Спектральный анализ в астрономии

Спектральный анализ в астрономии находит себе применение, главным образом, в определении химического состава и физического состояния небесных светил и в определении их движения по лучу зрения, т. е. вдоль прямой, соединяющей землю и светило (см. Допплера явление). В первом случае применяются основные законы спектрального анализа; спектры источника света бывают трех видов:1) сплошной, когда источник света есть твердое или жидкое тело, каким-либо путем доведенное до свечения, или также и газообразное, особенно смесь газов, если давление его достаточно велико; сплошного спектра в последнем случае на земле не получено, но на возможность его указывают опыты, при которых линии спектра некоторых веществ расширялись при повышении давления газа, испускающего свет; 2) линейчатый спектр излучения, состоящий из большего или меньшего количества ярких линий (каждая линия есть изображение щели спектрального аппарата в отдельном цвете определенной длины волны); он получается, если источник света есть газ, каким-либо путем доведенный до свечения: опытами до сих пор не найдено двух различных газов, которые давали бы одинаковый спектр; на этом основана возможность по линейчатому спектру излучения определять химический состав того газа или смеси тех газов, от которых исходит свет; с другой стороны, опыты же показали, что у некоторых газов спектр бывает не один, а несколько, и что это зависит от способа, каким газ доведен до свечения; возможно, предполагать, что эта зависимость касается всех газов, но еще не у всех она обнаружена опытами. Далеко не во всех таких случаях определенно установлено, какие причины влияют на изменение спектра. Обычно их приписывают различию температуры, различию энергии, с которой в том или другом процессе (нагревание, прохождение электрического тока) совершается испускание света атомами газа: подмечено, например, что у некоторых газов без коренного изменения расположения светлых линий в их спектрах относительная яркость отдельных линий меняется по мере того, как, например, изменяется мощность электрического разряда, которым газ доводится до свечения; притом яркость некоторых линий увеличивается с увеличением мощности разряда, у других же линий она при этом уменьшается; подобное же изменение яркости некоторых линий наблюдается при сравнении спектров, полученных путем нагревания паров подходящих металлов при повышении температуры от 1 ½  до 2 ½  тысяч градусов. Результаты этих исследований применяются иногда в астрономии для суждения об условиях, при которых на небесных телах находятся различные светящиеся газы; однако, применение их не вполне уверенно, так как сомнительно, чтоб условия свечения газов на небесных светилах вполне соответствовали тем ограниченным техническим приемам, которыми до сих пор возможно пользоваться в земных лабораториях. Здесь открывается широкое поле для дальнейших опытов и теоретических исследований; 3) третий вид спектров, спектр поглощения, получается, когда свет от источника света, дающего непрерывный спектр, прежде чем попасть в щель спектрального прибора, проходит через слой газов, в частном случае светящихся. Тогда в спектре обычно появляются темные линии в тех самых местах, в которых эти газы при самосвечении дают светлые линии. Таким образом, по этим темным линиям возможно определить природу газов, через которые проходит свет. Но не всегда прохождение света через газы вызывает заметные линии поглощения; и, далее, относительная напряженность линий поглощения не вполне соответствует относительной яркости ярких линий тех же газов. Резкий пример: гелий впервые открыт на солнце по светлой линии его в спектре хромосферы, но темной линии гелия в обычном спектре солнца нет. Поэтому из отсутствия темных линий какого-либо газа в спектре небесного тела нельзя еще заключать об отсутствии или малом количестве этого газа в его атмосфере; физические условия могут быть таковы, что он не может проявить себя заметным поглощением света. Как во многих других случаях, достоверны лишь положительные, а не отрицательные свидетельства. Путем применения этих основных законов спектрального анализа был обнаружен состав различных небесных тел или их частей (см. солнце, звезды, кометы, туманности).

Влияние различных других факторов на место в спектре и вид спектральных линий, обнаруженное при исследованиях в земных лабораториях, также находит себе применение в астрономии; например, изменение длины волны линий в зависимости от давления газа дает возможность приблизительно судить о давлении атмосфер на небесных светилах в предположении, что здесь не дают знать себя какие-либо другие причины. Влияние магнитного поля на спектр газа, проходящего в нем (см. Земаново явление), также нашло себе применение в астрономии; путем исследования поляризации темных линий в спектре солнечных пятен было обнаружено магнитное доле в них, а затем и вообще магнитное поле солнца. Определение движения по лучу зрения на основании явления Допплера (см.) находит себе обширное применение, в особенности в различных вопросах, касающихся звезд и солнца (см. звезды, XXI, 34, 35, 38; солнце).

В конце XIX века теоретическими и экспериментальными исследованиями были установлены законы излучения (см.) т. н. абсолютно черного тела; была определена зависимость количества излучаемой телом энергии от его температуры и распределение энергии по различным частям спектра, длинам волн. Применение найденных при этом законов к спектрам небесных светил позволило, конечно, в случае самосветящихся, т. е. солнца и звезд, определить, хотя бы приблизительно, температуры их излучающих поверхностей.

Наконец, в недавнее время спектральный анализ нашел себе особое применение в астрономии, именно к определению расстояний звезд от солнца. Чисто геометрическим методом (см. звезды, XXI, 27) постепенно были определены расстояния нескольких сотен звезд от солнца; кроме того, были определены и их видимые, кажущиеся яркости в так   называемых звездных величинах (см. звезды, XXI, 23); эти видимые величины зависят, конечно, от действительной яркости звезд, но также и от их расстояния от солнца: на деле яркая звезда может казаться слабой, если она очень далека от нас; наоборот, слабая может казаться яркой, если она ближе к нам. Но если известны и видимая яркость и расстояние, то тогда можно сравнить между собой действительные яркости звезд, какими они были бы, если бы все находились на одинаковом расстоянии от солнца. За такое расстояние было условно принято расстояние в 2 062 648 раз больше расстояния земли от солнца; ему соответствует годичный параллакс ровно в 0,1 секунды дуги; звездная величина каждой звезды, воображаемой перенесенною на такое расстояние, называется «абсолютной» величиной этой звезды. И вот при сравнении спектров звезд одного и того же спектрального типа (см. звезды, XXI, 31, 32), но различных «абсолютных» величин, было найдено, что некоторые немногие линии спектра по своей напряженности, ширине определенным образом связаны с абсолютной величиной; так что по их относительной напряженности можно определить «абсолютную» величину. Когда эта связь выражена математической формулой или же просто чертежом, тогда по напряженности линий в спектре любой звезды этого звезды больше или меньше того расстояния, которому соответствует «абсолютная» яркость, т. е. расстояние с параллаксом в 0,1 секунды дуги, а значит можно определить расстояние этой звезды. Этот способ, намеченный Кольшюттером и детально развитый Адамсом, находит в последние годы все большее и большее применение в астрономии.

С. Блажко.