Материалы по истории астрономии

Первые шаги астрофизики

На языке цветов. Разложив белый солнечный свет в спектр, Ньютон предсказывал этому эффекту большое будущее: «...безусловно, тот, кто будет внимательно и настойчиво исследовать эти вещи, не останется без богатых плодов своего труда». И действительно, изучение дисперсии света привело к развитию спектрального анализа, благодаря которому стали возможны исследования физической природы небесных тел...

В 1802 г. английский физик Вильям Волластон (1766—1828) сообщил, что по его наблюдениям солнечный свет после прохождения через призму не является непрерывным рядом всех цветов от красного до фиолетового. Он перерезан темными линиями, параллельными щели, через которую свет проходит. То же самое он наблюдал и в спектрах различных раскаленных тел.

Более подробно этот вопрос исследовал немецкий физик Иосиф Фраунгофер (1787—1826), который раньше других догадался рассматривать спектр через зрительную трубу. Он открыл, что в спектре пламени растительного масла и спирта в одном и том же месте есть четкая сдвоенная желтая линия. Исследуя солнечный спектр, Фраунгофер открыл в нем и описал более 500 отдельных темных линий, называемых теперь фраунгоферовыми. Самые яркие из них он обозначил прописными латинскими буквами (от красного до фиолетового участка спектра) — A, B, C, D, E, F, G, H (из них хорошо известная линия водорода Hα была обозначена буквой C, линия Hβ − F и t. д.).

Фраунгофер начал исследования спектров других небесных тел и обнаружил при этом, что в спектрах Луны и планет есть такие же темные линии, как и в солнечном, в отличие от спектров звезд.

Но самым главным было другое. Сравнивая спектр пламени растительного масла с солнечным, Фраунгофер обнаружил, что яркая линия пламени занимает то же место, что и темная линия D солнечного спектра. Так было получено первое доказательство того, что Солнце состоит из тех же химических элементов, что и Земля; тем самым были заложены основы спектрального анализа.

Фраунгофер первым начал использовать дифракционную решетку, натягивая металлические проволочки через углубления в резьбе двух параллельно укрепленных винтов. Именно ему пришла в голову счастливая мысль установить одну из осей телескопа параллельно оси мира, а для ведения инструмента вслед за светилом использовать часовой механизм. Преждевременная смерть в 39 лет прервала деятельность талантливого ученого. На его могиле установлена надпись: «Он приблизил к нам звезды»...

Позже, в 1857 г., Вильям Сван (1817—1871) установил, что желтая линия D излучается натрием, очень распространенным в природе. Обобщил это открытие немецкий физик Густав Роберт Кирхгоф (1824—1887), который вместе с Робертом Вильгельмом Бунзеном (1811—1899) осуществил целый комплекс исследований. Вот что Кирхгоф писал в 1859 г. по этому поводу: «Во время проведенного совместно Бунзеном и мною исследования о спектрах окрашенного пламени, давшего нам возможность определить содержание сложных смесей по спектру их пламени на паяльной трубке, я сделал несколько наблюдений, которые дают неожиданное указание в отношении происхождения фраунгоферовых линий и позволяют сделать на их основании выводы о составе атмосферы Солнца и, возможно, ярчайших звезд».

И далее: «Фраунгофер заметил, что в спектре пламени свечи видны две светлые линии, совпадающие с двумя темными линиями солнечного спектра. Те же светлые линии будут более яркими в пламени, к которому примешана кухонная соль...

Из этих наблюдений я делаю вывод,... что темные линии солнечного спектра, которые не образуются атмосферой Земли, возникают благодаря наличию в атмосфере Солнца веществ, которые в спектре пламени дают на том же месте светлые линии. Можно допустить, что светлые линии, которые в спектре пламени совпадают с D, всегда обусловлены наличием натрия; следовательно, наличие темных линий D в спектре Солнца позволяет сделать вывод, что в атмосфере Солнца есть натрий».

Всего Кирхгоф измерил положение нескольких тысяч фраунгоферовых линий в спектре Солнца и установил их тождество с эмиссионными линиями десятка земных элементов. Обобщая этот огромнейший экспериментальный материал по изучению спектров поглощения и испускания различных тел и веществ, Кирхгоф сформулировал фундаментальный закон электромагнитного излучения: отношение испускательной и поглощательной способностей тела не зависит от его природы и для всех тел является функцией температуры и длины волны.

Так были заложены основы астрофизики (этот термин был введен в 1865 г.) — науки о физическом строении небесных тел. И очень скоро она праздновала свою первую победу. Наблюдая в 1868 г. спектр Солнца, английский астроном Джозеф Норман Локьер (1836—1920) обнаружил в нем яркую желтую линию вблизи линии D натрия. Неизвестный элемент, которому принадлежала эта линия, получил название гелий, т. е. «солнечный». И лишь в 1895 г. гелий был найден на Земле во время исследования спектров отдельных минералов. Это открытие стало превосходным доказательством материального единства Вселенной.

Поэтому сегодня могут лишь вызывать усмешку пессимистические утверждения французского философа Огюста Конта (1798—1857), сделанные им, в частности, в книге «Курс позитивной философии» (1835 г.). Он писал о небесных телах так: «Мы представляем себе возможность определения их форм, расстояний, размеров и движений, но никогда, никакими способами мы не сможем изучить их химический состав, их минералогическое строение, природу органических существ, живущих на их поверхности». И далее: «Я остаюсь при своем мнении, что любое знание истинных средних температур звезд неминуемо должно быть навсегда скрыто от нас».

Действительно, пессимизму Конта можно удивляться. Ведь в это время уже был осуществлен анализ химического состава метеоритов, а немецкий ученый Эрнст Флоренс Фридрих Хладни (1756—1827) еще в 1794 г. доказал их космическое происхождение, хотя и испытал в определенное время насмешки. Известно ведь, что когда в 1790 г. во французской провинции Гасконь выпал метеоритный дождь, Парижская Академия наук отказалась составить об этом протокол, чтобы не поддерживать «суеверия, недостойного этого просвещенного времени», хотя еще в 1660 г. Паоло Терцаго предположил, что метеориты являются продуктами вулканических извержений на Луне. Хладни же не сомневался в том, что метеориты образовались в процессе формирования других небесных тел и имеют одинаковый с ними химический состав.

«Горящий вечно Океан». Уже в середине XVIII в. М.В. Ломоносов, рассуждая о физической природе Солнца, назвал его «горящим вечно Океаном»:

«Там огненны валы стремятся
И не находят берегов,
Там вихри пламенны крутятся
Борющись множество веков,
Там камни, как вода, кипят,
Горящи там дожди шумят».

Тем не менее на протяжении последующих ста лет о физической природе Солнца высказывались самые неправдоподобные и наивные суждения. Так, Боде в 1776 г. высказал предположение, согласно которому Солнце — это темное, подобно Земле, тело, что оно частично покрыто жидкостью, частично материками, среди которых возвышаются горы, что оно окружено двумя атмосферами — одной из паров, другой из светлого вещества. Пятна, считал Боде, — это твердая темная поверхность, которую мы видим сквозь облака...

Примерно тех же взглядов придерживался и В. Гершель. Разработанная им в 1795 г. теория строения Солнца пользовалась признанием более полувека. Гершель полагал, что само Солнце — холодное, твердое, темное тело, окруженное двумя облачными слоями, из которых наружный, фотосфера, крайне раскален и ярок. Внутренний же слой облаков, как своеобразный экран, защищает центральное ядро от действия жара. Темные пятна — это как раз внутренняя поверхность твердого ядра, видимая через разрыв в облаках, полутень же соответствует внутреннему облачному слою, освещаемому сверху. Гершель писал: «С этой новой точки зрения Солнце представляется мне необычайно величественной, огромной и яркой планетой; очевидно, это первое или, точнее говоря, единственно первичное тело нашей системы... всего вероятнее, что оно обитаемо, подобно остальным планетам, существами, органы которых приноровлены к особенным условиям, господствующим на этом громадном шаре». Это, как отмечает А. Паннекук, показывает, «насколько познания в физике отставали тогда от высокого уровня астрономических знаний. Только с появлением учения об энергии проложил себе дорогу более глубокий взгляд, и тогда во второй половине века знания о Солнце стали быстро увеличиваться»...

Впрочем, установить агрегатное состояние вещества внешних слоев Солнца (и других звезд), причем лет за тридцать до разработки Кирхгофом и Бунзеном метода спектрального анализа, удалось Араго. Этот ученый экспериментально обнаружил, что свет, исходящий от раскаленных твердых и жидких тел под малыми углами к излучающей поверхности, является поляризованным, тогда как в излучении нагретого газа этот эффект не обнаруживается. Построив полярископ, Араго изучал идущий от краев солнечного диска свет и пришел к выводу, что фотосфера Солнца находится в газообразном состоянии. Аналогичный вывод в случае звезд Араго сделал на основании наблюдений переменных звезд в минимуме их блеска, полагая, что ослабление света переменной звезды обусловлено или ее затмением темным спутником или же наличием на ее поверхности большого числа темных пятен — в обоих случаях к наблюдателю приходят лучи преимущественно от края диска. Для Араго было также очевидным, что протуберанцы являются огромными газовыми облаками, формирующимися в атмосфере Солнца...

В попытке «заглянуть» в глубокие недра Солнца (и других звезд), установить распределение плотности и температуры от его внешних, наблюдаемых, слоев и вплоть до центра, пионерской была статья американского физика Джонатана Гомера Лейна (1819—1880) «О теоретической температуре Солнца при гипотезе газообразной массы, сохраняющей свой объем при помощи внутреннего тепла и зависящей от газовых законов, известных из земных экспериментов» (1869 г.). Здесь впервые показано, что большие газовые шары—Солнце и звезды — находятся в равновесии за счет возрастания давления в направлении к их центрам. Имея определенные экспериментальные данные о количестве энергии, излучаемой раскаленными телами, Лейн пришел к выводу, что температура на поверхности Солнца составляет 30 000 градусов, а плотность солнечной атмосферы 0,00036 г/см³. Цифры неточные, но они были первыми!

Но, как отмечает А. Паннекук, для того чтобы астрофизика смогла стать наукой, теоретическая физика должна была сначала разработать вполне надежную и совершенную теорию излучения. А этого удалось достичь лишь в XX в. ...Неудивительно поэтому, что из-за неопределенности представлений об общих законах излучения, скажем, в 1870 г. итальянский астроном Анджело Секки (1818—1878) определил температуру солнечной поверхности в несколько миллионов градусов, тогда как французский физик Клод Пуйе (1790—1868)... всего в 1700 °С или еще меньше.

Важным вкладом в астрофизику были труды австрийских физиков Иозефа Стефана (1835—1893) и Людвика Больцмана (1844—1906). Первый из них в 1879 г. обнаружил из экспериментов, а второй в 1884 г. обосновал теоретически, что количество энергии ε, излучаемое нагретым абсолютно черным телом с единицы поверхности в единицу времени, пропорционально четвертой степени его абсолютной температуры,

ε = σT4, (3.2)

где σ = 5,67·10−5 эрг/см²·K4·c. В 1893 г. немецкий физик Вильгельм Вин (1864—1928) установил известный закон смещения Вина: длина волны, соответствующая максимуму интенсивности излучения абсолютно черного тела, обратно пропорциональна его температуре. Благодаря этим законам к концу XIX в. удалось определить истинное значение температуры поверхности Солнца: она оказалась близкой к 6000 К.

Так подтвердилось предвидением. В. Ломоносова: Солнце и в самом деле оказалось поистине горящим океаном...

Был достигнут прогресс и в изучении отдельных деталей поверхности Солнца. Так, в 1843 г. немецкий астроном-любитель, по профессии фармацевт, Генрих Самуэль Швабе (1789—1875), надеясь найти планету внутри орбиты Меркурия, на основании многолетних наблюдений солнечных пятен установил, что в их количестве наблюдаются максимумы и минимумы, повторяющиеся примерно через 10 лет. В 1852 г. швейцарский астроном Рудольф Вольф (1816—1893) уточнил период солнечной активности (он оказался в среднем равным 11,1 года) и ввел в астрономическую практику числа Вольфа W = k(10g + f), где g — число групп солнечных пятен, f — общее число всех пятен, k ≈ 1 — некоторый коэффициент. Английский астроном Ричард Кристофер Кэррингтон (1826—1875) в 1863 г. обнаружил, что период вращения Солнца возрастает по мере удаления от экватора, а в сентябре 1859 г. он же наблюдал явление солнечной вспышки. Тогда же немецкий астроном Густав Шпёрер обнаружил, что первые пятна нового цикла появляются на широтах 25—30°, тогда как в последующие годы их широты непрерывно уменьшаются и они исчезают на широте 5°. Во время наблюдавшегося в 1851 г. солнечного затмения было установлено, что наблюдаемые у края солнечного диска образования — протуберанцы, о которых говорили, будто это «розовые облака, плавающие в атмосфере Луны», на самом деле принадлежат Солнцу, что они представляют собой выступы тонкой розовой оболочки — хромосферы, окружающей Солнце. В 1869 г. американский астроном Чарльз Огастес Юнг (1834—1908) доказал, что корона Солнца является частью его же атмосферы, а не ореолом, возникающим в атмосфере Земли, что корона имеет газообразную природу. Он же на многие десятилетия ввел в солнечную физику понятие «обращающего слоя», находящегося будто бы между фотосферой и хромосферой и несколько более холодного, чем фотосфера, в котором возникают линии поглощения. В спектре солнечной короны Юнг открыл необычную зеленую линию (λ = 5303 Å), что привело к представлению о существовании особого химического элемента «корония» (лишь в 1942 г. шведский астрофизик Б. Эдлен доказал, что эту линию излучают 13-кратно ионизованные атомы железа).

Физика звезд и туманностей. Установление природы звезд и туманностей, изучение происходящих в них процессов стало возможным благодаря быстрому развитию спектральных методов исследований и фотографическому методу регистрации одновременно многих сотен и тысяч объектов на фотопластинке. Напомним, что история фотографии начинается с 1839 г., когда Араго сообщил на заседании Парижской академии наук об открытии Дагерром «скрытого изображения». В 1842 г. во Франции была получена первая фотография Солнца, в 1850 г. на Гарвардской обсерватории (США) получены первые удачные снимки Луны и звезд Вега и Кастор. В 1851 г. осуществлен переход на мокрый коллоидный способ получения негативного изображения, а с 1882 г. — на сухие бромо-желатиновые пластинки.

Совершенствовались приборы и методы определения блеска звезд. В частности, в 1856 г. английский астроном Норман Роберт Погсон (1829—1891) принял, что освещенность от звезды 1-й звездной величины ровно в сто раз больше, чем от звезды 6-й величины (впрочем, это было замечено еще Джоном Гершелем), или что для двух соседних величин она различается в 5√(100) = 2,512 раза. Тем самым была установлена современная шкала звездных величин.

Было обращено внимание и на различие в цветах звезд. Одним из первых провел измерение цветов немецкий астроном Юлиус Шмидт (1825—1884). Он выразил цвета в виде ряда чисел: 0 — чисто-белый цвет, 2—4 — различные оттенки желтого, 6—10 все более глубокие оттенки красного цвета.

Но главным было изучение спектров звезд. Начал его Фраунгофер, который в 1817 г. обнаружил в спектрах некоторых звезд, в частности Сириуса и Кастора, темные линии, положение которых во многом отличалось от солнечных. Одним из пионеров использования спектрального анализа для изучения звезд был итальянский астроном Джованни Баттиста Донати (1826—1873), который получил спектры 13 ярких звезд (1862 г.) и который сделал вывод, что вид спектра в определенной степени зависит от цвета звезды.

Исключительно важные результаты были получены английским астрономом Уильямом Хеггинсом (1824—1910). Изучив спектры более двух десятков звезд, он уже в 1863 г. установил, что в звездах содержатся те же химические элементы — водород, натрий, кальций, магний и железо, что на Земле и на Солнце. И здесь вспоминаются слова М.В. Ломоносова, подчеркнувшего материальное единство Вселенной еще в 1756 г. в своих «Замечаниях к теории электричества»: «Во всех системах Вселенной элементы и начала одни и те же, и материя пылающего Солнца та же, что и внутренняя (материя) в раскаленных телах»...

Об этом периоде в истории астрономии Хеггинс позже писал так: «Для астрономов это было поистине несравненное время напряженнейших надежд и научных восторгов, ибо чуть ли не каждое наблюдение приносило тот или иной новый фактор и редкая ночь не ознаменовалась каким-либо открытием». И в самом деле, направив в 1864 г. свой спектроскоп на планетарную туманность в Драконе, он вместо привычного спектра обнаружил одну яркую и несколько слабых линий. Такие же отдельные линии были открыты Хеггинсом и в спектре большой туманности Ориона. Из этого следовал вывод: эти туманности состоят не из звезд, а из разреженного горячего газа! И наоборот, свет туманности Андромеды «разложился в полный спектр», а это означало, что она-то состоит из огромного множества звезд. Изучив спектры около 60 туманностей и скоплений, Хеггинс обнаружил, что примерно треть из них состоят из разреженного газа и являются туманностями в прямом значении слова, остальные же объекты слагаются из звезд.

В 1842 г. австрийский физик Христиан Доплер (1803—1853) установил, что если источник света движется по отношению к наблюдателю со скоростью v, то вместо длины волны λ0, которую он излучает, наблюдатель регистрирует волну длиной λ, причем разность этих длин волн Δλ = λ − λ0зависит от скорости источника v и скорости света c таким образом:

Δλ/λ = v/c

При этом если источник света движется к наблюдателю (v < 0), то спектральные линии сдвигаются к фиолетовой части спектра и наоборот.

Этот эффект Доплера и использовал Хеггинс для выяснения вопроса: удаляются или приближаются звезды по отношению к Земле, т. е. для измерения их лучевых скоростей. Вскоре было обнаружено, что по отношению к некоторым звездам мы то приближаемся, то удаляемся от них. Говоря словами А. Паннекука, «для тех, кому это еще было необходимо, оно одновременно могло служить доказательством орбитального движения Земли вокруг Солнца».

Важные исследования туманностей были выполнены американским астрономом Джеймсом Эдвардом Килером (1857—1900). К 1890 г. он осуществил очень точные измерения лучевых скоростей туманности Ориона и 13 планетарных туманностей и показал, что по характеру движения эти объекты аналогичны звездам и, следовательно, принадлежат нашей Галактике. Позже Килер пришел к выводу о существовании физической связи между туманностью Ориона и входящими в нее звездами. Осуществляя фотографический обзор всех более ярких туманностей из каталога Джона Гершеля, Килер открыл огромное число новых объектов и пришел к выводу, что среди туманностей спиральные формы явно преобладают.

Классификация спектров звезд. По мере того как увеличивалось число изученных спектров звезд, возникла необходимость в их классификации. И уже в 1862 г. американский астроном Л. Резерфорд разделил спектры ярких звезд на три группы: 1) с линиями и полосами, 2) такие, как у Сириуса, и 3) такие, как у Спики и Ригеля. Более основательную классификацию предложил Секки, выделив группу «белых звезд», в спектрах которых мало линий металлов, группу «желтых звезд», подобных Солнцу, группу «красных звезд» типа Антареса, в спектрах которых были видны несколько темных полос, и, наконец, группу «интенсивно красных звезд», у которых в красной области спектра наблюдаются широкие более темные полосы. Всего к 1868 г. Секки изучил спектры около 4000 звезд. Фогель, обсуждая проблему классификации спектров звезд, высказал следующее: «Рациональная классификация звезд по их спектрам, вероятно, может быть получена только исходя из той точки зрения, что фаза развития данного небесного тела в общем отражена в его спектре». Глубокая мысль эта, однако, в то время была лишена теоретического обоснования... Фогель делил звезды на три класса: сильно разогретые, желтые и красные. В 1883 г. он опубликовал первый каталог спектров, содержащий 4051 звезду до 7,5m в полосе неба по склонению δ от +20° до −°.

Рис. 57. Гарвардская классификация спектров

Особого упоминания заслуживает американский астроном, медик по профессии, Генри Дрэпер (1837—1882), уделивший много свободного времени шлифованию зеркал (всего он изготовил их около сотни) и наблюдениям различных объектов неба. В 1864 г. была опубликована его монография «Об изготовлении телескопа с посеребренным зеркалом диаметром в 15,5 дюйма и о его применении для фотографирования неба», ставшая на много лет справочником для изготовителей телескопов. В 1872 г. Дрэпер впервые сфотографировал спектр звезды (это была Вега). Выехав для наблюдения солнечного затмения в Скалистые горы, Дрэпер заболел воспалением легких и умер в возрасте 45 лет. После его смерти его жена передала все инструменты и некоторую сумму денег Гарвардской обсерватории для завершения работы над составлением каталога спектров звезд. После многолетних усилий он и был опубликован в девяти томах (1918—1924 гг.), содержащих сведения о звездных величинах и спектрах 225 300 звезд. При составлении этого «Каталога Генри Дрэпера» была разработана классификация спектров. Первоначально было введено 16 классов, обозначавшихся буквами латинского алфавита A, B, C, ... , Q. Тогда же Антония Каэтана Мори (1866—1952) сначала предложила обозначать спектральные классы римскими цифрами от I до XXII, но в 1897 г., уменьшив число классов, заменила их буквами латинского алфавита: O, B, A, F, G, K, M, N (рис. 57). Другая сотрудница Гарвардской обсерватории Энни Джамп Кэннон (1863—1941), приняв упомянутые обозначения, ввела для большей детализации деления на подклассы, например A4, K7 и т. д. Руководил этой многолетней работой Пикеринг.

Определенную роль в изучении спектров сыграло открытие в 1885 г. немецким физиком Иоганном Бальмером (1825—1893) того факта, что длины волн четырех известных тогда водородных линий Hα, Hβ, Hγ и Hδ могут быть найдены из одной формулы λ = 3645,6 n²/(n² − 4) при n = 3, 4, 5 и 6. Тут же оказалось, что обнаруженные Хеггинсом и Дрэпером линии в ультрафиолетовых спектрах Веги и хромосферы Солнца также подчиняются этой закономерности при n = 7, 8, 9 и т. д. А в 1896 г. Пикеринг в спектре звезды ζ Кормы обнаружил серию линий, которую можно было описать той же формулой Бальмера, если вместо целых чисел 3, 4, 5... использовать дробные: 3½, 4½, 5½... Тогда было высказано предположение, что эта «серия Пикеринга» принадлежит водороду, который, однако, находится в необычных и неизвестных еще условиях. И лишь после того как в 1913 г. датский физик Нильс Бор (1885—1962) предложил свою планетарную модель атома, стало ясно, что серия Пикеринга образуется атомами ионизованного гелия.

«Кабинетъ» — История астрономии. Все права на тексты книг принадлежат их авторам!
При копировании материалов проекта обязательно ставить ссылку