Большое космическое путешествие

Готт Дж. Ричард

Это уравнение открыл Эйнштейн. В уравнении используется постоянная Планка h, названная в честь немецкого физика Макса Планка. В этом уравнении она служит константой пропорциональности, описывая, как взаимосвязаны частота и энергия фотона. Чем выше частота – тем больше будет энергия отдельно взятого фотона. В рентгеновских фотонах содержится огромное количество энергии, а в фотонах радиоволн – малая толика.

Теперь спросим Солнце: сколько фотонов каждой конкретной частоты ты нам даешь? Сколько зеленых фотонов прилетает с твоей поверхности, сколько красных, инфракрасных, микроволновых, радиоволновых и гамма-лучевых? Хочу знать. От Солнца мы получаем столько фотонов, что можно построить гораздо более точную картину, нежели простую гистограмму, – ведь данные поступают сплошным потоком. Я могу сделать гладкую кривую, и на этом графике я отложу интенсивность

как функцию длины волны. В данном случае интенсивность, обозначаемая по оси ординат, соответствует количеству фотонов, за секунду поступающих с каждого квадратного метра поверхности Солнца, на единичный интервал длин волн, умноженному на энергию, которой обладает каждый фотон. Мы могли бы просто подсчитать фотоны, но, в конечном счете, нас интересует именно энергия, которую они несут. По оси ординат можно оценить мощность (количество энергии в единицу времени), поступающую с солнечной поверхности на единицу площади на единичный интервал длин волн. По оси абсцисс откладывается длина волны, возрастающая слева направо. Итак, давайте изобразим на графике рентгеновские лучи, ультрафиолетовые лучи, видимый спектр (цвета радуги), инфракрасные волны (ИК) и микроволны (обозначим их -волны). На рис. 4.4 показана функция распределения интенсивности солнечного излучения.

Жаркое Солнце излучает энергию с температурой около 5800 К. Распределение было построено Максом Планком. Пиковая часть графиков приходится на видимую часть спектра, и это не случайно: наши глаза развивались таким образом, чтобы улавливать максимальное количество солнечного света. Для сравнения с другими звездами давайте выберем «средний» квадратный метр и воспользуемся им в качестве примера. Не так важно, на какой именно мере площади мы остановимся, – главное пользоваться ею во всех примерах. Иногда мы говорим, что Солнце желтое, но оно не желтое. Нам нравится называть его желтым, поскольку пик светимости лежит в районе желтого цвета, однако с тем же успехом можно считать, что пик находится в районе зеленого; но никто же не скажет, что у нас в небе – зеленая звезда. Кроме желтого в солнечном

Рис. 4.4. Излучение, испускаемое звездами и людьми. По оси ординат откладывается энергия в единицу времени (то есть мощность), излучаемая различными объектами на единицу поверхностной площади на единичный интервал длин волн. По оси абсцисс откладывается длина волны. Показана звезда с температурой поверхности 30 000 К, Солнце (5800 К), коричневый карлик (1000 К) и человек (310 К). Показаны длины волн, соответствующие рентгеновским лучам, ультрафиолету, видимому свету (полоса, окрашенная в цвета радуги), инфракрасному и микроволновому диапазонам.

Предоставлено Майклом Строссом

свете необходимо в равной степени учесть фиолетовый, синий, голубой, зеленый и красный, об этом свидетельствует график. Сложите их все – и у вас получится смесь, где все эти цвета присутствуют практически в равных долях. Вспомним Исаака Ньютона. Что это за смесь? Это белый цвет. Если пропустить обратно через призму все цвета спектра в равных долях, то на выходе получим белый свет. Кстати, Ньютон ставил такой эксперимент. Неважно, каким Солнце рисуют в книгах, неважно, что говорят люди, – на практике у нас в небе светит белая звезда, вот так все просто. Кстати, если бы Солнце действительно было желтым, то в совершенно ясную погоду все белые предметы, в том числе снег, казались бы желтыми.

Температура поверхности Солнца – около 5800 К. Чтобы узнать температуру в кельвинах, нужно взять величину в градусах Цельсия (C) и прибавить к ней 273. Вода замерзает при 0 °C (или 273 К). Вода кипит при 100 °C (или 373 К). Значения по Цельсию и по Кельвину отличаются всего на 273 единицы, и чем более высокие температуры мы рассматриваем, тем менее существенной становится эта разница. В любом случае, 5800 К – очень жарко. При такой температуре вы просто испаритесь. Для полноты картины расскажу, что такое 0 К (возможно, вы слышали выражение «абсолютный ноль»). Это минимальная возможная температура. При 0 К любое движение молекул прекращается.

Рассмотрим другую звезду. Вот сравнительно «холодная», поверхностная температура которой – всего 1000 К (см. рис. 4.4). Где пик излучения такой звезды? В инфракрасном спектре. Так что, эта звезда невидима? Нет. Небольшая часть ее излучения приходится на видимый спектр. Интенсивность ее излучения в видимой части спектра стремительно падает, то есть она излучает гораздо больше красного, чем голубого. Нам такая звезда покажется красной. Теперь рассмотрим звезду с поверхностной температурой 30 000 К. Напоминаю: о распределении света я задаю тот же вопрос, что и

о распределении слушателей в аудитории по возрасту. Где пик излучения этой звезды? В ультрафиолетовой области. Она излучает в ультрафиолетовой части спектра больше энергии, чем в какой-либо другой. Мы не видим ультрафиолет, но сможем ли увидеть такую звезду? Да, естественно. Она отдает огромное количество энергии и в видимой части спектра, гораздо больше, чем отдает поверхность Солнца. Но, в отличие от Солнца, смесь цветов в данном случае не равномерна, а выраженно смещена к голубой части спектра. Если сложить всю цветовую гамму такой звезды, получится голубой цвет. Любой астрофизик знает, что самый холодный свет – красный, а самый жаркий – голубой.

Пик излучения нашей звезды с поверхностной температурой 30 000 К приходится на ультрафиолетовую часть спектра. Если бы я выбрал еще более горячую звезду, она также казалась бы нам голубой. Когда мы видим голубой цвет, это означает, что рецепторы голубого на сетчатке просто получают больше энергии, чем рецепторы зеленого и красного. Звезда с поверхностной температурой 30 000 К голубая, с поверхностной температурой 5800 К – белая, а с поверхностной температурой 1000 К – красная.

Что насчет человеческого тела? Какая у вас температура? Если не повышенная, то примерно 36,6 °C, или 310 К. Пик нашего излучения приходится на инфракрасную часть спектра. Сколько видимого спектра обычно отражает человек? Мы видим других людей именно потому, что их тела отражают свет в видимом спектре. Но если выключить свет, все в комнате становится черным. На диаграмме видно, что при выключенном свете тела с температурой 310 К практически не излучают свет в видимом спектре. Но при этом они все равно излучают инфракрасный. Если вооружиться тепловизором или инфракрасными очками ночного видения, то вы легко увидите в темноте людей, которые «ярко светят» в инфракрасном спектре. В следующей главе мы изобразим на подобной диаграмме целую Вселенную.

Глава 5

Как звезды излучают энергию (II)

Автор: Нил Деграсс Тайсон

Теперь давайте отправимся в большую Вселенную. В главе 4 мы рассмотрели графики теплового излучения звезд. На рис. 5.1 изображена очень похожая диаграмма, но с некоторыми дополнениями. По оси ординат откладывается интенсивность (мощность на единицу площади на единичный интервал длин волн), а по оси абсцисс – длина волны (увеличивается слева направо). Часть спектра, которую мы именуем «видимый свет», как и выше, обозначена радужной полосой.

На рисунке показаны кривые теплового излучения для Солнца (температура 5800 К), горячей звезды (температура 15 000 К), холодной звезды (3000 К) и человека (310 К). Пик кривой теплового излучения человека находится на уровне около 0,001 см. Гораздо ниже и правее этой кривой находим новую кривую – график, соответствующий средней температуре примерно 2,7 К. Это температура всей Вселенной! Именно такой температурой обладает знаменитое реликтовое излучение, льющееся на нас со всего неба. Поскольку его пик относится к микроволновой части спектра, его также называют «космический микроволновый фон». Реликтовое излучение было открыто в штате Нью-Джерси, в Bell Laboratories в середине 1960-х годов. Арно Пензиас и Роберт Вильсон работали с радиотелескопом, который называли «микроволновая рупорная антенна». Направив радиотелескоп в небо, они обнаружили, что отовсюду поступает микроволновый сигнал, и температура такого излучения должна составлять около 3 К (по современным уточненным данным, эта величина равна 2,725 К). Это тепловое излучение, сохранившееся после Большого взрыва. Мы гораздо подробнее поговорим об этом в главе 15.

Как и в предыдущем случае, эти графики можно рассматривать по-разному. Где пик каждой кривой? Эти пики расположены в разных местах. Сколько всего энергии излучается в секунду? Нужен способ просуммировать площадь под каждой кривой и определить, сколько всего энергии в секунду излучается в данном случае. Во-первых, давайте определимся с терминами.

Рис. 5.1. Тепловое излучение Вселенной. Спектры абсолютно черных тел, имеющих разную температуру, показаны как функции длины волны. По оси ординат откладывается энергия в единицу времени (то есть мощность), излучаемая различными объектами на единицу поверхностной площади при заданной температуре; единицы выбраны произвольно. Кривые соответствуют звездам с поверхностной температурой около 15 000 К (такая звезда покажется голубовато-белой), 5800 К (таково Солнце, которое покажется белым) и 3000 К (такая звезда покажется красной). Видимая часть спектра обозначена как радужная полоса. Также приведены графики излучения человеческого тела (310 К) и реликтового излучения (РИ, 2,7 К). О реликтовом излучении мы подробнее поговорим в главе 15. Предоставлено Майклом Строссом