Галактики. Большой путеводитель по Вселенной

Спектр – это просто измерение количества энергии, излучаемой светящимся объектом, будь то пламя свечи или галактика, на разных длинах волн (или, что то же самое, частотах) света. Например, если мы возьмем свет от Солнца и разделим его через призму, то обнаружим радугу – характерный «континуум» света – с интенсивностью, которая достигает пика на длине волны около 500 нм, что соответствует желтоватому свету. Солнце испускает излучение, которое не входит в видимую для человека часть спектра, подобно ультрафиолету и инфракрасному излучению, но здесь оно слабее. Спектр тоже не совсем гладкий. Яркая непрерывная эмиссия отличается тысячами темных пятен на определенных длинах волн – это линии поглощения, вызванные особыми элементами на Солнце, которые поглощают фотоны очень специфической энергии (и, следовательно, очень специфических частот). Эти темные линии называются линиями Фраунгофера в честь немецкого оптика XIX века Йозефа фон Фраунгофера.

Этот УФ-снимок, сделанный спутником GALEX, дал нам более четкое представление о галактике Андромеда, также известной как М31. На изображении видна сложная структура галактики со спиральными рукавами, окружающими ее центр. M31 мало чем отличается от Млечного Пути. Телескопы, чувствительные к ультрафиолетовым фотонам, могут обнаружить излучение молодых массивных звезд, которые распространены в богатых газом дисках спиральных галактик, где формируются новые звезды, – именно поэтому на снимке видны спиральные рукава. Ультрафиолетовый свет не может пройти через атмосферу Земли, поэтому такие наблюдения должны вестись из космоса

Фраунгофер был, по сути, пионером в области астрономической спектроскопии – не удивительно, что линии солнечного поглощения названы в его честь. При определенных условиях некоторые элементы могут также излучать, а не поглощать фотоны определенной энергии. Они называются линиями эмиссии, или излучения, и выглядят как яркие пятна или всплески в спектре. Если насыпать немного соли в пламя, можно заметить, что оно внезапно станет ярко-желтым: так происходит потому, что при разрушении соли натрий в ней ионизируется, так как энергии пламени хватает для удаления электрона из ядра атома натрия. Когда электрон вернется к своему атому (или, что более вероятно, соединится с другим атомом, который также потерял электрон), энергия, которая ушла на его удаление, высвободится. Поскольку это очень специфическое изменение энергии (квантовая механика говорит нам, что различные возможные уровни энергии в атомах дискретны), оно соответствует и очень специфическому цвету. В случае натрия длина волны испускаемого света составляет ровно 589,3 нм. Именно она дает натриевым фонарям их характерный желтый цвет. Если взглянуть на спектр света уличного натриевого фонаря, можно заметить, что бо́льшая часть света излучается одним из пиков этих эмиссионных линий. Как видите, мы можем использовать спектр не только для изучения звезд или галактик, но линии эмиссии и поглощения открывают и их химический состав.

Из лабораторных испытаний, которые проводятся здесь, на Земле, и из атомной теории мы знаем точные длины волн линий эмиссии и поглощения, создаваемых всеми различными элементами. Их можно сопоставить с линиями излучения и поглощения, наблюдаемыми в звездах и газе ближайших и далеких галактик. Измеряя спектры последних, мы обнаруживаем, что все спектральные особенности систематически сдвигаются вдоль шкалы по длине волны, но относительное расстояние между отдельными линиями излучения и поглощения в спектре остается таким же, как если бы измерения проводились на Земле.

Например, общая линия эмиссии в галактиках называется H-альфа (водородом-альфа) – это одна из линий излучения, испускаемых ионизированным газом вблизи новых звезд, которые мы обсуждали в первой главе. H-альфа – основная спектральная линия в бальмеровской серии линий эмиссии водорода, которая включает H-альфа, – бета, – гамма и т. д. Напомним, что при попадании на атом водорода фотона с нужной энергией электрон может сбежать с орбиты ядра; в этом случае мы говорим, что атом ионизирован. Когда электрон рекомбинируется и восстанавливает свой первоначальный уровень энергии, высвобождается фотон. H-альфа-свет при измерении на Земле имеет длину волны около 650 нм, но мы можем измерить H-альфа в некоторой отдаленной галактике и обнаружить, что длина его волны приближается к двум микронам. Мы знаем, что это – H-альфа, а не какая-то другая линия, так как на это указывает ее положение относительно других линий эмиссии и спектральных характеристик, служащих своего рода идентификацией типа штрих-кода. Тогда в чем дело? Явно не в том, что фундаментальная физика, контролирующая испускание этих фотонов, варьируется от галактики к галактике.