Лекции о Солнце полностью

Если измерить, какую часть излучения поглотили атомы данного вида в середине и на краях поперек темной линии, можно построить так называемый контур спектральной линии. Центральную, самую темную часть контура линии, где света меньше всего, спектроскописты называют ядром линии; края, где света побольше – ее «крыльями». Форма контура на сегодняшний день также рассчитывается при помощи математических моделей в зависимости от типа порождающих линию атомов и сравнивается с тем, что мы в действительности видим на Солнце. Оказалось, что форма контура линии также несет в себе богатую информацию об условиях на Солнце, где формировалась эта линия.

Со временем выяснилось (а соответствующая идея возникла давно), что «мощность» линии, которая описывается формой ее контура, зависит от числа того или иного типа атомов в наружных слоях Солнца. Современная теория формирования спектральных линий, основанная на фундаментальных закономерностях строения атомов и их взаимодействия с излучением, позволяет построить модели, на основании которых рассчитываются относительные концентрации (количество атомов) различных химических элементов на Солнце. Зависимости получаются нелинейные: если одного элемента на Солнце вдвое больше, чем другого, это вовсе не значит, что ширина или глубина контура первой линии будет именно вдвое больше! Зависимости оказались более сложными, но главное, что они сегодня хорошо известны ученым.

Выяснилась удивительная вещь: основные закономерности распределения числа атомов различных элементов по их относительному количеству на Солнце оказались похожими для многих звезд! С этой точки зрения Солнце выглядит довольно типичной звездой, хотя абсолютно одинаковых звезд (т. е. звезд с абсолютно одинаковыми спектрами) не обнаружено, и Солнце тут не исключение – иногда заметные, иногда тонкие отличия в спектрах, конечно же, всегда находятся.

Итак, расчеты позволяют определить не только типы атомов, которые обнаруживаются на Солнце по линиям Фраунгофера, но и относительное количество разных типов атомов!

Теперь мы знаем, что больше всего на Солнце атомов водорода. По числу атомов его примерно в 10 раз больше, чем всех остальных атомов, вместе взятых: водорода на Солнце, по современным оценкам, 90,7 %. По массе же его там меньше, примерно 74 %. Это связано с тем обстоятельством, что водород – самый легкий элемент во Вселенной: его атомов много, но их суммарная масса не столь уж велика.

На втором месте после водорода стоит открытый Локьером гелий. Его наиболее вероятная концентрация – 9,1 % по числу атомов и около 24 % по массе. Нетрудно увидеть, что на все остальные типы атомов приходится всего 0,2 % по числу атомов и не более 2 % по массе. Суммарное число всех атомов обнаруженных на Солнце металлов (необходимо заметить, что астрофизики-спектроскописты непривычно называют металлами все атомы тяжелее гелия), например, почти в 10 тысяч раз меньше, чем атомов водорода.

Впрочем, нужно иметь в виду, что спектральный анализ позволяет изучать состав и относительное содержание элементов прежде всего в тонком слое нижней атмосферы Солнца – фотосфере, а также в находящихся над ней более разреженных слоях газа. Свет, который попадает в земные спектральные приборы, исходит из именно этих слоев. Что же касается более глубоких, непрозрачных и поэтому невидимых для нас слоев Солнца, то оценки их химического состава делаются косвенным методом на основе создаваемых физических моделей.

Таким образом, мы видим, что концентрации различных типов атомов различаются на Солнце очень сильно. Так, например, можно говорить о том, что в атмосфере Солнца на миллион атомов водорода приходится лишь один атом кальция. При этом кальций – вовсе не самый малораспространенный на Солнце элемент, а линия К кальция, – одна из самых заметных в спектре Солнца. Это еще раз показывает удивительную чувствительность спектрального анализа – метода, который уже давно стал основным способом изучения небесных тел в астрофизике.

Помимо данных о химическом составе далекого космического источника излучения (в нашем случае Солнца), спектральные линии способны дать информацию и о других его физических свойствах.

Австрийский физик, профессор математики Христиан Доплер (1803–1853), работавший в Праге, в 1842 году опубликовал результаты своего замечательного исследования. Пусть какой-то источник издает звук с определенной частотой. Согласно эффекту Доплера, частота (тон) звука будет меняться, если источник звука будет двигаться – к нам или от нас! Если поезд на большой скорости проносится мимо станции, тон его свистка (или гудка) будет казаться наблюдателю, стоящему на перроне, выше, пока поезд приближается, и ниже, когда поезд, проехав мимо станции, начнет удаляться. Читатели, которые пользуются электричками, наверное, вспомнят, что неоднократно сталкивались с этим эффектом: тон звука свистка встречной электрички мгновенно меняется (становится ниже), как только ее головной вагон проносится мимо нас.