Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее

В 1814 году, сотрудничая в одной из мюнхенских оптических фирм, Фраунгофер приступил к систематическим исследованиям преломляющих свойств различных прозрачных веществ. Он сразу же натолкнулся на темные линии в солнечном спектре и быстро убедился, что они — стабильная характеристика источника, не зависящая от призмы. Дело в том, что аналогичные линии Фраунгофер увидел в спектре обычной свечи, а потом и в спектрах планет. Кроме того, он нашел иной способ разложения света — с помощью искусно изготовленных дифракционных решеток, и получил довольно точные данные о длинах световых волн разного цвета.

Однако Фраунгофер не был профессиональным физиком или химиком и не стал заниматься поиском связи спектральных линий с химическим составом вещества. Он остановился на том, что спектры планет похожи на солнечный, а спектры звезд отличаются от него и иногда довольно сильно. Физико-химические же исследования начались заметно позднее.

В 1854 году в Гейдельберг переехал физик Густав Роберт Кирхгоф (1824–1887), чтобы помочь профессору химии Роберту Вильгельму Бунзену (1811–1899) в осуществлении большой программы по анализу состава газов. Следствием этой работы стало создание спектрального анализа. Благодаря удачному решению ряда чисто технических проблем Бунзен и Кирхгоф сумели очень точно описать всю видимую часть солнечного спектра и связать многие наблюдаемые линии с конкретным химическим составом нашего светила. Они обнаружили более 20 элементов, входящих в атмосферу Солнца.

Теперь стал виден ясный путь к пониманию состава небесных тел. Значимость работы Кирхгофа и Бунзена, частично подытоженной в книге «Химический анализ посредством наблюдений спектров» (1860), сравнима только с галилеевскими наблюдениями неоднородностей Луны и Солнца. Спектры открыли дверь и в атомно-молекулярный мир. В течение следующего полувека из их исследований выросла атомная физика. И именно анализ спектров привел в 20 столетии к появлению модели расширяющейся Вселенной. Но эти достижения еще впереди, а тогда стало ясно, что перед астрономией и физикой лежит необъятное море новой работы. Необходимо было получить и проанализировать спектральные портреты тысяч и тысяч звезд.

Так рождалась современная астрофизика.

Спектры сыграли выдающуюся роль и в определении геометрических параметров Вселенной в самых больших масштабах. Определение расстояний до звезд и их скоростей, несмотря на всевозрастающую мощность телескопов, оставалось довольно серьезной проблемой. Старые геометрические методы, блестяще оправдавшие себя при измерениях Солнечной системы, оказались беспомощными при обращении к очень далеким объектам. Даже самыми современными средствами невозможно обнаружить параллакс звезды, удаленной более чем на 100 световых лет, а, следовательно, нет прямого геометрического способа измерить расстояние и скорость.

Выход был найден в связи с работами австрийского физика и астронома Кристиана Допплера (1803–1853). В 1842 году он установил, что частота волнового процесса должна зависеть от скорости и направления движения источника. В соответствии с идеей Допплера, относительный сдвиг частоты приблизительно определяется отношением скорости источника к скорости распространения сигнала (звука или света): /₀ = ± v/c, где ₀ — частота для покоящегося источника, а знак выбирается в зависимости от направления движения источника. По правилу: + к нам, — от нас, т. е. частота убегающего источника уменьшается (красное смещение), а приближающегося — увеличивается (фиолетовое смещение).

Этот эффект, довольно легко наблюдаемый в акустике, трудно уловить в оптике, если скорость источника существенно меньше скорости света. Но именно так обстоит дело со звездами.

Лишь в 1868 году оптический допплер-эффект был обнаружен английским астрономом Уильямом Хэггинсом (1824–1910), изучавшим спектр Сириуса в своей частной обсерватории. Спектральные линии стали для Хэггинса своеобразными метками — именно их небольшое смещение позволило оценить скорость Сириуса[78]. Впоследствии для самых далеких объектов удалось связать между собой задачи определения скоростей и расстояний до них, и допплер-эффект стал надежным космологическим методом.

Стоит добавить, что пионерские работы по астроспектроскопии (Кирхгоф, Бунзен, Хэггинс и другие) проводились без применения фотографии. Дело такого рода в смысле объема и качества полученного материала — истинный подвиг.