Текст книги "Очерки о Вселенной"

Автор книги: Борис Воронцов-Вельяминов

сообщить о нарушении

Текущая страница: 2 (всего у книги 36 страниц)

Холодно в башне. Но разве нельзя наблюдать в телескоп, находясь в теплом помещении и глядя в него через стекло? – Увы!.. Стекло, из которого делаются объективы телескопов, должно быть самого лучшего качества с точки зрения его однородности и других свойств. Поверхность его должна иметь заданную форму и может отклоняться от нее не больше чем на десятитысячные доли миллиметра. Всякое обыкновенное стекло перед объективом, пусть самое лучшее, так испортит изображения, даваемые телескопом, что ничего нельзя будет рассмотреть. Одеть наблюдателя в какой-нибудь костюм с искусственным подогревом тоже нельзя, потому что от него пойдут струи теплого воздуха и, уходя наверх через люк, они будут еще больше портить изображения светил, и без того испорченные неспокойствием земной атмосферы – всегдашнего «врага» астрономов. Наоборот, чтобы уничтожить токи воздуха из башни наружу, ее нарочно проветривают еще до наблюдений.

Наличие этого «врага» служит причиной того, что в большой телескоп вам могут показать Луну лишь с тем же увеличением, как и в небольшой телескоп,– с увеличением в 150-200, редко в 300 раз и никогда с увеличением свыше 500-600. Между тем телескоп с зеркалом диаметром в 5 метров мог бы дать увеличение порядка 20 000 раз, но таким увеличением нельзя воспользоваться из-за помех, создаваемых волнением земной атмосферы.

«Зачем же вы строите тогда все большие и большие телескопы?» – спросите вы, и астроном ответит:

«Чем больше диаметр телескопа, тем больше света он собирает, тем больше светил в него видно, тем более далекие и реже встречающиеся светила можно с ним наблюдать, тем меньше времени тратится на их фотографирование».

Едва ли кому-нибудь может прийти в голову, чтобы старший астроном смотрел в самый большой телескоп, а самый младший астроном использовал самый маленький телескоп. Не говоря уже о том, что в большинстве случаев сейчас в телескоп вообще не смотрят, а фотографируют им или приставляют к нему какой-либо вспомогательный прибор,– распределение телескопов производится не по чинам астрономов, а по выполняемым ими задачам. Телескопы бывают очень разных свойств и не одним размером определяются их качества и достоинства. Для решения некоторых научных задач астроном не променяет специальный маленький телескоп на самый большой, но менее для него подходящий.

Дело в том, что одни телескопы, дающие крупный масштаб изображений, позволяют фотографировать сразу только маленький участок неба и требуют долгой выдержки для получения «портрета» кометы или другого небесного светила. Другие же телескопы позволяют, хотя и в мелком масштабе, сразу заснять большие участки неба, а давая маленькое, но яркое изображение кометы с хвостом, допускают короткую выдержку (экспозицию). Телескопы, специально приспособленные для фотографирования, называются астрографами (астро-графами), хотя просто фотографами (фото-графами) называются не приборы, а люди, что и приводит иногда к недоразумениям.

Фотографии неба, а именно стеклянные негативы, на обсерваториях берегут как зеницу ока. Из таких негативов со временем составляется целая «стеклянная библиотека», хранящая в себе историю неба. Каждый негатив – это важный документ. Сравнивая старые фотографии неба с новыми, мы обнаруживаем изменения в небе: колебания блеска звезд, их взаимные перемещения и прочее.

Кроме обычных телескопов вы можете увидеть странные, гигантские сооружения, какие-то фермы, металлические сетки и сотни стержней на рамах. Вас уверят, что это радиотелескопы. Но о них – потом.

Оптические телескопы – глаза астрономов

Главное назначение телескопа, – повторим еще раз, – это собрать как можно больше света от небесных светил. Астрономам вечно не хватает света от звезд, чтобы его всесторонне анализировать. Вот почему мы гонимся за увеличением диаметра телескопов, но стараемся вместе с тем повысить и даваемый ими масштаб изображений светил. Масштаб зависит от длины телескопа, точнее, от его фокусного расстояния, или расстояния от объектива до того места, где получается изображение светила. Чем больше изображение, тем, конечно, лучше его можно рассмотреть.

С увеличением размеров телескопа растут все трудности его изготовления, так как вес его растет пропорционально кубу его диаметра, а точность его изготовления должна быть все та же. Эта точность определяется тем, что стекло объектива должно быть везде одинаково однородным, что отшлифовано и отполировано оно должно быть с точностью до десятитысячных долей миллиметра. Кроме того, установка должна быть настолько совершенной с механической точки зрения, чтобы громадный телескоп мог двигаться вслед за суточным вращением звезд, не допуская отклонений больше двух-трех сотых миллиметра.

Представьте же себе махину, которую по грузности можно сравнить с паровозом, изготовленную с такой точностью и плавно перемещающуюся по воле наблюдателя!

Вращение телескопов вслед за суточным вращением неба производится вокруг оси, направленной на полюс мира, и осуществляется часовым механизмом.

Два века шла борьба между двумя типами телескопов – рефракторами (с выпуклым преломляющим стеклом-объективом) и рефлекторами (с вогнутым отражающим зеркалом). В конце прошлого века рефлекторы победили в области крупных инструментов, потому что зеркала стали делать уже не из металла, как раньше, а из стекла, и покрывать тончайшим слоем серебра или алюминия, отражающим свет. Для зеркала не надо такого хорошего и строго определенного сорта стекла, какое нужно для объектива, через который свет проходит насквозь, и шлифовать приходится только одну поверхность, а не четыре, как в объективе, обычно состоящем из двух стекол. Рефлекторы не только дешевле, их не только легче изготовлять, но им можно придать такие размеры, которые для рефракторов оказались неосуществимыми.

Рис. 8. Двойной астрограф Симеизской обсерватории. У окулярного конца контрольной трубы астрографа – автор этой книги. (Снимок 1931 г.)

В XX веке так и не удалось сделать объективы большие тех, какие (до 1 м диаметром) делали в конце прошлого века. Не удалось сделать объективы даже того же самого размера. Между тем, рефлекторы таких размеров изготовляются без особых помех, и в Калифорнии (США) после второй мировой войны вступил в строй телескоп-гигант с зеркалом диаметром в 5 м.

Рис. 9. Телескоп Максутова (о котором мы подробно расскажем дальше), установленный на Пулковской обсерватории. В руках у наблюдателя – клавиши управления, позволяющие направлять телескоп в нужную точку неба простым нажатием кнопок

В нашей стране первые рефлекторы изготовлял Яков Брюс еще в начале XVIII века. С тех пор в России был построен ряд крупных обсерваторий, число которых после Великой Октябрьской социалистической революции быстро возросло.

«Крепости» советской астрономии сильно пострадали от нашествия фашистских варваров. Пулковская обсерватория – «астрономическая столица мира» (как ее вслед за американскими астрономами Гульдом и С. Ньюкомбом часто называли за рубежом) была разрушена при блокаде Ленинграда.

Рис. 10. 6-метровый телескоп-рефлектор, установленный в СССР

Благодаря заботе партии и правительства обсерватории, разрушенные фашистами, восстановлены и оборудованы лучше прежнего. Выстроено также много новых обсерваторий.

Советская страна имеет теперь собственную оптико-механическую промышленность, которой в царской России не было совсем, но которая на базе осуществленных пятилетних планов выросла и после войны стала особенно мощной. Но дело не только лишь в воспроизведении давно существующих типов телескопов, погоне за простым увеличением телескопов с сохранением всех их недостатков.

Рис. 11. Схема телескопа Максутова

В самом деле, рефлектор все лучи разного цвета собирает в один фокус, давая неокрашенное изображение, да вот беда – фотографировать им плохо. Чуть в сторону от той точки неба, куда направлен телескоп, – и изображения звезд уже превращаются в фокусе из точек в подобие каких-то птичек и размываются так, что даже «и смотреть на них не хочется».

Между тем астроном хочет, а часто и должен сфотографировать сразу большой участок неба, скажем, целое созвездие. Как быть? Не поможет ли обыкновенный фотографический объектив? Но очень большие объективы хороших качеств (из нескольких линз) для фотографирования звезд мы делать пока не умеем, да и стекла их поглощали бы слишком много света вследствие своей большой толщины. Более простые объективы не дают резких изображений большого участка неба, хотя они и лучше, чем рефлекторы. Но, кроме того, всякий объектив дает непременно слегка окрашенное изображение, так как не сводит в одну точку все лучи разного цвета, идущие от звезды.

Рис. 12. Вот как выглядит 2,6-метровые телескопы-рефлекторы, установленные на Крымской и Бюраканской обсерваториях

Уже простой рефлектор с описанным выше недостатком должен иметь вогнутое зеркало с поверхностью не в форме участка шара (сферической), а с несколько иной (параболической), изготовить которую гораздо труднее, чем сферическую. Попытки же сделать телескоп из ряда зеркал сложной формы приносили новые трудности и мало пользы.

Когда из окруженного врагами Ленинграда стали вывозить голодающих, но стойких ленинградцев, в одном из поездов на полке лежал и думал очень высокий человек. Много интересных и полезных мыслей родилось в голове этого пассажира, но сейчас пассажир размышлял над печальной судьбой своего детища. Детищем этим был предполагавшийся массовый выпуск школьных телескопов, которые до этого у нас не производились. Телескоп предполагалось делать зеркальный – маленький рефлектор. Но и помимо войны, прервавшей производство телескопов, рефлектор этот обещал много хлопот. Алюминированное зеркало его от действия воздуха и пыли потускнеет, и школы станут его браковать, – размышлял пассажир. – Хорошо бы предохранить зеркало от этой опасности, защитив его спереди плоскопараллельным стеклом, – думал Д. Д. Максутов, ибо пассажир и был именно этим нашим выдающимся оптиком. Но тогда, продолжал рассуждать Максутов, имеющееся в рефлекторах маленькое зеркальце, которое отбрасывает лучи назад или вбок, где они и собираются в фокус и где ставят окуляр, можно приклеить к этому самому переднему стеклу. При этом отпадет надобность в особых держателях маленького зеркала, которые портят изображение. Но ведь в одном из телескопов маленькое зеркало бывает вогнутым или выпуклым. Почему бы тогда не заменить плоскопараллельное стекло мениском, т. е. выпукло-вогнутым стеклом, таким, чтобы его центральная посеребренная часть сама являлась маленьким зеркалом нужной кривизны. Конечно, – думал Максутов, – мениск надо взять с такими кривизнами поверхности, чтобы он подобно плоскопараллельному стеклу не искажал изображений, даваемых несферическим зеркалом, иначе... И вот тут-то Максутов и сделал свое открытие. Можно взять легко изготовляемое сферическое зеркало, искажающее изображение, так сказать, в одну сторону, а мениск сделать таким, чтобы он настолько же искажал изображение в противоположном направлении. В итоге ошибки системы взаимно уничтожатся, и изображение будет безупречным по форме. Малая толщина стеклянного мениска обеспечивает отсутствие заметного различия в положении фокуса для разных лучей. Так сам Д. Д. Максутов рассказывал о ходе своих мыслей.

Рис. 13. Шлифовку зеркала диаметром 26 см проводит Б. А. Воронцов-Вельяминов (1940 г.)

Такой менисковый телескоп можно применять вместо обычного рефлектора для рассматривания светил, но он будет и лучше по качеству и в несколько раз короче, т. е. удобнее в обращении. Менисковый телескоп может явиться и фотокамерой огромных размеров для фотографирования больших участков неба. Ряд лет для школ выпускались маленькие менисковые телескопы по системе Максутова. Изготовлены и большие менисковые телескопы, предназначенные и используемые для научных целей. Наибольший из них, диаметром 70 см, установлен в горах Грузии, на Абастуманской обсерватории.

Развитие советской оптико-механической промышленности сказалось в том, что в 1967 г. была закончена сборка основных частей самого большого в мире телескопа с параболическим зеркалом диаметром 6 м.

Небольшой телескоп можно изготовить в домашних условиях. Каждый аккуратный и терпеливый человек, в том числе школьник, без большого труда и затрат может сделать себе настоящий телескоп-рефлектор с зеркалом диаметром от 10 до 15 см. Это несравненно проще, чем можно себе представить.

Рис. 14. 26-сантиметровый рефлектор, изготовленный собственноручно автором книги и установленный на здании Саратовского ун-та в 1973 г. Стоят сотрудники университета и автор (в середине)

К сожалению, сделать для такого телескопа хорошую подставку гораздо труднее, так как это требует и разных материалов и умения работать если не по металлу, то хотя бы по дереву, чем могут похвалиться немногие из любителей небесных тайн.

Перед Великой Отечественной войной, не удовлетворяясь тем, что в моем Московском университете не было тогда никакого подходящего рефлектора, я решил изготовить его сам. Шлифовать зеркало диаметром 26 см и делать для него все механические части монтировки я был так же неподготовлен, как большинство из вас, дорогие читатели. Пришлось стать оптиком-любителем и конструктором-токарем-механиком-любителем. Но работа, не блистая внешней отделкой, все же удалась. В дальнейшем Московский университет получил более мощные телескопы, и я передал свой телескоп Саратовскому университету. Там его дооборудовали часовым механизмом, и он теперь несет службу на станции наблюдения искусственных спутников Земли. Его используют также и для другой научной работы и для демонстрации небесных светил учащимся и населению. Немало любителей изготовили сами телескопы еще большего размера и с лучшей отделкой, так что, как видите, «не боги горшки обжигают».

Зеркало изготовляют, двигая радиально и вращая в то же время один толстый стеклянный диск по другому такому же, поместив между ними смоченный порошок – абразив (Отсылаем читателя к книге проф. М. С. Навашина, «Телескоп астронома-любителя», изд. 3-е, «Наука», Главная редакция физико-математической литературы, 1975)).

Спутники телескопа

Наиболее увлекательные и подробные сведения о физической природе небесных тел дают не простое их рассматривание и фотографирование, а точные измерения при помощи вспомогательных приборов. Они – спутники больших телескопов.

Для измерения положений и размеров светил на фотографиях в лаборатории, находящейся при обсерватории, имеются специальные измерительные приборы, позволяющие измерять расстояния на пластинке с точностью до тысячной доли миллиметра.

Хотя эти приборы и являются «вспомогательными» при телескопах, данные, доставляемые ими, часто являются более ценными, чем те, которые мы получаем, наблюдая непосредственно в телескоп.

Для измерения блеска небесных светил служат приборы – фотометры, в том числе фотоэлектрические. Действие последних основано на том самом принципе превращения света в электроэнергию, который используется, например, в звуковом кино.

Для измерения почернения на фотографических негативах, по которым тоже можно измерять блеск светил, применяются разнообразные микрофотометры.

Провожая вас с обсерватории, астроном мог бы вам сказать: «Не зажигайте, пожалуйста, спичек, пока вы не отойдете больше чем на 300 километров от обсерватории, потому что сегодня у нас будут измерять тепло, получаемое от звезд, и прибор будет реагировать на вашу спичку». Если он так скажет, то это будет лишь полушуткой. Что звезды согревают нас очень мало, мы уже давно все знаем по опыту, особенно в морозную ночь. Умудриться измерить подобное ничтожное нагревание Земли звездами – это величайшее достижение современного приборостроения. Действительно, термоэлемент, которым измеряется тепло от звезд, имеет исключительную чувствительность, но, конечно, принимаются все меры к тому, чтобы на прибор не упало случайно никакое постороннее излучение, а потому вы без вреда для науки сможете зажечь спичку не только не отходя на 300 км, а даже не отходя от башни телескопа.

Термоэлемент состоит из спая двух проволочек из разных металлов. Если покрытое сажей место спайки нагревать, то в проволочках возникает электрический ток. Сажей место спайки покрывают, конечно, не для того, чтобы оно пачкалось, а для того, чтобы здесь вся падающая энергия поглощалась и превращалась в тепло. Чтобы убедиться в этом свойстве черной матовой поверхности, какой является сажа, попробуйте летом сменить белую шляпу на черную.

Для измерения тепла, приходящего от звезд, применяют проволочки с поперечным сечением 0,01 мм. Их вес составляет 0,03 мг, и возникающий в них.электрический ток измеряется с точностью до 3•10-11 ампера (1011 означает число, выражаемое единицей с 11-ю нулями, а 10-11 означает единицу, деленную на 1011. «Порядком» какой-либо величины называют приближенное ее значение в такой форме: о числе 3•1011 говорят, что оно порядка 1011, о числе 7•1011, что оно порядка 1012, о числе 3•10-11, что оно порядка 10-11, о числе 7•10-11, что оно порядка 10-10 и т. д)). Только подобным точным прибором можно измерить тепло, приходящее к нам от отдельных ярких звезд. Больше всего его доходит к нам от яркой красной звезды Бетельгейзе в созвездии Ориона: 7,7•10-11 малой калории на квадратный сантиметр за минуту. Собирая с помощью 2.5-метрового вогнутого зеркала это тепло в течение года, мы бы собрали его не больше того, что нужно для нагревания наперстка воды всего лишь на два градуса!

Не хотите ли рассчитать, сколько времени понадобится на то, чтобы таким образом вскипятить чайник?! Впрочем, и не пытайтесь рассчитывать, так как это требует трудного учета потери теплоты чайником за время нагревания при неполной его тепловой изоляции.

В распоряжении астрономов есть способы, позволяющие проверить данные, даваемые термоэлементом, который, впрочем, хорошо зарекомендовал себя при измерении небольших количеств тепловой энергии на Земле.

В скромных пределах в астрономии используется киносъемка, например, для изучения быстрых движений на Солнце. Но в большинстве случаев свет небесных тел слишком слаб, чтобы допускать киносъемку, а изменения в них слишком медленные, чтобы киносъемка имела смысл. Те движения, которые вы видите в астрономических кинофильмах, сняты при помощи макетов – глобусов и шариков, изображающих планеты и звезды. Телевидение же в астрономии стало применяться недавно. Как-то в Москве, прямо из башни обсерватории МГУ, морозной ночью передавалось для всех телезрителей изображение Луны, даваемое большим телескопом. Применяли телевидение также и для научных целей. В Пулковской обсерватории Н. Ф. Купревич по телевизору изучал Луну в инфракрасных – тепловых лучах, испускаемых ею, а в 1965 г. в Крымской обсерватории на экране телевизора, спаренного с телескопом, увидели звезды гораздо более слабые, чем в этот же телескоп можно было видеть или фотографировать. Но техника телевизионной астрономии еще сложна и ее работа недостаточно выверена. Более широко передача изображений по телевидению и с большим успехом, стала применяться на межпланетных автоматических станциях. Так передавались многочисленные изображения Луны и Марса с близкого расстояния и даже панорамы с самой поверхности Луны.

С конца 50-х гг. возникли новые методы изучения небесных светил, с помощью которых исследуют их излучение в областях спектра, раньше недоступных для ученых. Эти методы, или области изучения, стали называть астрономией с разными прилагательными, по образцу того, как еще раньше создали «радиоастрономию». Теперь говорят об астрономии «инфракрасной», «рентгеновской», «баллонной», «спутниковой» и «нейтринной». Распространение исследований на инфракрасную, далекую ультрафиолетовую и рентгеновскую области спектра крайне важно для лучшего понимания природы светил и происходящих в них процессов. Поглощение света нашей атмосферой в этих лучах спектра до сих пор являлось главным препятствием. Теперь фотоумножители, электронно-оптические преобразователи, новые сорта фотопластинок и особые приемники радиации позволили регистрировать инфракрасное излучение светил, особенно далекое, если применять подъем приборов на воздушных шарах-баллонах, аэростатах, стратостатах и высотных ракетах, пользуясь автоматизацией управления ими. Такие способы подъема приборов в верхние слои атмосферы, а тем более установка их на искусственных спутниках Земли и на межпланетных автоматических станциях позволили также заглянуть далеко и в ультрафиолетовую и в рентгеновскую области спектра. Стало возможным изучать и первичные космические лучи высокой энергии.

Ставятся опыты по «ловле» нейтрино – элементарных частиц, испускаемых из недр Солнца и звезд при ядерных реакциях и свободно выходящих из этих недр в Космос. Это вестники процессов в недрах звезд, о природе которых судят пока только по теоретическим расчетам.

Больше всего данных приносит нам спектральный анализ света, идущего от небесных светил. Спектры светил – это паспорта, характеризующие их физическую и химическую природу и многие другие их свойства. Что такое спектр и как он выглядит – коротко не скажешь, об этом говорит весь следующий параграф. Не усвоив хорошо принципов спектрального анализа, нельзя понять большинство выводов астрофизики, т. е. физики небесных тел.

Спектрограф и спектры

Лучи света – посланцы своего хозяина, источника света. Разложенные в спектр, они осведомляют нас о физическом состоянии светила, пославшего эти лучи. Оно может находиться сколь угодно далеко от нас, лишь бы от него мы получали достаточно света, чтобы его краен, спектр можно было сфотографировать. Такая фотография спектра, называемая спектрограммой, получается с помощью спектрографа.

Устройство спектрографа изображено на рис. 15. Главной его частью является трехгранная призма из прозрачного вещества, обычно из стекла, преломляющая лучи света различной длины волны (различного цвета) в различной степени – тем сильнее, чем длина волны короче. Так, зеленые лучи преломляются и отклоняются к основанию призмы сильнее, чем красные, а фиолетовые лучи сильнее, чем зеленые. Свет распространяется волнами, и в зависимости от того, какова его длина волны, мы получим впечатление того или иного цвета. Длину волны выражают в десятимиллионных долях миллиметра, называемых ангстремами. Длина волны зеленого цвета составляет около 5000 ангстрем (или около пяти десятитысячных миллиметра). Всякое хотя бы ничтожно малое изменение длины волны соответствует изменению цвета (хотя бы ничтожно малому и незаметному для глаза). Некоторые источники света посылают свет только одной определенной длины волны, другие посылают свет, состоящий из лучей нескольких определенных длин волн, из которых одни лучи могут быть яркими, другие слабыми, третьи могут быть интенсивными, но невидимыми глазу. Например, инфракрасные или тепловые лучи, имеющие очень большую длину волны, невидимы глазом. Невидимы глазом также ультрафиолетовые лучи, обладающие длиной волны короче примерно 4000 ангстрем, и рентгеновские лучи – несравненно более коротковолновые, но так же как и ультрафиолетовые, действующие на фотографическую пластинку.

Рис. 15. Схема устройства спектрографа

Рентгеновские и «далекие» ультрафиолетовые лучи небесных светил до нас не доходят – их поглощает и задерживает в нашей атмосфере слой озона (газа, молекулы которого состоят из трех атомов кислорода).

За инфракрасными лучами лежат в спектре еще более длинноволновые лучи, с помощью которых осуществляется радиосвязь. Все лучи спектра от радиоволн и до рентгеновских лучей представляют собой электромагнитные волны.

В обычном спектральном анализе изучаются лучи спектра от инфракрасных до ультрафиолетовых. Из этой области только средняя часть видна глазом. Сильнее всего действуют на глаз желтые и зеленые лучи, поэтому яркость того или другого участка спектра, как она видна глазом, еще не характеризует энергию излучения света в данной длине волны, – яркость для глаза зависит и от энергии, заключенной в данном месте спектра, и от чувствительности глаза к ней. То же касается и фотопластинки.

Рис. 16. Отклонение призмой лучей с разной длиной волны и полный спектр электромагнитных волн

Если вдоль спектра двигать узкую полоску покрытого сажей металла, то она будет поглощать всю падающую на нее энергию и превращать ее в тепло. В зависимости от степени нагревания меняется электропроводность металла, и потому, измеряя ток, пропускаемый через это мешающееся электрическое сопротивление, можно выяснить истинное распределение энергии вдоль всего спектра. Прибор такого рода называется болометром.

Цвет источника света зависит от того, лучи каких длин волн и с какой интенсивностью он испускает. Например, раскаленные пары натрия почти всю свою энергию испускают в длине волны, соответствующей желтому цвету. Поэтому цвет паров натрия желтый. Пары ртути большую часть своей энергии испускают в длинах волн, соответствующих зеленому и густофиолетовому цвету. Поэтому цвет паров ртути представляет собой весьма своеобразную смесь зеленого и фиолетового.

Некоторые источники света, например, нить электрической лампы, излучают свет всевозможных длин волн (всех без исключения, без перерыва), поэтому спектр их лучей называется непрерывным. Цвет таких источников света зависит от распределения энергии по разным длинам волн, т. е. от ее распределения вдоль спектра. Если, например, больше всего энергии испускается в красных лучах, то цвет источника света красный. Если больше всего энергии испускается в ультрафиолетовых лучах, невидимых глазу, то цвет источника определяется самым ярким местом в видимой части непрерывного спектра или сочетанием цветов самых ярких мест. Известно, например, что белый цвет создается как смесью всех цветов, взятых в определенной пропорции, так и определенной смесью двух цветов, например, желтого и синего, красного и голубого (это смешение света разных цветов надо отличать от смешения красок в живописи).

Но вернемся к рис. 15. Чтобы разложить свет на его составные части, на призму надо направить под определенным углом (в зависимости от свойств данной призмы) пучок параллельных друг другу лучей. Это достигается коллиматором, который представляет собой трубку с объективом, обращенным к призме, и с короткой щелью на другом ее конце. Щель параллельна ребру призмы и находится в том месте, где лучи, упавшие на объектив со стороны призмы параллельным пучком, собрались бы в одну точку. Эта точка – главный фокус объектива. По известному в оптике «свойству обратимости» лучи, посланные такой освещенной щелью, выйдут из объектива и попадут на призму почти параллельным пучком.

На щели спектрографа объектив телескопа дает почти точечное изображение звезды или протяженное изображение другого небесного светила, например, планеты. В самом же спектрографе призма отклоняет к своему основанию лучи тем сильнее, чем короче их длина волны. Эти лучи падают на объектив фотографической камеры под разными углами. Объектив камеры дает на фотопластинке изображение освещенной щели в том или другом ее месте, в зависимости от угла падения на него лучей. Последний зависит, как мы видели, от длины волны. Поэтому на фотопластинке получается спектр источника света в виде полоски, состоящей из ряда параллельных друг другу линий – изображений щели, из которых каждое образовано лучами определенной длины волны (из тех, какие испускает источник). Эта полоска, состоящая из ряда линий, и есть спектр. По месту, занимаемому линией в спектре, мы можем определить длину волны лучей, которые ее образовали. Для краткости говорят об определении длины волны самих линий в спектре. Если спектр содержит все длины волн – сплошь без перерыва, то сливающиеся друг с другом бесчисленные изображения щели образуют непрерывный спектр в виде цветной полоски. Он содержит все цвета радуги (вернее было бы сказать наоборот, т. е., что радуга содержит все цвета спектра). Источники света, испускающие только отдельные длины волн, дают, следовательно, спектр в виде ряда отдельных линий. Это – линейчатый спектр. Когда линии спектра светлые, то это спектр излучения. Но бывает, что перед источником непрерывного спектра находится вещество, поглощающее свет в отдельных, определенных длинах волн. Тогда изъятие энергии определенных длин волн из непрерывного спектра вызовет появление в нем мест, лишенных света, т. е. тёмных линий. Это будет спектр поглощения, тоже линейчатый.

Спектральная грамота

Узнаем же, как читают паспорта светил, как читают их спектры, изучим спектральную грамоту.

Существуют, как мы видели, три вида спектров – три вида паспортов источников света: непрерывный спектр, линейчатый спектр излучения (короче, спектр излучения) и линейчатый спектр поглощения (непременно на фоне непрерывного спектра и называемый коротко спектром поглощения). Уже общий вид спектра говорит нам о природе свечения источника. Из опыта известно, что непрерывный спектр дают или твердые и жидкие раскаленные вещества или массы газа, в которых очень много свободных электронов – мельчайших частиц электричества. Такой спектр может дать и небольшой слой чрезвычайно горячего и плотного газа и чрезвычайно толстый слой более разреженного газа.

Таким образом, непрерывные спектры дают, с одной стороны, нить электрической лампы и расплавленная сталь, с другой стороны, – газы, составляющие поверхностный слой Солнца и звезд. В лаборатории удавалось маленькие проволочки (пережигая их сильным электрическим током) превратить в газ, содержащий множество электронов, и он давал в момент испарения непрерывный спектр.

Атом – мельчайший представитель какого-нибудь химического элемента, т. е. вещества, не могущего быть химически разложенным на составные части, тем не менее очень сложен. Он является сложной системой частиц. Атомы разных химических элементов содержат разное число частиц и построены по-разному. Разрушать их или перестраивать методами химии нельзя. Раньше перестраивать их удавалось лишь природе, но теперь удается перестраивать атомы методами физики в лаборатории. Можно представить себе атом состоящим из ядра и вращающихся вокруг него электронов. У ядра определенный вес и определенный положительный электрический заряд, равный сумме отрицательных электрических зарядов электронов атома, а заряд каждого электрона одинаков. Заряд ядра определяет химические свойства атома. Столкнувшись с другим атомом, электроном или с мельчайшей частицей света – квантом, иначе – фотоном, наш атом может потерять один из своих электронов. Он приобретает тогда единичный положительный заряд, не уравновешиваемый противоположным зарядом электрона, который покинул своего хозяина. Он становится тогда ионом, или ионизованным атомом. Если оторвать у атома и второй электрон, то он становится дважды ионизованным атомом с двойным положительным зарядом.