реферат скачать
 

Реферат: XIX век и астрофизика

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.


ИНТЕРЕСНОЕ



© 2009 Все права защищены.