Большое космическое путешествие - Страница 24

Рис. 6.4. Туманность Розетка – газовое облако, в котором образуются звезды. Красный цвет обусловлен излучением водорода, в частности, переходом c n = 3 на n = 2 (H_α). Предоставлено Робертом Дж. Вандербеем

Мы обсуждаем совокупность переходов водорода H_α, H_β, H_γ, H_δ, так называемую серию Бальмера. Эта серия переходов была открыта в 1885 году и названа в честь исследовавшего их Иоганна Якоба Бальмера. Неважно, в какую сторону нарисовать острие стрелки на схеме энергетических уровней, – речь идет об одном и том же фотоне, входящем или исходящем. Он может быть поглощен (вверх) или излучен (вниз), но у всех переходов в серии Бальмера первое возбужденное состояние (основание) – это n = 2, и соответствующие фотоны относятся к видимой части спектра (см. рис. 6.2 – там показана эмиссия фотонов при переходе электронов на нижние энергетические уровни). Именно потому, что эти фотоны находятся в видимой части спектра, серия Бальмера была открыта раньше других. Но есть еще две подобные серии. Одна из них называется серией Пашена, ее основное состояние – n = 3. В ней масштаб энергетических переходов меньше, поэтому энергия у всех фотонов этой серии ниже, чем у фотонов видимого спектра (см. рис. 6.2). Серия Пашена целиком относится к инфракрасному спектру. После того как появились хорошие детекторы для надежного измерения инфракрасного излучения, обнаружилась и серия Пашена. Следует учитывать, что есть и другие подобные семейства, но я упомяну всего три серии: Пашена, Бальмера и еще одну, серию Лаймана (как и выше, в соответствии с греческой номенклатурой выделяются Лайман-альфа, Лайман-бета и так далее). Основное состояние этой серии – n = 1, все эти переходы относятся к ультрафиолетовому спектру. Самый низкоэнергетический переход в серии Лаймана обладает большей энергией, чем самый высокоэнергетический в серии Бальмера (вновь отсылаю вас к рис. 6.2).

Соответственно когда мы рассматриваем такие переходы, серия Бальмера обособлена от остальных серий, серия Лаймана обособлена от остальных и серия Пашена также обособлена от остальных, поэтому их легко изолировать и понять. Я мог бы нарисовать атом, в котором все было бы не так просто. Я мог бы «сконструировать» атом – в мире немало странных атомов, – в котором энергетические переходы и три серии, Лаймана, Бальмера и Пашена, были бы похожи, три эти семейства в спектре перекрывались бы. Размышляя об этих линиях и о том, как определять их для еще не открытых элементов, возможность существования такого атома нельзя сбрасывать со счетов.

На протяжении нескольких тысяч лет мы могли измерить лишь яркость звезды, ее положение в небе и, может быть, отметить ее цвет. Такова была классическая астрономия. Она превратилась в современную астрофизику, когда мы начали определять звездные спектры, ведь спектры позволяют понять химический состав звезд, а точная интерпретация спектра возможна благодаря квантовой механике. Я хотел бы подчеркнуть, насколько это важно. Мы не понимали спектров до того, как была разработана квантовая механика. Планк ввел свою постоянную в 1900 году, а в 1913 году Бор предложил свою модель атома водорода, положение электронов и орбиталей в которой было объяснено при помощи квантовой механики. Это позволило объяснить серию Бальмера. На самом деле, современная астрофизика началась только после этого события, в 1920-е годы. Подумайте, насколько недавно это было. Сегодня еще живы старики, родившиеся на заре существования астрофизики. Тысячелетиями люди, в сущности, не имели никакого понятия о звездах, но за срок всего одной человеческой жизни мы исследовали звезды достаточно хорошо. У меня есть книга по астрономии, вышедшая в 1900 году, и материал в ней изложен на уровне «вот созвездие», «вот красивая звезда», «там много звезд», «а здесь звезд меньше». Там есть целая глава о фазах Луны, глава о солнечных затмениях – вот и все, о чем могли рассуждать астрономы. Однако в научных книгах, написанных после 1920-х годов, уже идет речь о химическом составе Солнца, источниках ядерной энергии, судьбе Вселенной. В 1926 году Эдвин Хаббл открыл, что Вселенная обширнее, чем кто-либо мог подумать, – ведь он обнаружил, что другие галактики находятся гораздо дальше, чем звезды нашего Млечного Пути. В 1929 году он же открыл, что Вселенная расширяется. Эти эпохальные открытия произошли при жизни людей, некоторые из которых живы еще сегодня. Потрясающе. Иногда я задаюсь вопросом: а какие революции ждут нас в следующие несколько десятилетий? Свидетелями каких космологических открытий окажетесь вы – и сможете рассказать о них своим потомкам?

Учитывая такие уроки истории, просто старайтесь не делать таких идиотских прогнозов, как французский философ Огюст Конт, который в своей книге «Положительная философия», вышедшей в 1842 году, заявил о звездах следующее: «Мы никогда не сможем определить ни их химический состав, ни, в случае некоторых из них, как теплота поглощается их атмосферой».

Автор: Нил Деграсс Тайсон

Два астронома, работавших независимо друг от друга, Генри Норрис Расселл и Эйнар Герцшпрунг, решили схематически расположить все звезды так, чтобы диаграмма позволяла соотнести их светимость и цвет (рис. 7.1). Неудивительно, что эта схема называется «диаграмма Герцшпрунга – Рассела». Можно количественно выразить цвет звезд, если знать их спектры. Сегодня известно (а Герцшпрунг и Расселл знали это и в свое время), что цвет позволяет измерить температуру (по функции Планка). По оси ординат на диаграмме Герцшпрунга – Рассела откладывается светимость, а по оси абсцисс – цвет или температура. Самые горячие звезды (голубые) расположены слева, а наиболее прохладные (красные) – справа.

Генри Норрис Расселл был деканом факультета астрофизики в Принстонском университете. Многие считают его первым американским астрофизиком. В его раннем варианте диаграммы температура звезд возрастала справа налево, мы придерживаемся такой же традиции и сегодня. Он располагал данными по тысячам и тысячам звезд. Эту информацию собрали прежде всего сотрудницы обсерватории Гарвардского колледжа. Они занимались работой, считавшейся слишком непрестижной для мужчин, – классифицировали спектры всех этих звезд. Это были времена, когда словом «компьютер» называли людей-вычислителей. Люди были компьютерами. Были такие большие залы, в которых сидели эти женщины. В начале XX века у женщин не было ученых степеней, и они попросту не могли рассчитывать на работу, которая считалась желанной для мужчин. Но в таких вычислительных залах попадались умные и мотивированные женщины, которые, занимаясь анализом этих спектров, чисто логически обнаружили важные свойства Вселенной, о которых мы поговорим в следующих главах. Среди этих женщин была Генриетта Ливитт. Сесилия Пейн также проработала в Гарварде около десяти лет ассистентом Харлоу Шепли, занимаясь исследованием звездных спектров, пока, наконец, не получила профессорскую должность. Она была одной из тех, кому удалось открыть, что Солнце состоит в основном из водорода. Удивительная история, и вклад женщин в развитие астрономии действительно очень интересен.

Рис. 7.1. Звездная диаграмма Герцшпрунга – Расселла. Светимость звезд показана в зависимости от температуры их поверхности. Обратите внимание: по традиции, поверхностная температура на этой диаграмме уменьшается слева направо. Сравнительно прохладные звезды красные, а самые горячие – голубые, как показано здесь. Звезды, расположенные вдоль конкретной диагональной линии, имеют примерно одинаковый радиус. Иллюстрация сделана по материалам статьи J. Richard Gott, Robert J. Vanderbei, Sizing Up the Universe, National Geographic, 2011