СПЕКТР
СПЕКТРОСКОПИЯ: О ЧЁМ ГОВОРИТ СВЕТ ЗВЁЗД

«В начале 1666 года» Исаак Ньютон затемнил комнату, впустил солнечный свет через маленькое отверстие в ставне и поставил на его пути стеклянную призму. Он ожидал увидеть на противоположной стене круглое цветное пятно. А получил полосу примерно в пять раз длиннее её ширины: 2° 49′ в длину, хотя само Солнце имеет поперечник всего 31′ [1].

Решающий опыт, experimentum crucis, направлял через вторую призму по одному цвету: каждый цвет преломлялся на свой, строго определённый угол, и никакая призма не превращала его в другой. Солнечный свет, заключил Ньютон, — это «неоднородная смесь по-разному преломляемых лучей» [1]. Полоса, которую он увидел, — спектр, и весь этот справочник — о том, как его читать.

Йозеф Фраунгофер был оптиком. Чтобы рассчитывать более совершенные ахроматические объективы, ему нужно было точно измерить, насколько каждый сорт стекла преломляет каждый цвет, — а на гладкой радуге нет постоянных меток, по которым можно мерить. Рассматривая солнечный свет через узкую щель и призму на теодолите, он нашёл такие метки: тёмные линии, резкие и всегда на одних и тех же местах. (Уильям Волластон заметил несколько из них ещё в 1802 году, но принял их за границы между цветами [33].) Между линиями, которые он обозначил буквами B и H, он насчитал около 574 [2].

Самые сильные он обозначил буквами, убедился, что они принадлежат самому солнечному свету, а не прибору, и заметил две подсказки. Пламя лампы не давало ни одной тёмной линии, зато давало яркую линию точно на месте тёмной линии D. А в свете Сириуса были видны «три широкие полосы», одна в зелёной и две в синей части, — ничего похожего на солнечный спектр; другие яркие звёзды отличались и от него [2]. Работа была представлена Баварской академии 12 апреля 1817 года [2].

В Гейдельберге у химика Роберта Бунзена была горелка с горячим, но почти бесцветным пламенем, а у физика Густава Кирхгофа — спектроскоп, чтобы на это пламя смотреть. Нагревая очень чистые соли, они показали, что каждый металл даёт собственный, только ему присущий набор ярких линий. Их статья 1860 года положила начало спектральному анализу [3], а меньше чем за год метод принёс два новых элемента: цезий, о котором объявили в 1860 году, и рубидий, описанный в их второй статье 1861 года [4][34].

Осенью 1859 года Кирхгоф пропустил яркий солнечный свет через натриевое пламя, ожидая, что жёлтые линии пламени заполнят тёмные линии D. Вместо этого линии D стали темнее. Объяснение пришло на следующий день: «вещество, способное излучать некоторую спектральную линию, сильно поглощает ту же линию» [4]. Холодный газ перед горячим источником вычитает ровно те цвета, которые сам бы излучал. Значит, тёмные линии D говорят о натрии в атмосфере Солнца, а каждая другая тёмная линия — это химический отпечаток, который осталось сопоставить.

Во время полного затмения 18 августа 1868 года Пьер Жансен из Гунтура в Индии направил спектроскоп на красные языки пламени — протуберанцы — вокруг закрытого Солнца. В них были видны яркие линии: красная C и синяя F водорода и жёлтая линия рядом с линией D натрия. Значит, протуберанцы — светящийся газ. 20 октября Норман Локьер увидел те же линии из своей домашней обсерватории в Лондоне безо всякого затмения; оба результата были оглашены в Парижской академии наук 26 октября [8].

Жёлтая линия не принадлежала натрию: она была одиночной, а не двойной, и стояла не на том месте. Локьер назвал её D₃, вместе с химиком Эдуардом Франклендом безуспешно пытался получить её от какого-нибудь газа в лаборатории и решил, что её даёт неизвестный элемент — гелий, от греческого названия Солнца [8][10]. В 1895 году Уильям Рамзай извлёк газ, заключённый в урановом минерале клевеите, и увидел в его спектре линию D₃; Уильям Крукс это подтвердил, а Пер Теодор Клеве в Уппсале в том же году нашёл его независимо [8][9]. Нобелевская премия Рамзая 1904 года была присуждена за инертные газы [11]. Выберите ГЕЛИЙ в приборе выше: ни одной его линии нет среди тёмных линий Солнца, потому что гелий проявляет себя в горячей хромосфере — яркими линиями [5].

Иоганн Бальмер преподавал в женской школе в Базеле и по совместительству читал лекции в университете. В 1885 году он взял длины волн Ангстрема для четырёх видимых линий водорода и нашёл формулу, которая давала все четыре: λ = h·m²/(m² − 4), где h = 364,56 нм и m = 3, 4, 5, 6. Он вычислил пятую линию для m = 7; коллега сообщил ему, что она уже измерена, а с ней и другие; формула совпала и с ними — примерно до одной тысячной [12][13].

В 1890 году Иоганнес Ридберг переписал спектральные серии в волновых числах (числе волн на сантиметр) и нашёл одну общую для всех них константу: 109 721,6 см⁻¹ [14]. Смысл появился с моделью атома Нильса Бора, отмеченной Нобелевской премией 1922 года [16]: электрон может находиться только на определённых ступенях с энергиями −13,6 эВ/n², а каждая линия — это прыжок между двумя ступенями. Линии, оканчивающиеся на ступени 2, — серия Бальмера; на ступени 1 — ультрафиолетовая серия Лаймана; на ступени 3 — инфракрасная серия Пашена.

В Гарварде небо фотографировали через призму, установленную перед телескопом, поэтому каждая звезда на стеклянной пластинке превращалась в крошечный спектр. Вильямина Флеминг, принятая в 1881 году переписчицей и вычислительницей, рассортировала спектры 10 351 звезды для Каталога Дрейпера 1890 года по классам, обозначенным буквами от A до Q; 99,3 % попали всего в шесть из них [17]. К 1910 году она просмотрела почти 200 000 пластинок [17].

Энни Джамп Кэннон переставила буквы, часть убрала и показала, что классы образуют одну непрерывную последовательность [18]. В 1911–1915 годах, со скоростью более трёх звёзд в минуту, она классифицировала 225 300 звёзд Каталога Генри Дрейпера, изданного в 1918–1924 годах [18][19]. Её порядок — O, B, A, F, G, K, M — оказался шкалой температур, от более чем 30 000 К до менее чем 4000 К [20]. Почему именно температура, а не состав, — загадка, которую решает глава 7.

Антония Мори, которой в 1888 году поручили яркие северные звёзды, подробнее классифицировала 681 из них и была «единственным автором» этой классификации, опубликованной в 1897 году [31]. Она разделила спектры на 22 группы и три подразделения по виду линий и отметила, что звёзды её подразделения c, с узкими резкими линиями водорода, «должны сильнее отличаться по строению» [31]. Позже Эйнар Герцшпрунг на её c-звёздах показал, что спектр говорит и о светимости звезды: они гораздо ярче обычных звёзд того же цвета [32].

Сесилия Пейн приехала из английского Кембриджа в Гарвард в 1923 году [22]. Опираясь на новую теорию ионизации Мегнада Саха и гарвардские пластинки, она показала, что спектральная последовательность — это последовательность температур: линия сильна лишь там, где на нужной ступени находится достаточно атомов, чтобы её поглощать. Например, для линий Бальмера атомы водорода должны быть уже подняты на ступень 2. Если слишком холодно — таких атомов почти нет, если слишком горячо — электроны сорваны. Она нашла, что линии водорода сильнее всего «в окрестности класса A0» [21][22]. Звёзды выглядят по-разному потому, что у них разная температура, а не потому, что состоят из разных веществ.

Затем она вычислила, сколько должно быть каждого элемента. Кремний, магний, железо и остальные получились примерно как на Земле, но водород и гелий оказались невероятно обильными. В диссертации сказано: «Огромное обилие этих элементов, полученное для звёздной атмосферы, почти наверняка не соответствует действительности» [21]; её убедил — главным образом Генри Норрис Расселл, — что здесь какая-то ошибка [22]. В 1929 году Расселл другим методом нашёл, что в атмосфере Солнца 60 частей водорода по объёму на 1 часть металлов, и назвал совпадение с результатами Пейн для других элементов «весьма отрадным согласием» [23]. Отто Струве позже назвал её работу «несомненно, самой блестящей диссертацией, когда-либо написанной по астрономии» [22].

Планета и её звезда обращаются вокруг общего центра масс, поэтому звезда тоже движется — то к нам, то от нас. Её линии смещаются то в синюю, то в красную сторону на Δλ/λ = v/c. Если смотреть издалека, Юпитер раскачивает Солнце на ±13 м/с за 12 лет [27]. Мишель Майор и Дидье Кело вместе с Андре Баранном и коллегами создали в обсерватории Верхнего Прованса спектрограф ELODIE со световодами [35], который за счёт одновременной кросс-корреляции около 5000 звёздных линий достигал точности 13 м/с [27].

Среди их 142 звёзд 51 Пегаса качалась туда-обратно с периодом 4,2293 суток и полуамплитудой 59 м/с: спутник массой не меньше 0,47 массы Юпитера всего примерно в 0,05 а. е. от звезды [26][27]. Об открытии объявили во Флоренции 6 октября 1995 года; группы обсерватории Лик, а также CfA и HAO подтвердили его за считаные недели, и 23 ноября статья вышла в Nature [26][27]. Планету массой с Юпитер на четырёхдневной орбите никто не ожидал: в Солнечной системе планеты-гиганты обращаются годами [27]. Оба разделили Нобелевскую премию по физике 2019 года [28].

Те же несколько идей проходят через все справочники этого сайта, где измеряют то, к чему нельзя прикоснуться. Красное смещение измеряют так же, как в главе 8, — по Δλ/λ, хотя у далёких галактик оно возникает из-за растяжения пространства, а не из-за движения в нём. «Джеймс Уэбб» подтверждает расстояния до самых далёких галактик по их спектрам (РАЗВЁРТЫВАНИЕ), линии поглощения в послесвечении гамма-всплеска определили, насколько он далёк (ВСПЫШКА), а расстояния до сверхновых, стоящие за тёмной энергией, опираются на измеренные красные смещения (ТЬМА).

Гладкая кривая под линиями важна не меньше самих линий. Реликтовое излучение — настолько чистый спектр абсолютно чёрного тела, что одна температура описывает все 43 точки, измеренные COBE (СВЕЧЕНИЕ). А состав, найденный Пейн, верен далеко за пределами Солнца: почти всё, что светится, — это водород и гелий со щепоткой тех элементов, которые глава 3 сопоставила с тёмными линиями.