XIX век и астрофизика

XIX век и астрофизика

XIX 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.

ПЛАН:

1. Вступление.

2.Спектральный анализ – стержень астрофизтки.

3.Фотография в астрономии.

4.Фотолаборатория в русской бане.

5. Точное определение блеска звезд.

6. Вывод.

Библиография:

Энциклопедия для детей “Аванта+:астрономия”.

ДЕВЯТНАДЦАТЫЙ ВЕК

И

АСТРОФИЗИКА.

Реферат

Ученицы 8 класса “А”

Джунь Ирины.