Реферат: Девятнадцатый век и астрофизика
Реферат: 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/