Вселенная

Атом каждого элемента обладает определенным количеством и своим особым расположением электронов. Поэтому электроны каждого вида атомов создают свою особую спектральную серию, не повторяющуюся ни у какого другого вида атомов с иным числом и расположением электронов. Именно поэтому спектральные линии, как светлые, так и темные, могут быть использованы для распознавания элементов.
Атом водорода содержит только один электрон, и его спектр относительно прост, так как возможности одного — единственного электрона очень ограниченны. По мере усложнения атомов, с увеличением числа их электронов, спектральные серии также становятся все более и более сложными. Иногда спектр кажется менее сложным, чем можно было бы ожидать, так как большинство его линий оказывается вне видимой части спектра. Однако атом железа, например, имеющий 26 электронов, дает в видимой части спектра тысячи линий. Именно железу в значительной степени обязан своей сложностью видимый участок солнечного спектра.
Если продолжить нагревание вещества, вынуждая электроны атома переходить во все более и более высокие энергетические состояния, то в конце концов будет достигнута точка, при которой некоторые электроны получат достаточно энергии, чтобы преодолеть притяжение центрального ядра и покинуть атом. По мере повышения температуры атом будет терять свои электроны один за другим.
Атом, в котором число электронов меньше (или больше) нормального, называется ионом. Поэтому такая потеря электронов называется ионизацией.
Ионизованный атом дает иную последовательность линий, нежели нормальный. При отрыве одного или нескольких электронов оставшиеся электроны изменяют свои энергетические уровни немного по-иному. Кроме того, спектр атома, потерявшего один электрон, отличается от спектра атома, потерявшего два электрона, и т. д.
Атомы различных видов удерживают свои электроны с разной силой. Температура, достаточная, скажем, для ионизации атома натрия, окажется совершенно недостаточной для ионизации атома кислорода. Далее, чтобы оторвать от атома второй электрон, всегда требуется более высокая температура, чем та, при которой был оторван первый, а чтобы оторвать третий электрон, понадобится еще более высокая температура и т. д.
Короче говоря, различие в спектрах может отражать различия в степени ионизации элементов, а не в самих элементах. А это в свою очередь свидетельствует о разнице температур.
До того как во всем этом разобрались, в спектрах иной раз обнаруживались непонятные линии и их относили за счет неизвестных элементов. Такая догадка оправдалась в случае с гелием, но и только. Во внешней атмосфере Солнца, видимой только во время полных затмений, — в так называемой короне — был якобы обнаружен элемент короний. Точно так же в некоторых туманностях был якобы найден элемент небулий.
Однако в 1927 г. американский астроном Айра Спрэг Боуэн (род в 1898 г.) установил, что линии, приписываемые небулию, на самом деле создаются смесью давно известных элементов кислорода и азота, потерявших в условиях чрезвычайной разреженности по два электрона. Затем в 1941 г. шведский астроном Бенгт Эдлен установил, что короний — это на самом деле смесь атомов железа и никеля, потерявших по десятку электронов каждый.
Когда при истолковании спектров начали учитывать ионизацию, стало возможным только по спектральным сериям устанавливать температуру поверхности изучаемой звезды. Разница между спектральными классами объяснялась теперь разницей температур отдельных звезд и лишь в весьма незначительной степени разницей в их составе. Собственно творя, химический состав подавляющей части звезд удивительно единообразен. Как и Солнце, большинство звезд состоит в основном из водорода и гелия.
Спектральные классы в порядке убывания температуры располагаются так: О, В, A, F, G, К и М. Имеются четыре дополнительных класса, довольно специфических, которые обозначаются R, N, S и W (первые три включают холодные звезды, а последний — горячие).