15. Г.А. Тихов, С.Н. Блажко и другие астрофизики начала XX в.

Г.А. Тихов (род. в 1875), ученик В.К. Цераского по Московскому университету, потом астроном Пулковской обсерватории, разработал много оригинальных методов фотометрии звезд. При помощи призмы, помещенной перед объективом Бредихинского астрографа, упоминавшегося выше, и установленного в 1905 г., он получил много ценных наблюдений спектров звезд, 22-х комет, новых звезд и других объектов. Многие из этих наблюдений были использованы уже в советскую эпоху. Особенно велики заслуги Г.А. Тихова в разработке (начиная с 1905 г.) и систематическом применении колориметрии. В частности, в 1912 г. Тихов предложил определять цвета звезд прибором, названным им «продольным спектрографом», основываясь на различии в виде фотографических внефокальных изображений звезд, снятых объективом, обладающим значительной хроматической аберрацией. С 1916 г. он стал применять новый метод очень широко и получил богатейший статистический материал о цветах звезд в разных участках неба. Методом Тихова широко пользуются и в настоящее время.

Г.А. Тихов в 1909 г. первый ввел в практику метод изучения планет при помощи наблюдения их поверхности через светофильтры (что иногда ошибочно приписывают американскому физику Буду) и, в частности, впервые установил таким способом некоторые свойства планетных атмосфер.

Тихов установил, что темные пятна на Марсе видны лучше через красноватый светофильтр и хуже через зеленый, из чего следовало, что Марс окружен атмосферой, которая, подобно земной, сильнее рассеивает коротковолновые лучи. Полярная же шапка Марса оказалась яркой в зеленых лучах и темной в красных лучах. Сопоставив это с установленным им законом отражения солнечного света снегом и льдом, Тихов почти с несомненностью доказал, что белые полярные шапки Марса являются тонкими корочками льда. Тем самым он доказал присутствие на Марсе воды, что очень важно для решения вопроса об обитаемости этой планеты. На его снимках были хорошо видны наиболее крупные «каналы» Марса.

Пользуясь методом светофильтров, Тихов в 1909—1911 гг. установил, что внутреннее кольцо Сатурна синее, чем сама планета и может включать в свой состав частицы меньшие, чем длина световой волны, что Сатурн окружен атмосферой, а его кольцо — нет. В 1915—1917 гг. он установил цвет Урана и Нептуна (соответствующий цвету звезд спектральных классов G5 и G0 соответственно) и нашел, что Луна имеет в действительности цвет, который следует назвать коричневым.

Гавриил Адрианович Тихов (род. в 1875 г.)

Тихову принадлежит заслуга разработки первых методов точной фотографической фотометрии звезд (так называемой точечной фотометрии), получения фотографических шкал звездных величин различными способами, которые сделали методы фотографической фотометрии более точными и более объективными.

Начиная с 1908 г. по 1912 г., Тихов выдвинул ряд доводов в пользу того, что в пространстве существует поглощение света, растущее с длиной волны. Он доказал в конце концов, что далекие горячие звезды выглядят краснее, чем следует по их температуре. Это было на много лет раньше, чем существование подобного избирательного поглощения света в пространстве было признано окончательно. Так Тихов раньше других ученых подтвердил существование поглощения света, обнаруженного В.Я. Струве, и установил изменение этого поглощения с изменением длины волны.

Тиховым были разработаны методы определения температуры звезд по измерению их блеска сквозь разные светофильтры, — методы, весьма удобные для слабых звезд, если только их цвет не искажен заметным избирательным поглощением света в пространстве, из-за которого далекие звезды кажутся краснее, чем они есть в действительности.

Тихов одним из первых применил метод светофильтров к определению цвета и структуры солнечной короны, установив различие в излучении внутренней и внешней короны.

С 1906 г. Тихов начал работы по установлению моментов минимумов блеска строго периодических переменных звезд в лучах света, выделенных разными светофильтрами. Этим путем он хотел выяснить, не существует ли космическая дисперсия света, т. е. различие в скорости распространения лучей разной длины волны в межзвездном пространстве. Он нашел, что в длинноволновых лучах минимумы наступают на несколько минут раньше, чем в коротковолновых. Это явление было подтверждено во Франции Нордманном и получило название «эффекта Тихова—Нордманна».

В 1909 г. С.И. Белявский в Симеизе обнаружил обратное явление у одной звезды, а потом оно было обнаружено и у других звезд. Г.А. Тихов, склонявшийся к существованию космической дисперсии света, признавал ее очень малой по величине и считал вопрос о ней недостаточно выясненным. Между тем наш замечательный физик П.Н. Лебедев в 1909 г. утверждал, что это явление происходит от различия в высоте «желтой» и «синей» атмосферы звезд и от различного нагревания полушарий спутника главной звездой. Лебедев, исходя из соображений о сложности структуры звездных атмосфер, считал, что, пользуясь методом Тихова и Нордманна, невозможно отделить этот эффект от дисперсии света, если последняя существует.

Сергей Николаевич Блажко (1870—1956)

В настоящее время по поводу эффекта Тихова — Нордманна, долго и горячо обсуждавшегося, считают, что объяснение ближе к тому, что предполагал Лебедев, и кроется в структуре звездных атмосфер.

Тихову принадлежит также ряд выдающихся работ по атмосферной оптике, не входящей в план нашей книги. В советскую эпоху Тихов успешно продолжает свои исследования. Необходимо отметить, что Тихов — в числе очень немногих астрономов — еще в дореволюционную эпоху много помогал любителям астрономии и всячески вовлекал их в научную работу.

С.Н. Блажко (1870—1956) с 1893 г. стал астрономом Московской обсерватории и энергично начал на ней астрофизические наблюдения: он занимался определением блеска звезд сравнения для переменных при помощи фотометра, фотографированием неба при помощи 80-миллиметровой камеры, установленной в 1895 г. для поисков переменных звезд, изучением вновь открытых переменных. Кроме того, он систематически фотографировал Солнце и позднее (1900 г.) установил период его вращения по положению факелов на диске. В 1897—1899 гг. Блажко наблюдал поток метеоров Леонид и пришел к мысли попытаться сфотографировать их спектры. В 1904 г. ему удалось получить спектры двух метеоров и в 1907 г. — еще одного метеора, тогда как до этого лишь один такой спектр метеора был совершенно случайно сфотографирован в США. Но на Гарвардской обсерватории его неправильно расшифровали. Блажко разработал строгую теорию обработки спектров метеоров, совершенно отличных от обычных спектров по условиям их съемки, и впервые в мире установил, что пары, в которые при полете сквозь атмосферу превратились метеорные тела, включали кремний, железо, кальций и другие известные элементы.

Артемий Робертович Орбинский (1869—1928)

В 1913 г. Блажко защитил диссертацию «О звездах типа Алголя» (изданную еще в 1912 г.), в которой он суммировал свои многочисленные исследования кривых блеска затменных переменных. В 1906 г. он, по-видимому впервые, выяснил спектральные типы компонентов затменно-переменной звезды U Цефея, фотографируя ее спектр крохотным бесщелевым спектрографом собственной конструкции.

Первые снимки спектров звезд Блажко начал еще в 1901 г. В 1914 г. он фотографировал корону Солнца во время затмения в поляризованном свете, что было тогда совершенно новым методом. Впоследствии акад. В.Г. Фесенков получил по этим снимкам очень ценные выводы о строении внешних областей короны.

С.Н. Блажко исследовал кривые блеска и периоды множества переменных звезд и ему принадлежит приоритет установления изменения периода и формы кривой блеска у короткопериодических цефеид. Продолжая свою работу в советскую эпоху, С.Н. Блажко воспитал многочисленных учеников, среди которых имеется ряд крупных ученых.

Иосиф Иосифович Сикора (род. в 1870 г.)

Кроме упомянутых нами крупнейших астрофизиков, следует отметить исследования еще некоторых ученых.

А.Р. Орбинский в 1895 г., работая в Пулкове, предложил один из первых методов определения лучевых скоростей звезд по спектрам, снятым с объективной призмой. Этот метод не вошел в практику, хотя всегда приводился в литературе. По нашему мнению, вполне эффективного метода, применимого для этой цели на больших камерах с призмой, не предложено и до сих пор, и нет еще ни одного каталога лучевых скоростей слабых звезд, определенных с применением объективной призмы. Поэтому способ А.Р. Орбинского практически не превзойден до сих пор.

С.И. Белявским (1883—1953) уже в 1911 г. в Симеизе был составлен каталог фотографического блеска 88 звезд в созвездии Волос Вероники, а в 1915 г. — такой же каталог 2777 звезд до 9-й величины к северу от +75° склонения. Точность этих каталогов довольно высока и они относятся к числу первых каталогов фотографических звездных величин. Белявский открыл и исследовал много переменных звезд.

И.И. Сикора в Харькове в конце XIX в. изучал солнечные пятна и получил одну из первых фотографий метеоров камерой с обтюратором (прерывателем) перед ним, производившим перерывы в экспозициях, что позволило изучить процесс торможения метеоров в атмосфере. Во время зимовки на Шпицбергене в 1899—1901 гг. Сикора при помощи светосильного спектрографа, применяя экспозиции в несколько суток, запечатлел на снимках много линий спектра полярных сияний и некоторые из них правильно приписал азоту.

К числу первых серьезных исследователей переменных звезд в России, кроме С.П. Глазенапа и С.Н. Блажко, следует отнести С.Б. Шарбе (1871—1932), который начал эти работы с 1907 г., когда, покинув Юрьевскую обсерваторию, он стал профессором Екатеринославского Горного института. Начиная с 1901 г., он выполнил ряд определений высот метеоров, наблюдая их совместно с другим юрьевским астрономом с концов длинного базиса. Шарбе занимался также вопросом использования стереоскопа в астрономии (1903—1904 гг.). Свою работу по изучению переменных звезд он продолжал и в советский период.