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.