§ 9. СПЕКТРАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ

Одним из самых могущественных методов современной астрофизики является спектральный анализ. Он дает возможность изучать температуру, состав, строение и даже движение далеких небесных объектов.

Получение спектров небесных светил основано на свойстве стеклянной призмы и дифракционной решетки преломлять лучи света разных длин волн под разными углами.

Рис. 10. Схема призменного спектрографа.

Это явление называется дисперсией.

Для получения спектра служит прибор, называемый спектрографом. На рис. 40 показано схематическое устройство призменного спектрографа.

Спектрограф прикрепляется к окулярному концу телескопа так, чтобы щель оказалась в фокусе его объектива или зеркала. С другой стороны, щель находится в фокусе линзы, называемой коллиматором.

Коллиматор превращает лучи, прошедшие через щель, в параллельный пучок и направляет его на призму, которая и разлагает его в спектр. Объектив спектрографа создает изображение спектра на фотопластинке.

В дифракционном спектрографе пучок лучей от коллиматора направляется на отражающую дифракционную решетку, на поверхности которой специальным алмазным резцом нанесено большое количество параллельных штрихов (200—600 на миллиметр) на равных расстояниях друг от друга. Отраженный пучок лучей разлагается в спектр, поскольку угол отклонения луча решеткой зависит от длины волны. Дисперсия решетки пропорциональна числу штрихов на миллиметр, но с увеличением дисперсии растут и потери света. Важным преимуществом дифракционного спектрографа перед! призменным является постоянство дисперсии вдоль спектра. Кроме того, дифракционный спектрограф может быть использован для получения спектров в ультрафиолетовом и инфракрасном участках спектра, где стеклянная призма неприменима. Большинство современных спектрографов на крупнейших телескопах — дифракционные.

При спектрографировании планет приходится иметь дело чаще всего со спектрами поглощения. Такие спектры образуются, как известно, если на пути лучей раскаленного твердого или жидкого тела (а также газа под большим давлением) находится более холодный газ, поглощающий лучи определенных длин волн, что и вызывает появление на фоне яркого непрерывного спектра темных линий или полос поглощения.

Получение планетных спектров связано с целым рядом трудностей. Прежде всего ультрафиолетовая часть спектров всех небесных тел, начиная с длины волны 2900 А, «срезается» озоном, находящимся в земной атмосфере. Кроме того, обычное стекло не пропускает лучей с длинами волн короче 3700 А, но это затруднение можно обойти, применяя кварцевую оптику. С другой стороны, инфракрасную часть спектра планет трудно изучать из-за ее невысокой интенсивности и низкой чувствительности фотографических пластинок, воспринимающих инфракрасные лучи.

Применение в качестве приемников света сернисто-свинцовых фотоэлементов позволило продвинуться довольно далеко в инфракрасную область спектра планет, а именно до 3,5 мкм.

Спектрограф (вернее спектрометр) с сернисто-свинцовым фотосопротивлением имеет совсем иное устройство, чем обычный спектрограф. Вместо кассеты с пластинкой в нем помещается движущаяся щель, а за ней фотоэлемент. Щель постепенно перемещается вдоль спектра, и фототок, усиленный многокаскадным усилителем, записывается на бумажной ленте специальным самописцем. В результате за 12—14 минут получается автоматическая запись спектра (регистрограмма).

Рис. 11. Регистрограммы спектров Марса (сплошная линия) и Луны (прерывистая), полученные с помощью инфракрасного спектрометра, установленного на 125-сантиметровом рефлекторе Государственного астрономического института им. Штернберга (южная станция в Крыму, В. И. Мороз). Полосы указаны стрелками.

На рис. 11 показаны регистрограммы Марса и Луны для длин волн 1,9-2,5 мкм. Линии и полосы поглощения дают на кривой минимумы.

Еще дальше в инфракрасную область спектра — до 10—15 мкм позволили продвинуться сопротивления из германия, легированного золотом, цинком или ртутью, охлаждаемые жидким или твердым азотом или жидким водородом до очень низких температур. Большинство спектральных линий или иных деталей спектра (максимумов и минимумов, характеризующих спектральные свойства поверхности планеты или широкие полосы поглощения газов атмосферы) наблюдается как раз в инфракрасной области спектра.

С другой стороны, выход наших приборов в космос позволил избавиться от поглощения в атмосфере и широко использовать ультрафиолетовую область спектра. Процесс получения спектра все более автоматизируется. Имеются установки, где регистрограмма сразу идет на ЭВМ и обрабатывается по заданной программе.

Поскольку планеты светят отраженным светом Солнца, очевидно, что в спектре планеты, лишенной атмосферы, мы можем наблюдать те же спектральные линии, что и в спектре Солнца. Это мы и наблюдаем в случае Луны, Меркурия и малых планет.

Но если планета окружена атмосферой, то солнечные лучи, проходя сквозь атмосферу планеты, испытывают в ней поглощение, затем отражаются от поверхности планеты (или от окружающего ее слоя облаков), вторично поглощаются в ее атмосфере и, наконец, проходят через атмосферу Земли, достигая прибора наблюдателя. Таким образом, полученный спектр планеты содержит линии троякого происхождения: линии спектра Солнца, линии, вызванные двукратным поглощением света в атмосфере планеты, и теллурические линии, причиной которых является поглощение света в атмосфере Земли. Из этих трех групп линий — солнечных, теллурических и планетных — нас, естественно, интересуют только последние.

Для разделения трех групп линий в планетных спектрах и выделения линий собственно планетного происхождения применяются различные методы. Одним из них является сравнение спектра планеты со спектром Луны, полученным в совершенно аналогичных условиях, т. е. с той же аппаратурой, на тех же пластинках, при такой же высоте Луны над горизонтом и желательно в ту же ночь. Последние два требования нужны для того, чтобы поглощение света в нашей атмосфере, а следовательно, интенсивность теллурических линий были одинаковы в обоих случаях. В результате в спектрах обоих светил должны быть следующие линии:

В спектре планеты:

солнечные + теллурические + планетные.

В спектре Луны: солнечные + теллурические.

Разница между ними должна быть обусловлена исключительно присутствием планетных линий.

Этот метод хорош, если в атмосфере планеты имеются поглощающие вещества, отсутствующие в атмосфере Земли. Тогда соответствующие линии или полосы поглощения сразу бросаются в глаза при сравнении спектров (рис. 12). Но если мы хотим найти в атмосфере планеты вещество, заведомо входящее в состав земной атмосферы (например, кислород или водяной пар), задача сильно осложняется. Конечно, соответствующие линии в спектре планеты должны быть усилены, но при небольших количествах интересующего нас вещества это усиление будет мало ощутимо и сделанные на основании этого выводы о присутствии или отсутствии данного вещества в атмосфере планеты будут ненадежны.

Рис. 12. Спектры Луны и планет-гигантов.

В этом случае более уверенные результаты дает использование принципа Доплера — Физо, согласно которому в случае приближения источника света к наблюдателю происходит смещение спектральных линий к фиолетовому концу спектра, а в случае удаления — к красному концу. Величина этого смещения пропорциональна скорости сближения или удаления.

Если мы будем фотографировать спектр планеты в тот момент, когда она с большой скоростью приближается к Земле или удаляется от нее, то линии, имеющие солнечное и планетное происхождение, будут смещены и их можно будете отделить от теллурических линий

Как легко сообразить, наиболее удобным временем для таких наблюдений являются: для нижних планет — эпохи их наибольших видимых удалений от Солнца (элонгаций), а для верхних планет — эпохи квадратур, когда планета находится в 90° от Солнца. В это время скорость сближения или удаления Земли и планеты наибольшая и может достигать 30 км/сек для далеких планет. Доплеровскоео смещение для такой скорости составляет 0,4-0,7 А в различных участках спектра. Ясно, что заметить его можно будет только при достаточной линейной дисперсии спектрографа, определяющей масштаб изображения спектра на пластинке. Линейная дисперсия исчисляется числом ангстремов, приходящихся на 1 мм длины спектра. Величина ее зависит от свойства призмы или решетки, фокусного расстояния объектива спектрографа и длины волны соответствующего участка спектра. В современных спектрографах линейная дисперсия может достигать 1 А 1мм, но при этом сильно возрастают потери света (из-за поглощения в призмах и «растяжения» спектра). Поэтому спектры планет получают обычно с меньшей дисперсией: от 6—10 А /мм (для ярких планет) до 30—50 А /мм (для Урана и Нептуна).

Принцип Доплера — Физо применяется также для определения периодов вращения планет. Если поставить щель спектрографа вдоль экватора планеты, то вследствие ее вращения один край будет приближаться к нам, а другой — удаляться. В результате все спектральные линии (кроме теллурических) получают некоторый наклон, по величине которого можно определить период вращения планеты, если он не очень велик. Так были определены периоды вращения Марса, Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна в хорошем согласии с непосредственными наблюдениями.

Этот же метод позволил А. А. Белопольскому и Дж. Килеру в 1895 г. доказать метеоритное строение кольца Сатурна. Поставив щель спектрографа вдоль экватора планеты, они обнаружили, что спектральные линии кольца наклонены в противоположную сторону по отношению к линиям самой планеты. Это означало, что линейная скорость вращения для кольца не возрастает с увеличением расстояния от оси вращения, а, наоборот, убывает.

Подсчет показал, что это убывание скорости вращения происходит в полном соответствии с III законом Кеплера, т. е. что каждая частица кольца обращается вокруг Сатурна как его самостоятельный спутник. Отсюда следует, что все кольцо состоит из множества отдельных частиц.

Рис. 13. Схема наклона спектральных линий в спектре Сатурна и его колец.

Рис. 13 дает схематическое изображение явления (ср. его с рис. 14, изображающим спектрограмму Сатурна и его колец, а также Луны и Венеры).

Рис. 14. Спектрограммы Венеры, Сатурна и Луны, полученные с помощью трехпризменного спектрографа. Наклон линий хорошо заметен в спектре Сатурна, но совершенно отсутствует в спектрах Луны и Венеры.

Выход спектральных аппаратов за пределы атмосферы и их приближение к объектам исследования — Луне, планетам и их спутникам — позволили, во-первых, полностью избавиться от теллурических линий, а во-вторых, исключить все другие вредные влияния нашей атмосферы (дрожание изображения, замывание линий, общее поглощение в тех или иных участках спектра и т. д.).

Поэтому надежность получаемых спектральным методом результатов сильно возросла.

Намного увеличилась и разрешающая способность наземной спектроскопии. Наивысшим достижением здесь можно считать применение так называемой фуръе-спектроскопии: Обычный метод инфракрасной спектроскопии страдает тем недостатком, что спектр записывается последовательно и изменение содержания водяного пара или углекислого газа в земной атмосфере на пути луча за время записи может исказить результат. Фурье-спектрометр весь спектр записывает одновременно. В основе метода лежит использование интерферометра Майкельсона, в котором луч света от светила разделяется на две части, проходящие пути разной длины. Когда оба луча соединяются, они интерферируют (взаимодействуют) между собой, взаимно усиливая или ослабляя друг друга в зависимости от того, в какой фазе придут световые колебания в обоих лучах. Если разность фаз равна нулю, интенсивности обоих лучей складываются; если она равна 180°, они в сумме дадут нулевую интенсивность. Но в приборе длину пути одного из лучей можно плавно менять, и тогда результирующая интенсивность будет тоже плавно меняться, выписывая кривую, называемую интерферограммой. Однако в этой кривой уже заложен весь спектр, так как разность хода лучей измеряется в единицах длины волны, а длины волн меняются вдоль спектра. Чтобы упростить дело, ненужные участки спектра отрезают с помощью светофильтров. Остается превратить интерферограмму в кривую распределения интенсивности по спектру — его регистрограмму. Это делается с помощью математической операции, называемой преобразованием Фурье, по имени французского математика Ж. Фурье, который вывел формулы этого преобразования еще в 1811 г., за 150 лет до применения описанного метода в астрономии.

Метод фурье-спектроскопии дал очень высокую точность и степень разрешения мелких деталей спектра, в 100 раз превосходящую все, что было возможно до того.

Измерение распределенияэнергии вдоль спектра планеты, или спектрофотожтрия, может дать ценные данные о строении поверхности или атмосферы планеты, поскольку при отражении солнечного света планетой это распределение изменяется в зависимости от свойств отражающей поверхности. Спектрофотометрия может производиться, например., при помощи фотоэлемента, постепенно продвигаемого вдоль спектра, или путем обработки спектрограмм методами фотографической фотометрии. Все эти способы отягощены неравной чувствительностью фотоэлемента и фотопластинки к лучам различной длины волны и поэтому при пользовании ими необходимо сравнивать яркость каждого участка спектра с соответствующим участком спектра сравнения, распределение энергии в котором известно.

Много интересных данных дает фотографирование планет сквозь светофильтры, пропускающие лишь свет в определенном интервале длин волн. Такой метод относится к области колориметрии, т. е. измерения цвета. При этом, конечно, речь идет не о грубой оценке на глаз цвета тех или иных частей поверхности планеты, поскольку такие оценки всегда субъективны и неточны, а о выражении цветности планетных образований с помощью так называемых цветовых эквивалентов.

Каждый светофильтр характеризуется своей кривой спектрального пропускания, которая показывает изменение доли пропускаемой лучистой энергии в зависимости от длины волны. Некоторые светофильтры выделяют довольно узкую область спектра и характеризуются так называемой эффективной длиной волны, приблизительно соответствующей максимуму кривой пропускания. Другие, называемые «односторонними», поглощают лучи, начиная от некоторой граничной длины волны. Г. А. Тихов, положивший начало фотографической колориметрии планет, уже путем непосредственного сравнения снимков Марса, полученных с различными светофильтрами, получил ценные объективные данные о цветности различных областей этой планеты. Более уверенные данные о физической природе планетных образований дает метод цветовых эквивалентов.

В качестве цветового эквивалента того или иного образования на диске планеты можно взять отношение его яркостей для двух различных длин волн, т. е. при наблюдении в два разных светофильтра (например, синий и красный).

Колориметрия дает менее точные результаты, чем спектрофотометрия, но зато имеет более широкие возможности для использования, так как гораздо легче получить снимок планеты сквозь светофильтр, чем ее спектр. В то же время по такому снимку можно получить (после соответствующей фотометрической обработки) распределение яркости по диску планеты в лучах определенного цвета, т. е. для определенного участка спектра.

В применении к малым телам Солнечной системы (астероидам и спутникам) колориметрия обычно выражается в определении их показателя цвета, под которым понимается разность между фотографической и визуальной звездной величиной объекта. Чем краснее светило, тем эта разность больше, так как обыкновенная фотопластинка нечувствительна к красным лучам (см. табл. 5, § 8). Впрочем, для астероидов гораздо удобнее применять один приемник радиации (фотопластинку или фотоэлемент), закрывая его поочередно светофильтрами с различными эффективными длинами волн. Определение показателей цвета неоднократно производилось и для больших планет.

Показатели цвета астероидов в соединении с фотометрическими данными дают нам некоторое представление о составе и физических свойствах их поверхности.

Описанные выше методы спектрофотометрии и колориметрии планет получили в свое время большое развитие в работах советских ученых Г. А. Тихова, В. Г. Фесенкова, Н. П. Барабашова, В. В. Шаронова, Н. Н. Сытинской и других. Но и сейчас методы спектрофотометрии продолжают применяться с постепенным расширением спектрального диапазона в сторону инфракрасных лучей.