Девятнадцатый століття та астрофізика

Девятнадцатый століття та астрофизика

XIX століття — це століття становлення та швидкого розвитку із ще однією важливій галузі астрономіїастрофізики. На той час до сфери уваги учених потрапили принципи устрою і еволюції небесних тіл, фізика процесів, які у космічному просторі. Від фізики нова наука взяла методи вивчення, як від астрономії - неосяжне полі досліджень, про яку фізики могли лише мечтать.

Термин «астрофізика» виник середині 1960;х років ХІХ століття. «Хрещеним батьком» астрофізики був німецький астроном Йоганн Карл Фрідріх Целльнер (1834 — 1882), професор Лейпцизького університету.

В на відміну від небесної механіки, рік народження, який точно відомий (1687-й), назвати дату «появи світ» астрофізики негаразд легко. Вона зароджувалася поступово, в протягом 1-ой половині XIX века.

В 1802 р. англійський фізик Вільям Хайд Волластон (1766−1828), відкрив протягом року ультрафіолетові промені, побудував спектроскоп, у якому попереду скляній призми паралельно її ребру розташовувалося вузька щілину. Навівши прилад на Сонце, він зазначив, що сонячний спектр перетинають вузькі темні линии.

Волластон тоді не зрозумів сенс свого відкриття і додав йому особливого значення. Через 12 років, в1814 р. німецький фізик Йозеф Фраунгофер (1787−1826) знову знайшов у сонячному спектрі темні лінії, та на відміну від Волластона зумів правильно пояснити їх поглинанням променів газами атмосфери Сонця використовуючи явища дифракції світла, він поміряв довжини хвиль можна побачити ліній, які отримали з того часу назва фраунгоферовых.

В 1873 р. шотландський фізик Девід Брюстер (1781−1868). Відомий своїми дослідженнями поляризації світла, звернув увагу до групу смуг в сонячному спектрі, інтенсивність яких збільшувалася тоді, як Сонце опускалося до обрію. Спливло майже 30 років, перш ніж 1862 р. видатний французький астрофізик П'єр Жуль Сезар Жансен (1824-XIX07) дав їм правильне пояснення: ці смуги, що отримали назву теллурических, викликані поглинання сонячних променів газами земної атмосферы.

К середині XIX століття фізики вже досить добре вивчили спектри світних газів. І так було встановлено, що світіння парів породжують яскраву жовту лінію. Проте за тому самому місці в спектрі Сонця спостерігалася темна лінія. Що б це значило?

Решить цей питання на 1859 р. взялися видатний німецький фізик Густав Кірхгоф (1824−1887) і його колега, відомий хімік Роберт Бунзен (1811−1899).Сравнивая довжини хвиль фраунгоферовых ліній в спектрі Сонця і ліній випромінювання парів різних речовин, Кірхгоф і Бунзен виявили на Сонце натрій, залізо, магній, кальцій, хром та інші метали. Щоразу світловим лабораторним лініях земних газів відповідали темні лінії в спектрі Сонця. У 1862 году шведський фізик і астроном Андрес Йонас Ангстрем (1814−1874), один із основоположників спектроскопії, знайшов у сонячному спектрі лінії найпоширенішого у природі елемента — водню. У 1869 году він також, вимірявши з великою точністю довжини хвиль кількох тисяч ліній, становив перший докладний атлас спектра Сонця.

18 серпня 1868гда французький астрофізик П'єр Жансен, спостерігаючи повне сонячне затемнення, зауважив яскраву жовту лінію в спектрі Сонця поблизу подвійний лінії натрію. Її приписали до неивестному Землі хімічному елементу гелію. Справді, на Землі гелій був впнрвые знайдений за газах, що виділялися при нагріванні мінералу клевеита, лише у 1895 году, про що він цілком виправдав своє «позаземне» название.

Успехи спектроскопії Сонця стимулювали учених застосовувати спектральний аналіз до вивченню зірок. Видатна роль розвитку зоряної спектроскопії з права належить італійському астрофізику Анджело Секкі (1818−1878). У 1863−1868 року він вивчив спектри 4-х тисяч зірок та побудував першу класифікацію зоряних спектрів, поділивши їх чотирма класу. Його класифікація було прийнято усіма астрономами і застосовувалася до запровадження початку ХХ століття Гарвардської класифікації. Поруч із Вільямом Хеггинсом Секкі виконав перші спектральні спостереження планет, причому то побачив у червоній частини спектра Юпітера широку чорну смугу, належала, як з’ясувалося згодом, метану.

Немалый внесок у розвиток астроспектроскопии вніс співвітчизник Секкі Джованні Донати (1826−1873), ім'я котрого зазвичай пов’язують із відкритої їм у 1858 году і названої у його честь яскравої та дуже красивою кометою. Донати першим отримав її спектр і ототожнив спостережувані у ньому смуги і цілком лінії. Він вивчав спектри Сонця, зірок, сонячних хромосфери і корони, і навіть полярних сияний.

Уильям Хеггинс (1824−1910) встановив подібність спектрів багатьох зірок зі спектром Сонця. Він показав, що світло випускається його розпеченій поверхностю, поглощаясь після цього газами сонячної атмосфери. Стало ясно, чому лінії елементів в спектрі Сонця і зірок, зазвичай, темні, а чи не яскраві. Хеггинс уперше отримав і досліджував спектри газових туманностей, які з окремих ліній випромінювання. І це довело, що вони газовые.

Хеггинс вперше вивчив спектр нової зірки, саме нової Північної Корони, раптової в 1866 году, події і виявив існування навколо зірки розширення газової оболонки. Одним із перших він використовував визначення швидкостей зірок по променю зору принцип Доплера — Физо (його часто називають ефектом Доплера).

Незадолго до цього, в 1842 году, австрійський фізик Крістіан Доплер (1803−1853) теоретично довів, що частота звукових і світлових коливань, які сприймаються спостерігачем, залежить від швидкості наближення чи видалення їх джерела. Висота тону гудка локомотива, наприклад, різко змінюється (у бік зниження), коли наближається поїзд проїжджає повз б нас і починає удаляться.

Выдающийся французький фізик Арман Іполит Луї Физо (1819−1896) в 1848 г перевірив це явище для променів світла лабораторії. Він також запропонував використати його для визначення швидкостей зірок по променю зору, про променевих швидкостей, — зі зміщення спектральних ліній до фіолетовому кінцю спектра (у разі наближення джерела) або до червоному (у разі видалення). У 1868 году Хеггинс у такий спосіб поміряв променеву швидкість Сиріуса. Виявилося, що він наближається до землі зі швидкістю приблизно 8 км/с.

Последовательное застосування принципу Доплера — Фозо в астрономії призвело до ряду чудових відкриттів. У 1889 году директор Гарвардської обсерваторії (США) Едуард Чарлз Пікерінг (1846−1919) виявив роздвоєння ліній в спектрі Мицара — всім відомої зірки 2-ї зоряної величини в хвості Великої Ведмедиці. Лінії з певним періодом то зсувалися, то розсовувалися. Пікерінг зрозумів, що це скоріше всього тісний подвійна система: її зірки настільки близькі друг до друга, що їх можна розрізнити ані за телескоп. Проте спектральний аналіз дозволяє це. Оскільки швидкості обох зірок пари направлені на різні боки, їх можна визначити, використовуючи принцип Доплера — Физо (і навіть, звісно, і період звернення зірок в системе).

В 1900 году пулковский астроном Аристарх Аполлонович Белопольский (1854−1934) використовував Україні цього принципу визначення швидкостей і періодів обертання планет. Якщо поставити щілину спектрографа вздовж екватора планети, спектральні лінії отримають нахил (один край планети до нас наближається, а інший — видаляється). Доклавши його до кільцям Сатурна, Белопольский довів, що Ділянки кільця звертаються навколо планети за законами Кеплера, отже, складаються з багатьох окремих, які пов’язані між собою дрібних частинок, як і припускали, виходячи з теоретичних міркувань, Джеймс Клерк Максвелл (1831−1879) і Софія Василівна Ковалевская (1850−1891).

Одновременно з Белопольским той самий результат отримали американський астроном Джеймс Едуард Килер (1857−1900) й французький астроном Анрі Деландр (1853−1948).

Примерно протягом року до цих досліджень Белопольский виявив періодичне зміна променевих швидкостей у цефеид. Тоді ж московський фізик Миколо Олексійовичу Умов (1846−1915) висловлював випередило свого часу думку, що в разі вчені мають справу ні з подвійний ситемой, как вважали, і з пульсацією зірки.

Между тим астроспектроскопия робила дедалі нові успіхи. У 1890 году Гарвардська астрономічна обсерваторія випустила великий каталог зоряних спектрів, що мав 10 350 зірок до 8-ї зоряної розміру й до 25* південного схиляння. Він був присвячений пам’яті Генрі Дрэпера (1837−1882), американського любителя астрономії (за фахом лікаря), піонера широко він фотографії в астрономії. У 1872 году він отримав першу фотографію спектра зірки (спектрограмму), кому надалі - спектри яскравих зірок, Місяця, планет, комет і туманностей. Після виходу першого тому каталогу до нього раз видавалися доповнення. Загальна кількість вивчених спектрів зірок досягло 350 тисяч.

Применение фотографії в астрономії мало величезне значення завдяки її численним переваг перед візуальними наблюдениями.

В 1839 р. французький винахідник Луї Жак Манде Дагер (1787−1851) придумав спосіб отримання прихованого зображення на металевої платівці з йодисте срібло, що він виявляв потім парами ртуті. З’явилися перші портрети людей (дагеротипи). Директор Паризької обсерваторії Домінік Франсуа Араго (1786−1853) у доповіді Французької Академії Наук 19 серпня 1839 г. зазначив великі перспективи застосування фотографії у науці, зокрема у астрономії. Вже 1840 р. були получины перші дагеротипи Сонця і Місяця, потім зірок, сонячної корони, спектра Солнца.

Большим недоліком дагеротипов була неможливість їх тиражування. Дагеротипполучался у одному примірнику, і, щоб отримати інший, треба було знімати вдруге. У 1851 г. англієць Ф. Скотт-Арчер придумав мокрий колоїдне спосіб, коли платівки незадовго до вживання заливались шаром коллоида, що містить йодисте срібло. Останнє і служило светочувствительным матеріалом.

Первые ж експерименти по фотографуванню небесних тіл у такий спосіб показали значну перевагу мокрого коллкидного способу перед дагеротипным. Час експозицій зменшилися більш ніж у 100 раз, зображення містили численні детали.

Самых великих успехав при застосуванні мокрого колоїдного способу досяг англійський астроном-аматор Варрен Делорю (1815−1889). Будучи власником паперової фабрики, він у свої гроші побудував обсерваторію біля Лондона і добрий телескоп, з яким і провів фотографування. За його пропозиції Британська астрономічна асоціація побудувала в К’ю спеціальну обсерваторію і прилад для фотографування Солнца-фотогелиограф.

В 1850 г. Вільям і Джордж Бонди, батько із сином, вперше зробили фотографію зірки (Веги). У 1872 г. Генрі Дрэпером отримали її перша спектрограмма, де було видно лінії поглинання. Фотографія дедалі більше проникала в практику астрономічних досліджень. У 1891 г. з її допомогою було відкрито першу малу планету. Це була 323 Бруция. Поступово удосконалювалася техніка фотографування, поліпшувалися фотоматеріали. Для фотографування стали доступні жёлтая, червона і інфрачервона області спектра.

* * *

Для спостереження повного сонячного затемнення 19 серпня 1887 г. з Росією, в приволзький містечко Юр'євець (неподалік Нижнього Новгорода), приїхав директор Потсдамской обсерваторії професор Герман Карл Фогель (1841−1907). Він хотів сфотографувати червоний ділянку спектра хромосфери і корони, що на той час не можна було зняти з допомогою які застосовувались з 1871 г. сухих броможелатиновых платівок. І тому Фогель виготовив спеціальну емульсію на рідкої основі, ввечері напередодні затемнення залив свої платівки коллоидным шаром і навіть поставив сушитися. І раптом егр сусіди — учасники експедиції Московської обсерваторії на чолі з А. А. Белопольским — почули крик отчаяния:

Все пропало! Мої платівки загинули!

Это кричав Фогель. Він виставив свої платівки в «фотолабораторії», якої йому послужила звичайна російська лазня. Стеля її було присипаний землею, що від ляскоту дверима осипалося. Бідний Фогель неможливо думав, що у приміщенні, де люди миються, земля може сипатися зі стелі. І все-таки він з становища — спостерігав спектр визуально.

* * *

Еще у минулому астрономи підрозділяли зірки з блиску на шість класів — зоряних величин. Ця величина немає жодного ставлення до розмірам зірки, вона характеризує лише кількість світла. У 1857 году англійський астроном Норман Роберт Погсон (1829−1891) запропонував уживану і нині шкалу зоряних величин, у якій різниці до однієї зоряну величину відповідає ставлення блиску, що становить 2,512 разу. Кількість це вибрано для зручності, оскільки 2,512 = 100. Різниці в 5 зоряних величин відповідає ставлення блиску рівно в 100 раз, а різниці, наприклад, в 15 величин воно одно 1 млн. Почалися точні визначення блиску зірок. І тому застосовувалися спеціальні прилади — фотометри. Завдяки цим методам стало можливим точні спостереження змін блиску змінних звезд.

Наблюдательная астрофізика бурхливо розвивався і в XX столітті. Але цього столітті її вперше початку випереджати астрофізика теоретична, яка охопила єдиним взсром весь Всесвіт.

Список литературы

Для підготовки даної праці були використані матеріали із російського сайту internet.