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.

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *