Всю эту информацию получают, измеряя положение, ширину и интенсивность цвета (насколько он темный или светлый) маленьких темных (а иногда светлых) линий в спектре звезд. Ученые анализируют спектры звезд с помощью эффекта Допплера, чтобы узнать, насколько быстро движутся звезды, насколько протяженны их орбиты и каковы их относительные массы. Существуют и другие эффекты — Зеемана (Zeeman)[34] и Штарка (Stark)[35], которые влияют на внешний вид спектральных линий. Используя эти знания, с помощью эффекта Зеемана можно определить напряженность магнитного поля звезды, а с помощью эффекта Штарка — плотность атмосферы звезды и силу тяжести на ее поверхности. Само присутствие конкретных спектральных линий, каждая из которых соответствует атому определенного элемента, поглощающему (темные линии) или излучающему (светлые линии) свет в атмосфере звезды, говорит нам о присутствии некоторых химических элементов и температуре звезды.
Спектральные линии говорят даже о том, в каком состоянии находятся атомы, ионизированы ли они. Звезды настолько горячи, что атомы железа, например, могут лишиться одного или нескольких своих электронов. Тогда они превращаются в ионы железа. Для каждого типа ионов железа, в зависимости от того, скольких электронов он лишился, характерны особые узоры спектральных линий и положение в спектре. Сравнивая спектры звезд, полученные с помощью телескопов, со спектрами химических элементов, и ионов, полученными в результате лабораторных экспериментов или вычисленными на компьютерах, астрономы могут изучать характеристики звезд, находящихся на огромных расстояниях от Земли.
В холодных звездных газах многим атомам железа недостает только одного электрона, поэтому они создают спектр однократно ионизированного железа. Но в самых горячих зонах звезд, таких как солнечная корона, температура которой достигает миллионов градусов, атомы железа могут терять 10 электронов. Это значит, что железо находится в высоко ионизированном состоянии; оно создает соответствующий рисунок спектральных линий, который ясно говорит о том, что в этой зоне звезды очень высокая температура.
Некоторые участки солнечного спектра меняются в зависимости от изменения районов возмущений на Солнце, причем пик этих возмущений наблюдается каждые 11 лет. Аналогичные изменения происходят в спектре других солнцеподобных звезд. Поэтому с помощью спектроскопии астрономы могут даже определить продолжительность цикла активности далекой звезды, причем настолько далекой, что нечего и мечтать хоть краешком глаза увидеть пятна на ее поверхности.
Эффект Допплера заключается в следующем.
• кажется, что высота звука гудка поезда выше;
• свет звезды кажется более голубым.
• кажется, что высота звука гудка поезда ниже;
• свет звезды кажется более красным.
Гудок паровоза — это стандартный пример, который приводили для объяснения эффекта Допплера многим поколениям школьников и студентов, даже если их это иногда совершенно не интересовало. Но где сейчас услышишь гудок паровоза?
Возможно, более близкая аналогия — ощущение морских волн при движении на моторной лодке. Когда от берега вы движетесь в том направлении, откуда приходят волны, то чувствуете, что лодка быстро качается под ударами волн. Но когда вы направляетесь обратно к берегу, качка заметно уменьшается. В первом случае вы двигались навстречу волнам, сталкиваясь с ними раньше, чем это произошло бы, будь вы неподвижны. Поэтому частота ударов волн о лодку была выше, чем в случае, когда лодка находится в покое.
В спектре звезды есть несколько темных линий. Эти линии указывают на поглощение света различными атомами в атмосфере звезды. Так формируются узнаваемые спектральные рисунки. И когда звезда движется по орбите, эффект Допплера заставляет эти узоры линий перемещаться по спектру.
Поэтому, изучая спектры двойных звезд и наблюдая, как по мере движения звезд по орбитам их спектральные линии смещаются из красной области спектра в фиолетовую и обратно, астрономы могут сказать, насколько быстро они движутся и каковы их относительные массы. И отмечая, сколько времени требуется спектральной линии, чтобы достичь своего крайнего положения в красной области спектра, затем — крайнего положения в фиолетовой области спектра и, наконец, снова вернуться в красную область, можно определить продолжительность движения двойной звезды по орбите.