Здравствуйте,дорогие читатели, сегодня хотел бы вам рассказать как астрономы изучают звезды, откуда они знают их состав и температуру.
Для того что бы понять как это не просто возьмем, к примеру,любую науку. Наука изучает физические явления, их можно пронаблюдать, измерить, изучить, посмотреть под микроскопом, поставить какие-либо эксперименты. Тут все понятно. Предмет исследования этих наук можно "потрогать" или с помощью приборов всесторонне изучить.Но как астрономы могут с такой уверенностью утверждать,как выглядит та или иная звезда, предъявляя в качестве доказательства снимок, на котором видно лишь яркое "пятно". И сказать из чего оно состоит находясь от него на расстоянии в тысячи световых лет.
Давайте по порядку.
В основе наших знаний о Вселенной лежат убеждения в том, что вся она(или по крайней мере,вся видимая доступная её часть) работает по тем же правилам и по тем же физическим законам, которые мы открыли на Земле, а после находили подтверждение в Космосе. Физики никогда не рассматривали нашу планету в отрыве от всей вселенной, ведь мы находимся в ней сами.
Занятный факт, Гелий, сначала был обнаружен на Солнце в 1868 году, с помощью наблюдений за ним, лишь потом на его обнаружили на нашей Земле в 1895 году.
Представление о единстве законов позволяет сделать очень важное допущение. Пусть мы не можем, проникнуть в недра звезды или в ядро галактики, что бы непосредственно увидеть происходящие там процессы. Но мы можем логически вывести эти процессы, наблюдая производимый ими результат. То есть наблюдать за светом который они излучают, точнее электромагнитное излучение в очень широком диапазоне частот который и регистрируем.
Но что нам это дает?
Позволяет воспользоваться формулой «О – С», то есть «наблюдаемое» (observed) минус «вычисленное» (computed). Чтобы понять природу какого-либо объекта, нужно построить его модель, физико-математическое описание происходящих в нём процессов, а затем с помощью этой модели вычислить, какое излучение должно рождаться в этом объекте. Дальше остается сравнить предсказания модели с результатами наблюдений и, если сравнение оказалось не вполне убедительным, то либо изменить параметры имеющейся модели, либо придумать новую, более удачную. Сравнивать есть с чем, ибо свет является нашим источником информации и несет, он, её нам не в малом количестве. Так мы можем по цвету звезды определить её температуру. По цвету красных звезд мы можем предположить что их температура от 2 тысяч до 3 тысяч градусов цельсия, а у белых и голубых от 10 000 до 30 000° С, но иногда встречаются и более горячие звезды с температурой до - 100 000° С.
Конечно, в реальности всё сложнее, поскольку излучение тела не всегда связано с тем, что оно имеет определенную температуру, да и знать температуру звезды, мало. Но не беда! Нам лишь стоит разложить весь спектор излучения, не только "цвет". Современная аппаратура позволяет регистрировать излучение в огромном частотном диапазоне — от гамма- до радиоволн. Хотя общая форма спектра звезды или другого объекта уже говорит о многом (например, о природе излучения — тепловое оно или нет и если тепловое, то какой температуре соответствует),в спектре есть и значительно более полезная информация — линии.
Что? Линии? Да. Линии. При определенных условиях вещество излучает или поглощает свет лишь на определенных частотах. Конкретный набор частот зависит от индивидуального распределения энергетических уровней атомов, ионов или молекул вещества, а это означает, что по наличию той или иной спектральной линии можно сделать вывод, что в излучающем или поглощающем веществе присутствуют эти атомы и молекулы.
Но что это означает? Проще говоря по ним можно составить таблицу и понять какой это атом из химической таблице Менделеева. Это дает возможность определить содержание данного элемента в атмосфере звезды. степень ионизации, плотность вещества, его температуру, напряженность магнитного поля, Если вещество движется, его спектр, в том числе линии,сдвигается как целое из-за эффекта Доплера: в синюю сторону спектра, если вещество приближается к нам, в красную — если вещество удаляется. Это означает, что по смещению линий относительно «лабораторного положения» мы можем узнать,например, о движении как звезды в целом, если смещается весь спектр, так и отдельных слоев ее атмосферы, если линии, образующиеся на различных глубинах, смещаются по-разному.Но углубляться сильно в это не будем.
В спектре звезды, подобной Солнцу, количество спектральных линий (в данном случае, линий поглощения) измеряется многими тысячами, поэтому можно без преувеличения сказать, что о звездных атмосферах (где находится вещество, которое проявляет себя в виде линий) мы знаем почти всё.
Почти — потому что сама теория образования спектров неидеальна, хотя и продолжает непрерывно совершенствоваться. В любом случае, излучение звезд несет в себе огромное количество информации, которую нужно только уметь расшифровать.
Благодарю что дочитали до конца, надеюсь было интересно.
