Спектральный анализ

Спектральный анализ — вперед, к физике звезд

Истинное значение открытий Фраунгофера не было оценено еще несколько десятилетий. Наконец примерно в 1860 году Роберт Вильгельм Бунзен (18111899) и Густав Роберт Кирхгоф продемонстрировали важность спектральных линий в химическом анализе. Кирхгоф учился в Кенигсберге и в весьма юном возрасте, в 26 лет, получил должность профессора в университете г. Бреслау (ныне — Вроцлав). Там он познакомился с Бунзеном, и они стали друзьями. Когда Бунзен переехал в Гейдельберг, он смог найти там место и для Кирхгофа. В 1871 году Кирхгоф стал профессором теоретической физики в Берлине. Говорят, что Кирхгоф на своих лекциях скорее усыплял студентов, а не придавал им энтузиазма, но среди его студентов были и Генрих Герц, и Макс Планк, ставшие великими физиками.

Долгое время Кирхгоф в сотрудничестве с Бунзеном проводил свои успешные исследования. Бунзен начал анализ химического состава образцов по цвету, который они придавали бесцветному огню его знаменитой горелки. Кирхгоф решил, что будет лучше использовать спектроскоп для более точного измерения длины волны (цвета). Когда это удалось осуществить, все линии Фраунгофера были отождествлены.
Оказалось, что характерный цвет пламени обусловлен яркими спектральными линиями разной длины волны у разных элементов. Каждый элемент имеет собственный характерный признак в виде спектральных линий, которые появляются, когда образец нагревается до такой температуры, чтобы он превратился в горячий газ. По спектральным линиям можно определить химический состав иссле-дуемого образца. В письме, датированном 1859 годом, Бунзен писал: «Сейчас вместе с Кирхгофом мы проводим исследования, которые не дают нам уснуть. Кирхгоф сделал совершенно неожиданное открытие. Он нашел причину возникновения темных линий в спектре Солнца, и он способен воспроизвести эти линии… в непрерывном спектре пламени на тех же местах, что и линии Фраунгофера, Это открывает путь к определению химического состава Солнца и неподвижных звезд..,».
На самом деле еще в 1849 ГОДУ Жан Фуко (18191868) в Париже обнаружил совпадение между лабораторными спектральными линиями и линиями в спектре Солнца. Но по какимто причинам его открытие оказалось забыто. Ничего не зная о работе Фуко, Бунзен и Кирхгоф повторили и усовершенствовали его опыты.

Кирхгоф обобщил свои результаты в виде так называемых законов Кирхгофа .

• I закон Кирхгофа: Горячий плотный газ и твердые тела излучают непрерывный спектр. Спектр называют непрерывным, если в нем представлены все цвета радуги и поэтому в нем нет темных линий.
• II закон Кирхгофа: Разреженные (имеющие низкую плот

ность) газы излучают спектр состоящий из ярких линий. Яркие ли
нии с определенными длинами волн называют также эмиссионны
ми линиями.
Как уже говорилось, спектр с эмиссионными линиями возникает от горячего, разреженного газа в пламени бунзеновской горелки, наблюдаемом на темном фоне. Однако если за горелкой поставить источник света и пустить интенсивный луч света сквозь газ этого пламени, то можно предположить, что свет горелки и свет, идущий от источника за горелкой, будут складываться. Если же свет, приходящий изза горелки, имеет непрерывный спектр, то можно ожидать, что яркие линии пламени горелки будут налагаться на непрерывный спектр. Но Кирхгоф этого не увидел. Наоборот, он видел непрерывный спектр с темными линиями на тех местах, где должны были быть эмиссионные линии. И это он зафиксировал в своем третьем законе.

• III закон Кирхгофа: Когда непрерывный спектр проходит через разреженный газ, в спектре возникают темные линии.

Темные линии называются абсорбционными линиями, или линиями поглощения. В спектре Солнца непрерывное излучение исходит из нижних, относительно горячих (около 5500 °С) и плотных слоев солнечной поверхности. На пути вверх свет проходит через более холодные и разреженные слои солнечной атмосферы, которая и дает темные линии Фраунгофера.
Спектральный анализ позволил исследовать химический состав Солнца и даже звезд. Например, две соседние темные спектральные линии «Э» в солнечном спектре видны как яркие линии в спектре горячего натриевого газа. Из этого Кирхгоф и Бунзен сделали вывод, что на Солнце много газообразного натрия. Кроме того, они нашли в спектре Солнца признаки железа, магния, кальция, хрома, меди, цинка, бария и никеля. К концу столетия были открыты водород, углерод, кремний и неизвестный элемент, который назвали гелием в честь греческого имени Солнца. В1895 году гелий был обнаружен и на Земле. Самый простой спектр из всех элементов оказался у водорода. Его спектральные линии образуют такой простой и стройный ряд, что преподаватель Базельского университета (Швейцария) Иоганн Якоб Бальмер (18251898) придумал простую формулу для определения их длин волн. Эту серию спектральных линий водорода называют бальмеровскими линиями.
Но невозможно определить степень обилия элементов на Солнце только лишь на основе интенсивности спектральных линий каждого элемента. С помощью сложных вычислений, учитывающих температуру, было выяснено, что наиболее обильным элементом на Солнце является водород (хотя его спектральные линии не очень интенсивны), а второе место занимает гелий. На долю всех прочих элементов приходится менее 2% (табл., там указано также обилие наиболее распространенных элементов на Земле и в человеческом теле).

Современный химический анализ показывает, что остальные звезды не сильно отличаются от Солнца. А именно, водород — самый распространенный элемент; его доля составляет примерно 72% массы звезды. Доля гелия около 26%, а на долю остальных элементов остается не более 2%. Однако содержание именно этих тяжелых элементов на поверхности звезд сильно различается от одной звезды к другой.