(5 оценок, среднее: 4,80 из 5)
Загрузка...
Учебная работа. Реферат: Девятнадцатый век и астрофизика
Термин “астрофизика” возник посреди 60-х годов XIX века. “Крестным папой” астрофизики был германский астролог Иоганн Карл Фридрих Целльнер (1834 – 1882), доктор Лейпцигского института.
В отличие от небесной механики, год рождения, который буквально известен (1687-й), именовать дату “возникновения на свет” астрофизики не так просто. Она зарождалась равномерно, в течение 1-ой половине XIX века.
В 1802 г. британский физик Уильям Хайд Волластон (1766-1828), открывший год назад ультрафиолетовые лучи, выстроил спектроскоп, в каком впереди стеклянной призмы параллельно ее ребру размещалось узенькая щель. Наведя устройство на солнце, он увидел, что солнечный диапазон пересекают узенькие черные полосы.
Волластон тогда не сообразил смысл собственного открытия и не придал ему особенного значения. Через 12 лет, в1814 г. германский физик Йозеф Фраунгофер (1787-1826) вновь нашел в солнечном диапазоне черные полосы, но в отличие от Волластона смог верно разъяснить их поглощением лучей газами атмосферы Солнца используя явления дифракции света, он измерил длины волн наблюдаемых линий, которые получили с того времени заглавие фраунгоферовых.
В 1873 г. шотландский физик Дэвид Брюстер (1781-1868). Узнаваемый своими исследовательскими работами поляризации света, направил внимание на группу полос в солнечном диапазоне, интенсивность которых увеличивалась по мере того, как солнце опускалось к горизонту. Прошло практически 30 лет, до этого чем в 1862 г. выдающийся французский астрофизик Пьер Жюль Сезар Жансен (1824-XIX07) отдал им правильное разъяснение: эти полосы, получившие заглавие теллурических, вызваны поглощение солнечных лучей газами земной атмосферы.
К середине XIX века физики уже достаточно отлично исследовали диапазоны светящихся газов. Так, было установлено, что свечение паров порождают колоритную желтоватую линию. Но на том же месте в диапазоне Солнца наблюдалась черная линия. Что бы это значило?
Решить этот вопросец в 1859 г. взялись выдающийся германский физик Густав Кирхгоф (1824-1887) и его сотрудник, узнаваемый химик Роберт Бунзен (1811-1899).Сравнивая длины волн фраунгоферовых линий в диапазоне Солнца и линий излучения паров разных веществ, Кирхгоф и Бунзен нашли на солнце натрий, железо, магний, кальций, хром и остальные сплавы. Всякий раз светящимся лабораторным линиям земных газов соответствовали черные полосы в диапазоне Солнца. В 1862году шведский физик и астролог Андрес Йонас Ангстрем (1814-1874), еще один из основателей спектроскопии, нашел в солнечном диапазоне полосы самого всераспространенного в природе элемента – водорода. В 1869году он же, измерив с большенный точностью длины волн нескольких тыщ линий, составил 1-ый подробный атлас диапазона Солнца.
18 августа 1868гда французский астрофизик Пьер Жансен, следя полное солнечное затмение, увидел колоритную желтоватую линию в диапазоне Солнца поблизости двойной полосы натрия. Ее приписали к неивестному на Земле хим элементу гелию. Вправду, на Земле гелий был впнрвые найден в газах, выделявшихся при нагревании минерала клевеита, лишь в 1895году, за что он полностью оправдал свое “инопланетное” заглавие.
Успехи спектроскопии Солнца стимулировали ученых использовать спектральный анализ к исследованию звезд. Выдающаяся роль в развитии звездной спектроскопии по праву принадлежит итальянскому астрофизику Анджело Секки (1818-1878). В 1863-1868 годах он исследовал диапазоны 4-х тыщ звезд и выстроил первую систематизацию звездных спектров, разделив их на четыре класса. Его систематизация была принята всеми астрологами и применялась до введения сначала XX века Гарвардской систематизации. сразу с Уильямом Хеггинсом Секки выполнил 1-ые спектральные наблюдения планет, при этом он нашел в красноватой части диапазона Юпитера широкую черную полосу, принадлежавшую, как выяснилось потом, метану.
большой вклад в развитие астроспектроскопии занес соотечественник Секки Джованни Донати (1826-1873), имя которого обычно связывают с открытой им в 1858году и нареченной в его честь броской и весьма прекрасной кометой. Донати первым получил ее диапазон и отождествил наблюдаемые в нем полосы и полосы. Он изучал диапазоны Солнца, звезд, солнечных хромосферы и короны, также полярных сияний.
Уильям Хеггинс (1824-1910) установил сходство спектров почти всех звезд со диапазоном Солнца. Он показал, что свет испускается его раскаленной поверхностю, поглощаясь опосля этого газами солнечной атмосферы. сделалось ясно, почему полосы частей в диапазоне Солнца и звезд, как правило, черные, а не калоритные. Хеггинс в первый раз получил и изучил диапазоны газовых туманностей, состоящие из отдельных линий излучения. Это и обосновало, что они газовые.
Хеггинс в первый раз исследовал диапазон новейшей звезды, а конкретно новейшей Северной Короны, вспыхнувшей в 1866году, и нашел существование вокруг звезды расширяющейся газовой оболочки. Одним из первых он употреблял для определения скоростей звезд по лучу зрения принцип Доплера – Физо (его нередко именуют эффектом Доплера).
Незадолго ранее, в 1842году, австрийский физик Кристиан Доплер (1803-1853) на теоретическом уровне обосновал, что частота звуковых и световых колебаний, воспринимаемых наблюдателем, зависит от скорости приближения либо удаления их источника. Высота тона гудка локомотива, к примеру, резко изменяется (в сторону снижения), 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 употреблять его для определения скоростей звезд по лучу зрения, так именуемых лучевых скоростей,- по смещению спектральных линий к фиолетовому концу диапазона (в случае приближения источника) либо к красноватому (в случае его удаления). В 1868году Хеггинс таковым методом измерил лучевую скорость Сириуса. Оказалось, что он приближается к земле со скоростью приблизительно 8 км/с.
Последовательное применение принципа Доплера – Фозо в астрономии привело к ряду восхитительных открытий. В 1889году директор Гарвардской обсерватории (США (Соединённые Штаты Америки — большенный Медведицы. Полосы с определенным периодом то двигались, то раздвигались. Пикеринг сообразил, что это быстрее всего тесноватая двойная система: ее звезды так близки друг к другу, что их недозволено различить ни в один телескоп. Но спектральный анализ дозволяет это создать. Так как скорости обеих звезд пары ориентированы в различные стороны, их можно найти, используя принцип Доплера – Физо (также, естественно, и период воззвания звезд в системе).
В 1900году пулковский астролог Аристарх Аполлонович Белопольский (1854-1934) употреблял этот принцип для определения скоростей и периодов вращения планет. Если поставить щель спектрографа вдоль экватора планетки, спектральные полосы получат наклон (один край планетки к нам приближается, а иной – удаляется). Приложив этот способ к кольцам Сатурна, Белопольский обосновал, что Участки кольца обращаются вокруг планетки по законам Кеплера, а означает, состоят из огромного количества отдельных, не связанных меж собой маленьких частиц, как это подразумевали, исходя из теоретических суждений, Джеймс Клерк Максвелл (1831-1879) и Софья Васильевна Ковалевская (1850-1891).
сразу с Белопольским таковой же итог получили южноамериканский астролог Джеймс Эдуард Килер (1857-1900) и французский астролог Анри Деландр (1853-1948).
Приблизительно за год до этих исследовательских работ Белопольский нашел периодическое изменение лучевых скоростей у цефеид. Тогда же столичный физик Николай Алексеевич Мозгов (1846-1915) высказывал опередившую свое время идея, что в этом случае ученые имеют дело не с двойной ситемой,как тогда считали, а с пульсацией звезды.
Меж тем астроспектроскопия делала все новейшие и новейшие успехи. В 1890году Гарвардская астрономическая обсерватория выпустила большенный каталог звездных спектров, содержавший 10350 звезд до 8-й звездной величины и до 25* южного склонения. Он был посвящен памяти Генри Дрэпера (1837-1882), южноамериканского любителя астрономии (по специальности доктора), пионера широкого внедрения фото в астрономии. В 1872году он получил первую фотографию диапазона звезды (спектрограмму), а в предстоящем – диапазоны ярчайших звезд, Луны, планет, комет и туманностей. Опосля выхода первого тома каталога к нему не раз издавались дополнения. Общее число изученных спектров звезд достигнуло 350 тыщ.
Применение фото в астрономии имело огромное
В 1839 г. французский изобретатель Луи Жак Манде Дагер (1787-1851) вымыслил метод получения укрытого изображения на железной пластинке из йодистого серебра, которое он проявлял потом парами ртути. Возникли 1-ые портреты людей (дагеротипы). Директор Парижской обсерватории Доминик Франсуа Араго (1786-1853) в собственном докладе Французской академии 19 августа 1839г. указал на необъятные перспективы внедрения фото в науке, а именно в астрономии. Уже в 1840 г. были получины 1-ые дагеротипы Солнца и Луны, потом звезд, солнечной короны, диапазона Солнца.
Огромным недочетом дагеротипов была невозможность их тиражирования. Дагеротипполучался в одном экземпляре, и, чтоб получить иной, было надо снимать вторично. В 1851г. британец Ф. Скотт-Арчер вымыслил влажный коллоидный метод, когда пластинки незадолго до потребления заливались слоем коллоида, содержащим йодистое серебро. Крайнее и служило светочувствительным материалом.
1-ые же опыты по фотографированию небесных тел сиим методом проявили существенное преимущество влажного коллкидного метода перед дагеротипным. время экспозиций сократились наиболее чем в 100 раз, изображения содержали бессчетные детали.
Самых огромных успехав в применении влажного коллоидного метода достигнул британский астроном-любитель Варрен Делорю (1815-1889). Будучи обладателем картонной фабрики, он на свои средства выстроил обсерваторию близ Лондона и неплохой телескоп, с которым и проводил фотографирование. По его предложению Английская астрономическая ассоциация выстроила в Кью специальную обсерваторию и устройство для фотографирования Солнца-фотогелиограф.
В 1850г. Уильям и Джордж Бонды, отец и отпрыск, в первый раз сделали фотографию звезды (Веги). В 1872г. Генри Дрэпером была получена её 1-ая спектрограмма, на которой были видны полосы поглощения. фото всё больше проникала в практику астрономических исследовательских работ. В 1891г. с её помощью была открыта 1-ая малая планетка. Это была 323 Бруция. Равномерно совершенствовалась техника фотографирования, улучшались фотоматериалы. Для фотографирования стали доступны жёлтая, красноватая и инфракрасная области диапазона.
* * *
Для наблюдения полного солнечного затмения 19 августа 1887г. в Россию, в приволжский городок Юрьевец (неподалеку от Нижнего Новгорода), приехал директор Потсдамской обсерватории доктор Герман Карл Фогель (1841-1907). Он намеревался сфотографировать красноватый участок диапазона хромосферы и короны, который в то время нереально было снять при помощи применявшихся с 1871г. сухих броможелатиновых пластинок. Для этого Фогель сделал специальную эмульсию на водянистой базе, вечерком намедни затмения залил свои пластинки коллоидным слоем и поставил сушиться. И вдруг егр соседи – участники экспедиции Столичной обсерватории во главе с А.А. Белопольским – услышали вопль отчаяния:
Все пропало! Мои пластинки погибли!
Это орал Фогель. Он выставил свои пластинки в “фотолаборатории”, которой ему послужила обычная российская баня. Потолок ее был присыпан землей, которая от хлопанья дверьми осыпалась. Бедный Фогель никак не задумывался, что в помещении, где люди умываются, земля может сыпаться с потолка. Все таки он вышел из положения – следил диапазон зрительно.
* * *
Еще в древности астрологи подразделяли звезды по блеску на 6 классов – звездных величин. Эта величина не имеет никакого дела к размерам звезды, она охарактеризовывает лишь количество света. В 1857году британский астролог Норман Роберт Погсон (1829-1891) предложил употребляемую и доныне шкалу звездных величин, в какой разности в одну звездную величину соответствует отношение блеска, составляющее 2,512 раза. Число это выбрано для удобства, поэтому что 2,512 = 100. Разности в 5 звездных величин соответствует отношение блеска ровно в 100 раз, а для разности, к примеру, в 15 величин оно равно 1 млн. Начались четкие определения блеска звезд. Для этого применялись особые приборы – фотометры. Благодаря сиим способам стали вероятными четкие наблюдения конфигураций блеска переменных звезд.
Наблюдательная астрофизика бурно развивалась и в XX веке. Но в этом веке ее в первый раз начала опережать астрофизика теоретическая, охватившая единым взсром всю Вселенную.
]]>