция. У холодных звезд используются интенсивности полос окиси титана в классе М, полос окиси циркония в классе S и полос углерода в классах R и N (иногда называемых классом С, так как они представляют углеродные звезды).
   Эти различия в спектрах хорошо видны, даже если размер спектра очень мал, как это обычно бывает на пластинках, полученных с объективной призмой и со спектрографами, предназначенными для наблюдений очень слабых звезд и далеких галактик. Спектральные различия можно также установить путем точных измерений цвета звезд; при этом чтобы оценить блеск звезды в трех или более, предпочтительно узких, интервалах спектра, используются различные сочетания фильтров и приемников. Спектральную классификацию можно также проводить при помощи фотоэлемента, сдвигаемого по спектру.
   Следует подчеркнуть, что эта классификация звездных спектров была выполнена исключительно на основе вида самих спектров безотносительно к физическим причинам, обусловливающим именно тот или иной спектр. Многие из первых исследователей цодагали, что различия в спектрах звезд связаны с изменениями их химического состава. Если бы чернота спектральной линии зависела только от количества ответственных за нее атомов, можно было бы без труда расположить звезды в порядке постепенного изменения количества содержащегося в них водорода. И, конечно, самым знаменательным было бы, если бы для звезд, расположенных по этой системе, также плавно изменялось содержание других химических элементов, а также если бы водородные звезды всегда были голубыми, а металлические звезды — красными.
   В гл. 4 мы увидим, что спектральные изменения обусловлены не различием химического состава, а изменениями температуры и плотности. Различия химического состава, когда они действительно существуют, обычно невелики и по своему влиянию на вид спектра не сравнимы с воздействиями температуры и плотности. Исключение составляют лишь некоторые холодные звезды, у которых углерода больше, чем кислорода.
СПЕКТРОГРАФ В КАЧЕСТВЕ СПИДОМЕТРА
   Спектограф выявляет не только состав звезд, но также и их скорости в направлении к наблюдателю или от него. Чтобы понять, каким образом спектрограф может действовать как спидометр, читателю следует припомнить пронзительный свист, который возвещает о приближении скорого поезда, и внезапный переход к низкому гудку, который сопровождает его проход мимо и удаление. Свист — это звуковые волны определенной частоты и длины, а от числа волн в секунду, которое попадает в ухо, зависит высота звука. Когда поезд быстро движется по направлению к приемнику звука, то отдельные волны как бы подгоняют друг друга, и в этом случае в ухо в каждую секунду попадает большее число волн. Увеличение числа колебаний в секунду воспринимается ухом как повышение высоты тона. Наоборот, когда поезд удаляется, звуковые волны, как бы отставая, растягиваются, и в секунду в ухо их попадает меньше, что ощущается как падение высоты тона.
   Если свет распространяется волновым движением, то следует ожидать, как было указано Христианом Доплером в 1842 г., аналогичного эффекта. Предположим, источник испускает свет определенной частоты, свет этот проходит через спектрограф и выглядит как спектральная линия. Положение линии определяется длиной волны. Но если источник света мчится к наблюдателю, световые волны достигают спектрографа с большей частотой и длина волны кажется более короткой. Следовательно, спектральная линия сдвигается со своего обычного положения в фиолетовую сторону. А если источник света удаляется, то линия смещается к красному концу. Величина смещения, которую на-
зывают доплеровским сдвигом, связана со скоростью источника света равенством.
(Безразлично, движется источник света или наблюдатель: существенна скорость, с которой они оба сближаются или удаляются друг от друга.) Сжорость света равна 300 000 км/с, поэтому, например, если источник света удаляется со скоростью 30 км/с, то положение линии 5000 А изменяется на 0,5 А — величину, которая легко фиксируется.
   Чтобы измерить скорость звезды, на фотографическую пластинку по обе стороны от звездного спектра в качестве системы отсчета впечатывают спектральные линии какого-либо лабораторного источника, например железа, титана или гелия, которые служат для измерения положений звездных линий. Затем астроном определяет в долях ангстрема смещения звездных линий по отношению к линиям спектра сравнения. По этим смещениям он вычисляет скорость звезды. Таким образом, спектрограф дает лучевую скорость, т. е. скорость движения звезды по лучу зрения, тогда как смещение звезды на небесной сфере определяет ее скорость под прямым углом к лучу зрения. Две этих компоненты в совокупности полностью определяют направление и скорость движения звезды относительно Земли. На рис. 20 показано, как лучевая скорость звезды создает сдвиг в положениях спектральных линий. Особое внимание измерениям лучевых скоростей уделяют на обсерваториях Ликской, Маунт Вилсон, Виктория и Иерксской.
   Спектрограф в качестве спидометра имеет также важное применение при исследованиях орбитальных движений двойных звезд. Компоненты многих двойных звезд настолько близки друг к другу, что их нельзя разрешить, т. е. увидеть раздельно при прямых наблюдениях. Однако если плоскость орбиты хотя бы немного наклонена к направлению луча зрения, то каждая звезда, по мере того как она обращается вокруг своего компаньона, кажется то приближающейся, то удаляющейся. Если обе эти звезды имеют почти одинаковый блеск, то периодически в спектре видно удвоение линий, когда одна звезда приближается, а другая удаляется. Однако обычно одна из звезд настолько ярче другой, что виден только один спектр, но так как скорость звезды по отношению к наблюдателю меняется, то линии спектра совершают колебания туда и обратно. Звезды, двойственность которых распознается по их спектру, называют спектральными двойными. Мицар — звезда, видимая в изгибе ручки ковша Большой Медведицы, была первой звездой такого рода, открытой Пикерингом в 1889 г. С тех пор обнаружено несколько сотен других подобных объектов. Каталог Мур и Ней- бауэр (Ликская обсерватория) содержит орбиты свыше 500 спектральных двойных, а каталог Бэттена насчитывает 700 таких объектов, причем многие из них открыты совсем недавно.
ПОЛЯРИЗОВАННЫЙ СВЕТ
   Инфракрасный, видимый и ультрафиолетовый свет, рентгеновские лучи, гамма-лучи и радиоволны — все это электромагнитные волны, т. е. волны в объединенном электрическом и магнитном полях (рис. 21). Представим себе, что на пути такой волны помещено небольшое свободное тело, несущее электрический заряд; оно приобрело бы ускорение вверх — вниз, поскольку электрическое поле сперва имеет одно направление, а затем — противоположное. Колебания этих полей происходят перпендикулярно направлению распространения волны; такие волны называют поперечными в отличие от продольных волн, к которым относятся звуковые волны, или волны сжатия, в твердых или жидких телах.
   Важным свойством поперечных волн является возможность
их поляризации. Предположим, что мы смотрим в направлении распространения световой волны (рис. 22). В какой-то момент электрическое поле имеет направление аа', мгновением позже его направление может быть вв', затем бб', причем эти изменения происходят беспорядочно с большой частотой. Если на пути пучка света поместить поляроид, то все направления, за исключением, скажем, вв\ будут перекрыты и луч света, как говорят, окажется плоскополяризованным. Вращая поляроид, можно выбирать различные направления колебания. Если первоначальный свет поляризован, то интенсивность прошедшего через поляроид света будет максимальной при некотором положении поляроида и нулевой в положении, перпендикулярном к положению соответствующего максимума. Если свет поляризован частично, то по мере вращения поляроида интенсивность света будет периодически меняться.
   Важное значение имеет еще один тип поляризации. Предположим, мы смотрим в направлении пучка и видим, что направление электрического поля равномерно вращается с частотой,, равной частоте света. Тогда говорят о круговой поляризации света. Поляроид, взятый в отдельности, не может отличить такой свет от обычного неполяризованного света, но при помощи соответствующего вспомогательного оборудования это сделать нетрудно. Можно также измерять поляризацию радиоволн, рент* геновских лучей и т. д.
3. АТОМЫ И МОЛЕКУЛЫ-КИРПИЧИКИ, ИЗ КОТОРЫХ ПОСТРОЕНЫ ЗВЕЗДЫ
АТОМЫ и ИЗЛУЧЕНИЕ
   Где возникает свет? Когда мы дома нажимаем на кнопку выключателя, по проводам начинает течь электрический ток, который превращается в свет, излучаемый вольфрамовой нитью. Каким-то путем атомы, из которых, как из крохотных кирпичиков, построены все виды вещества, создают свет различных цветов или длин волн, если их питают топливом в виде химической или электрической энергии. При каком процессе внутри атома возникает этот свет и почему разные виды атомов излучают энергию в различных длинах волн?
   Атомы слишком малы, чтобы их можно было видеть; следовательно, в опытах по выявлению их строения и свойств приходится по необходимости иметь дело с большим их числом. Из результатов этих опытов мы можем попытаться создать гипотетическую модель атома, которая должна вести себя, как настоящий атом. Таких моделей атомов в прошлом было предложено множество, причем они имели различную степень успеха в воспроизведении наблюдаемых деталей спектра. Но все эти модели в тот или иной момент вступали в противоречие с опытом. Эти неудачи привели к выводу, что ни одна чисто механическая модель атома не может быть вполне удовлетворительной; законы механики, которым подчиняются большие тела, терпят крах, когда их пытаются применить к ультрамикроскопическим частицам. Следовательно, необходимы совершенно новые законы механики, которыми можно было бы объяснить поведение атомов. Эти законы были установлены в так называемой волновой, или квантовой, механике, которая вполне успешно объяснила свойства атомов. Действие этих законов, хотя и отлично разработанных математически, довольно трудно представить себе наглядно.
   По этой причине даже ученые, которые в своих вычислениях пользуются законами квантовой механики, говорят об атоме используя термины простой механической модели.
   Вероятно, здесь как раз уместно, может быть, вспомнить о различиях между атомами и молекулами. Химики показали, что многие газы, жидкости и твердые вещества, из которых по
строен мир, состоят из простых форм или из комбинаций основных субстанций, называемых химическими элементами, которые могут, объединяясь, образовывать содинения. Так, вода состоит из водорода (две части объема) и кислорода (одна часть объема).
   Мельчайшая частица химического элемента — атом. Мельчайшая частица химического соединения — молекула. Молекула воды состоит из двух атомов водорода, связанных с одним атомом кислорода, т. е. НОН. Необходимо отличать смеси, или сплавы (например, латунь), в которых атомы свободно перемешаны друг с другом, от соединений, в которых отдельные атомы, образующие молекулы, тесно связаны друг с другом.
ИЗ ЧЕГО СДЕЛАНЫ АТОМЫ
   Опыты в лабораториях показали, что основными элементами атомов являются три вида фундаментальных частиц: электроны, нейтроны и протоны. Электрон, который несет отрицательный электрический заряд, — легчайшая из известных в природе частиц. Необходимо было бы иметь 10,97-1026 электронов (т. е. 10,97 с 26 нулями), чтобы уравновесить 1 г. Выраженная в граммах масса электрона равна 9,11-Ю-28. Нейтрон и протон имеют примерно одинаковую массу, в 1836 раз превышающую массу электрона, т. е. 1,66-10”24 г. Пылинка диаметром около 0,01 мм весила бы в миллиард миллионов раз больше протона. Электрический заряд, связанный с атомными частицами, удобно выражать через заряд электрона, который принимается за —1. В электрической системе единиц этот заряд равен 4,803-10”10 электростатических единиц СГС; в практической системе единиц он равен 1,602-10-19 кулон. Протон несет положительный электрический заряд, численно равный заряду электрона, или + 1, а нейтрон, как показывает его название, электрически нейтрален.
   В каждом атоме протоны и нейтроны, часто почти в равных количествах, тесно связаны друг с другом, образуя плотное компактное ядро, вокруг которого движется один или несколько внешних электронов. Наибольшее количество вещества атома занимает относительно большой объем пространства, так как расстояние электронов от ядра в тысячи раз больше диаметра самого ядра. Цементом, который связывает эту внешнюю часть атома в единую структуру с ядром, служит сила электрического притяжения между положительным и отрицательным зарядами. Именно эта сила притяжения сохраняет атомы электрически нейтральными. Лишите атом его электронов, и ядро будет стремиться захватить другие электроны до тех пор, пока не будет восстановлено электрическое равновесие,
   Число протонов и нейтронов, которые образуют любое ядро, например ядро атома железа, можно определить по двум наблюдаемым величинам, а именно по массе атома и числу внешних электронов. Поскольку протон и нейтрон весят намного больше электрона, общее число их в ядре определяет массу атома. Для нейтрального атома число протонов должно быть достаточно, чтобы уравнять число внешних электронов и тем самым обеспечить электрическую нейтральность.
   Самый легкий из всех элементов — водород, ядро атома которого состоит из единственного протона с одним внешним электроном; в атоме водорода нет нейтронов. Атом водорода весит 1,673-10”24 г: это чуть больше массы одного протона. Атом гелия весит примерно в 4 раза больше, чем атом водорода, и имеет два внешних электрона; следовательно, его компактное ядро (часто называемое а-частицей) должно состоять из двух протонов и двух нейтронов. Атомы кислорода в 16 раз массивнее атомов водорода и имеют восемь электронов; их ядро состоит из восьми протонов и восьми нейтронов.
   Спектр и химические свойства атома по существу зависят только от количества его внешних электронов. Различие между химическими свойствами калия, у которого 19 внешних электронов, и кальция, у которого их 20, хорошо известно. Аналогично спектры, излучаемые кальцием и калием, совершенно различны. Возмущения внешних электронов атома в результате столкновений с другими атомами или потоком электронов в электрической дуге порождают спектральные линии, которые мы наблюдаем в спектре пламени или в дуге. Чтобы потревожить ядро, нужны гораздо более сильные средства (см. гл. 8).
   В настоящее время известно свыше 100 отдельных элементов (табл. 1); 88 из них существуют на Земле в виде устойчивых элементов, радиоактивных элементов, таких, как торий и уран, или продуктов распада таких элементов. Остальные элементы неустойчивы, но их ядра были созданы в лаборатории (см. гл. 8). Каждому атому дан номер, соответствующий числу его электронов; так, атомный номер водорода 1, гелия 2, кислорода 8, урана 92. Массы атомов обычно выражают в относительной шкале, в основе которой лежит принятый для кислорода атомный вес 16. Так как кислород содержит 16 протонов и нейтронов, масса каждой из этих частиц должна быть единичной. Но если атомы состоят из целых чисел 1, 2, 3, ... фундаментальных частиц, почему же тогда атомные веса, приведенные в табл. 1, не целые числа? Даже а-частица весит немного меньше (примерно на 0,7%), чем четыре протона. Причина (см. гл. 8) в том, что, когда в звездах из водорода образуется гелий, часть массы исчезает, превращаясь в энергию. Но этот дефицит; массы (который часто выражают в энергетических единицах) составляет относительно небольшую долю всей массы. Чем же тогда можно объяснить, что атомный вес хлора равен 35,46, а цинка — 65,38?
   Оказывается, бывает и так, что два или больше электрически нейтральных атома могут иметь один и тот же атомный номер и все же разные массы, так как в их ядрах содержится разное число нейтронов. Такие атомы называют изотопами одного и того же химического элемента. Атомный вес каждого изотопа выражается почти целым числом, но поскольку каждый элемент может состоять из смеси устойчивых изотопов, то его средний атомный вес не обязательно будет целым числом. Практически изотопы есть у всех элементов. Например, углерод имеет два устойчивых изотопа, каждый из которых содержит 6 протонов, но у одного 6 нейтронов, а у другого 7; атомные веса этих изотопов составляют 12,004 и 13,008 соответственно. Самый распространенный изотоп углерода имеет атомный вес 12, поэтому средний атомный вес обычного углерода равен 12,006. Углерод-13 (С13), как его называют, едва ли больше, чем след примеси (1%) в преобладающем углероде-12 (С12). Так как спектры атомов существенно зависят от числа внешних электронов, спектры различных изотопов одного и того же элемента почти идентичны.
   Некоторые ядра изотопов и даже ядра уникальных элементов можно создать путем бомбардировки частицами высокой энергии, подобными тем, которые встречаются в природе в космических лучах или создаются при помощи ускорителей (см. гл. 8). Часто эти ядра неустойчивы и распадаются, превращаясь в другие ядра, за время от долей секунды до многих лет. Один из самых известных изотопов такого рода — С14 (который содержит шесть протонов и восемь нейтронов). Он распадается до N14 с испусканием из ядра электрона. На Земле С14 создается благодаря бомбардировке космическими лучами. Поскольку изотоп С14 участвует в химических реакциях так же, как и обыкновенный углерод, он входит в состав таких живых организмов, как деревья и кости, продолжая постоянно распадаться и после того, как организм умирает. Либби показал, как можно использовать сведения о содержании С14 в остатках органических соединений для датировки изделий древних цивилизаций и первобытного человека.
   Чтобы объяснить, каким образом атомы испускают свет, обратимся к модели атома, которая служила физикам в течение многих лет для наглядного представления о поведении электронов внутри атома.
 
МОДЕЛЬ АТОМА БОРА
   В 1913 г. Нильс Бор успешно объяснил различные водородные серии, предложив модель атома, в которой электрон движется по круговой орбите вокруг протона. В этой схеме атома водорода движение электронов подчинено строго определенным правилам, так как допустим весьма ограниченный выбор орбит, а именно только те, радиусы которых пропорциональны квадратам чисел натурального ряда от 1 до бесконечности, т. е. 1, 4, 9, 16, ... (рис. 24).
   На каждой из этих орбит энергия движения, или кинетическая энергия, электрона точно уравновешивается силой

Рис. 24. Модель атома водорода Бора, на которой указаны четыре первые спектральные серии.
Радиусы последовательных орбит пр порциональны квадратам целых чисел натурального ряда, т. е. 1, 4, 9, 16, ...; радиус наименьшей орбиты равен 0,528 • 10“8 см.

притяжения со стороны ядра, которая препятствует удалению электрона. Чтобы электрон, движущийся по какой-либо электронной орбите, вынудить двигаться по более далекой от ядра орбите, его надо снабдить энергией за счет какого-либо внешнего источника, поскольку, чтобы отдалить электрон от притягивающего его ядра, необходимо произвести работу. Для осуществления такого перескока может оказаться достаточным столкновение с другим атомом или захват проходящего светового импульса. Но атомы капризны: электрон не станет менять орбиту, пока он не получит точно такое количество энергии — не больше и не меньше, — которое необходимо для перехода на ту или другую «разрешенную» орбиту. Бор показал, что если количество энергии, необходимое, чтобы столкнуть электрон с основной, или самой нижней, орбиты и совсем освободить его от воздействия ядра, равно W, то количество энергии, необходимое, чтобы сбить электрон со второй орбиты, равно W/4, с третьей орбиты—W/9 и т. п. Другими словами, количество энергии, необходимое в этих случаях, пропорционально W/п2, где n= 1, 2, 3, ... . Если для удобства считать энергию нулевой, когда полностью оторванный от атома электрон находится в состоянии покоя, то энергия, когда электрон находится на самой нижней орбите, будет равна —W (минус потому, что для удаления его с этого уровня нужно произвести работу). Когда электрон находится на второй орбите, эта энергия равна— W/4 и т. д. Поэтому при
нято говорить, что энергия разрешенной n-й орбиты равна — W/n2, где п = 1, 2, 3, ... . Величину W, которая зависит от заряда и массы электрона, а также других постоянных, можно вычислить по теории Бора. Положительный знак энергии показывает, что электрон не только вырван из атома, но и улетает в пространство с некоторой скоростью. Здесь следует обратить внимание на одно важное обстоятельство, а именно, что, хотя отрицательные энергии ограничены условием Е = W/n2, положительные энергии вовсе не ограничены. Конечно, это не значит, что элекроны, свободно летающие в пространстве, обязаны двигаться с какими-то особыми скоростями; просто они могут перемещаться, имея любые скорости по величине и направлению.
   Если электрон оторван от атома, то говорят, что такой атом ионизован. Энергия, необходимая, чтобы вырвать из атома электрон, находящийся на орбите с наименьшей энергией, называется потенциалом ионизации, он измеряется в электрон-вольтах. Потенциал ионизации водорода равен 13,60 эВ; это означает, что если электрон ускоряется разностью потенциалов 13,60 В, то этой энергии как раз достаточно, чтобы при столкновении с электроном атома водорода выбить его с самой низкой энергетической орбиты.
   Далее Бор постулировал, что электрон может соскакивать с энергетически более высокой орбиты на более низкую. Поскольку при таком переходе происходит потеря энергии, то Бор предположил, что одновременно атом выделяет импульс, или квант, света и что частота, а следовательно, и длина волны, и цвет испускаемого излучения должны быть связаны с разностью энергий этих двух орбит:
Еа—Еь = hv,
где Еа — энергия электрона, находящегося на более высокой орбите, Еь — его энергия на низкой орбите, h — постоянная, называемая постоянной Планка, a v — частота излучаемой радиации.
   На основе этих постулатов Бор смог вычислить длину волны излучения, получающуюся в результате любого перехода, который мог бы осуществить электрон.
   Для удобства можно изображать энергии боровских орбит в виде горизонтальных линий, или энергетических уровней, как это показано на рис. 25. Переходы между разными уровнями показаны на рисунке вертикальными линиями. В нейтральном атоме водорода электрон проводит подавляющую часть своей жизни на самой нижней орбите. В этом состоянии атом, конечно, не может излучать. В результате столкновения с быстро движущимся атомом или свободным электроном или за счет поглощения кванта света, длина волны которого совпадает с длиной волны одной из линий лаймановской серии, электрон может перейти на одну из более высоких орбит. Если электрон находится на одной из таких орбит, говорят, что атом находится в возбужденном состоянии.
   Попав на более высокую орбиту, например на пятую, электрон может спрыгнуть на одну из четырех более низких орбит. Но этот выбор должен быть сделан очень быстро, так как электрон может находиться в возбужденном состоянии только около стомиллионной доли секунды. Возвращение на самую нижнюю орбиту будет сопровождаться излучением четвертой линии серии Лайману в невидимом ультрафиолете. Если же электрон

Мы видели, что для осуществления перехода между двумя боровскими орбитами или, как на рис. 25, между двумя соответствующими уровнями (находящимися ниже заштрихованной области) атом должен испустить или поглотить определенное дискретное количество энергии. Именно этим объясняется, почему линии водорода занимают только определенные длины волн и не появляются на других волнах. Но электрон может ускользнуть из атома, если он поглотит количество энергии, превышающее то, которое необходимо для ионизации. Избыточная часть энергии расходуется на то, чтобы сообщить свободному электрону скорость. Таким образом, верхняя часть заштрихованной области на рис. 25 соответствует свободным электронам с высокими скоростями, нижняя часть — электронам с низкими скоростями. Вследствие этого ионизация атомов водорода будет порождать непрерывный спектр поглощения. И наоборот, захват свободных электронов протонами дает непрерывный спектр излучения за фиолетовым краем предела каждой серии.
   Рис. 32 показывает спектр поглощения за пределом серии Бальмера у звезды Канопус, а на рис. 12 показано непрерывное излучение за пределом бальмеровской серии в спектре газовой туманности.
СЛОЖНЫЕ АТОМЫ
   Мы рассмотрели спектр простейшего из всех атомов — атома водорода. Если мы теперь обратимся к атомам с большим чем один числом электронов, то проблема оказывается более сложной. Как и раньше, каждый электрон может свободно перемещаться между любыми из числа разрешенных орбит. Но энергия атома зависит от особенностей комбинации орбит, которые заняты его электронами. Чем больше электронов, тем многочисленнее будут возможные комбинации орбит и поэтому тем больше будет и число спектральных линий. Хорошей иллюстрацией сложности подобного атома служит спектр железа (рис. 26). Мы видим, что модифицированная модель Бора дает возможность предсказать точное число, но не длины волн спектральных линий, которые должны наблюдаться для каждого атома.
   Однако сложность спектра атома не всегда находится в прямой связи с числом его электронов. Причина в том, что число электронов, которым разрешено двигаться по орбитам на одном и том же расстоянии от ядра, ограничено. В атоме водорода электрон обычно движется по наименьшей орбите. У гелия два электрона обращаются вокруг ядра по орбитам одинакового размера. Литий обладает тремя электронами, два из них перемещаются по идентичным орбитам, проходящим поблизости от

ядра, в то время как третий электрон движется по большей внешней орбите. У бериллия четыре электрона: два на внутренней, а два — на более далекой орбите. По мере роста числа электронов у последующих химических элементов — бора, углерода, азота, кислорода, фтора и неона, все дополнительные электроны находятся на второй орбите. Никогда ни у одного атома на первой орбите не бывает больше двух электронов. Аналогично ни один атом не может иметь больше восьми электронов на второй орбите. Мысленно можно представить себе каждый комплект орбит как некую окружающую ядро оболочку, на которой группируются электроны. Первая оболочка заполнена у гелия двумя электронами; вторая оболочка содержит восемь электронов и заполняется у неона, который обладает 2 + 8 электронами.
Круглыми стрелками указаны направление обращения электрона по орбите и направление вращения вокру. своей оси. Прямыми стрелками указаны направления момента количества движения по правилу правой руки: направление стрелок задается большим пальцем правой руки, если направление остальных пальцев совпадает с направлением вращения, что электроны на заполненных оболочках очень тесно связаны с ядром и возбуждаются на более высокие орбиты только при сообщении значительного количества энергии. Когда все электроны атома, кроме одного, находятся на заполненных оболочках, то именно движением этого внешнего электрона определяется спектр. В этом случае спектр в грубом приближении подобен спектру водорода.
   Например, в эту водородоподобную категорию попадает атом натрия с его одиннадцатью электронами. Замечательной деталью спектра натрия является пара сильных линий в желтой части спектра — знаменитых линий D в атласе солнечного спектра Фраунгофера. Если считать эти две линии за одну, то D-линии образуют первый компонент серии, более высокие члены которой показаны на рис. 13. Если исключить удвоение линий, эта серия очень напоминает лаймановскую серию водорода; линии сближаются все теснее и теснее и в конце концов достигают предела в ультрафиолете.
   Удвоение каждой линии натрия можно отнести за счет того факта, что электрон обращается вокруг ядра и одновременно вращается, как волчок (рис. 27). Электрон, представляющий собой электрический заряд, равносилен крохотному электрическому току и при движении по замкнутому контуру генерирует магнитное поле. Обращение электрона по его орбите вокруг ядра генерирует одно магнитное поле, а волчкообразное (спи- новое) вращение электрона генерирует другое поле. Энергия атома зависит от направления, в котором происходит вращение электрона вокруг оси. Энергия больше, когда электрон, подобно Земле, вращается в том же направлении, в котором он обращается вокруг ядра, чем в противоположном случае. В атомах натрия встречаются оба направления осевого вращения.
   Простую, хотя и не строгую, аналогию можно провести между свойствами одновременно вращающегося и обращающегося электрона и двух плоских магнитов (рис. 27). В случае а когда направления вращения и обращения одинаковы, плоские магниты лежат параллельно и их северные полюсы находятся рядом; в случае б магниты антипараллельны, т. е. северный полюс одного находится рядом с южным полюсом другого. Чтобы переместить магниты из положения б в положение а, мы должны затратить некоторое количество энергии на преодоление взаимного притяжения противоположных полюсов и отталкивания одноименных полюсов. Поэтому эти два положения магнитов соответствуют различной энергии. Аналогичным образом каждой орбите в атоме натрия соответствуют величины энергии, отражающие тот факт, что существует два направления, в которых электрон может вращаться. Вследствие этого каждая линия предстает как двойная.
   Но раз линия натрия и подобных атомов удваивается благодаря вращению электрона и поскольку электрон атома тоже вращается как волчок, мы можем спросить, почему же линии водорода не расщепляются на компоненты. Дело в том, что хотя у них существует расщепление, зарегистрированное в физической лаборатории, но это расщепление слишком мало, чтобы наблюдаться в астрономических спектрах. Однако вскоре мы увидим, что вращение электрона у водорода имеет для астрономии огромное значение, совершенно непропорциональное малости этого эффекта в видимом спектре.
   Существуют два способа, с помощью которых можно по наблюдаемому спектру обнаружить спиновое вращение электрона. Один из них (уже описанный выше) использует расщепление линий, которое происходит вследствие того, что в среднем у половины атомов в облаке газа в любой данный момент электроны будут вращаться в одном направлении, а у половины — в другом. Случается также, что внутри данного атома электрон, вращающийся в том же направлении, в котором он обращается вокруг ядра, может внезапно изменить направление своего осевого вращения. При этом выделяется квант излучения. Поскольку разность энергий, соответствующих двум ориентациям вращения электрона, очень мала, длина волны этого кванта очень велика, порядка сантиметров или даже метров, т. е. относится к радиодиапазону. Когда электрон находится на такой возбужденной орбите, как п = 8, вероятность его перескока на более низкую орбиту неизмеримо выше, чем вероятность изменения направления осевого вращения. Следовательно, гораздо вероятнее случай излучения не радиоволн, а световых волн. В атоме водорода взаимодействие между вращательным и орбитальным движениями электрона расщепляет все возбужденные энергетические уровни (п = 2, 3, 4, ... ), но на самый нижний энергетический уровень не влияет и поэтому оказывается очень слабЫхМ источником радиоволн, т. е. практически им можно пренебречь.
   Гораздо более мощный механизм излучения радиоволн атомами водорода возникает как следствие вращения вокруг своей оси также и ядра атома. Спиновое вращение ядра генерирует крохотное магнитное поле, которое, взаимодействуя с полем вращающегося электрона, создает дополнительное небольшое расщепление энергетических уровней. Особое значение взаимодействия спина ядра со спином электрона состоит в том, что оно расщепляет также и самый нижний энергетический уровень водорода в отличие от взаимодействия орбитального движения электрона с его осевым вращением, которое влияет только на возбужденные уровни. Разность энергий между двумя возможными ориентациями осевого вращения электрона на первой орбите водорода такова, что, когда электрон меняет направление своего вращения на противоположное, испускается квант излучения с длиной волны 21,1 см. Водород, насколько нам известно, — самый распространенный элемент во Вселенной, и в газовых облаках межзвездного пространства все водородные атомы находятся в самом нижнем энергетическом состоянии. Поэтому излучение на волне 21 см имеет интенсивность, достаточную, чтобы его можно было легко наблюдать при помощи радиотелескопов. Если даже однажды какой-либо из атомов будет возбужден до более высокого уровня, то в среднем пройдет 11 млн. лет, прежде чем он перейдет на более низкий уровень. В гл. 7 мы расскажем, как наблюдения этой линии привели к важным открытиям, относящимся к строению Галактики и физическому состоянию облаков межзвездного газа.
ВОЛНОВОЙ АТОМ
   Примерно в 1925 г. вместо простой модели атома Бора была предложена математическая теория, которая сама по себе не дает наглядного представления об атоме.
   Теория атома, основанная на законах квантовой механики, показывает, что мы не можем трактовать электрон как точечный заряд, положение которого в атоме в любой момент можно точно фиксировать. Мы можем лишь определять вероятность нахождения электрона в каком-либо определенном положении. Согласно этому представлению, электрон ведет себя во многом подобно размытому облаку электричества, как показано на рис. 28; такие фотографии мы могли бы, очевидно, получить, если бы электрон водорода был виден как точечный источник света, а фотография была бы сделана не моментально, а с некоторой выдержкой.


Эти фотографии, сделанные Уайтом при помощи механической модели, дают представление о тех картинках, которые могли быть получены, если бы электроны выглядели как точечные источники света и были сфогографщ ованы с некоторой выдержкой.
которой выдержкой. Между моделью Бора и волновой моделью квантовой механики много сходного; так, например, вероятнее всего, что электрон находится на таком расстоянии от ядра, которое предсказывает и теория Бора. Тем не менее шанс обнаружить электрон на каком-либо другом расстоянии от ядра тоже не так уж невероятен. Квантово-механическая теория атома добилась больших успехов и получила всеобщее признание.
   Но какой бы моделью атома мы не пользовались, в любом случае мы всегда можем представить себе атом обладающим рядом дискретных состояний или уровней энергии. Переход атома из одного состояния в другое при поглощении или выделении энергии дает в зависимости от обстоятельств или абсорбционную, или эмиссионную линию.
ИОНИЗОВАННЫЕ АТОМЫ
   В гл. 2 мы утверждали, что любой известный в природе атом можно отличить от другого по уникальному и характерному лишь для этого атома набору спектральных линий. Это заявление, строго говоря, не совсем верно, так как при утрате одного из своих электронов атом эффективно маскируется и излучает совершенно иной спектр. Например, Пикеринг в 1896 г., анализируя спектр ? Кормы, обнаружил серию неотождествленных
линий на волнах 3814, 3858, 3923, 4026, 4200 и 4542 А, похожих на бальмеровскую серию водорода, и сделал вывод, что они «обусловлены каким-то элементом, еще не обнаруженным ни на других звездах, ни на Земле».
   Загадка была разрешена в 1913 г. Бором, который в соответствии со своей теорией водородного атома показал, что спектр, излучаемый ионизованными атомами гелия, должен быть очень похож на спектр водорода, но с той разницей, что линии ионизованного гелия в видимой части спектра соответствуют по происхождению некоторым инфракрасным линиям водорода. Энергия электрона на его орбите зависит не только от номера орбиты, но также от квадрата ядерного заряда. Заряд ядра гелия вдвое больше, чем у водорода. Следовательно, каждая спектральная серия водорода имеет свой прототип у ионизованного гелия с той лишь разницей, что длины волн каждой линии гелия в четыре раза короче соответствующей водородной линии. Линии, которые обнаружил Пикеринг, соответствуют длинноволновой инфракрасной бреккетовской серии водорода, образующейся при электронных переходах, заканчивающихся на четвертой орбите. Благодаря интересному совпадению промежуточные члены серии Пикеринга отстоят от линий Бальмера всего на 2 А и поэтому были потеряны Пикерингом. В 1922 г. Пл аскет сообщил об открытии этих линий гелия в спектрах трех звезд класса О. Таким образом, предсказание Бора блестяще подтвердилось.
   Сходство спектров нейтрального водорода и ионизованного гелия — один из примеров общего правила: спектр ионизованного элемента качественно подобен спектру нейтрального атома с тем же числом электронов, но соответствующие линии смещены в ультрафиолет. Аналогом линий Н и К ионизованного кальция является пара линий нейтрального калия в красной области спектра. Тесной паре линий ионизованного магния, наблюдаемой в «ракетном» ультрафиолетовом спектре Солнца близ 2800 А, соответствуют желтые D-линии натрия.
   Когда речь идет о нескольких стадиях ионизации, то для обозначения нейтрального атома, первой стадии ионизации, второй стадии и т. д. к символу элемента приписываются римские цифры I, II, III, .... Так, Fel соответствует нейтральному железу, Fell — однажды ионизованному железу, Felll — дважды ионизованному и т. д.
МОЛЕКУЛЫ И ИХ СПЕКТРЫ
   Мир, в котором мы живем, — это мир молекул. Книга, которую вы читаете, рука, которая ее держит, стул, на котором вы сидите, — все это построено из молекул. С другой стороны, горячие звезды — миры атомов, ионов и электронов, где сложность холодного состояния вещества заменена простотой, сопровождающей высокие температуры. Связующее звено между нашим миром и миром звезд следует искать в более холодных звездах, неторопливый темп «жизни» атомов в которых позволяет последним объединяться в молекулярные корпорации. Однако даже и там атомные организации относительно просты. Атомы углерода и азота, соединяясь, образуют молекулярную группу CN, которую химики называют радикалом циан. Аналогично кислород и водород объединяются в радикал гидроксил ОН, углерод и водород — в радикал СН и т. д. Самыми распространенными молекулами являются Н2 (водород), СО (окись углерода) и Н2О (вода). Лишь при сравнительно холодных условиях на Земле атомы получают возможность в полной мере проявить свои организационные таланты. Например, на Земле атом углерода — искусный мастер по образованию сложных молекул. Некоторые атомы углерода, водорода и кислорода группируются в шестиугольники, другие — в длинные цепочки, подобные нанизанным на нитку бусам. Углерод образует основу всех соединений, находимых в живых организмах; именно этот атом образует сложные органические соединения мира живой природы. В более холодных звездах могут формироваться простые молекулы, в состав которых входят распространенные элементы.
   Даже самая простая молекула излучает чрезвычайно сложный спектр, вид которого зависит не только от особенностей строения данной молекулы, но также и от местной температуры. Подобно атомам, молекулы могут существовать лишь в некоторых определенных энергетических состояниях, и, также подобно атомам, они излучают свет при возвращении из более высокого энергетического состояния в более низкое. Однако энергетические состояния, возможные для молекул, неизмеримо многочисленнее, а связи между ними сложнее, чем в случае атомов.
   Два атома двухатомной молекулы крепко связаны между собой силами электрического притяжения и образуют систему, напоминающую крохотную гантель со слегка эластичным связующим стержнем (рис. 29). Молекула может вращаться в пространстве как целое вокруг оси DC, а два ее атома могут колебаться туда-сюда в направлении связующей их линии АВ. Сверх этого электроны внутри каждого атома могут находиться на одной из многих разрешенных им орбит. В каждый данный момент полная энергия молекулы будет зависеть не только от энергии обращающихся по орбитам и вращающихся вокруг своих осей электронов атомов, но также от расстояния между этими атомами и от скорости вращения молекулы как целого. Следовательно, на месте каждой атомной линии, соответствующей определенному переходу электрона, в спектре молекулы


Рис. 29. Схематическая модель простой двухатомной молекулы.
Стрелки указывают, что молекула может вращаться во<руг оси DC и колебаться взад и вперед вдоль линии АВ.
находится система полос, каждая из которых состоит из ряда тонких линий, медленно сходящихся к месту, называемому головой полосы. Часть спектра, на которую приходится весь набор или система полос, зависит от изменения энергии электронов в молекуле. Просветы между отдельными полосами возникают вследствие изменений колебательных состояний молекул, а просветы между отдельными тонкими линиями в пределах каждой полосы обусловлены различиями скоростей вращения.
   На рис. 30 в качестве прекрасного примера спектра двухатомной молекулы приведен спектр циана (CN). Все полосы и еще несколько других, которые на фотографии не видны, являются аналогом всего одной атомной линии. Ниже мы увидим, что молекулы, подобные циану, играют важную роль в спектрах холодных звезд.
   Хотя атомарные спектры, которые дают два разных изотопа одного и того же элемента, отличаются друг от друга столь не-
Р и с. 30. Спектр циана (CN).
Обратите внимание на отдельные линии, образующие полосы. Снимки сделаны с тремя разными экспозициями, так как линии сильно отличаются по интенсивности.

значительно, что их редко удается разделить в звездных спектрах, у молекул, в состав которых входят разные изотопы, различие спектров заметить нетрудно. Колебательная (вибрационная) частота молекулы АВ зависит не только от силы взаимодействия атомов внутри молекулы, но также и от масс атомов А и В. (Механическим аналогом может служить масса, подвешенная на пружине и приведенная в движение в вертикальном направлении. Чем тяжелее масса, тем меньше будет скорость ее колебаний.) Сравним, например, молекулу С2, состоящую из двух атомов С12, с молекулой, состоящей из атома С12 и атома С13. Связующие силы в обеих молекулах почти совершенно одинаковы, так как они зависят только от распределения электронов во внешнем облаке, но входящие в молекулы массы изотопов— разные. Молекула С12С13 будет колебаться медленнее, чем молекула С12С12; поэтому вся система полос окажется смещенной.
   После этого краткого описания строения атомов и молекул мы можем перейти к рассказу о том, как наши сведения об атомах и молекулах, добытые в лабораториях и следующие из теории, могут помочь в раскрытии тайн звездных атмосфер и туманностей.
  4. КЛИМАТ ЗВЕЗДНЫХ АТМОСФЕР
   В двух предыдущих главах мы видели, как вещество, запрятанное в самых далеких уголках Вселенной, обнаруживает свою химическую идентичность через посредство своего спектра, а спектрограф позволяет даже измерять скорости звезд и выявлять их двойственность. Но рассказ о спектрографе, о его почти магическом даре открытий только начался. На каждой фотографии звездного спектра неизгладимо запечатлен подробный отчет об условиях в атмосфере звезды.
   Строго говоря, спектрограф рассказывает нам только, какое излучение атомы поглощают или излучают и насколько интенсивно. Однако атом — это своего рода порождение климата: его способность поглощать свет зависит от атмосферных условий, в которых он находится. Обладая современными сведениями о строении атома, астроном может точно предсказать, какое влияние звездный климат оказывает на данный атом и, следовательно, воссоздать по спектру условия в атмосфере звезды.
НАСКОЛЬКО ГОРЯЧИ ЗВЕЗДЫ?
   Наиболее важной характеристикой звезды, а также тем свойством, которое дает нам возможность вообще видеть звезды, является высокая температура. Звезды настолько горячи, что их вещество, очевидно, не может существовать ни в твердом, ни в жидком состоянии, а должно быть целиком газообразным. Мы увидим, что влияние высокой температуры на поведение вещества часто просто поразительно.
   В физике и астрономии принято пользоваться температурной шкалой, которая называется шкалой Кельвина, или абсолютной. Шкала эта исчисляется от самой низкой температуры, которую теоретически можно достигнуть. Абсолютный нуль в этой шкале приходится на 273° С ниже нуля, или ниже точки замерзания воды по шкале Цельсия. Следовательно, чтобы выразить температуру в шкале Кельвина, или в абсолютной шкале, нужно
прибавить 273° к температуре в шкале Цельсия; например, обычная температура кипения воды 100° С равна 373 К.
   Тело при любой температуре выше абсолютного нуля всегда излучает энергию. Хотя при низких температурах такое излучение очень незначительно, оно в соответствии с законом Стефана становится весьма существенным для горячих тел:
Количество энергии, излучаемое в единицу времени =
= Постоянная X (Абсолютная температура)4,
т. е. Е = оТ4,
где в — постоянная Стефана — Больцмана (см. приложение II). Например, средняя температура Земли составляет около 300° К, или 1/200 температуры Солнца, которое, следовательно, испускает в 204, или в 160 000, раз больше энергии на единицу площади поверхности, чем Земля. Мы можем измерить количество энергии, получаемое на Земле от данной звезды, а если мы к тому же знаем расстояние до звезды и ее размер, как в случае некоторых затменных систем, то мы можем вычислить, сколько энергии отдает каждый квадратный сантиметр звездной поверхности. Эта величина, в свою очередь, связана с температурой поверхности по закону Больцмана, и, следовательно, мы имеем метод определения температуры звезд, блеск и угловые размеры которых известны (см. приложение IV).
   Для некоторых звезд с известной видимой звездной величиной угловой диаметр можно измерить при помощи звездного интерферометра Майкельсона или нового прибора, называемого фотонно-корреляционным интерферометром. Если параллакс звезды известен, то кроме температуры мы можем также найти диаметр звезды, поскольку
     Диаметр (в астрономических единицах) = Расстояние
     (в парсеках) X Угловой диаметр (в угловых секундах).
   К счастью для нас, температурой определяется не только количество, но также и качество или цвет излучения. Каждый знаком с тем, как по мере роста силы тока меняется цвет спирали электрической плитки. Сначала спираль светит тусклым красным светом, затем становится ярко вишневой, а если ток по неосмотрительности все еще продолжает расти, то цвет постепенно изменяется до оранжевого, желтого и белого. Это не оз» начает, что в каждом случае испускается только один цвет. Как мы уже видели, раскаленное твердое тело излучает свет всех цветов.
   Лучшее представление об этом явлении мы можем полу» чить, изучая источники света различной температуры со спектрографом. При помощи подходящего для измерения энергии при» бора можно определить, сколько энергии вносится каждым
единичным интервалом длин волн, или цветом, в диапазоне температур, скажем, от 4000 до 20 000 К. Рис. 31 иллюстрирует типы кривых, которые были бы при этом получены; в действительности эти кривые вычислены по формуле излучения Планка (см. приложение II), поскольку на Земле не так-то легко осуществить стационарные источники излучения при точно известных температурах в диапазоне 4000—20 000 К. Заметьте, что форма кривой энергии меняется с температурой; длина волны выхода максимальной энергии уменьшается с ростом температуры; это означает, что в целом свет кажется более синим. По этой причине видно, как проволочная спираль по мере повышения температуры при перекаливании пробегает всю гамму спектра. Тела, хорошо поглощающие излучение, являются и хорошими излучателями; справедливо и обратное утверждение — это заключение известно под названием закона Кирхгофа. Идеальный излучатель, будучи холодным, должен выглядеть идеально черным предметом. Именно поэтому кривые распределения энергии, вычисленные по закону Планка, часто называют чернотельными кривыми. Модель черного тела экспериментально можно осуществить, если равномерно нагревать некую полость, а излучение из нее будет выходить через небольшое отверстие.
   Оказалось, что кривые распределения энергии по спектру полезны при оценке звездных температур. Вместо спектрографа с узкой щелью и фотографической пластинкой астроном использует широкую прорезь, достаточную, чтобы через нее прошел свет всей звезды, и перемещающийся по всему спектру фотоэлемент. С тем же прибором он записывает спектр, или, как говорят, сканирует спектр лампы-стандарта, распределение энергии в спектре которого было установлено путем его сравнения с распределением энергии излучения полости — черного тела, поддерживаемой при некоторой известной постоянной температуре, например температуре плавления золота. Записи спектра одной и той же звезды, сделанные на разных ее высотах над горизонтом, позволяют определить прозрачность земной атмосферы, которую не так-то легко оценить, особенно в ультрафиолете. Эти данные (рис. 32) позволяют астроному вычислить из наблюдаемого распределения энергии истинное распределение энергии в спектре.
   На рис. 33 мы можем сравнить кривую энергии распределения, полученную для Солнца, с теоретической кривой для температуры 5800 К. Хотя формы этих двух кривых в какой-то мере сходны, имеются и вполне реальные расхождения, весьма многозначительные с точки зрения строения наружных слоев Солнца, в чем мы убедимся уже в следующем разделе этой главы. Да и вообще после тщательного учета тех изменений, которые вносят в спектр линии поглощения, особенно ощутимые в спектрах холодных звезд, обнаруживается, что кривые распределения энергии звезд отличаются от кривых для идеальных излучателей, т. е. от кривых для излучения черного тела, вычисленных по закону Планка (рис. 31). Звезды излучают не как черные и даже не как серые тела. Для подобных отклонений есть две причины. Одна состоит в том, что так как температура в звездах растет с глубиной, то излучение из более глубоких слоев соответствует более высоким температурам. Другая причина в том, что вещество в звездной атмосфере вовсе не серое, а, возможно, даже очень разноцветное: иными словами, способность к излучению сильно зависит от длины волны. Что же мы тогда подразумеваем под температурой звезды? Добиваясь наилучшей подгонки энергетической кривой звезды к теоретической кривой для черного тела, мы получаем своего рода цветовую температуру, но при этом для различных спектральных областей мы получим разные температуры. Другой, но, пожалуй, менее удовлетворяющий нас метод определения температуры состоит в установлении цвета, в котором звезда испускает больше всего энергии. Солнце (температура 5800 К) излучает наибольшее количество энергии в зеленой области близ 4800 А.
Интенсивность солнечной радиации, усредненная по диску Солнца (в ваттах на 1 см2 на единицу телесного угла для полосы пропускания 20 А), нанесена в зависимости от длины волны К. На более длинных волнах данные наблюдений указаны отдельными точками. Пунктирная кривая — планковская (идеальный излучатель, или черное тело) для 5000 К <в тех же единицах). Обратите внимание на прекрасное согласие теории и наблюдений на более длинных волнах и заметные расхождения на более коротких волнах.
в фиолетовой части спектра. Максимум энергии еще более горячей звезды будет приходиться на «ракетный» и «спутниковый» ультрафиолет короче 2900 А. Довольно примечательно, что энергетическую кривую Солнца можно достаточно хорошо воспроизвести теоретической кривой для 5800 К, как если бы солнечное излучение исходило из слоев, температура которых меняется от 4400 до 8000 К. Конечно, объясняется это тем, что самые верхние слои солнечной атмосферы слишком холодны и разрежены и поэтому не могут дать большого вклада в общее излучение, а излучение очень глубоких и горячих областей сильно поглощается на пути к поверхности.
   Еще одну разновидность температуры можно определить по виду линейчатого спектра.
   Со многих точек зрения наиболее удобно понятие эффективной температуры, под которой понимается температура идеально черного сферического тела размером, равным размеру звезды, и с точно такой же мощностью излучения. Эффективную температуру измерить непосредственно можно лишь для очень немногих звезд. Для этого необходимо измерить полную энергию, получаемую от звезды над земной атмосферой, и знать угловой диаметр звезды. Когда наблюдения с искусственных спутников станут достаточно совершенными, такая программа обещает дать более или менее точные результаты. В настоящее же время наилучший метод состоит в определении количества энергии, получаемого на Земле от звезд, угловой диаметр которых можно измерить. Затем на основе данных, полученных для горячих звезд при помощи ракет, запущенных за пределы земной атмосферы, из измерений, сделанных для холодных звезд с приемниками теплового излучения, и, наконец, на основе теоретических расчетов для очень горячих звезд мы оцениваем долю энергии, поглощаемой земной атмосферой. Эти дополнительные величины, которые следует прибавить к наблюдаемым светимостям, чтобы получить их истинные значения, называются болометрическими поправками (см. приложение IV). К счастью, улучшение методики наблюдений и усовершенствование теории идет очень быстро, так что скоро мы будем располагать точными значениями эффективной температуры как для самых горячих, так и для самых холодных звезд. Почему же нам так важно знать эффективные температуры? Дело в том, что полная светимость L звезды равна площади ее поверхности 4л7?2, умноженной на энергию, излучаемую единицей площади, т. е.
L = 4nR2oT4e,
где Те — эффективная температура звезды, а по закону Стефана излучательная способность звезды равна оТ?,
   В главах 8 и 9 мы увидим, что расчеты истории жизни звезды (общепринято называть ее эволюцией) дают для каждой стадии развития радиус и светимость звезды, а следовательно, и эффективную температуру ее поверхности. Для большинства звезд радиус наблюдать непосредственно нельзя, но эффективную температуру можно определить по цвету или по спектру. Зная видимую звездную величину и расстояние, можно вычислить абсолютную звездную величину. Чтобы получить истинную светимость звезды, нам необходимо найти болометрические поправки, которые зависят от температуры звезды (приложение IV).
МОДЕЛЬ ЗВЕЗДНОЙ АТМОСФЕРЫ
   При обсуждении звездных температур мы молчаливо предполагали, что интенсивность и распределение энергии в спектре излучения, исходящего с поверхности звезды, можно описать одной температурой. Хотя такое несколько идеализированное представление о температурах звезд весьма полезно для ряда исследований, при более детальном изучении звездных атмосфер необходимо иметь в виду, что температура атмосферы растет с глубиной.
   Даже самая заурядная фотография Солнца в белом свете свидетельствует, что температура Солнца по направлению к центру растет. Если бы Солнце имело четко очерченную поверхность излучения с постоянной температурой, яркость его диска была бы повсюду одинаковой. На самом же деле яркость к краю или, как говорят, к лимбу резко убывает. Солнечные газы (подробнее это будет объяснено в главе 5) в высшей степени непрозрачны; поэтому до нас доходит излучение только самых верхних слоев Солнца. Если принять за верхний слой фотосферы уровень, начиная с которого газы становятся ощутимо непрозрачными, то оказывается, что непрозрачность так быстро возрастает с глубиной, что с глубины больше 400 км излучение вообще до нас не доходит. Именно в пределах этого 400-км слоя образуются и непрерывный спектр, и линии поглощения. В центре диска луч зрения от наблюдателя идет по радиусу и поэтому проникает сравнительно глубоко в горячие слои фотосферы, но на лимбе луч зрения идет по касательной и проникает лишь в высокие и относительно холодные слои фотосферы, и поэтому лимб кажется более темным.
   Теперь ясно, почему наблюдаемую кривую распределения энергии для Солнца нельзя вполне подогнать к теоретической кривой с одним значением температуры. Излучение, исходящее с поверхности, представляет собой сложную смесь излучений со всех глубин фотосферы. В какой мере излучение каждого данного слоя вносит вклад в общее излучение, зависит от способности к поглощению лежащих выше слоев. Проблема еще больше усложняется вследствие того, что непрозрачность солнечных газов меняется с длиной волны (см. главу 5). Если температура на всех глубинах фотосферы известна, а также известна и поглощательная способность газов на всех длинах волн, то можно на основе теории вычислить кривую спектрального распределения энергии для центра солнечного диска и степень потемнения к лимбу в каждой длине волны. И наоборот, если имеются наблюдаемая кривая распределения энергии и наблюдения потемнения к краю, то из этих данных можно вывести температурный градиент атмосферы и ее свойства поглощения. Первые тщательные измерения потемнения Солнца к краю были организованы в Смитсонианском институте США Абботом. Более недавние и более точные наблюдения, проведенные Пирсом и другими со спектрографом высокой разрешающей силы и фотоэлементами, показали, что степень потемнения уменьшается к более длинным волнам. Этот факт объясняется главным образом тем, что с ростом длины волны становится все меньше и меньше различие в яркости между излучателями при двух разных температурах.
Примечание. Цифры la, lb, III и V обозначают в Атласе Моргана — Кинана звездные спектры сверхгигантов, нормальных гигантов и карликов. См. гл. 6.
друг с другом в кристаллах или сложных молекулярных структурах. Молекулы находятся в глубокой спячке; их не тревожат ни соседи, ни энергия излучения. При повышении температуры молекулы пробуждаются из своею летаргического сна и начинают шевелиться, иногда вяло подталкивая одна другую. Вскоре более летучие элементы, такие, как водород, кислород и азот, подгоняемые все возрастающими скоростями своих молекул, сперва становятся жидкими, а затем газообразными. По мере того как температура поднимается еще выше, элементы один за другим переходят в жидкое состояние и испаряются. Темп жизни становится более быстрым. Молекулы мечутся как сумасшедшие, сталкиваются друг с другом и обстреливают друг друга электронами, энергия которых затем теряется в форме излучения. Каждая молекула атакуется летящими частицами и быстро осциллирующим волновым излучением. Молекулы не в состоянии долго выносить такое жестокое обращение. В конце концов они одна за другой распадаются на составляющие их атомы. Некоторые молекулы, как, например, гидроксильный радикал ОН, связаны друг с другом сильнее чем другие и могут еще долго существовать после того, как их компаньоны уже исчезли со сцены. Но и они в конце концов оказываются разбитыми, оставляя после себя лишь отдельные атомы с их электронами, быстро скачущими туда и обратно между различными возбужденными уровнями, так как все атомы перехватывают энергию у налетающих на них электронов или ионов и испускают ее в форме квантов излучения. Некоторые атомы, как водород или гелий, держатся за свои электроны так крепко, что только сильнейшие столкновения или мощные импульсы энергии способны заставить электрон подняться с его самой нижней орбиты на одну из более высоких. У других атомов, как, например, натрия, внешние электроны прикреплены очень слабо, и поэтому гораздо более вежливой встречи или слабого импульса достаточно для их возбуждения.
   По мере того как газ становится еще горячее, ярость столкновений и испускание высокочастотного излучения все возрастают. Электроны в атомах теперь подвергаются столь сильному натиску, что один или несколько их могут оказаться полностью оторванными от родительского ядра, т. е. атом становится ионизованным. В общем атомы металлов — натрия, железа и др. — ионизуются гораздо легче атомов легких газов — водорода, гелия, кислорода и азота. Относительные количества энергии, необходимые для ионизации ряда более распространенных элементов, приведены в приложении VI. Заметьте, что гелий почти вдвое труднее ионизовать, чем водород, который, в свою очередь, скреплен вдвое крепче кальция. Это означает, что кальций, водород и гелий будут отпускать свои электроны последовательно при все более высоких температурах. Следует также заметить, что атомы, которые легко ионизуются, возбуждаются тоже легче, чем атомы, которые ионизовать труднее.
   До сих пор при описании влияния звездного климата на поведение атомов мы ни разу не упомянули давление или плотность. Раз уж атом ионизован, значит, он приобрел положительный заряд и сделает все возможное для приобретения электронов, чтобы нейтрализовать этот заряд. Повезет или не повезет ионизованному атому в его поисках, будет зависеть от числа электронов в ближайших его окрестностях или, иными словами, от электронной плотности. Поэтому вероятность излучения атомом в ионизованном состоянии будет больше, когда эта плотность низкая, а для нейтрального атома, — когда эта плотность высокая.
   Картина, которую мы сейчас нарисовали, впервые была обоснована количественно индийским физиком Мег Над Саха в 1920 г. Саха не только показал, что высокая температура и низкая плотность благоприятствуют ионизации, но он сумел точно вычислить, какая доля атомов данного вида будет ионизована при определенных температуре и давлении. Его открытие можно обобщить формулой
число ионизованных атомов К
число нейтральных атомов число электронов *
где К зависит от сорта атомов и температуры. Степень ионизации любого атома зависит, таким образом, от температуры и обратно пропорциональна числу свободных электронов. Формулой типа формулы Саха можно также воспользоваться для вычисления степени разрушения молекул на атомы, если известна температура. Вместо числа нейтральных атомов надо подставить число молекул, а число ионов и электронов заменить числами двух атомных составляющих, на которые распадается молекула (см. гл. 5). Рассмотрение формулы ионизации в деталях и ее применение даны в приложении VI.
СМЫСЛ СПЕКТРАЛЬНОЙ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ
   Спросим теперь: как влияют эти изменения в строении вещества— от молекул к нейтральным атомам, а затем к ионизованным атомам — на вид спектра при различных температурах? Мы уже в какой-то мере ответили на этот вопрос в гл. 3. Там мы видели, что спектр молекулы, состоящий из групп близких друг к другу тонких линий, которые, накладываясь друг на друга, образуют широкие полосы, совершенно не похож на спектр отдельного атома. В то же время спектр ионизованного атома сходен со спектром нейтрального атома, имеющего такое же число электронов, с той лишь разницей, что каждая линия ионизованного атома оказывается гораздо ближе к ультрафиолетовому концу спектра, чем соответствующая линия нейтрального атома. Этот факт был продемонстрирован на примере сходства спектров водорода и ионизованного гелия.
   Учитывая все эти факты, мы можем теперь обратиться к интерпретации спектров, возникающих в звездных атмосферах. На некоторое время будем предполагать, что все звездные атмосферы имеют одинаковую плотность, и обсудим только влияние температуры. При температуре 2500 К еще многие атомы объединены в молекулы. Такие соединения, как окись титана (TiO), циан (CN) и молекула углеводорода (СН), впечатывают в непрерывный спектр свойственное только им распределение полос. Из элементов, которые присутствуют в виде отдельных атомов, заметно выделяются такие легко возбуждаемые металлы, как кальций, натрий и железо. Довольно удивительно, что, хотя для возбуждения линий водорода энергия необходима в сравнительно больших количествах, эти линии также видны в спектре и притом имеют значительные интенсивности. Появление линий водорода должно быть обусловлено его большим количеством по сравнению с другими элементами; фактически, как мы увидим позднее, количество водорода составляет во внешних оболочках звезд до 92% всех атомов. Огромное число атомов водорода компенсирует тот факт, что при низкой температуре лишь немногие из его атомов способны поглощать свет.
   По мере того как температура вдоль спектральной последовательности поднимается, все больше и больше молекул оказываются разрушенными. В классе КО уже исчезают полосы окиси титана. Некоторые из более неподатливых молекул, такие, как CN, СН и ОН, продолжат существовать до G0; их нетрудно различить и в спектре Солнца. Между тем, чем в больших количествах энергия оказывается доступной, тем значительнее усиливаются линии водорода. Даже при низких температурах некоторые из менее крепко привязанных электронов отрываются от своих атомов; об этом можно судить по появлению сильных линий Н и К ионизованного кальция даже у низкотемпературных звезд класса М. Эта пара линий достигает максимума интенсивности около класса КО, но далее атомы кальция начинают терять свой второй электрон (рис. 34); линии Ни К слабеют и полностью сходят на нет при температурах больше 10 000°. Однако они все еще доминируют в классе G наряду с линиями нейтрального железа (рис. 35), магния и других металлов и все возрастающими по интенсивности линиями водорода.
   В классе F при температуре около 6500° расстается со своими электронами значительное число атомов других металлов. Заметно слабеют нейтральные железо и титан, а ионизованное железо и ионизованный титан становятся весьма заметными и остаются такими, пока не лишатся и второго электрона, а затем, когда температура поднимается выше 10 000°, пропадают. Водород достигает своего наивысшего блеска в классе АО, где он совершенно «затмевает» все прочие атомы. Но неумолимый подъем температуры скоро лишает большинство атомов водорода их единственных электронов, без которых они теряют способность взаимодействовать с излучением, и их линии начинают ослабевать. Однако опять-таки и здесь на верхнем краю температурной шкалы водород остается видимым благодаря своему явному перевесу по числу атомов.
   У очень горячих звезд в классах В и О температуры поверхности заключены в диапазоне от 15 000° до, возможно, выше 50 000°. О подъеме температуры сигнализирует появление в классе В9 нейтрального гелия — самого трудновозбудимого из всех нейтральных атомов. Линии гелия достигают своей наибольшей интенсивности в классе ВЗ, а затем быстро слабеют, так как все больше и больше атомов гелия оказываются ионизованными. В спектрах звезд В видны также однажды ионизованные кислород и азот.
   У самых горячих звезд — класса О — водород заметен примерно так же, как в классе М. При господствующих там условиях нейтральный гелий полностью исчезает, уступив место гелию в его ионизованной форме. Спектральные линии элементов, лишенных более чем одного электрона, в основном находятся в ультрафиолетовой части спектра. Так как свет длин волн короче 2900 А полностью поглощается озоном и другими газами земной атмосферы, то все это излучение можно наблюдать только с ракет и искусственных спутников. Однако некоторые линии ОШ (дважды ионизованного кислорода), NIII (дважды ионизованного азота) и SilV (трижды ионизованного кремния) находятся в наблюдаемых обычными способами областях.
   Практически классификация звездных спектров начинается, пожалуй, не с класса ОО, а с класса 05, с тем чтобы осталось место для еще более горячих звезд, которые, может быть, еще будут открыты. Теоретически при температурах, близких к 100 000°, все линии в наблюдаемой области спектра должны исчезнуть, хотя коротковолновая область от 100 до 2000 А должна быть богата линиями многократно ионизованных атомов. В класс ОО следовало бы поместить звезды настолько горячие, что в их спектрах не видно никаких линий. Такие звезды действительно обнаружены в так называемых планетарных туманностях.
   В наших рассуждениях мы все время молчаливо предполагали, что все звезды, входящие в спектральную последовательность, обладают одним и тем же химическим составом, так как очевидно, что линии элемента, вообще не присутствующего в атмосфере, будут отсутствовать и в спектре. Интенсивности спектральных линий атомов будут зависеть как от их количества, так и от температуры и давления, поскольку, когда атомов больше, они будут поглощать больше излучения, чем когда их мало. Теоретические расчеты показывают, что для преобладающего большинства звезд наше предположение правильно. При
формировании вида звездных спектров различия в химических составах играют второстепенную роль по сравнению с различиями в температуре. Предположим, например, что мы вычислили химический состав солнечной атмосферы (см. гл. 5). Если теперь мы возьмем некую гипотетическую звезду и при помощи формулы Саха предскажем, каким будет ее спектр при различных температурах от 2500 до 30 000°, то окажется, что мы можем воспроизвести наблюдаемые характерные спектры спектральной последовательности в том и только в том случае, если мы в первом приближении примем для химического состава такую же смесь элементов, как у Солнца. Этот результат был получен примерно в 1925 г. благодаря исследованиям, проведенным Пейн-Г апошкиной.
    За время с 1940 г. обширные и усиленные исследования показали, что имеют место значительные различия химических составов звезд. Причем эти различия можно подразделить на два типа» обусловленные разным составом того вещества, из которого сформировались звезды, и появляющиеся в результате образования химических элементов в недрах самих звезд. Мы рассмотрим эти вопросы в последующих главах.
    И, наконец, нам хотелось бы отметить, что при интерпретации спектральной последовательности мы для простоты предпо-
Рис. 36. Сравнение спектра солнечной фотосферы {внизу) со спектром солнечного пятна {вверху) в окрестностях линии На 6563 А.
Неправильная форма линий в спектре Солнца обусловлена вертикальными движениями поднимающихся и падающих столбов газа в солнечной атмосфере. Линии 6569, 6574 и 6575 А обусловлены нейтральным железом (Fel), а линия 6572 А —сочетанием водяного пара и нейтрального кальция. В спектре солнечного пятна все эти линии усилены и значительно возросло число слабых линий, многие из которых обуслозлены молекулярными группами. Яркая полоска в центре линии Hi, вероятно, является следствием вспышечной активно
Учены преположили, что все звездные атмосферы имеют одинаковую плотность. Для очень многих звезд это правильное предположение, но для множества других оно совершенно неверно. Здесь мы как раз увидим, какое влияние оказывает плотность на вид звездного спектра и каким образом можно воспользоваться этим эффектом для дальнейшего продвижения по пути установления размера и светимости звезды по ее спектру.
   Дополнительную иллюстрацию влияния температуры на вид спектра дают солнечные пятна. В то время как температура яркой поверхности фотосферы Солнца составляет около 5800 К, температура типичного пятна близка к 4500 К. В спектре солнечного пятна линии нейтральных атомов усилены, линии ионизованных атомов ослаблены, а число и сила молекулярных линий чрезвычайно возрастают (рис. 36). Конечно, наличие сильных магнитных полей в солнечных пятнах оказывает дополнительное влияние на спектральные линии (см. главу 5), но качественное предсказание свойств спектра на основе теории Саха сохраняет свою ценность.
5. АНАЛИЗ ЗВЕЗД
   Мы уже видели, что для звезд с одинаковым химическим составом появление каждой спектральной линии определяется температурой и плотностью звездной атмосферы. Идя этим путем, мы нашли, что основные свойства спектральной последовательности можно объяснить последовательностью звезд с одним и тем же химическим составом, но с различными температурой и плотностью. Осуществив это предварительное исследование, мы можем теперь сконцентрировать внимание на детальном анализе атмосфер отдельных звезд. Поскольку в каждом спектральном классе звезды явно имеют одинаковые физические характеристики, у нас есть все основания надеяться, что, проанализировав небольшое количество звезд — представителей каждого класса, мы установим природу огромного большинства звезд в Галактике.
   Приступая к детальному анализу звездной атмосферы, мы сталкиваемся с вопросом, каким образом можно определить температуру, плотность и химический состав атмосферы по темным линиям звездного спектра. По-видимому, уже ясно, что интенсивность или чернота спектральной линии есть своего рода мера количества породившего ее химического элемента. Но для того, чтобы получилась, скажем, первая линия бальмеровской серии, атом водорода должен сначала оказаться на втором энергетическом уровне (рис. 25). Короче говоря, интенсивность линии зависит как от химического состава, так и от температуры и плотности атмосферы. Интенсивность линии будет зависеть от температуры и плотности также и благодаря их влиянию на размытость или расширение спектральных линий. Наконец, она будет зависеть от процесса формирования спектральных линий.
ШИРИНА СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ
   Существует несколько причин, почему спектральные линии выглядят широкими. Прежде всего резкость линии лимитируется тем, что щель спектрографа не бесконечно узкая, а имеет расстояния, выраженного в длинах волн, от центра линии. Кривая показывает форму, которую могла бы иметь эмиссионная линия, если бы мы могли наблюдать излучение атома при температуре ОК — условие, к которому экспериментально можно приблизиться, охлаждая разрядную трубку жидким гелием. Так как способность к излучению пропорциональна способности поглощать, то кривая также показывает, как меняется способность к поглощению в различных частях спектральной линии.

вполне определенную ширину. Этот «инструментальный эффект» можно до известной степени преодолеть при исследованиях солнечного спектра, дополнив дифракционный спектрограф специальными приспособлениями, которые позволяют получать спектры очень большого масштаба. Далее было обнаружено, что линии в спектре Солнца или в спектре любого раскаленного источника имеют конечную измеримую собственную ширину. И даже если бы мы смогли наблюдать излучение отдельного атома через бесконечно узкую щель спектрографа, все равно было бы видно, что линия имеет конечную ширину. Иными словами, атом излучает энергию не только на какой-то одной-един- ственной длине волны, но может также излучать (или поглощать) энергию в соседних длинах волн. Принято говорить, что линия обладает естественной шириной, как это показано на рис. 37, на котором интенсивность нанесена как функция расстояния (в длинах волн) от центра линии. Отметим, что большая часть излучения приходится на длины волн, близкие к центру линии.
   Мы можем, если угодно, рассматривать атом как крохотную радиостанцию, а спектрограф — как радиоприемник. Обычно станция ведет свои передачи на определенной длине волны, но вследствие естественных ограничений передающей аппаратуры длина волны ее сигнала не идеально резкая. На шкале длин волн есть место, где прием — самый громкий, но программу можно также принимать, хотя звук будет и менее отчетливым, на соседних длинах волн, примыкающих с обеих сторон к выбранной длине волны.

Так как атомы а и д движутся от наблюдателя, длина волны их излучения сдвинута к красному концу спектра, а длины волн от атомов виг сдвинуты к фиолетовому концу; длина волны излучения атома б не изменяется, поскольку он не движется ни к наблюдателю, ни от него.
   Другим важным фактором, расширяющим линии, является эффект Доплера. Как мы уже говорили в главе 2, длина волны, излучаемая или поглощаемая источником света, который находится в движении по лучу зрения, смещается из нормального положения на величину, пропорциональную скорости приближения или удаления источника. Спектральные линии приближающейся звезды сдвинуты в фиолетовую сторону, а линии удаляющейся звезды — к красному концу спектра. Отдельные атомы в атмосфере звезды не находятся в состоянии покоя, а носятся с различными скоростями (рис. 38). Некоторые атомы в то мгновение, когда они излучают, приближаются к наблюдателю, другие — удаляются от него. Излучение, испускаемое приближающимися атомами, будет иметь более высокую частоту, чем если бы атомы не двигались, а излучение удаляющихся атомов— соответственно более низкую частоту. Что же касается направлений скорости, они совершенно случайны, а так как наблюдаемая спектральная линия есть сумма вкладов от очень большого числа отдельных излучающих атомов, то спектральная линия будет выглядеть расширенной (рис. 39). Степень размытия линий зависит от скоростей этих частиц; так, атомы водорода в среднем движутся быстрее других атомов, и линии водорода расширены сильнее линий более тяжелых элементов. По той же причине при более высоких температурах размытость линии увеличивается: атомы движутся быстрее, и поэтому доплеровские смещения оказываются больше. Даже при лабораторных температурах физики иногда считают необходимым охлаждать свои электрические разрядные трубки жидким воздухом для того, чтобы сузить и тем самым «разделить» спектральные линии, которые очень близки друг к другу.
   Спектральные линии, излучаемые атомами, расширяются также под действием электрического и магнитного полей. Мы

Рис. 39. Ширина спектральной линии для чисто доплеровского расширения (линия железа 4383 А).
Это профиль, который наблюдался бы, если бы анализировалось излучение атомов, излучающих при температуре 5700 К (температура солнечной атмосферы). Буквами and указаны длины волн, излучаемые атомами, соответствующими атомам на рис. 38. Сравните этот профиль линии с профилем, показанным на рис. 37.

уже говорили, что, когда атом совершает переход с одного энергетического уровня на другой, обычно излучается одна-един- ственная спектральная линия. Однако, если атом находится поблизости от электрически заряженного предмета или же в магнитном поле, он под влиянием этого электрического или магнитного поля, как говорят, возмущается. Энергия каждого энергетического уровня может тогда измениться на некоторую небольшую величину, зависящую от интенсивности возмущения. В этом случае мы говорим, что каждый энергетический уровень расщепляется на ряд подуровней. При этом каждая линия расщепляется на ряд компонент, а степень их расщепленности зависит от интенсивности поля. Расщепление спектральных линий в электрическом поле называется эффектом Штарка (рис. 40), а в магнитном поле — эффектом Зеемана (рис. 41). Расстояние между компонентами зависит от силы поля. Кроме того, компоненты поляризованы. Например, в случае эффекта Зеемана, если компоненты видны под прямым углом к магнитному полю, то они, как говорят, плоско-поляризованы: поляризация внутренних компонент параллельна магнитному полю, а внешних — перпендикулярна ему. При наблюдении излучения в направлении магнитного поля центральные компоненты исчезают, а внешние компоненты оказываются поляризованными по кругу. Важным свойством эффекта Зеемана является то, что поляризация (которую можно измерить подходящим светоанализирующим устройством) рассказывает о направлении магнитного поля, а величина расщепления — о силе поля.
   Солнечным пятнам, которые похожи на гигантские циклоны в солнечной атмосфере, всегда сопутствуют мощные магнитные
поля от нескольких сот до 3000 Гс. (Для сравнения вспомним, что поле Земли составляет менее 1 Гс.) Поэтому эффект Зеемана— замечательное явление в спектре солнечных пятен. Этот эффект особенно заметен для линий металлов. Гаролд Бэбкок обнаружил эффект Зеемана в спектрах ряда звезд. Некоторые звезды, особенно спектральные переменные класса А, демонстрируют сильные магнитные поля порядка нескольких тысяч гаусс. Более того, интенсивность поля меняется с тем же периодом, с которым происходят изменения блеска в спектре звезды. Одна звезда, HD 215 441, имеет поле порядка 30 000 Гс — пока это самое сильное из известных нам в природе.
   Штарк-эффект наиболее заметен для линий водорода и гелия. Всякий раз, когда перепрыгивающий электрон оказывается на дальней орбите и поэтому менее прочно удерживается в атоме притяжением ядра, ему легче изменить свое положение под действием проходящего мимо заряда, подобно тому как внешние спутники Юпитера сильнее возмущаются притяжением Солнца, чем внутренние (Галилеевы) спутники. Таким образом, более высокие члены бальмеровской серии Нд (4101 А), Не (3970А), Н^ (3889 А), Нт] (3835 А), Н0 (3797 А) ...сильнее подвержены штарковскому расширению, чем такие более ранние члены, как На (6563 А) или Н0 (4861 А).
   Штарк-эффект, наблюдаемый для линий водорода и гелия в звездных спектрах, отличается ог эффекта, создаваемого в лаборатории, одной очень важной особенностью. Лабораторные электрические поля постоянны в большом объеме пространства, который в миллиарды раз больше объема, занимаемого отдельным атомом. В звездной же атмосфере каждый атом подвержен воздействию отдельного поля, создаваемого носящимися поблизости от него электронами и ионами. При более высоких температурах пространство вокруг каждого атома заполнено быстро движущимися положительно заряженными ионами и отрицательно заряженными электронами, скорости и положения которых совершенно случайны. Каждая заряженная частица порождает около излучающего атома поле различной напряженности. В какой-то момент отдельные поля около излучающего атома, обусловленные ионами и электронами, могут взаимно почти уничтожаться, а в какой-то следующий момент заряженная частица может сильно приблизиться к этому атому и соответственно заметно усилить поле. Следовательно, в звездах наблюдается не простое штарковское расщепление линий, наблюдаемое в лабораториях (рис. 40), поскольку поля, действующие на излучаемые атомы, в звездах не однородны, а являются по своему характеру быстро флуктуирующими и к тому же меняются от атома к атому. Поэтому излучение различных атомов одного и того же химического элемента окажется в суммарном эффекте не совпадающим, а перекрывающим одно другое, в результате чего получится широкая размытая спектральная линия.
   Рис. 42, полученный Петри, показывает, насколько вид водородных линий зависит от силы тяготения на поверхности звезды. У очень больших звезд-сверхгигантов сила тяготения на поверхности невелика, атмосферы сравнительно разреженные и линии водорода соответственно довольно узкие и слабые. У карликовых звезд, которые не слишком отличаются по размерам и массам от Солнца, линии водорода относительно широкие и размытые. Причину такого поведения линий понять нетрудно. В относительно плотных атмосферах карликов излучающие атомы и возмущающие их заряды находятся поблизости друг от друга, соответственно мгновенные электрические поля больше, и линии оказываются расширенными. В разреженных атмосферах сверхгигантов плотность обычно так низка, что штарковское расширение оказывается незначительным. Поэтому, хотя линии водорода и гелия широки и размыты у горячих карликовых звезд, у сверхгигантов они и относительно редкие, и узкие.
   По наблюдаемым формам, или профилям, водородных и гелиевых линий в спектрах звезд можно получить информацию о температурах и плотностях той среды, в которой формируются эти линии. Но, чтобы подойти к решению этой задачи, необходимо имитировать (в лабораторных условиях) температуры и плотности, получаемые в звездных атмосферах. К счастью, можно изучать расширение этих линий при контролируемых условиях. Кроме того, уже ранее были достигнуты значительные успехи в теории расширения линий Н и Не. У гелия эти эффекты особенно сложны, так как одни его линии гораздо чувствительнее к электрическим полям, чем другие. Для линий гелия и более тяжелых элементов наблюдается небольшой второго порядка, или «квадратичный», эффект Штарка.
   В одном методе, разработанном для изучения штарковского расширения в лаборатории профессора Лохте-Хольтгревена (Киль, ФРГ), дуга зажигается вдоль оси полой трубки, внутри которой протекает находящаяся в быстром вихревом вращении струя воды. Вблизи оси трубки вода испаряется, разлагается на составные компоненты, возбуждается и ионизуется. При этом наблюдаются спектральные линии водорода и кислорода в нескольких стадиях ионизации. Измерения этих линий, интерпретируемые с использованием теории ионизации, позволяют вычислить температуру и плотность в дуге. Однако подобная вра« щающаяся дуга неустойчива; поэтому в большинстве случаев

У звезды очень высокой светимости HD 223 385, которая в 25 00Э раз ярче Солнца, сила тяжести на поверхности и атмосферная плотность очень низки. Поэтому возмущающий эффект заряженных частиц на излучающий водородный атом мал, а линия предельно узка. У А-звезды 0 Возничего, которая примерно в 150 раз ярче Солнца, плотность выше и эффекты расширения, создаваемые заряженными частицами, имеют более важное значение. У звезды Кастор (а2 Близнецов), которая в 30 раз ярче Солнца, плотность атмосферы настолько велика, что линия значительно расширена.
в современной практике применяется дуга, стабилизированная другими методами.
   Другая методика включает светящуюся ударную трубку. В длинной железной трубке такие газы, как водород и гелий, находящиеся в условиях высокого давления, отделяются тонкой мембраной от смеси из «благородного» газа аргона и водорода, находящихся при низком давлении. Если мембрану проколоть, то возникает ударная волна, движущаяся со скоростью, в несколько раз превышающей скорость звука; волна ударяется о дальний конец трубки и отражается обратно. Газ, находящийся непосредственно позади отраженной ударной волны, нагревается до свечения, и его спектр можно наблюдать. А его давление и температуру можно точно вычислить, зная давление, температуру и состав газовой смеси, взятой для эксперимента и проверенной независимыми измерениями. Таким способом можно точно установить форму эмиссионных линий водорода при различных условиях температуры и плотности.
   В относительно плотных звездных атмосферах, как, например, в случае Солнца, излучающие атомы могут подвергаться столкновениям с пролетающими мимо атомами — большей частью атомами Н. При этом частота испускаемой радиации будет изменяться. Так как подобные столкновения происходят случайным беспорядочным образом, то наблюдаемая спектральная линия оказывается расширенной. Для Солнца это расширение столкновениями существеннее, чем естественное расширение. В любом данном спектре оно также более значительно для линий, соответствующих электронным перескокам между большими орбитами.
   В начале 30-х годов Струве и Элви обнаружили, что спектральные линии многих гигантских и сверхгигантских звезд расширены эффектом Доплера, причем расширение это указывало на движение излучающих газов со скоростями 55—65 км/с. Такие скорости нельзя отнести за счет температуры газа, так как температура этих звезд составляет всего 5000—10 000°, а температура, необходимая для образования такой формы линий, должна быть порядка миллиона градусов. Тогда Струве и Элви высказали предположение, что атмосферы этих звезд не обычные спокойные оболочки, а объекты с бурными крупномасштабными хаотическими движениями, которые эти ученые характеризовали как турбулентность. Независимые доказательства существования крупномасштабных движений излучающих газовых масс дают сверхгигантские компоненты таких затменных двойных, как 31 Лебедя. Умеренная турбулентность (характеризующаяся скоростями, не превышающими несколько км/с), по-видимому, присуща солнечной атмосфере, но сильнее всего это явление развито у некоторых сверхгигантов.
   Итак, если исключить несовершенство инструментов, то линии в звездных спектрах оказываются расширенными под воздействием причин двух классов.
Причины, свойственные самой природе спектральных линий
   а. Естественная ширина, которая обусловлена тем, что атом, подобно радиостанции, не может излучать на одной точно определенной частоте, поскольку сами энергетические уровни имеют некоторую ширину.
   б. Эффект Доплера, обусловленный случайными беспорядочными движениями атомов любого нагретого пара (см. также пп. ж, з и и).
   в. Эффект Зеемана, который представляет собой расщепление спектральных линий магнитным полем, как это происходит в солнечных пятнах.
   г. Эффект Штарка, который представляет собой расщепление спектральных линий электрическим полем; в звездных атмосферах линии расщепляются из-за того, что поля, воздействующие на любой излучающий атом, существуют очень непродолжительное время и имеют случайные направления.
   д. Расширения столкновениями, возникающие вследствие того, что излучающие атомы в результате столкновений с нейтральными атомами могут изменять частоты своего излучения.
   е. Сверхтонкая структура: у некоторых линий химических элементов как следствие магнитного взаимодействия между осевым вращением ядер и полным моментом количества движения (угловой момент) электрона наблюдается расщепление на ряд очень близких компонент; явление это аналогично взаимодействию магнитного поля вращающегося электрона с полем, порождаемым его орбитальным движением (см. гл. 2), за исключением того, что оно происходит в тысячи раз меньшем масштабе.
Внешние причины
   ж. Турбулентность или, иначе говоря, крупномасштабные происходящие в вертикальном направлении движения больших масс излучающих или поглощающих газов в атмосфере звезды.
   з. Вращение самой звезды, которое расширяет все спектральные линии; у звезд классов А и В наблюдались скорости вращения до 200—300 км/с, а звезды-карлики классов G и К, подобно Солнцу, явно вращаются медленно.
   и. Расширение самой атмосферы звезды; некоторые звезды, такие, как типа Р Лебедя, некоторые «эмиссионные объекты класса В» и «взрывающиеся звезды», или новые, обладают
расширяющимися атмосферами или оболочками, которые и обусловливают линии расширенные, нессимметричные.
   Прежде чем мы обратимся к интерпретации спектральных линий в звездных атмосферах, следует подчеркнуть, что интенсивность темной линии скорее не абсолютная, а относительная величина. Спектральная линия выглядит темной по контрасту — просто интенсивность в данной точке спектра меньше интенсивности в соседней с ней длине волны. Поэтому интенсивность линии всегда измеряют по отношению к интенсивности окаймляющего его непрерывного спектра, а следовательно, и интерпретация интенсивностей темных линий должна базироваться на априорном понимании процесса, благодаря которому образуется непрерывный спектр.
НЕПРЕРЫВНЫЙ СПЕКТР
   В главе 4 мы уже выяснили, что не существует четкого разделения линий на линии главного тела звезды и линии ее атмосферы. Проглядывая последовательно сквозь все более глубокие слои атмосферы, мы, наконец, доходим до уровня, на котором газовый материал оказывается совершенно непрозрачным. Этот уровень принято рассматривать как поверхность звезды. Таким образом, толщина атмосферы зависит от способности ее материала к поглощению. В случае звезд-карликов, газы которых сильно сжаты, мы можем проникнуть лишь сквозь очень тонкий слой вещества, поэтому глубина их атмосфер мала. А плотность гигантских звезд настолько низка, что мы можем просматривать атмосферу до больших глубин; тогда говорят о протяженной атмосфере.
   При обсуждении химического состава солнечной атмосферы (ниже в этой главе) мы увидим, что удивительно небольшого количества солнечного вещества — около 2 г вещества на 1 см2 солнечной поверхности — достаточно для того, чтобы заблокировать излучение, идущее снизу к поверхности. Полное количество вещества в солнечной атмосфере, 1017 (100 миллионов миллиардов) тонн, огромно только потому, что велики размеры Солнца, тогда как масса атмосферы составляет всего 1/20 000 000 000 всей массы Солнца. Отсюда можно сделать вывод, что газы в звездных атмосферах подобны плотному туману. Если бы земная атмосфера с ее относительно высокой плотностью была столь непрозрачна, мы едва ли могли бы видеть дальше чем на 15 м.
   Главная причина «туманнообразности» атмосфер более горячих звезд состоит в том, что газы, находящиеся в процессе ионизации, в высшей степени непрозрачны. Мы, конечно, знаем, что атомы в звездных атмосферах сильно экранируют излучение в окрестностях линий поглощения, так как атом, поднятый на более высокие энергетические уровни, поглощает энергию, соответствующую отдельным длинам волн. Но когда атом становится ионизованным, он может поглощать энергию, соответствующую любой частоте, которая больше некоторой минимальной величины, необходимой для ионизации. Таким образом, ионизация атомов водорода, электроны которых находятся на второй орбите, дает непрерывный спектр поглощения, идущий в фиолетовую сторону от предела бальмеровской серии у 3650 А, в то время как отрыв электронов с третьей орбиты съедает энергию, соответствующую более коротким длинам волн, чем предел серии Пашена у 8210 А в инфракрасной части спектра. Ясно, что если лишь небольшая доля атомов водорода оказывается возбужденной до второго и более высоких уровней, то вклад водорода в непрозрачность звездных газов невелик. Ведь только атомы, возбужденные по крайней мере до второго уровня, могут поглощать излучение на волнах короче 3650 А и только атомы, возбужденные по крайней мере до третьего уровня, могут поглощать излучение в части спектра от 8210 до 3650 А. Теория возбуждения атомных уровней (см. приложение V) предполагает, что при температуре около 5700° из каждого миллиарда атомов водорода лишь четыре или пять атомов находятся на втором уровне. Поэтому, несмотря на свое огромное количество, атомарный водород дает лишь небольшой вклад в непрозрачность среднего и верхнего слоев солнечной атмосферы. В более глубоких слоях, где температура выше, поглощение нейтральным водородом несомненно более существенно. У гораздо более горячих звезд класса А многие атомы водорода возбуждены до второго и более высоких уровней, и поэтому водород становится весьма непрозрачным. На рис. 43 показано сильное поглощение у предела серии Бальмера для звезды класса В.
   После того как было выяснено, что непрозрачность атмосфер Солнца и более холодных звезд нельзя отнести за счет нейтрального водорода, очевидно, логично предположить, что в этих звездах за ионизацию отвечают атомы металлов. Увы, количества металлов также оказались слишком малыми для объяснения даже небольшой доли непрозрачности солнечной атмосферы. Природа неизвестного источника непрозрачности солнечной атмосферы была выяснена в 1938 г. Бильдтом, который указал, что в таких холодных звездах, как Солнце, и в еще более холодных нейтральный атом водорода может присоединить к себе второй электрон и таким образом стать отрицательно заряженным ионом. Отрицательные ионы водорода являются ненасытными поглотителями энергии в видимой и инфракрасной областях спектра. пособом было найдено, что золота на Солнце в 0,5-1012 раз меньше, чем водорода. Неточность результата возникает вследствие неточных знаний расширения столкновениями, величин f и, возможно, наличия неизвестных бленд.
ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ЗВЕЗД
   С самого начала развития звездной спектроскопии стало очевидно, что повсюду во Вселенной материя по существу одна и та же и что те же химические элементы, из которых построена Земля, входят в состав других планет, Солнца, звезд и далеких галактик. Но, хотя повсюду в природе встречаются одни и те же элементы, их относительное содержание часто не одинаково не только у планет и звезд, но и у звезд разных классов. Эти различия в обилии элементов являются важными ключевыми данными для еще не вполне понятых проблем эволюции звезд, образования элементов и истории самой Галактики. Полнее мы обсудим эту проблему в гл. 8, 9 и 12.
   А сейчас мы кратко изложим некоторые принципиально важные результаты, полученные при исследовании химического состава звезд. Конечно, наиболее досконально было изучено Солнце. Пионерское исследование, выполненное в 1929 г. Генри Норрисом Расселом (Принстон, США) еще до изобретения кривой роста, выявило главные характерные черты химического состава Солнца. Затем многочисленными исследователями в различных странах эта работа была сделана значительно точнее сначала для Солнца, а затем и для различных звезд. Рассмотрим сначала результаты анализа состава Солнца, а затем сравним их с данными, полученными для других звезд.
   Как видно из табл. 4, вполне уверенно в солнечной атмосфере было отождествлено семьдесят химических элементов. Отсутствие некоторых элементов в этом списке не означает, что они утрачены солнечной атмосферой. Некоторые из этих элементов, например ртуть, имеют свои сильнейшие линии в далеком ультрафиолете — спектральной области, которую можно изучать только при помощи приемников, поднятых на космических аппаратах за пределы земной атмосферы. Элементы, добавленные к этому списку начиная с 1946 г., чаще всего оказывались обнаруженными по их линиям в ультрафиолетовых спектрах хромосферы и короны. Другие отсутствующие элементы, судя по их дефициту на Земле, возможно, присутствуют на Солнце, но в столь ничтожных количествах, что их линии просто невозможно обнаружить. Примером подобного рода может служить уран, который встречается редко, и все его многочисленные линии имеют малые величины f.
   Очень большой интерес представляет содержание на Солнце изотопов, в особенности тяжелого водорода, или дейтерия. Хотя некоторые данные свидетельствуют о том, что уран может образовываться в областях Солнца, характеризующихся сильной электромагнитной активностью — в окрестностях солнечных пятен, — подлинного доказательства его существования на Солнце, вообще говоря, нет. Отношение С13/С12 на Солнце, возможно, такое же, как на Земле, но и этот вопрос требует тщательного дальнейшего исследования.
   Табл. 5 дает процентное содержание по числу атомов (т. е. объем) для некоторых элементов солнечной атмосферы и полную массу (в миллионных долях грамма) каждого элемента в вертикальном столбе атмосферы сечением 1 см2 и основанием в фотосфере. Обратите внимание на высокое содержание водорода и гелия. Свыше 85% атомов в солнечной атмосфере составляют атомы водорода, и, так как это большое число повторяется и для других звезд, нетрудно понять, почему линии водорода остаются в спектрах при столь гигантском диапазоне температур звездных атмосфер. Заметим также, что, хотя сильнейшие в спектре — это линии Н и К ионизованного кальция, есть элементы более обильные. Высокая интенсивность этих линий ионизованного кальция объясняется тем, что они возникают при переходах с самого нижнего энергетического уровня, на котором находится большинство атомов кальция на Солнце (кальций в солнечной атмосфере в большинстве своем однажды ионизован). Соответствующие линии магния приходятся на ультрафиолет, находящийся за пределами прозрачности земной атмосферы. Наблюдаемые линии углерода, азота и кислорода все возникают со слабо населенных высоких энергетических уровней. Среди темных линий солнечного спектра гелия вообще нет. Его линии наблюдаются в эмиссионном спектре хромосферы.
   Особый интерес представляет количество двойных карликов. Многие из этих систем построены в том же масштабе, что и Солнечная система. Наша ближайшая звездная соседка альфа  Центавра представляет систему из двух звезд с массами, почти равными массе Солнца, плюс небольшой удаленный компаньон Проксима, блеск которой составляет 1/15000 блеска Солнца. Крюгер 60 В — одна из слабейших звезд, массы которых известны. Мы знаем о существовании еще менее массивных «темных звезд» (астрометрических спутников) по их гравитационным воздействиям на светящие звезды. Чтобы какая-нибудь планета могла от Крюгера 60 В получать столько же света и тепла, сколько Земля получает от Солнца, ей следовало бы находиться на расстоянии 7,2 млн. км от этой звезды. Обитаемая планета, связанная со звездой Ван Бисбрука, которая светит в миллион раз слабее Солнца, должна была бы быть вдвое ближе к ней, чем Луна.
(в сокращении)
https://klex.ru/
***********************
Материалы из Сети подготовил Вл.Назаров
Нефтеюганск
22 июня 2024 года