Дневная звезда. Рассказ о нашем Солнце
Шрифт:
Фраунгофер в процессе детального исследования ввел для основных темных линий в интервале от красной до сине-фиолетовой части спектра буквенные обозначения, тем самым впервые введя некоторую систему в изучение спектра. До сих пор для некоторых линий используются его буквенные обозначения (например, D-линия натрия). Линии поглощения оказались очень полезными для физиков, когда Кирхгоф и Бунзен (тот самый, кто изобрел бунзеновскую горелку) стали сопоставлять структуру линий поглощения с яркими эмиссионными линейчатыми спектрами атомов горячих газов, полученными в лаборатории. Тем самым они начали систематическое изучение атомной физики. Они первыми приступили к выяснению состава внешних слоев солнечной атмосферы.
Темные линии возникают из-за поглощения атомами света. Когда «чистый» свет фотосферы встречается с холодными атомами, последние поглощают
На Солнце большая часть поглощения в спектре создается в слое толщиной 500 км. Этот слой неоднороден. Хотя в его самых нижних слоях уже имеет место небольшое поглощение, но в то же время еще продолжается процесс фотосферной эмиссии. Постепенно положение меняется, поскольку с ростом высоты температура уменьшается. Вблизи верхней границы слоя имеет место только поглощение.
Спектроскопические исследования позволили астрономам выяснить состав, структуру и поле скоростей атмосферы Солнца. Состав атмосферы был определен путем сопоставления совокупности линий в солнечном спектре с лабораторными спектрами. Около шестидесяти из девяноста двух встречающихся в природе элементов определенно обнаружены в атмосфере Солнца. На основании химического анализа метеоритов можно предположить, что в ней присутствуют еще двадцать элементов. Однако их присутствие не приводит к появлению обнаружимых линий либо потому, что содержание этих элементов весьма незначительно, либо их атомная структура такова, что при солнечной температуре не возникают подходящие переходы. Среди отсутствующих элементов периодической таблицы имеется группа связанных между собой элементов, известных как актиниды. Эти чрезвычайно радиоактивные элементы (полоний, астатин, радон, франсий, актиний и протоактиний) возникают при радиоактивном распаде более долгоживущих элементов урана и тория. Поэтому их отсутствие не удивительно. Некоторые элементы обнаружены не в атомной, а в молекулярной форме. Так, присутствие элемента фтора определяется из молекулярных переходов фтористого магния и фтористого стронция.
Одним из самых удивительных результатов ранней солнечной спектроскопии было открытие совершенно нового элемента— гелия, самого легкого газа после водорода. Гелий был обнаружен английским ученым Норманом Локьером во время затмения 1868 г. и только спустя четверть века смог быть исследован в лабораторных условиях. Определение истинного количества гелия в солнечной атмосфере — задача чрезвычайно трудная, так как линии гелия очень слабы. Гелий возбуждается лишь при температурах намного более высоких, чем на Солнце. Но определенно можно сказать, что гелий — наиболее распространенный элемент на Солнце после водорода. Считается, что общая масса гелия составляет от 15 до 35% массы атмосферы, причем разумное компромиссное значение равно 25%. Обычно при расчетах принимают, что водород и гелий составляют примерно 3/4 и 1/4 общей массы атмосферы соответственно. Все другие элементы, вместе взятые, составляют только 1,3—1,8% массы атмосферы, и все же именно они ответственны за появление свыше 20 000 фраунгоферовых линий (это не означает, что все они были открыты Фраунгофером, заслуга эта главным образом принадлежит Роулэнду). Железо, существующее на Солнце в виде нескольких различных атомных структур, образует несколько тысяч линий. Даже те элементы, относительное содержание (т.е. содержание относительно водорода) которых равно или меньше 10– 9, вполне могут быть выявлены спектральным анализом.
Определение относительного состава различных элементов в атмосферах звезд по фраунгоферовым линиям поглощения требует чрезвычайной точности. Для этого надо, чтобы спектральный материал был самого высокого качества, причем очень важно, чтобы спектр на пластинке был достаточно растянут (то есть получен с большой дисперсией); в этом случае последующие измерения можно проводить с большей точностью. Затем спектральная информация переводится в графическую форму или форму, удобную для вычислительной машины. Такой перевод осуществляется путем измерения меняющейся интенсивности узкого пучка света лазера, падающего на передвигаемую с постоянной скоростью поперек луча фотопластинку. Для каждого элемента строятся профили линий, то есть кривые зависимости интенсивности от длины волны в окрестностях данной линии. Солнечные линии водорода имеют глубокий и широкий профиль, в то время как многочисленные линии железа — узкие и мелкие. Получить из таких профилей количественную информацию — целое искусство.
Легкость образования спектральной линии для разных элементов различна. Профиль линии, который можно рассматривать как основной источник информации о содержании элемента, является функцией относительного содержания, температуры, давления и атомных параметров. Влияние электронных энергетических уровней можно рассчитать или определить путем лабораторных наблюдений. По существу, здесь учитывается тот очевидный факт, что в атомах некоторых элементов (например, натрия, кальция и железа) внешние электроны организованы так, что поглощение происходит с большой вероятностью, тогда как другие атомы (классический пример — гелий) поглощают плохо. После того как влияние атомной структуры учтено, можно обратиться к нахождению температуры и относительного содержания. Температуру можно определить без особого труда. Ведь, в конце концов, она одинакова для всех элементов. Тогда из основных неизвестных параметров останется только относительное содержание.
Солнечные и звездные спектроскописты все еще вынуждены проделывать различные манипуляции с огромным числом переменных. Большая часть информации для звезд получена путем детального анализа профилей линий. Для Солнца вместо такой сложной процедуры используется модель атмосферы. По существу, построение модели представляет собой моделирование солнечной атмосферы при помощи вычислительной машины, которая решает уравнения переноса излучения во внешнем более холодном слое солнечной атмосферы. Для различных физических условий могут быть построены обобщенные профили линий. Относительное содержание элементов определяется путем сопоставления расчетных и наблюдаемых профилей. Модель стандартной солнечной атмосферы сейчас широко используется при расчетах на электронно-вычислительных машинах, но в звездной астрономии эта методика пока не очень развита.
Общий химический состав атмосферы нашего Солнца подобен составу большинства других звезд, образованных в последние несколько миллиардов лет. По сравнению с очень старыми звездами они содержат в несколько десятков раз больше элементов тяжелее водорода и гелия. Это согласуется с общим представлением о редкой встречаемости тяжелых элементов в ранний период эволюции Вселенной. Впервые большое количество тяжелых элементов появилось в результате ядерных реакций во время взрывов звезд и, может быть, галактик. В период образования Солнца межзвездная среда уже была обогащена тяжелыми элементами, образовавшимися при взрывах первых поколений звезд.
За небольшими исключениями, состав тяжелых элементов в атмосфере Солнца такой же, как у газового облака, из которого оно образовалось. Солнце само не производит тяжелые элементы для обогащения своей атмосферы. (Я не рассматриваю здесь вопрос о возможности загрязнения атмосферы Солнца гелием солнечного ядра в результате процесса перемешивания. Во всяком случае, Солнце не вырабатывает элементов тяжелее гелия.) Земля и другие планеты конденсировались из того же вещества, что и Солнце, поэтому солнечная спектроскопия информирует нас также о химическом составе вещества, из которого образовалась Земля.
Солнечная атмосфера содержит небольшие количества лития и бериллия, двух самых легких (после водорода и гелия) элементов. Этот факт требует объяснения, поскольку указанные элементы уничтожаются при ядерных реакциях. Уже при температурах в 1 млн. градусов ядра этих элементов захватывают сталкивающиеся с ними протоны и затем делятся на ядра гелия. Литий и бериллий должны были сгореть на первых стадиях существования прото-Солнца. Конечно, можно предположить, что атмосферные слои никогда не перемешивались достаточно эффективно с несколько более глубокими слоями, температура которых превышает 1 млн. градусов. Однако такое предположение трудно согласуется с турбулентностью внешних слоев. Наблюдения при помощи орбитальной солнечной обсерватории (OSO-7) в конце 1972 г. указали на возможность другого, более любопытного объяснения.