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 тАЬастрофизикатАЭ появился в середине 60-х годов XIX века. тАЬКрестным отцомтАЭ астрофизики был немецкий астроном Иоганн Карл Фридрих Целльнер (1834 тАУ 1882), профессор Лейпцигского университета.

В отличие от небесной механики, год рождения, который точно известен (1687-й), назвать дату тАЬпоявления на светтАЭ 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 тАУ 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 тАЬвнеземноетАЭ 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 тАУ 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 тАУ 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 тАУ 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 тАУ 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 тАУ 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 тАУ 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 тАУ участники экспедиции Московской обсерватории во главе с А.А. Белопольским тАУ услышали крик отчаяния:

Все пропало! Мои пластинки погибли!

Это кричал Фогель. Он выставил свои пластинки в тАЬфотолабораториитАЭ, 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 тАУ наблюдал спектр визуально.

* * *

Еще в древности астрономы подразделяли звезды по блеску на шесть классов тАУ 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 тАУ 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.

Вместе с этим смотрят:

"Инкарнация" кватернионов

* Алгебры и их применение

*-Алгебры и их применение

10 способов решения квадратных уравнений

Bilet