Девятнадцатый
век и астрофизика
XIX век - это
век становления и быстрого развития еще одной важной области астрономии-
астрофизики. К тому времени в сферу внимания ученых попали принципы устройства
и эволюции небесных тел, физика процессов, происходящих в космическом
пространстве. От физики новая наука взяла методы изучения, а от астрономии -
необъятное поле исследований, о котором физики могли только мечтать.
Термин
“астрофизика” появился в середине 60-х годов XIX века. “Крестным отцом”
астрофизики был немецкий астроном Иоганн Карл Фридрих Целльнер (1834 – 1882),
профессор Лейпцигского университета.
В отличие от
небесной механики, год рождения, который точно известен (1687-й), назвать дату
“появления на свет” астрофизики не так легко. Она зарождалась постепенно, в
течение 1-ой половине XIX века.
В 1802 г.
английский физик Уильям Хайд Волластон (1766-1828), открывший годом ранее
ультрафиолетовые лучи, построил спектроскоп, в котором впереди стеклянной
призмы параллельно ее ребру располагалось узкая щель. Наведя прибор на Солнце,
он заметил, что солнечный спектр пересекают узкие темные линии.
Волластон тогда
не понял смысл своего открытия и не придал ему особого значения. Через 12 лет,
в1814 г. немецкий физик Йозеф Фраунгофер (1787-1826) вновь обнаружил в
солнечном спектре темные линии, но в отличие от Волластона сумел правильно
объяснить их поглощением лучей газами атмосферы Солнца используя явления
дифракции света, он измерил длины волн наблюдаемых линий, которые получили с
тех пор название фраунгоферовых.
В 1873 г.
шотландский физик Дэвид Брюстер (1781-1868). Известный своими исследованиями
поляризации света, обратил внимание на группу полос в солнечном спектре,
интенсивность которых увеличивалась по мере того, как Солнце опускалось к
горизонту. Прошло почти 30 лет, прежде чем в 1862 г. выдающийся французский
астрофизик Пьер Жюль Сезар Жансен (1824-XIX07) дал им правильное объяснение:
эти полосы, получившие название теллурических, вызваны поглощение солнечных
лучей газами земной атмосферы.
К середине XIX
века физики уже довольно хорошо изучили спектры светящихся газов. Так, было
установлено, что свечение паров порождают яркую желтую линию. Однако на том же
месте в спектре Солнца наблюдалась темная линия. Что бы это значило?
Решить этот
вопрос в 1859 г. взялись выдающийся немецкий физик Густав Кирхгоф (1824-1887) и
его коллега, известный химик Роберт Бунзен (1811-1899).Сравнивая длины волн
фраунгоферовых линий в спектре Солнца и линий излучения паров различных
веществ, Кирхгоф и Бунзен обнаружили на Солнце натрий, железо, магний, кальций,
хром и другие металлы. Каждый раз светящимся лабораторным линиям земных газов
соответствовали темные линии в спектре Солнца. В 1862году шведский физик и астроном
Андрес Йонас Ангстрем (1814-1874), еще один из основоположников спектроскопии,
обнаружил в солнечном спектре линии самого распространенного в природе элемента
– водорода. В 1869году он же, измерив с большой точностью длины волн нескольких
тысяч линий, составил первый подробный атлас спектра Солнца.
18 августа
1868гда французский астрофизик Пьер Жансен, наблюдая полное солнечное затмение,
заметил яркую желтую линию в спектре Солнца вблизи двойной линии натрия. Ее
приписали к неивестному на Земле химическому элементу гелию. Действительно, на
Земле гелий был впнрвые найден в газах, выделявшихся при нагревании минерала
клевеита, только в 1895году, за что он вполне оправдал свое “внеземное”
название.
Успехи
спектроскопии Солнца стимулировали ученых применять спектральный анализ к
изучению звезд. Выдающаяся роль в развитии звездной спектроскопии по праву
принадлежит итальянскому астрофизику Анджело Секки (1818-1878). В 1863-1868
годах он изучил спектры 4-х тысяч звезд и построил первую классификацию звездных
спектров, разделив их на четыре класса. Его классификация была принята всеми
астрономами и применялась до введения в начале XX века Гарвардской
классификации. Одновременно с Уильямом Хеггинсом Секки выполнил первые
спектральные наблюдения планет, причем он обнаружил в красной части спектра
Юпитера широкую черную полосу, принадлежавшую, как выяснилось впоследствии,
метану.
Немалый вклад в
развитие астроспектроскопии внес соотечественник Секки Джованни Донати
(1826-1873), имя которого обычно связывают с открытой им в 1858году и названной
в его честь яркой и очень красивой кометой. Донати первым получил ее спектр и
отождествил наблюдаемые в нем полосы и линии. Он изучал спектры Солнца, звезд,
солнечных хромосферы и короны, а также полярных сияний.
Уильям Хеггинс
(1824-1910) установил сходство спектров многих звезд со спектром Солнца. Он
показал, что свет испускается его раскаленной поверхностю, поглощаясь после
этого газами солнечной атмосферы. Стало ясно, почему линии элементов в спектре
Солнца и звезд, как правило, темные, а не яркие. Хеггинс впервые получил и
исследовал спектры газовых туманностей, состоящие из отдельных линий излучения.
Это и доказало, что они газовые.
Хеггинс впервые
изучил спектр новой звезды, а именно новой Северной Короны, вспыхнувшей в 1866году,
и обнаружил существование вокруг звезды расширяющейся газовой оболочки. Одним
из первых он использовал для определения скоростей звезд по лучу зрения принцип
Доплера – Физо (его часто называют эффектом Доплера).
Незадолго до
этого, в 1842году, австрийский физик Кристиан Доплер (1803-1853) теоретически
доказал, что частота звуковых и световых колебаний, воспринимаемых
наблюдателем, зависит от скорости приближения или удаления их источника. Высота
тона гудка локомотива, например, резко меняется (в сторону понижения), когда
приближающийся поезд проезжает мимо нас и начинает удаляться.
Выдающийся
французский физик Арман Ипполит Луи Физо (1819-1896) в 1848г проверил это
явление для лучей света в лаборатории. Он же предложил использовать его для
определения скоростей звезд по лучу зрения, так называемых лучевых скоростей,-
по смещению спектральных линий к фиолетовому концу спектра (в случае
приближения источника) или к красному (в случае его удаления). В 1868году
Хеггинс таким способом измерил лучевую скорость Сириуса. Оказалось, что он
приближается к земле со скоростью примерно 8 км/с.
Последовательное
применение принципа Доплера – Фозо в астрономии привело к ряду замечательных
открытий. В 1889году директор Гарвардской обсерватории (США) Эдуард Чарлз Пикеринг
(1846-1919) обнаружил раздвоение линий в спектре Мицара – всем известной звезды
2-й звездной величины в хвосте Большой Медведицы. Линии с определенным периодом
то сдвигались, то раздвигались. Пикеринг понял, что это скорее всего тесная
двойная система: ее звезды настолько близки друг к другу, что их нельзя
различить ни в один телескоп. Однако спектральный анализ позволяет это сделать.
Поскольку скорости обеих звезд пары направлены в разные стороны, их можно
определить, используя принцип Доплера – Физо (а также, конечно, и период
обращения звезд в системе).
В 1900году
пулковский астроном Аристарх Аполлонович Белопольский (1854-1934) использовал
этот принцип для определения скоростей и периодов вращения планет. Если
поставить щель спектрографа вдоль экватора планеты, спектральные линии получат
наклон (один край планеты к нам приближается, а другой – удаляется). Приложив
этот метод к кольцам Сатурна, Белопольский доказал, что Участки кольца
обращаются вокруг планеты по законам Кеплера, а значит, состоят из множества
отдельных, не связанных между собой мелких частиц, как это предполагали, исходя
из теоретических соображений, Джеймс Клерк Максвелл (1831-1879) и Софья
Васильевна Ковалевская (1850-1891).
Одновременно с
Белопольским такой же результат получили американский астроном Джеймс Эдуард
Килер (1857-1900) и французский астроном Анри Деландр (1853-1948).
Примерно за год
до этих исследований Белопольский обнаружил периодическое изменение лучевых
скоростей у цефеид. Тогда же московский физик Николай Алексеевич Умов
(1846-1915) высказывал опередившую свое время мысль, что в данном случае ученые
имеют дело не с двойной ситемой,как тогда полагали, а с пульсацией звезды.
Между тем
астроспектроскопия делала все новые и новые успехи. В 1890году Гарвардская
астрономическая обсерватория выпустила большой каталог звездных спектров,
содержавший 10350 звезд до 8-й звездной величины и до 25* южного склонения. Он
был посвящен памяти Генри Дрэпера (1837-1882), американского любителя
астрономии (по специальности врача), пионера широкого применения фотографии в
астрономии. В 1872году он получил первую фотографию спектра звезды
(спектрограмму), а в дальнейшем – спектры ярких звезд, Луны, планет, комет и
туманностей. После выхода первого тома каталога к нему не раз издавались дополнения.
Общее число изученных спектров звезд достигло 350 тысяч.
Применение
фотографии в астрономии имело громадное значение благодаря её многочисленным
преимуществам перед визуальными наблюдениями.
В 1839 г.
французский изобретатель Луи Жак Манде Дагер (1787-1851) придумал способ
получения скрытого изображения на металлической пластинке из йодистого серебра,
которое он проявлял затем парами ртути. Появились первые портреты людей
(дагеротипы). Директор Парижской обсерватории Доминик Франсуа Араго (1786-1853)
в своем докладе Французской академии наук 19 августа 1839г. указал на обширные
перспективы применения фотографии в науке, в частности в астрономии. Уже в 1840
г. были получины первые дагеротипы Солнца и Луны, затем звезд, солнечной
короны, спектра Солнца.
Большим
недостатком дагеротипов была невозможность их тиражирования. Дагеротипполучался
в одном экземпляре, и, чтобы получить другой, надо было снимать вторично. В
1851г. англичанин Ф. Скотт-Арчер придумал мокрый коллоидный способ, когда
пластинки незадолго до употребления заливались слоем коллоида, содержащим
йодистое серебро. Последнее и служило светочувствительным материалом.
Первые же
эксперименты по фотографированию небесных тел этим способом показали
значительное преимущество мокрого коллкидного способа перед дагеротипным. Время
экспозиций сократились более чем в 100 раз, изображения содержали
многочисленные детали.
Самых больших
успехав в применении мокрого коллоидного способа достиг английский
астроном-любитель Варрен Делорю (1815-1889). Будучи владельцем бумажной
фабрики, он на свои средства построил обсерваторию близ Лондона и хороший
телескоп, с которым и проводил фотографирование. По его предложению Британская
астрономическая ассоциация построила в Кью специальную обсерваторию и прибор
для фотографирования Солнца-фотогелиограф.
В 1850г. Уильям
и Джордж Бонды, отец и сын, впервые сделали фотографию звезды (Веги). В 1872г.
Генри Дрэпером была получена её первая спектрограмма, на которой были видны
линии поглощения. Фотография всё больше проникала в практику астрономических
исследований. В 1891г. с её помощью была открыта первая малая планета. Это была
323 Бруция. Постепенно совершенствовалась техника фотографирования, улучшались
фотоматериалы. Для фотографирования стали доступны жёлтая, красная и
инфракрасная области спектра.
* * *
Для наблюдения
полного солнечного затмения 19 августа 1887г. в Россию, в приволжский городок
Юрьевец (недалеко от Нижнего Новгорода), приехал директор Потсдамской
обсерватории профессор Герман Карл Фогель (1841-1907). Он намеревался
сфотографировать красный участок спектра хромосферы и короны, который в то
время невозможно было снять с помощью применявшихся с 1871г. сухих
броможелатиновых пластинок. Для этого Фогель изготовил специальную эмульсию на
жидкой основе, вечером накануне затмения залил свои пластинки коллоидным слоем
и поставил сушиться. И вдруг егр соседи – участники экспедиции Московской
обсерватории во главе с А.А. Белопольским – услышали крик отчаяния:
Все пропало!
Мои пластинки погибли!
Это кричал
Фогель. Он выставил свои пластинки в “фотолаборатории”, которой ему послужила
обыкновенная русская баня. Потолок ее был присыпан землей, которая от хлопанья
дверьми осыпалась. Бедный Фогель никак не думал, что в помещении, где люди
моются, земля может сыпаться с потолка. Все же он вышел из положения – наблюдал
спектр визуально.
* * *
Еще в древности
астрономы подразделяли звезды по блеску на шесть классов – звездных величин.
Эта величина не имеет никакого отношения к размерам звезды, она характеризует
только количество света. В 1857году английский астроном Норман Роберт Погсон
(1829-1891) предложил употребляемую и поныне шкалу звездных величин, в которой
разности в одну звездную величину соответствует отношение блеска, составляющее
2,512 раза. Число это выбрано для удобства, потому что 2,512 = 100. Разности в
5 звездных величин соответствует отношение блеска ровно в 100 раз, а для
разности, например, в 15 величин оно равно 1 млн. Начались точные определения
блеска звезд. Для этого применялись специальные приборы – фотометры. Благодаря
этим методам стали возможными точные наблюдения изменений блеска переменных
звезд.
Наблюдательная
астрофизика бурно развивалась и в XX веке. Но в этом веке ее впервые начала
опережать астрофизика теоретическая, охватившая единым взсром всю Вселенную.
Список
литературы
Для подготовки
данной работы были использованы материалы с сайта http://referat2000.bizforum.ru/