Дев'ятнадцятий вік і астрофізика

XIX століття - це вік становлення і швидкого розвитку ще однієї важливої галузі астрономії - астрофізики. На той час в сферу уваги вчених потрапили принципи пристрою і еволюції небесних тіл, фізика процесів, що відбуваються в космічному просторі. Від фізики нова наука взяла методи вивчення, а від астрономії -- безмежне поле досліджень, про яку фізики могли тільки мріяти.

Термін "Астрофізика" з'явився в середині 60-х років XIX століття. "Хрещеним батьком" астрофізики був німецький астроном Іоганн Фрідріх Карл Целльнер (1834 - 1882), професор Лейпцігського університету.

На відміну від небесної механіки, рік народження, який точно відомий (1687-й), назвати дату "Появи на світло" астрофізики не так легко. Вона зароджувалася поступово, в Протягом 1-ій половині XIX століття.

У 1802 р. англійський фізик Уільям Хайд Волластоном (1766-1828), який відкрив роком раніше ультрафіолетові промені, побудував спектроскоп, в якому попереду скляній призми паралельно її ребру розташовувалося вузька щілина. Навівши прилад на Сонце, він зауважив, що сонячний спектр перетинають вузькі темні лінії.

Волластоном тоді не зрозумів сенс свого відкриття і не надав йому особливого значення. Через 12 років, в1814 р. німецький фізик Йозеф Фраунгофер (1787-1826) знову виявив у сонячному спектрі темні лінії, але на відміну від Волластоном зумів правильно пояснити їх поглинанням променів газами атмосфери Сонця використовуючи явища дифракції світла, він зміряв довжини хвиль спостережуваних ліній, які отримали з тих пір назва фраунгоферових.

У 1873 р. шотландський фізик Девід Брюстер (1781-1868). Відомий своїми дослідженнями поляризації світла, звернув увагу на групу смуг в сонячному спектрі, інтенсивність яких збільшувалася у міру того, як Сонце сідало до горизонту. Минуло майже 30 років, перш ніж в 1862 р. видатний французький астрофізик П'єр Жюль Сезар Жансен (1824-XIX07) дав їм правильне пояснення: ці смуги, що отримали назву телуричними, викликані поглинання сонячних променів газами земної атмосфери.

До середини XIX століття фізики вже досить добре вивчили спектри світяться газів. Так, було встановлено, що світіння парів породжують яскраву жовту лінію. Але на тому ж місці в спектрі Сонця спостерігалася темна лінія. Що б це значило?

Вирішити це питання в 1859 р. взялися видатний німецький фізик Густав Кирхгоф (1824-1887) і його колега, відомий хімік Роберт Бунзен (1811-1899). Порівнюючи довжини хвиль фраунгоферових ліній в спектрі Сонця і ліній випромінювання парів різних речовин, Кирхгоф і Бунзен виявили на Сонце натрій, залізо, магній, кальцій, хром та інші метали. Кожного разу світиться лабораторним лініям земних газів відповідали темні лінії в спектрі Сонця. В 1862году шведський фізик і астроном Андрес Йонас Ангстрем (1814-1874), ще один з основоположників спектроскопії, виявив у сонячному спектрі лінії самого поширеного в природі елемента - Водню. В 1869году він же, вимірявши з великою точністю довжини хвиль декількох тисяч ліній, склав перший докладний атлас спектру Сонця.

18 серпня 1868гда французький астрофізик П'єр Жансен, спостерігаючи повне сонячне затемнення, зауважив яскраву жовту лінію в спектрі Сонця поблизу подвійної лінії натрію. Її приписали до неівестному на Землі хімічному елементу гелію. Дійсно, на Землі гелій був впнрвие знайдено у газах, що виділялися при нагріванні мінералу клевеіта, тільки в 1895году, за що він цілком виправдав своє "позаземне" назву.

Успіхи спектроскопії Сонця стимулювали вчених застосовувати спектральний аналіз до вивчення зірок. Видатна роль у розвитку зоряної спектроскопії по праву належить італійському астрофізику Анджело Секкі (1818-1878). У 1863-1868 роках він вивчив спектри 4-х тисяч зірок і побудував першу класифікацію зоряних спектрів, розділивши їх на чотири класи. Його класифікація була прийнята всіма астрономами і застосовувалася до введення на початку XX століття Гарвардської класифікації. Одночасно з Вільямом Хеггінсом Секкі виконав перший спектральні спостереження планет, причому він виявив у червоній частині спектру Юпітера широку чорну смугу, що належала, як з'ясувалося згодом, метану.

Чималий внесок у розвиток Астроспектроскопія вніс співвітчизник Секкі Джованні Донаті (1826-1873), ім'я якого зазвичай пов'язують з відкритої ним в 1858году і названої на його честь яскравою і дуже красивою кометою. Донаті першим отримав її спектр і ототожнив що спостерігаються в ньому смуги та лінії. Він вивчав спектри Сонця, зірок, сонячних хромосфери і корони, а також полярних сяйв.

Вільям Хеггінс (1824-1910) встановив схожість спектрів багатьох зірок зі спектром Сонця. Він показав, що світло випускається його розпеченої поверхні, поглинаючись після цього газами сонячної атмосфери. Стало ясно, чому лінії елементів у спектрі Сонця і зірок, як правило, темні, а не яскраві. Хеггінс вперше отримав і досліджував спектри газових туманностей, що складаються з окремих ліній випромінювання. Це і довело, що вони газові.

Хеггінс вперше вивчив спектр нової зірки, а саме нової Північної Корони, яка спалахнула в 1866году, і виявив існування навколо зірки розширюється газової оболонки. Одним з перших він використав для визначення швидкостей зірок за променем зору принцип Доплера - Фізо (його часто називають ефектом Доплера).

Незадовго до цього, в 1842году, австрійський фізик Крістіан Доплера (1803-1853) теоретично довів, що частота звукових і світлових коливань, що сприймаються спостерігачем, залежить від швидкості наближення або видалення їхнього джерела. Висота тони гудка локомотива, наприклад, різко змінюється (у бік зниження), коли що наближається потяг проїжджає повз нас і починає віддалятися.

Видатний французький фізик Арман Іполит Луї Фізо (1819-1896) у 1848р перевірив це явище для променів світла в лабораторії. Він же запропонував використовувати його для визначення швидкостей зірок за променем зору, так званих променевих швидкостей, -- щодо зміщення спектральних ліній до фіолетовому кінця спектру (у разі наближення джерела) або до червоного (у разі його видалення). В 1868году Хеггінс таким способом виміряв променеву швидкість Сіріуса. Виявилося, що він наближається до землі зі швидкістю приблизно 8 км/с.

Послідовне застосування принципу Доплера - Фозо в астрономії призвело до низки чудових відкриттів. В 1889году директор Гарвардської обсерваторії (США) Едуард Чарлз Пікерінг (1846-1919) виявив роздвоєння ліній в спектрі Міцар - всім відомої зірки 2-й зоряної величини в хвості Великої Ведмедиці. Лінії з певним періодом то зсувалися, то розсувалися. Пікерінг зрозумів, що це швидше за все тісний подвійна система: її зірки настільки близькі один до одного, що їх не можна розрізнити ні в один телескоп. Однак спектральний аналіз дозволяє це зробити. Оскільки швидкості обох зірок пари направлені в різні сторони, їх можна визначити, використовуючи принцип Доплера - Фізо (а також, звичайно, і період звернення зірок у системі).

В 1900году Пулковських астроном Аристарх Аполлонович Білопільський (1854-1934) використовував цей принцип для визначення швидкостей і періодів обертання планет. Якщо поставити щілину спектрографа уздовж екватора планети, спектральні лінії отримають нахил (один край планети до нас наближається, а інший - вилучається). Доклавши цей метод до кілець Сатурна, Білопільський довів, що Ділянки кільця обертаються навколо планети за законами Кеплера, а значить, складаються з безлічі окремих, не пов'язаних між собою дрібних частинок, як це припускали, виходячи з теоретичних міркувань, Джеймс Клерк Максвелл (1831-1879) і Софія Василівна Ковалевська (1850-1891).

Одночасно з Білопільський такий самий результат отримали американський астроном Джеймс Едуард Кілер (1857-1900) і французький астроном Анрі Деландр (1853-1948).

Приблизно за рік до цих досліджень Білопільський виявив періодичну зміну променевих швидкостей у цефеїд. Тоді ж московський фізик Микола Олексійович Умов (1846-1915) висловлював випередило свого часу думка, що в даному випадку вчені мають справу не з подвійною ситемою, як тоді вважали, а з пульсацією зірки.

Тим часом Астроспектроскопія робила все нові і нові успіхи. В 1890году Гарвардська астрономічна обсерваторія випустила великий каталог зоряних спектрів, містив 10350 зірок до 8-ї зоряної величини і до 25 * південного відміни. Він був присвячений пам'яті Генрі Дрепер (1837-1882), американського любителя астрономії (за фахом лікаря), піонера широкого застосування фотографії в астрономії. В 1872году він отримав першу фотографію спектра зірки (спектрограму), а в подальшому - спектри яскравих зірок, Місяця, планет, комет і туманностей. Після виходу першого тому каталогу до нього не раз видавалися доповнення. Загальне число вивчених спектрів зірок досягло 350 тисяч.

Застосування фотографії в астрономії мало величезне значення завдяки її численним переваг перед візуальними спостереженнями.

У 1839 р. французький винахідник Луї Жак Манда Дагер (1787-1851) придумав спосіб одержання прихованого зображення на металевій пластинці з йодистого срібла, яке він виявляв потім парами ртуті. З'явилися перші портрети людей (Дагеротип). Директор Паризької обсерваторії Домінік Франсуа Араго (1786-1853) у своїй доповіді Французької академії наук 19 серпня 1839г. вказав на обширні перспективи застосування фотографії в науці, зокрема в астрономії. Вже в 1840 р. були получіни першого Дагеротип Сонця і Місяця, потім зірок, сонячної корони, спектру Сонця.

Великим недоліком дагеротипії була неможливість їх тиражування. Дагеротіпполучался в одному примірнику, і, щоб отримати інший, треба було знімати вдруге. У 1851г. англієць Ф. Скотт-Арчер придумав мокрий колоїдний спосіб, коли пластинки незадовго до вживання заливалися шаром колоїду, що містить йодисте срібло. Останнє і служило світлочутливим матеріалом.

Перші ж експерименти за фотографування небесних тіл цим способом показали значну перевагу мокрого коллкідного способу перед дагеротіпним. Час експозицій скоротилися більш ніж у 100 разів, зображення містили численні деталі.

Найбільших успехав в застосуванні мокрого колоїдного способу досяг англійська астроном-любитель Варрен Делор (1815-1889). Будучи власником паперової фабрики, він на свої кошти побудував обсерваторію поблизу Лондона і хороший телескоп, з яким і проводив фотографування. За його пропозицією Британська астрономічна асоціація побудувала в Кью спеціальну обсерваторію і прилад для фотографування Сонця-фотогеліограф.

У 1850р. Вільям і Джордж Бонди, батько і син, вперше зробили фотографію зірки (Веги). У 1872р. Генрі Дрепер була отримана її першого Спектрограма, на якій було видно лінії поглинання. Фотографія все більше проникала в практику астрономічних досліджень. У 1891р. з її допомогою була відкрита перша мала планета. Це була 323 Бруція. Поступово вдосконалювалася техніка фотографування, поліпшувалися фотоматеріали. Для фотографування стали доступні жовта, червона і інфрачервона області спектру.

* * *

Для спостереження повного сонячного затемнення 19 серпня 1887р. до Росії, у Приволзькому містечко Юр'євець (недалеко від Нижнього Новгорода), приїхав директор Потсдамської обсерваторії професор Герман Карл Фогель (1841-1907). Він мав намір сфотографувати червоний ділянку спектра хромосфери і корони, який на той час неможливо було зняти за допомогою застосовувалися з 1871р. сухих броможелатінових платівок. Для цього Фогель виготовив спеціальну емульсію на рідкої основі, увечері напередодні затемнення залив свої платівки колоїдних шаром і поставив сушитися. І раптом ЄДР сусіди - учасники експедиції Московської обсерваторії на чолі з А.А. Білопільський - почули крик відчаю:

Все пропало! Мої платівки загинули!

Це кричав Фогель. Він виставив свої платівки в "фотолабораторії", якою йому послужила звичайна російська лазня. Стеля її був присипаний землею, яка від грюкання дверима обсипалася. Бідний Фогель ніяк не думав, що в приміщенні, де люди миються, земля може сипатися зі стелі. Все ж таки він вийшов з положення - спостерігав спектр візуально.

* * *

Ще в давнину астрономи підрозділяють зірки за блиском на шість класів - зоряних величин. Ця величина не має ніякого відношення до розмірів зірки, вона характеризує тільки кількість світла. В 1857году англійський астроном Норман Роберт Погсон (1829-1891) запропоновано вживати і понині шкалу зоряних величин, в якій різниці в одну зоряну величину відповідає ставлення блиску, що становить 2,512 рази. Число це вибрано для зручності, бо 2,512 = 100. Різниці в 5 зоряних величин відповідає ставлення блиску рівно в 100 разів, а для різниці, наприклад, у 15 величин воно дорівнює 1 млн. Почалися точні визначення блиску зірок. Для цього застосовувалися спеціальні прилади - фотометри. Завдяки цих методів стали можливими точні спостереження змін блиску змінних зірок.

Спостережна астрофізика бурхливо розвивалася і в XX столітті. Але в цьому столітті її вперше почала випереджати астрофізика теоретична, що охопила єдиним взсром весь Всесвіт.

Список літератури

Для підготовки даної роботи були використані матеріали з сайту http://referat2000.bizforum.ru/