Загадки космоса. Планеты и экзопланеты - Андрей Мурачёв

Исаак Ньютон

В этом, ставшем хрестоматийным, опыте Ньютон разложил свет в радужный спектр. И хотя это явление, даже по словам самого ученого, уже было знаменито – о разложении солнечного света на цвета писали Рене Декарт, Франческо Мария Гримальди и Роберт Гук, – заслуга Ньютона состоит в том, что он, судя по всему, первым получил четкий спектр, состоящий из семи цветов, и связал с каждым цветом показатель преломления. Все исследователи до него довольствовались лишь мутными картинками. Ньютоновская интерпретация опытов вызвала сопротивление у уже известных и заслуженных оптиков того времени, у того же Гука например, но в конечном счете она оказалась верна.

В 1800 году исследовать спектры взялся астроном Уильям Гершель. В своих опытах он помещал чувствительный термометр в разные участки разложенного в спектр луча солнечного света. Оказалось, что помещенный в красную часть спектра термометр нагревается сильнее всего, а в фиолетовую – слабее всего. Более того, Гершель обнаружил, что термометр, помещенный за пределы красного цвета в невидимую глазу область, нагревается еще сильнее39. Теория о существовании невидимого более «горячего», чем даже в красной части спектра, излучения напрашивалась сама собой. Так были открыты инфракрасные лучи. Гершель также заметил, что мельчайшие доли примесей в горючем веществе дают различные цвета пламени, и он был первым, кто предложил по цвету огня определять химический состав смесей различных веществ.

Чуть позже Томас Юнг установил, во-первых, что свет имеет волновую природу, а во-вторых, что цвет излучения зависит от длины волны света. Свет, распространяющийся в пространстве, можно представить себе волнами на глади пруда. Длина волны, и ее частота, связаны следующим образом:

где c – скорость распространения волны света (в вакууме она равна 300 000 км/с и одинакова для всех видов электромагнитного излучения.

Следующее важное событие произошло в 1802 году. В этом году английский химик и минералог Уильям Хайд Волластон опубликовал статью, в которой сообщал о неких темных промежутках в солнечном спектре40. К сожалению, природу темных линий он не понял, а потому не смог осознать и значимость совершенного им открытия. Ничего интересного в нем не увидели и читатели статьи. На самом же деле эти промежутки оказались линиями поглощения, о которых я уже упоминал.

В 1814 году изучением свойств солнечного света занялся молодой немецкий оптик Йозеф Фраунгофер. В исследованиях ему помогали стекла непревзойденного на тот момент качества, изготовлявшиеся на принадлежащей ему фабрике. Вместо пяти линий поглощения Волластона Фраунгофер смог увидеть их целое множество. Он обнаружил, что линии поглощения в солнечном спектре соответствуют определенным частотам41 – с тех пор эти линии называют линиями Фраунгофера.

Йозеф Фраунгофер не ограничился исследованиями спектра Солнца и изучал спектры других планет и звезд: Венеры, Марса, Сириуса, Кастора, Бетельгейзе и так далее. Линии поглощения наблюдались у всех исследуемых Фраунгофером звезд: они напоминали своего рода отпечатки пальцев, опознавательные знаки, отличавшие одну звезду от другой, – у каждой из звезд свой уникальный набор. А вот спектр Венеры оказался удивительно похожим на спектр Солнца, и это значило, что Венера светит отраженным светом Солнца. В 1859 году Густав Кирхгофф показал, что линии поглощения в спектрах соответствуют химическим элементам в составе излучающих тел, и объяснил, какие линии с какими элементами соотносятся42. Три из пяти темных полос, обнаруженных Волластоном, чуть позже идентифицировали как линии поглощения, соответствующие натрию, молекуле CH и ионизированному кальцию.

Кристиан Доплер

В мае 1842 года Кристиан Доплер, профессор математики в Пражском университете, прочитал лекцию для богемского научного сообщества, в которой утверждал, что свет, подобно звуку, может претерпевать изменение частоты вследствие движения источника. В этой лекции он сделал ошибочное предположение, что звезды движутся друг относительно друга со скоростями, которые составляют значительную часть от скорости света. Следовательно, в силу эффекта Доплера меняется частота воспринимаемого нами света. Если звезда удаляется, мы видим ее красной или оранжевой, а если приближается, то голубой.

Всего через несколько лет после Доплера, в 1848 году к идее аналогичного движения звуковых и световых источников пришел французский физик Арман Ипполит Луи Физо. В отличие от Доплера он правильно заметил, что цвет движущегося объекта никак не может измениться, поскольку все световые лучи в спектре смещаются одинаково и «каждый луч занимает место луча, который обладал этой же длиной волны, когда светящееся тело было в покое». Но все же относительная скорость звезды, как отмечал Физо в той же работе, может быть обнаружена путем измерения смещения спектральных линий поглощения43.

В астрофизике метод измерения скоростей звезд, основанный на эффекте Доплера – Физо, называют методом доплеровской спектроскопии, методом радиальных скоростей, а также, что чаще встречается в отечественной литературе, методом лучевых скоростей. В общем случае движение звезды можно представить как сумму трех движений: радиального – вдоль радиуса небесной сферы, и двух угловых – в полярном и азимутальном направлении. Метод радиальных скоростей позволяет определить только радиальную составляющую движения. Мы еще поговорим о том, к каким проблемам это приводит.

Первая публикация об успешных измерениях радиальных скоростей звезд на основе спектрального анализа была сделана английским астрономом-любителем, не имеющим даже университетского образования в области естественных наук, Уильямом Хаггинсом. В 1868 году он отправил в Королевское общество статью, посвященную измерению радиальной скорости Сириуса44. Никаких точных инструментов в то время не существовало, и сравнение спектров небесных тел с эталонными спектрами производилось визуально. В своем эксперименте, как выяснилось позже, Хаггинс получил неверное значение и даже неправильно определил знак радиальной скорости Сириуса. Но все же идея таких экспериментов показалась интересной астрофизикам. Началась эпоха звездной астрофизики. Визуальное определение точных смещений спектральных линий было невероятно сложным. Значения радиальных скоростей звезд, которые получали ученые того времени, имели большие погрешности: величины скорости, вычисленные для одной и той же звезды, отличались на десятки километров в секунду.