Каталог :: Астрономия

Реферат: 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.