Звезды: их рождение, жизнь и смерть - [7]

Гартман исследовал спектры двойных звезд, у которых по причине орбитального движения длины волн спектральных линий строго периодически меняются на небольшую величину то в одну, то в другую сторону. Период таких изменений в точности равен периоду орбитального движения одной звезды вокруг другой. Причиной таких периодических изменений длин волн спектральных линий является хорошо известный из лабораторной физики эффект Доплера. Когда источник излучения движется на наблюдателя со скоростью 3, длина волны линии

уменьшается на величину

, где c — скорость света, если же источник удаляется от наблюдателя с той же скоростью, длина волны увеличивается на ту же величину. Представляется очевидным, что звезда, совершающая периодическое движение по своей орбите, будет то приближаться к нам, то удаляться, что и объясняет периодические смещения длин волн линий ее спектра. Открытие немецкого ученого состояло в том, что он обнаружил в спектрах некоторых двойных звезд две линии поглощения, длины волн которых не менялись, в то время как у всех остальных спектральных линий по описанной выше причине длины волн периодически менялись. Эти «неподвижные» линии, принадлежащие ионизованному кальцию, получили название «стационарных». Они образуются не в наружных слоях звезд, а где-то «по пути» между звездой и наблюдателем. Так впервые был обнаружен межзвездный газ, который в проходящем сквозь него звездном свете производит поглощение в узких спектральных участках.

Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образом путем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например, что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, т. е. состоят из нескольких близко расположенных друг к другу компонент. Каждая такая компонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь определенном облаке межзвездной среды, причем облака движутся друг относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/с. Это и приводит благодаря эффекту Доплера к незначительному смещению длин волн линий поглощения.

Тот факт, что впервые межзвездный газ был обнаружен по его поглощению в линиях кальция, конечно, не означает, что последний является там преобладающим по обилию элементом. Межзвездный газ проявляет себя и по другим линиям поглощения, например, по известной желтой линии натрия. Интенсивность линий поглощения далеко не всегда определяется обилием соответствующего химического элемента. В гораздо большей степени она определяется «удачным» расположением энергетических уровней соответствующего атома, переходы между которыми эту линию реализуют. Весьма важно то обстоятельство, что в межзвездном пространстве практически все атомы, ионы и молекулы должны находиться на самом «нижнем», т. е. «невозбужденном» энергетическом уровне. Дело в том, что процессы возбуждения атомов, связанные, как обычно, либо с поглощением излучения, либо со столкновениями между частицами, происходят в межзвездной среде неимоверно редко. Если после рекомбинации электрона с ионом образовавшийся нейтральный атом оказался возбужденным, то он всегда «успеет» спонтанно перейти в самое «глубокое» состояние, излучив один или несколько квантов — никакие процессы столкновения с другими частицами ему это сделать не помешают[ 4 ].

Находясь неопределенно долго на «основном» уровне, атом может поглощать излучения на определенных частотах. Наинизшая частота называется «резонансной», а соответствующая спектральная линия — «резонансной» линией. Обычно резонансные линии бывают самыми интенсивными. Спектроскопической особенностью кальция (так же, как и натрия) является то, что его резонансные линии находятся в видимой части спектра. Между тем подавляющее большинство резонансных линий других элементов находится в далекой ультрафиолетовой области. Классическими примерами являются самые обильные элементы космоса — водород и гелий. У водорода длина волны резонансной линии (это знаменитая линия «лайман-альфа») равна 1216 Å, а у гелия еще короче — 586 Å. Между тем все внеземное излучение с длиной волны более короткой, чем 2900 Å, полностью поглощается земной атмосферой. До развития внеатмосферной, ракетной и спутниковой астрономии ультрафиолетовая часть спектра всех космических объектов была совершенно недоступна астрономам. Только сравнительно недавно были получены звездные спектры в дальней ультрафиолетовой области и была зарегистрирована межзвездная линия лайман-альфа, так же как и резонансные линии кислорода (длина волны 1300 Å) и других межзвездных атомов. Во избежание недоразумений заметим, что спектральные линии водорода, гелия, кислорода и других элементов издавна наблюдаются в спектрах Солнца и звезд. Однако в этом случае наблюдались не резонансные линии, а линии, возникающие при переходах между возбужденными уровнями. Но в горячих, плотных, наполненных излучением звездных атмосферах «населенности» возбужденных уровней могут быть вполне достаточны для образования линии поглощения, между тем как в межзвездной среде физические условия совершенно другие.

Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому составу атмосфер Солнца и звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы можем рассматривать как «примеси». Любопытно, что в межзвездном газе кальций примерно в миллион раз менее обилен, чем водород.