Текст книги "Лекции о Солнце"

Лекция четвертая
Солнце, состоящее из газа

Человек увидал в небе золотой шар: он полез за ним и в конце концов добрался к нему – шар был глиняный. И вот что странно: когда человек вернулся на землю и опять посмотрел в небо, там был золотой шар. И вот что странно: это был золотой шар. Клянусь небом, это был золотой шар.

Стивен Крейн

Не менее того любопытно исследовать, из каких веществ состоят другие миры, и узнать, что вещества сии те же самые, кои составляют массу Земли нашей.

Йёнс Берцелиус

Вопрос о природе Солнца оставался открытым.

Идея «огненного шара» требовала пояснений. Если шар – это сгусток огня, то что, собственно, горит? И почему горит так долго и так стабильно? Весь опыт человека говорил о том, что для горения требуются как минимум топливо и воздух.

Есть ли в космическом пространстве воздух, было непонятно. В Древней Греции полагали, что воздухом (и эфиром) заполнен весь мир. Спустя много веков стало ясно, что воздуха, скорее всего, нет: его гигантская толща не позволила бы видеть удаленные светила, да и трение должно было мешать движению планет. Отсутствие воздуха (точнее, кислорода) – несомненно, проблема для гипотезы о горении. Вторая проблема была не менее значимой: что же все-таки горит в небе?

В XIX веке получила широкое распространение идея, что на Солнце (твердом и темном) ярко горит уголь… Происхождение идеи очевидно: именно уголь уверенно становился главным источником энергии для человечества (нефть и газ – это реалии следующего века), и уже не первый раз люди переносили свой земной опыт на небо. Но почему солнечный уголь горит так ровно, без дыма, и как минимум тысячами лет не прогорает? Было ясно, что такое объяснение грешит многочисленными нелогичностями, и многое оставалось непонятным.

Французский философ Огюст Конт (1798–1857), основатель философского направления, которое обычно именуется позитивизмом, писал в 1835 году: «Мы представляем себе возможность определения их (небесных тел. – С. Я.) форм, расстояний, размеров и движений, но никогда, никакими средствами мы не сможем изучить их химический состав, их минералогическое строение, природу органических существ, живущих на их поверхности… Я остаюсь при своем мнении, что любое знание истинных средних температур звезд неизбежно должно быть навсегда скрыто от нас».

Воистину, «никогда не говори никогда»! Наука дала, дает и, несомненно, еще будет давать потрясающие примеры того, как становится возможным, привычным и обыденным то, что еще вчера считалось абсолютно недопустимым.

Действительно, казалось бы, о природе Солнца ничего нельзя узнать, поскольку расстояние до него чрезвычайно велико. Прогресс астрономии позволил уже в XIX веке довольно точно определить расстояние от Солнца до Земли – почти 150 миллионов километров. Это огромное расстояние, и поэтому нет никаких шансов, что вещество Солнца сможет попасть на Землю. Мы лишены возможности взять кусочек солнечной материи на анализ. Мы не можем измерить непосредственно температуру светящейся видимой поверхности Солнца (фотосферы). Поэтому утверждение Конта выглядело более чем убедительно.

По сути, наш контакт с Солнцем осуществляется только через его излучение. На поверхность Земли попадает не вещество светила, но его свет, электромагнитное излучение! (Конечно, можно заметить, что во все стороны от Солнца распространяются и мельчайшие частицы вещества – так называемый солнечный ветер. Но сквозь земную атмосферу они до поверхности Земли, где находятся наблюдатели, не долетают.)

Оказалось, тем не менее, что свет Солнца несет в себе громадный объем информации о самом светиле. Проблема заключалась лишь в том, чтобы суметь ее оттуда извлечь…

В 1811 году выдающийся французский физик, астроном, политический деятель и блестящий популяризатор астрономии Доминик Франсуа Араго (1786–1853) изобрел первый в истории астрофизический прибор – полярископ. Применив прибор к изучению солнечного света, Араго открыл эффект так называемой хроматической поляризации света. На основании этого обнаруженного им явления Араго сделал убедительный вывод: сияющая солнечная фотосфера, похожая, как говорил Уильям Гершель, на кожу апельсина, не может быть ничем иным, кроме как раскаленным самосветящимся газом! Несмотря на это, концепция твердого и холодного Солнца, прикрытого снаружи горячей фотосферой, существовала, как указано в предыдущей лекции, еще несколько десятилетий…

Исследование солнечного света тем временем продолжалось. Пропускание пучка солнечного света через стеклянную призму еще Исааку Ньютону позволило разложить свет на так называемый спектр.

Дело в том, что Солнце, как известно на сегодняшний день, излучает электромагнитные волны самой разной длины. Светило, например, иногда испускает чрезвычайно короткие волны, которые названы гамма-излучением. Более длинные волны, открытые в самом конце XIX века, названы по имени их открывателя Вильгельма Рентгена (1845–1923) рентгеновскими лучами. Еще более длинные волны – это ультрафиолетовое излучение.

Весь коротковолновый участок шкалы электромагнитных волн (от гамма– до ультрафиолетового излучения) сквозь атмосферу Земли практически не проходит, – точнее, проходит весьма незначительная его часть. Это, скажем попутно, очень хорошо: коротковолновое излучение губительно для всего живого на поверхности Земли. Исследования этой части излучений Солнца начались сравнительно недавно, когда люди с помощью специальной аппаратуры, вынесенной за пределы земной атмосферы на ракетах и спутниках, начали систематические наблюдения Солнца в новых, недоступных для наземных наблюдений диапазонах длин волн электромагнитного излучения.

К диапазону ультрафиолетовых лучей примыкает участок так называемого видимого света. Излучение в этом диапазоне длин волн практически беспрепятственно достигает поверхности Земли. Именно поэтому глаза обитателей нашей планеты за миллиарды лет эволюции приспособились воспринимать видимый свет. Ультрафиолетовое излучение, например, наши глаза не видят, и это понятно: эволюции не было никакого смысла формировать орган, рассчитанный на чувствительность к излучению, которого на Земле нет…

Зато наши глаза научились великолепно различать видимые излучения по длинам волны. Например, свет, длина волны которого составляет 650 нанометров (1 нанометр – миллиардная доля метра), воспринимается нашими глазами как красный цвет. Если длина волны света около 400 нанометров, мы видим фиолетовый цвет. Поэтому, если зрение человека в порядке (человек не дальтоник), он может довольно точно, в буквальном смысле слова «на глаз» определять длину волны электромагнитного излучения в видимом диапазоне.

Здесь нужно сделать оговорку. Если мы смешаем два цвета (например, красный и желтый), то есть будем рассматривать поток излучения, где присутствуют волны сразу двух типов, – наши глаза нас обманут. Мы увидим оранжевый цвет, хотя на самом деле света с длиной волны около 600 нанометров (соответствующей нашему восприятию оранжевого цвета) в потоке нет. Аналогично, свет, в котором присутствуют все волны видимого диапазона – от красного до фиолетового – мы воспринимаем как белый…

К длинноволновому концу видимого диапазона (мы его воспринимаем как насыщенный красный цвет) примыкает излучение, которое наши глаза уже не могут зафиксировать, – инфракрасное. Но зато мы можем почувствовать это излучение не глазами, а кожей как поток тепла. Это излучение тоже почти без потерь проходит сквозь земную атмосферу.

Еще более длинные волны находятся в радиодиапазоне, и чтобы их зарегистрировать, нам понадобятся специальные устройства – радиоприемники. Солнце излучает и в радиодиапазоне! Но не все радиоволны проходят к нам сквозь атмосферу: некоторые длины волн атмосфера не пропускает, некоторые же проходят практически свободно.

В самом начале XIX века физики начали использовать наработки Ньютона для исследования солнечного света, – конечно же, пока только в видимом диапазоне длин волн. О существовании излучений с длиной волны меньше и больше, чем у видимого света, можно было только догадываться.

Новое устройство, которое получило название «спектроскоп», позволило совершить грандиозный прорыв в физике.

Свет Солнца пропускался через узкую прямолинейную щель, за которым стояла линза, формировавшая параллельный пучок света. Этот свет направлялся сквозь главный элемент прибора – стеклянную призму. Проходя сквозь призму, «белый» свет Солнца разлагался на спектр: красные лучи отклонялись под одним углом, желтые – под другим, и так далее. Спектроскоп позволял развести в разные стороны лучи с разной длиной волны! В результате изображение прямолинейной щели размывалось, и вместо яркой белой линии получался солнечный спектр (разложение по цветам, или, что то же самое, по длинам волн). Спектр выглядит как длинный радужный прямоугольник, где красный цвет плавно переходит в оранжевый, оранжевый – в желтый, желтый – в зеленый, зеленый – в голубой, голубой – в синий, синий – в фиолетовый. Эта радужная полоска получила название «непрерывный спектр Солнца».

Какую информацию о Солнце мог дать его спектр? На первый взгляд, несущественную – можно было сказать лишь одно: в солнечном свете присутствуют излучения с самой разной длиной волны. Но уже в 1802 году Уильям Гайд Волластон (1766–1828) впервые использовал в спектральном приборе прямоугольную щель вместо круглого отверстия, которое со времен Ньютона физики использовали для разложения света в спектр с помощью призмы. Волластон обнаружил, что спектр солнечного света перерезан семью темными линиями. На это удивительное открытие тогда не обратили надлежащего внимания. Волластон решил, что это просто естественные границы различных цветов спектра (радуги)…

В 1814 году выдающийся немецкий оптик и физик Йозеф Фраунгофер (1787–1826) опубликовал результаты своего детального и тщательного исследования солнечного спектра. Оказалось, что спектр Солнца буквально испещрен, изрезан, исчерчен множеством темных линий! Фраунгофер насчитал уже не семь, а около 600 таких линий (всего же их оказалось значительно больше – многие десятки тысяч). Ученый определил и записал положение каждой из этих линий. Основные, самые широкие линии он обозначил буквами латинского алфавита, под которыми они известны и сегодня. Этот частокол линий был назван именем открывателя – «линии Фраунгофера» (см. иллюстрацию на вклейке).

Когда Фраунгофер начал наводить свой прибор на звезды, он убедился, что спектры разных звезд существенно различаются! Некоторые линии (например, та, которая была им помечена буквой D), присутствовала во всех спектрах. Другие же линии были заметно слабее (либо сильнее), некоторые не были видны совсем. Становилось понятно, что набор фраунгоферовых линий и их интенсивность различны для разных источников света (небесных тел), и значит, зависит от условий, царящих на этих источниках. Появлялась возможность по спектру источника света получить информацию об этом источнике!

Эксперименты по получению спектров искусственных источников света пролили свет на сущность линий в спектре. Пионером в этих опытах был шотландец Томас Мелвилл (1726–1753), ушедший из жизни еще в 27-летнем возрасте. Он изучал спектры пламени спирта, в который добавлял поочередно разные вещества: нашатырь, соду, селитру, морскую соль. В отличие от спектра Солнца, спектр пламени представлял собой набор из ярких линий (линий излучения). Почти всегда в спектрах возникала яркая желтая линия, которая присутствовала в спектрах на одном и том же месте.

Фраунгофер повторил опыты Мелвилла. Сначала исследователи были озадачены тем, что желтая линия появлялась в спектрах при горении самых разных веществ: серы, спирта, шерсти, бумаги, слоновой кости. Могло возникнуть впечатление, что эта линия отражает какой-то общий закон природы, некое общее свойство всех без исключения спектров! Но многочисленные проверки показали: желтая линия все-таки появляется тогда и только тогда, когда в горящем веществе присутствовал натрий. Именно раскаленные пары натрия порождали новый эффект.

Исследователь Уильям Сван (1818–1894) писал позднее, что эти опыты показали, насколько чувствителен новый метод (спектральный анализ): линия появляется, даже если натрий присутствует в ничтожных количествах! С другой стороны, эксперименты продемонстрировали, что натрий действительно чрезвычайно распространен в природе. Сегодня мы считаем это естественным: натрий входит с состав поваренной соли, а уж она-то распространена на Земле чрезвычайно широко, будучи растворенной в гигантских количествах в водах Мирового океана…

Опыты продолжались. Разложение на спектр света электрической дуги показало, что набор линий зависит от химического состава используемых электродов. Становилось все более ясно, что спектр может указывать на химический состав источника света. Так были открыты два новых металла: например, рубидий (названный так благодаря красному цвету своей наиболее яркой линии в спектре) и цезий, дававший голубую линию.

Замечательным было следующее. Темная линия D (спектроскописты называют темные фраунгоферовы линии в спектрах линиями поглощения) в спектрах Солнца была точно на том же месте, что и желтая линия натрия в ярких линиях излучения искусственных источников света! При тщательном рассмотрении линия поглощения D оказалась двойной – точно такой же, как и яркая желтая линия излучения натрия в спектре пламени. Становилось понятным, что желтая линия в пламени и темная линия D (тоже оказавшаяся на желтом участке спектра Солнца) указывают на присутствие одного и того же вполне определенного химического элемента (натрия) как в пламени горелки, так и на Солнце! Возникла идея, что каждая линия Фраунгофера указывает в спектре Солнца на присутствие там того или иного химического элемента…

Так оно и есть. Сегодня мы знаем, что атомы различных химических элементов имеют свойство как поглощать, так и излучать свет на вполне определенной длине волны, одной и той же как для излучения, так и для поглощения. Во времена Фраунгофера о строении атомов (и даже их существовании) ничего определенного не было известно, но уже было ясно, что речь идет о разных типах вещества (разных химических элементах).

Процесс, который приводит к образованию линий поглощения, можно качественно описать примерно следующим образом. Если раскаленное Солнце излучает свет на всех длинах волн, то присутствующие на Солнце атомы, поглощая часть этого излучения, как бы «выедают» из спектра часть света, причем каждый тип атомов делает это точно на своей, вполне определенной длине волны. На сегодняшний день теория атомных спектров позволяет рассчитывать, на каких именно длинах волн должен поглощать свет (образовывать линии Фраунгофера) каждый элемент.

Оказалось, что каждый тип атомов может поглощать свет не на одной, а сразу на многих длинах волн (образовывать много линий поглощения). Если атом однократно ионизован (в окружающей его ядро электронной оболочке отсутствует один электрон), появляется новая линия. Если нет двух электронов – другая… В результате атомы, например, железа, лишенные одного, двух, трех, восьми электронов, дадут целый набор соответствующих линий на разных (но вполне определенных) длинах волн.

Всего атомы железа, в разной степени ионизованные, порождают 3288 линий! Титан дает 1085 линий в видимой части спектра, хром – 1028, кобальт – 785, и т. д. Разобраться в этом частоколе линий, конечно, чрезвычайно сложно. Тем не менее, у нас появляется принципиальная возможность, построив полный набор возможных вариантов, отождествить все линии Фраунгофера в солнечном спектре и указать, каким химическим элементам они соответствуют. Каждую линию в спектре Солнца можно сравнить с фрагментом «отпечатка пальцев» того или иного типа атомов, находящихся на Солнце…

От зарождения идеи до ее реализации пройден долгий и сложный путь. Изучить и отождествить многие тысячи линий в спектре Солнца оказалось крайне трудно. Спектральный анализ – дело чрезвычайно сложное и тонкое, зависящее от многих факторов.

Например, довольно скоро выяснилось, что некоторые линии меняют свою интенсивность в зависимости от того, высоко или низко находится Солнце над горизонтом. Оказалось, что эти линии возникают не на Солнце, а в атмосфере Земли, когда солнечный свет проходит сквозь земной воздух. Линии, добавляющиеся к спектру Солнца из-за влияния земной атмосферы, спектроскописты называют теллурическими. Их надо научиться выделять, чтобы понять, какой они вносят вклад, чтобы не спутать вклады Солнца и нашей атмосферы в формирование солнечного спектра.

Спектральный анализ как детально разработанная новая научная методика возник в 1859–1862 годах. Именно тогда были получены решающие достоверные доказательства, что линии Фраунгофера порождаются именно Солнцем. Доказать это было непросто, но это было сделано. Огромный вклад в разработку нового могучего метода внесли немецкие исследователи – физик Густав Роберт Кирхгоф (1824–1877) и химик Роберт Вильгельм Бунзен (1811–1899).

Спектральный анализ развивался на протяжении многих десятилетий и совершенствуется в настоящее время. Надо сказать, что в самом начале его развития, два столетия назад, никто и представить себе не мог его гигантский потенциал!

Во-первых, как показано выше, спектральный анализ может указать на химический состав источника света – в данном случае Солнца. Любопытно, что основополагающие опыты шли полным ходом как раз тогда, когда Огюст Конт провозглашал, что мы никогда не узнаем состав Солнца и иных звезд…

Благодаря спектральному анализу мы теперь в деталях знаем, какие типы атомов (химические элементы) присутствуют на Солнце. Так, второй по распространенности во Вселенной химический элемент был обнаружен первоначально именно на Солнце! Его линии никак не удавалось отождествить ни с какими линиями, которые возникали в земных экспериментах. Оставалось предположить, что это следы некоего неизвестного элемента, существующего на Солнце, но пока не открытого на Земле… Его линии в спектре Солнца в 1868 году были выделены служащим военного министерства в Лондоне и одновременно первоклассным специалистом-астрономом (хотя и любителем) Джозефом Норманом Локьером (1836–1920). Новый элемент был назван «гелий» – в честь греческого названия «гелиос» (Солнце).

Всего на Солнце с помощью спектрального анализа на сегодняшний день отождествлено около 80 химических элементов, а также дейтерий и даже радиоактивный торий. Все они, как оказалось, на Солнце присутствуют. Другое дело, что отсутствие в солнечном спектре линий каких-то химических элементов еще не говорит о том, что таких атомов на Солнце нет: они вполне могут там быть, но создавать линии, например, в недоступной для наблюдений с Земли части спектра. Другой вариант: если атомов какого-то элемента на светиле совсем мало, может оказаться, что соответствующие линии будут просто незаметны. Кстати говоря, несколько сотен слабых линий в солнечном спектре не отождествлены до сих пор: мы пока не знаем, какие элементы их порождают…

Во-вторых, оказалось, что разные линии на фоне непрерывного спектра Солнца не похожи друг на друга. Некоторые – широкие, некоторые – узкие, некоторые – очень темные, некоторые едва заметны.

Если измерить, какую часть излучения поглотили атомы данного вида в середине и на краях поперек темной линии, можно построить так называемый контур спектральной линии. Центральную, самую темную часть контура линии, где света меньше всего, спектроскописты называют ядром линии; края, где света побольше – ее «крыльями». Форма контура на сегодняшний день также рассчитывается при помощи математических моделей в зависимости от типа порождающих линию атомов и сравнивается с тем, что мы в действительности видим на Солнце. Оказалось, что форма контура линии также несет в себе богатую информацию об условиях на Солнце, где формировалась эта линия.

Со временем выяснилось (а соответствующая идея возникла давно), что «мощность» линии, которая описывается формой ее контура, зависит от числа того или иного типа атомов в наружных слоях Солнца. Современная теория формирования спектральных линий, основанная на фундаментальных закономерностях строения атомов и их взаимодействия с излучением, позволяет построить модели, на основании которых рассчитываются относительные концентрации (количество атомов) различных химических элементов на Солнце. Зависимости получаются нелинейные: если одного элемента на Солнце вдвое больше, чем другого, это вовсе не значит, что ширина или глубина контура первой линии будет именно вдвое больше! Зависимости оказались более сложными, но главное, что они сегодня хорошо известны ученым.

Выяснилась удивительная вещь: основные закономерности распределения числа атомов различных элементов по их относительному количеству на Солнце оказались похожими для многих звезд! С этой точки зрения Солнце выглядит довольно типичной звездой, хотя абсолютно одинаковых звезд (т. е. звезд с абсолютно одинаковыми спектрами) не обнаружено, и Солнце тут не исключение – иногда заметные, иногда тонкие отличия в спектрах, конечно же, всегда находятся.

Итак, расчеты позволяют определить не только типы атомов, которые обнаруживаются на Солнце по линиям Фраунгофера, но и относительное количество разных типов атомов!

Теперь мы знаем, что больше всего на Солнце атомов водорода. По числу атомов его примерно в 10 раз больше, чем всех остальных атомов, вместе взятых: водорода на Солнце, по современным оценкам, 90,7 %. По массе же его там меньше, примерно 74 %. Это связано с тем обстоятельством, что водород – самый легкий элемент во Вселенной: его атомов много, но их суммарная масса не столь уж велика.

На втором месте после водорода стоит открытый Локьером гелий. Его наиболее вероятная концентрация – 9,1 % по числу атомов и около 24 % по массе. Нетрудно увидеть, что на все остальные типы атомов приходится всего 0,2 % по числу атомов и не более 2 % по массе. Суммарное число всех атомов обнаруженных на Солнце металлов (необходимо заметить, что астрофизики-спектроскописты непривычно называют металлами все атомы тяжелее гелия), например, почти в 10 тысяч раз меньше, чем атомов водорода.

Впрочем, нужно иметь в виду, что спектральный анализ позволяет изучать состав и относительное содержание элементов прежде всего в тонком слое нижней атмосферы Солнца – фотосфере, а также в находящихся над ней более разреженных слоях газа. Свет, который попадает в земные спектральные приборы, исходит из именно этих слоев. Что же касается более глубоких, непрозрачных и поэтому невидимых для нас слоев Солнца, то оценки их химического состава делаются косвенным методом на основе создаваемых физических моделей.

Таким образом, мы видим, что концентрации различных типов атомов различаются на Солнце очень сильно. Так, например, можно говорить о том, что в атмосфере Солнца на миллион атомов водорода приходится лишь один атом кальция. При этом кальций – вовсе не самый малораспространенный на Солнце элемент, а линия К кальция, – одна из самых заметных в спектре Солнца. Это еще раз показывает удивительную чувствительность спектрального анализа – метода, который уже давно стал основным способом изучения небесных тел в астрофизике.

Помимо данных о химическом составе далекого космического источника излучения (в нашем случае Солнца), спектральные линии способны дать информацию и о других его физических свойствах.

Австрийский физик, профессор математики Христиан Доплер (1803–1853), работавший в Праге, в 1842 году опубликовал результаты своего замечательного исследования. Пусть какой-то источник издает звук с определенной частотой. Согласно эффекту Доплера, частота (тон) звука будет меняться, если источник звука будет двигаться – к нам или от нас! Если поезд на большой скорости проносится мимо станции, тон его свистка (или гудка) будет казаться наблюдателю, стоящему на перроне, выше, пока поезд приближается, и ниже, когда поезд, проехав мимо станции, начнет удаляться. Читатели, которые пользуются электричками, наверное, вспомнят, что неоднократно сталкивались с этим эффектом: тон звука свистка встречной электрички мгновенно меняется (становится ниже), как только ее головной вагон проносится мимо нас.

Существует легенда о том, что в 1845 году для проверки эффекта Доплера был проведен грандиозный эксперимент с движущимся паровозом, тянувшим за собой платформу с музыкантами. Оркестр играл на духовых инструментах. Вдоль пути следования размещались другие музыканты (люди с музыкальным слухом!), которые должны были сравнить звуки, доносящиеся с движущейся платформы, со звуками, которые издавали их собственные инструменты. Тон, несомненно, изменялся! Предсказания Доплера блестяще подтвердились.

Но какое отношение эти опыты имеют к Солнцу?

Дело в том, что французский физик Арман Ипполит Физо (1819–1896) убедительно показал, что эффект Доплера должен проявляться в изменении частоты не только звуковых колебаний, но и частоты любых типов волн, испускаемых неким источником! Это означало, что должна меняться и частота световых волн. Поскольку частота – это величина, обратная уже известной нам характеристике излучения, которая называется длиной волны, – вследствие действия эффекта Доплера длина волны солнечного излучения также должна изменяться в зависимости от того, к нам или от нас движется излучающее электромагнитные волны вещество Солнца.

На первый взгляд, обнаружить такое изменение невозможно. Ведь Солнце излучает, как было сказано выше, на всех длинах волн! И это значит, что если длина какой-то волны изменится, она превратится в длину другой волны, которая тоже испускается светилом, а в целом ничего не изменится – весь непрерывный спектр чуть сдвинется, но заметить это мы не сможем. Но дело в том, что на фоне непрерывного спектра Солнца есть особые метки – фраунгоферовы линии. Согласно расчетам Доплера, эти линии должны сместиться в сторону более коротких волн (к «синему» концу спектра), если источник движется к нам, и в сторону более длинных волн («красному» концу спектра), если источник излучения движется от нас. Эти смещения по сравнению с ситуацией, когда источник никуда не двигается, физики так и называют – синим или красным смещением.

Эти расчеты в принципе было нетрудно проверить. Солнце вращается довольно быстро. Это означает, что на восточном крае Солнца его вещество на экваторе движется к нам (с довольно приличной скоростью – около двух километров в секунду), а вещество на западном краю все время удаляется от нас с такой же скоростью, повинуясь вращению Солнца. Если мы получим спектр не всего Солнца, а только света, идущего от его восточного края, и сравним со спектром света, излучаемым западным краем, положения фраунгоферовых линий должны различаться: на востоке они должны сдвинуться в «синюю» сторону, на западе – в «красную».

Проблема заключалась только в том, что при известной (по видимому движению солнечных пятен) скорости вращения Солнца синее и красное смещение на краях должно было стать совсем незначительным. Линия с широким контуром могла сама оказаться гораздо шире ожидаемого смещения, и заметить такое смещение было бы сложно. Поэтому для контрольного эксперимента были отобраны слабые тонкие линии в оранжевой части спектра: две из них были солнечного происхождения, две – земного.

Эффект был обнаружен: на краях Солнца линии смещались в разные стороны относительно неподвижных теллурических (земных) линий. Высокоточные наблюдения эффекта Доплера были проведены в 1880-е годы разными исследователями. В результате удалось получить значения скорости вращения Солнца даже на высоких широтах – там, где пятен никогда не бывает, и скорость вращения поэтому оставалась там неизвестной…

Использование эффекта Доплера в спектральном анализе позволило проводить тонкие и точные измерения скорости излучающего вещества вдоль луча зрения – к Земле или от Земли. Понятно, что если мы наведем телескоп, оснащенный спектроскопом, на Солнце, в щель спектрального прибора попадет свет от довольно большого участка солнечной поверхности. На этом участке можно ожидать разные движения вещества – и вверх, и вниз, и это значит, что суммарные линии Фраунгофера, порождаемые этим участком, должны смещаться одновременно и в синюю, и в красную сторону. На практике это приводит к тому, что контур линии изменяется: линия становится более «толстой», широкой. Если же какой-то тип движения доминирует (например, вещество на Солнце преимущественно поднимается), тогда и контур линии окажется ассиметричным, расширенным в одну сторону (в указанном случае – в синюю).

Анализ изменений формы контура фраунгоферовых линий – особое искусство. Форма контура содержит в себе информацию о скоростях вещества – к нам или от нас, и квалифицированный спектроскопист в состоянии выудить эту информацию и сделать вывод, с какой скоростью на проанализированном участке солнечной поверхности и в какую сторону преимущественно движется вещество…

Помимо данных о скоростях солнечного вещества, спектральный анализ позволяет получить и информацию о его температуре.

Насколько нагрето солнечное вещество?

Два тысячелетия назад такой вопрос не ставился, поскольку само строгое понятие температуры отсутствовало (хотя, конечно, существовало на интуитивном уровне). Было неизвестно, какова температура пламени костра, льда, тела человека.

Физики всерьез занялись понятием теплоты только в XIX веке, хотя первые попытки измерить тепло, получаемое Землей от Солнца, были выполнены Исааком Ньютоном еще в 1680 году. Здесь великий физик допустил великую ошибку: он считал, что интенсивность излучения пропорциональна температуре источника излучения. Если температура повышается вдвое, то, по мысли Ньютона, и энергия излучения увеличится в два раза. Позже оказалось, что это грубо неверно.

В 1837 году Джон Гершель, проводя свои знаменитые астрономические наблюдения на мысе Доброй Надежды, соорудил первый актинометр. Идея прибора заключалась в том, чтобы измерить количество тепловой энергии, приходящей от Солнца, на единицу площади за единицу времени. Опыты начинались с выставления под солнечные лучи ясным днем кусочков льда. При этом замерялось время, за которое лед превращался в воду, и сравнивалось с аналогичным действием других источников тепла, где количество энергии, подводимой ко льду, было известно.

Позднее эксперименты стали более совершенными. Такие опыты и такие задачи легко решаются школьниками. Эксперименты с актинометром Гершеля на юге Африки и пиргелиометром Пулье во Франции дали сходные результаты, и постепенно становилось ясно, какая мощность излучения Солнца падает на единицу площади земной поверхности. Неопределенность оставалась в одном – какую часть падающего излучения по пути до актинометра поглощает атмосфера. Французский физик Клод Пулье (1791–1868) считал, что атмосфера поглощает половину падающей энергии, Гершель-младший исходил из своей оценки в одну треть. Пулье вычислил на основании своих опытов, какое количество солнечной энергии, падающей вертикально на один квадратный сантиметр, способно нагреть 1,7633 грамма воды на 1 градус за одну минуту (без учета поглощения атмосферой), и назвал эту величину солнечной постоянной. Поскольку количество тепла, нужное для нагрева грамма воды на градус за минуту, называется калорией, становится понятно, что солнечная постоянная по Пулье была оценена в 1,7633 калории в минуту на один квадратный сантиметр.