СОЛНЦЕ

7. КАК УЗНАЛИ ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ СОЛНЦА

Нередко можно встретить у читателя и слушателя не­доверчивое отношение к тому, что говорят и пишут астро­номы о Солнце и звёздах. Действительно, как могли учё­ные определить размеры, движение, а тем более химиче­ский состав далёких звёзд и Солнца, узнать о процессах, происходящих в их недрах и на поверхности? Ведь астро­ном не может побывать на небесных светилах. Если бы да­же существовал летательный аппарат, который был бы в состоянии преодолевать межзвёздные пространства, то и тогда человек не смог бы добраться до Солнца: под действием жгучих солнечных лучей и он и его аппарат неминуемо превратились бы в пар, задолго до того, как они достигли поверхности Солнца.

Астроном лишён возможности изучать поверхности и недра этих далёких миров тем опытным путём, каким изу­чают Землю географы и геологи. Он не может подвергнуть их атмосферы тому непосредственному исследованию в лабораториях, которому физики, геофизики и химики под­вергают атмосферу земную. Астроном может лишь н а - б л ю д а т ь космические тела. Единственно, что «соеди­няет» его с Солнцем и звёздами — это луч света. Луч — это тот мост, который связывает Землю с «небом», тот путь, который ведёт к познанию природы космических тел. Следовательно, изучение небесных светил сводится к изу­чению световых лучей, ими испускаемых.

И луч света рассказывает астроному об очень многом, сообщает ему много интересных данных о Солнце и звёз­дах, посланцами которых он является. На основе изуче­ния лучей определяется температура, химический состав и скорости движения космических тел, получается много других нужных и ценных сведений.

Изучаются не только Солнце и звёзды, но и планеты, которые собственного света не имеют. Их изучение осно­вывается на исследовании отражённых планетами солнеч­ных лучей.

Наиболее мощным средством изу­чения небесных светил является спектральный анализ, от­крытый около 80 лет тому назад[3].

Как известно, свет представляет собой один из видов электромагнит­ной энергии, распространяющейся в пространстве волнообразно. Длина волн видимого света заключена в весьма узкие пределы — от 7 до 4 де­сятитысячных миллиметра. В эти ничтожно малые пределы уклады­вается всё разнообразие, всё богат­ство красок и оттенков, которые вос­принимаются человеческим глазом.

Лучи с меньшей длиной волны, чем в 3—4 десятитысячных милли­метра (ультрафиолетовые), уже не­видимы для глаза, так же, как и лу­чи инфракрасные, у которых длина волны больше, чем у волн видимого луча света (рис. 13).

Лучи (белого) света, идущие от светящегося источника, представля­ют собой смесь лучей разных цветов, другими словами, смесь световых волн разной длины. Если такой луч пропустить сквозь прозрачную стек­лянную трёхгранную призму, он от­клонится от своего первоначального пути, и, отклонившись, разложится на свои составные части.

Если за призмой поместить эк­ран, то на нём будет видна радуж­ная полоска. Эта радужная полоска называется спектром. Образова­ние спектра обусловлено тем, что

Световые волны различной длины отклоняются призмой по-разному. Например, лучи красного цвета, обладаю­щего наибольшей длиной волны, отклоняются меньше других видимых лучей, а лучи фиолетовые, с малой длиной волны, наоборот, отклоняются сильнее.

Каждый цвет от красного до фиолетового имеет в спектре строго определённое место.

Спектр твёрдых и жидких раскалённых тел представ­ляет собой непрерывную полосу, в которой содержатся все

Длины волн, все цвета. Иначе выглядит спектр раскалён­ных газов: он образует прерывистую полосу, состоящую из отдельных линий, имеющих строго определённое поло­жение. Если газ находится под очень большим давлением или его очень много, то он даёт непрерывный спектр. Спектр Солнца (где раскалённого газа очень много) также непрерывен, но вместе с тем он прорезан множеством тём­ных линий, названных по имени учёного, впервые их изу­чавшего, «фраунгоферовыми линиями». Природу этих ли­ний удалось разгадать только тогда, когда был установ­лен закон поглощения света в светящихся парах и газах. Согласно этому закону каждый газ или пар поглощает свои, вполне определённые лучи, свойственные только этому газу или пару, т. е. лучи, которые он излучает в раскалённом состоянии (если его не очень много). Итак, спектр лучей, идущих с раскалённой газовой поверхности Солнца, непрерывен, — это спектр белого света. Проходя сквозь оболочку окружающих Солнце газов (обращаю­щий слой), тоже раскалённых, но всё же более холодных, чем солнечная поверхность, часть лучей ослабляется ато­мами этой оболочки вследствие рассеяния. При этом ос­лабляются лучи тех длин волн, которые излучаются этими раскалёнными газами (рис. 14).

Отсюда и появление в соответствующих местах сол­нечного спектра тёмных линий или линий поглощения. В своё время были определены длины волн всех тёмных линий в солнечном спектре поглощения. Путём сравнения их с длинами волн тех линий, которые испускают имею­щиеся на Земле химические элементы и их соединения, находящиеся в виде раскалённых газов, было установ­лено, какие вещества входят в состав атмосферы Солнца*

При наблюдении в 1868 году полного солнечного за­тмения в спектре солнечной атмосферы была обнаружена яркая жёлтая линия, которой до этого не получали в спек­трах земных веществ. Это вещество было названо гелием (гелиос — означает Солнце). На Земле оно было найдено только через 30 лет. В 1942 году в атмосфере Солнца было обнаружено, правда, в небольшом количестве, зо­лото. Всего на Солнце найдено пока 64 элемента таблицы Менделеева. Исследования при помощи спектрального анализа показали такое содержание элементов в солнеч­ной атмосфере (по числу атомов):

В настоящее время считается, что по массе (а не по числу атомов) Солнце состоит на 50 процентов из водо­рода и на 40 процентов из гелия. На все другие элементы приходится всего 10 процентов.