Ирина Эланс

Автор который поможет с любыми образовательными и учебными заданиями

Астрономические открытия на рубеже 19 века

Содержание:

Введение
Космологические парадоксы
Строение звёзд
Метод наблюдения протуберанцев и хромосферы Солнца
Гепотезы эволюции звёзд
Этапы развития звёзд
Новые теории о происхождении Солнечной системы
Крнцепция Отто Юльевича Шмидта
Заключение

10)Список использованной литературы

Астрономические открытия XIX века.

На рубеже XIX–XX веков было сделано много открытий, в результате которых окончательно сформировались представления о Вселенной на основе классической физики. Однако произошло это не вдруг, и поначалу астрономы разных стран, анализируя накопленные за прошедшие века сведения, вынуждены были согласиться с существованием парадоксов.

Слово «парадокс» в переводе с греческого означает «неожиданный», «странный». Под парадоксом в науке понимается непривычное, неожиданное, расходящееся с законами утверждение или вывод. В конце XIX века возникли три парадокса: фотометрический, гравитационный и парадокс «тепловой смерти» Вселенной.

Космологические парадоксы

Фотометрический парадокс впервые был сформулирован швейцарским астрономом Х. Шезо в 1744 году. Однако более подробно он был изложен немецким ученым В. Ольбресом в 1826 году. В наши дни было обнаружено, что о нем говорил еще Галлей .

Суть фотометрического парадокса заключается в том, что в бесконечной и даже в конечной, но имеющей большую протяженность Вселенной, заполненной звездами в хаотичном порядке, наблюдатель с Земли должен постоянно натыкаться взглядом на поверхность звезды. Таким образом, все необъятное космическое пространство должно выглядеть, как поверхность Солнца, однако в действительности этого не происходит.

В течение долгого времени объяснением этого парадокса считали наличие во Вселенной темной поглощающей материи.

В 30-х годах XX столетия академик В. Г. Фесенков высказал предположение, что даже если темная поглощающая материя и существует, то она лишь частично рассеивает энергию излучения звезд и переводит ее в другой спектральный интервал. Полного поглощения, по мнению ученого, все же может и не происходить.

Немного раньше другой способ объяснения фотометрического парадокса был предложен шведским астрономом К. В. Л. Шарлье (1862–1934). Он сформулировал его при разработке своей модели бесконечной иерархической Вселенной. Однако вскоре ученые отказались от нее в пользу новой теории расширяющейся Вселенной, разработанной Фридманом, Леметом и Хабблом. Согласно этой теории, фотометрический парадокс вообще не возникает из-за существования такого явления, как красное смещение. В результате красного смещения происходит уменьшение энергии приходящих фотонов.

В итоге ученые пришли к выводу, что при определенных условиях о фотометрическом парадоксе можно забыть даже согласно ньютоновской картине Вселенной.

В 1874 году немецкий математик К. Нейман, а через двадцать один год независимо от него Г. Зелигер пришли к выводу, что, если исходить из законов Ньютона, в бесконечной Вселенной в каждой точке на материальное тело должны действовать силы очень большой, «бесконечной» величины. Таким образом, возник гравитационный парадокс . Для преодоления этого парадокса ученые предложили изменить формулировку закона всемирного тяготения, несмотря на то что он на протяжении многих лет был неоднократно подтвержден многими учеными. Другое решение проблемы предложил К. Шварцшильд. Он изложил свою модель Вселенной со сферической геометрией и высказал идею, что в этом случае на материальные тела уже не влияют бесконечные силы.

В 1908 году Шарлье изложил свои представления о строении Вселенной, в которых не возникало ни фотометрического, ни гравитационного парадокса. Он исходил из того, что иерархия Вселенной бесконечна, и расстояние между различными уровнями иерархии растет достаточно быстро. В этом случае, согласно законам Ньютона, расходящийся пучок света и гравитация ослабевают при увеличении расстояния.

Однако неизбежно возникали другие проблемы. Например, строго должны выполняться условия, описанные Шарлье, иначе парадоксы вновь будут иметь место. Кроме того, астрономы всегда предполагали бесконечность во Вселенной полной массы, а согласно модели Шарлье, средняя плотность материи равнялась нулю.

В середине XIX века Р. Клаузиус и В. Томсон постарались применить II Начало термодинамики на всю бесконечную Вселенную, в результате чего возник парадокс «тепловой смерти» Вселенной. Клаузиус сформулировал этот парадокс так: «Энергия мира постоянна. Энтропия мира стремится к максимуму». Суть этого состоит в следующем: имеет место такое явление, как одностороннее необратимое рассеяние энергии, которое может привести к тепловой смерти Вселенной.

Разрешить этот парадокс смог австрийский физик Людвиг Больцман (1844–1906). Он предложил «статическую модель Вселенной», которая отличалась от ньютоновской картины мира тем, что материя в ней имела атомное строение, и обнаружил, что при учете эффекта флуктуаций этот парадокс исчезает.

Только в XIX веке были открыты начала термодинамики, стало уже точно известно, что свет имеет волновую природу и т.д. Благодаря этим и другим явлениям, ставшим понятными, появилась возможность создания первого астрофизического инструмента — полярископа. С этого момента ученые начали изучать корону, которая была видна в момент полных солнечных затмений (в то время еще не было твердой уверенности, что она также относится к Солнцу).

Продолжали исследовать и метеориты. Изучая их, ученые могли судить о том, какие химические элементы входят в состав небесных тел. Однако вскоре метеоритами занялись химики и минералоги. Конечно, метеориты являлись небесными телами, но астрономов интересовали только их орбиты. А так как высчитывание орбит оказалось очень сложной задачей, ученые стали уделять все меньше времени изучению этих тел. Наиболее интересным объектом исследования для ученых все же оставалось Солнце и другие звезды. Примерно в то же время был изобретен новый метод исследования — фотография, благодаря которому астрономы получили возможность изучать спектры комет.

Строение звезд

В конце XIX века не только астрономия, но и другие науки развивались очень быстро. Например, физика уже занималась не только механикой. Астрономы попытались применить ее законы для объяснения процессов, проходящих в космическом пространстве. Очень многие термины были изменены, уточнены. Астрономия занималась теперь не только наблюдениями за космическими объектами . Происходило формирование новой науки — астрофизики. Основы этого направления были заложены еще Кеплером. Однако впоследствии ученые, вместо того чтобы развивать положения Кеплера, старались объяснить все процессы, происходящие в космосе, лишь законами механики.

Только в XIX веке были открыты начала термодинамики, стало уже точно известно, что свет имеет волновую природу и т.д. Благодаря этим и другим явлениям, ставшим понятными, появилась возможность создания первого астрофизического инструмента — полярископа. Его сконструировал Д. Арго (1786—1853) в 1811 году после открытия хроматической поляризации света.

Благодаря полярископу Арго получил возможность изучать поверхность Солнца. Он обнаружил, что фотосфера Солнца состоит из нагретого до высокой температуры самосветящегося газа . С этого момента ученые начали изучать корону, которая была видна в момент полных солнечных затмений (в то время еще не было твердой уверенности, что она также относится к Солнцу).

Наиболее интересным объектом исследования для ученых все же оставалось Солнце и другие звезды. Еще Ломоносов утверждал, что поверхность Солнца представляет собой расплавленную материю. Однако долгое время, вплоть до изобретения полярископа, многие продолжали считать, что она твердая и даже, возможно, холодная .

Не имелось и доказательств того, что Солнце является одной из многочисленных звезд. Это предположение было доказано только в начале 1860-х годов английским астрономом Вильямом Хеггинсом (1824–1910). Он сравнил спектры Солнца, звезд и других веществ. В результате этого сравнения стало ясно, что спектры Солнца и звезд идентичны. Через несколько лет итальянский ученый Анджело Секки (1818–1878) изучил спектры около 4 тыс. звезд и пришел к тому же выводу.

Хеггинс одним из первых исследовал спектры туманностей и сделал следующие выводы. Все туманности он поделил на две большие группы: пылевые, или отражающие, и газовые. Пылевые туманности имели спектр с линиями поглощения (как у звезд). Спектры газовых туманностей имели отдельные эмиссионные линии. Как выяснилось впоследствии, пылевые туманности все же являлись далекими галактиками. Что касается газовых туманностей, то они действительно состояли из сильно разреженных диффузных образований, как и предсказывалось ранее.

Примерно в то же время был изобретен новый метод исследования — фотография, благодаря которому Хеггинс получил возможность изучать спектры комет. В их составе ученый обнаружил углерод и соединения CN и CH2, которые, как выяснилось позднее, являлись типичными соединениями, входящими в состав комет.

Французский астроном Пьер Жюль Сезар Жансен (1827–1907) первым начал изучение состава атмосфер планет. Он же занимался исследованием солнечного спектра и выяснил, что состав Солнца включает многие встречающиеся на Земле химические элементы.

Вскоре стало известно и о существовании новых элементов. Например, английский астроном Джозеф Норман Локьер (1836–1920) в 1869 году обнаружил в спектре Солнца неизвестный элемент и назвал его гелием от слова «гелиос», что в переводе с греческого означает «солнце». Кроме того, он первым, еще до открытия Хеггинса, сделал предположение, что в состав Солнца должен входить углерод.

Метод наблюдения протуберанцев и хромосферы Солнца.

В 1868 году Локьер и Жансен независимо друг от друга предложили революционный метод наблюдения протуберанцев и хромосферы Солнца.Уникальность этого метода состояла в том ,что не нужно было дожидаться очередного солнечного затмения , а можно было применять его в любое время , удобное для наблюдателя. Они же впервые начали проводить спектральные исследования состава и деталей короны , которые ранее были недоступны для наблюдений.

Локьер является основателем нового направления в астрономии: применения спектрального анализа для исследования прцессов , происходящих на поверхности Солнца , планет и других небесных тел.

Таким способом он обнаружил ,напрмер , что существует 11-летний цикл солнечной активности. Он высказал предположение ,что элементы , входящие в состав звёзд , разлагаются под воздействием высоких температур. Исследовав солнечные пятна , учёный пришёл к выводу , что процесс распада элементов может осуществляться в несколько этапов , и о каждом этапе можно судить по солнечному спектру.

В заключение он заявил , что «весьма малое число вполне самостоятельных субстанций сочетается в различных пропорциях и тем даёт начало знакомым нам элементам». Это предложение долгое время вызывало оживленные споры учёных. Многие утверждали , чт о подобных субстанций в природе не существует. Только в 1911 году (ещё при жизни Локьера) Эрнест Резерфорд (1871-1937) доказал , что они существуют,предложив свою модель атома.

Таким образом ,учёные уже не сомневались , что звёзды , в том числе и Солнце , являются раскалёнными шарами , состоящими из газа. Они полагали , что плотность газа была очень плотной в центре и постепенно уменьшалась при приближении к поверхности. На основе этих данных в середине XIX века получила распространение теория , согласно которой излучение звёзд происходит за счёт гравитационного сжатия , т.е. при сжатии энергия превращается в теплоту , которая излучается в космическое пространство. С течением времени звезда неизбежно должна терять теплоту и остывать.

Однако в этом же случае Солнце могло бы существовать только 10 в 7 степени лет , тогда как уже было научно доказано , что возраст Земли составляет 10 в 9 степени лет. Астрономы не могли объяснить этого и зашли в тупик.

Гипотезы эволюции звезд

В 1870 году американский теоретик Г. Лэн предложил свою теорию, согласно которой звезда, изучая энергию, будет не уменьшаться, а увеличиваться в размерах, пока не достигнет определенной плотности, после чего начнется ее медленное остывание. Поначалу эта гипотеза была принята как правильная. Однако ученые забыли о том, что на пять лет раньше немецкий астроном Иоганн Карл Фридрих Цельнер (1834–1882) выдвинул предположение, что белый, желтый или красный цвет звезд указывает на один из этапов их развития.

Свою гипотезу эволюции звезд предложил и Локьер. Опираясь на теорию Лэна, он опубликовал гипотезу, согласно которой звезды имеют восходящий и нисходящий пути развития. На начальном этапе звезда обладает очень небольшой плотностью и ярким цветом. Затем плотность увеличивается, а цвет меняется на белый (как у Сириуса), после чего звезда становится желтой (как Солнце). На последнем этапе звезда остывает, ее плотность уменьшается, цвет меняется на красный, а спектр становится полосчатым.

Сравнив спектры звезд, он пришел к выводу, что на каждом из этапов состав звезд меняется.

Поначалу астрономы не приняли теорию Локьера, но через некоторое время появись новые данные, подтверждающие ее. Речь идет об открытии, сделанном американским астрофизиком Генри Норрисом Ресселом (1877–1957) и голландским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом (1873–1967). Они обнаружили, что изменение спектра свидетельствует об изменении температуры, а не состава, как думал Локьер. На основе этих данных ученые провели исследование по сравнению спектров, цветов и светимостей звезд.

Результатом этого обширного исследования был неожиданный вывод: практически все звезды можно разделить на две большие группы. В первую группу входили ярчайшие голубые горячие и красные холодные звезды, во вторую — различные по спектру, но близкие по светимости (она получила название «ветвь гигантов»). Впоследствии ученые в течение долгого времени стремились объяснить это явление и понять, как же все-таки происходит развитие звезд.

В начале XX века появились новые данные о строении звезд. Оказалось, что они состоят из вещества, близкого к состоянию идеального газа. В результате все изложенные выше теории потребовали перепроверки.

Ученые продолжили ломать головы, пытаясь построить логичные теории, объясняющие эволюции звезд и источники их энергии. К тому времени уже были открыты радиоактивность и самопроизвольное выделение тепла радиоактивными элементами. На основе этих данных талантливый английский физик-теоретик Джеймс Хопвурд Джинс (1877–1946) предложил теорию внутриатомной природы источника звездной энергии .

Джинс издал несколько трудов по кинетической теории газов и теории теплового излучения. Кроме того, он изучал фигуры равновесия вращающихся жидких тел, строение и эволюцию звезд, галактик и туманностей.

В 1905–1909 годах он вывел закон излучения, устанавливающий распределение энергии в спектре абсолютно черного тела в зависимости от температуры. В 1900 году его независимо от Джинса сформулировал Рэлей, поэтому сегодня он называется законом Рэлея-Джинса. Занимаясь изучением строения звезд, ученый высказал предположение, что источник звездной энергии имеет внутриатомную природу. Дальнейшие исследования показали, что его гипотеза была правильной .

Сначала он распространил на все звезды идею излучения за счет радиоактивности, при котором в излучение переходило около 1/4000 массы вещества. При этом возраст возможного существования звезды типа Солнца увеличивался до 10¹¹ лет. Однако этот срок все еще оставался сравнительно небольшим. Сам Джинс делал попытки определить возрасты звезд Вселенной и получил число, равное 10¹³ годам.

Затем ученый предположил, что при взаимодействии протонов и электронов происходит аннигиляция, в результате чего материя звезды с течением времени полностью переходит в излучение. После того как Эйнштейн открыл свой закон превращения вещества в энергию, Джинс получил возможность подсчитать, что Солнце могло бы излучать энергию в течение 10¹³ лет.

Вскоре были получены новые данные, в результате чего теория появлении аннигиляции была признана неверной. Однако впоследствии астрономы использовали ее как основу при создании своих гипотез, объясняющих эволюцию звезд.

Учеными-астрономами было выдвинуто немало теорий, касающихся строения звезд. Некоторые из них не опирались на факты, но все же, как подтверждали последующие исследования, оказывались верными. Сами астрофизики признавались, что довольно часто они основывались лишь на своей интуиции, и такой способ изучения все же позволил узнать о строении звезд много нового.

Наряду со строением астрономы продолжали интересоваться моментом зарождения и этапами развития звезд. Более совершенные приборы позволяли развивать это направление. Астрономы разных стран начали предлагать свои теории, которые принимались или не принимались научным миром.

Этапы развития звезд

В начале XX века астрофизики начали изучать такое явление, как звездные атмосферы. Наиболее выдающимся ученым, работающим в этом направлении, стал немецкий астроном Карл Шварцшильд (1873–1916). Он предложил теорию, согласно которой перенос энергии в атмосфере звезды происходил только за счет излучения. При этом он полагал, что конвективное движение так мало, что его можно не учитывать.

Что же касается внутреннего строения звезд, то оно все еще оставалось загадкой. Предполагали, что звезда состоит из сильно сжатого газа, однако такое состояние с точки зрения существующей тогда теории газов быть не могло. Только в 1917 году Джинс выдвинул предположение, впоследствии оказавшееся правильным: из-за высоких температур материя в недрах звезд должна быть ионизирована.

На основе этих открытий в 1907 году была сформулирована математическая теория излучающей звезды. Ее предложил выдающийся английский астрофизик Артур Стэнли Эддингтон (1882–1944). Выводом этой теории стало следующее положение: светимость звезд увеличивается быстрее, чем масса .

Таким образом, получил объяснение факт, уже давно подмеченный астрономами: массы звезд различаются, как правило, не более чем в сотни раз, а светимости — в сотни миллионов раз. Продолжая изучать строение звезд, Эддингтон обнаружил следующую закономерность: при увеличении массы звезды неизбежно наступает момент, когда слишком высокое давление приводит к неустойчивости тела. Этот момент он назвал критической массой. Затем он рассчитал критические массы для нормальных устойчивых звезд и пределы их максимальных светимостей.

На основе этих данных ученый смог рассчитать диаметры красных гигантов и получил число, равное более 1 млрд. Как показали дальнейшие исследования, полученные данные оказались весьма точными. Затем он перешел к изучению белых карликов и постарался высчитать плотность одной из таких звезд.

Эддингтон совместно с Джинсом первыми начали изучение ядер спиральных туманностей. Эддингтон высказал предположение, что это неустойчивые тела сверхкритической массы, а не сгустки диффузной материи, как все еще продолжали считать многие астрономы того времени.

Джинс предложил еще более необычную теорию: что в этих точках в «нашу Вселенную» поступает материя из других слоев космического пространства. Позднее было доказано, что спиральные туманности являются очень далекими галактиками . Однако идеи этих ученых не были забыты, и на их основе еще долгое время создавались самые разнообразные, порой чересчур смелые и даже фантастические теории.

Как уже было сказано выше, Джинс занимался изучением равновесия вращающихся жидких тел, под которыми он понимал звезды. Ученый полагал, что существуют двойные звезды, состоящие из тяжелой, плотной, несжимающейся жидкости. Были выдвинуты и многие другие теории, касающиеся строения звезд. Некоторые из них не опирались на факты, но все же, как подтверждали последующие исследования, оказывались верными. Сами астрофизики признавались, что довольно часто они основывались лишь на своей интуиции, и такой способ изучения все же позволил узнать о строении звезд много нового.

В результате многочисленных обсуждений большинство ученых пришло к следующему выводу. Звезды за время своего существования проходят несколько этапов развития . На первом этапе начинается формирование протозвезды при сжатии диффузной газопылевой материи и разогрев ее в центральной части до критической температуры в 10 К. На втором, основном этапе, который длится от 10⁶ до 10¹⁰ лет, звезда излучает ядерную энергию. Затем наступает третий этап (звезда становится белым карликом).

При рассмотрении новых теорий о происхождении Вселенной необходимо вспомнить, что к тому времени космогонисты разделились на две большие группы. Первая группа утверждала, что Вселенная и все тела, находящиеся в ней, возникли случайно, стихийно, а вторая же настаивала на противоположной точке зрения, полагая, что этот процесс был закономерным и неизбежным. В наши дни было получено множество данных, которые позволяют сделать вывод о несостоятельности обеих теорий.

Новые теории о происхождении Солнечной системы

При рассмотрении новых теорий о происхождении Вселенной необходимо вспомнить, что к тому времени космогонисты разделились на две большие группы. Первая группа утверждала, что Вселенная и все тела, находящиеся в ней, возникли случайно, стихийно, а вторая же настаивала на противоположной точке зрения, полагая, что этот процесс был закономерным и неизбежным. В первую группу входили, помимо прочих, Уистон и Бюффон, во вторую — Кант и Лаплас. В наши дни было получено множество данных, которые позволяют сделать вывод о несостоятельности обеих теорий. В начале XX века были предложены новые гипотезы.

Вихревая гипотеза была разработана Э. Фаем (1841–1902). Он исходил из того, что начальное состояние вещества Вселенной представляло собой хаотически рассеянные в пространстве частицы типа метеорной пыли. Эти частицы притягивались друг к другу и беспорядочно двигались в космическом пространстве .

Из-за этого движения возникали местные завихрения, имеющие различные направления, при этом большая часть вещества затягивалась в центр вихря. Таким образом, все пространство состояло из вихрей. Из одного такого вихря и образовалась наша Солнечная система.

Формирование планет и спутников ученый объяснил возникновением в спиральных ветвях вихрей вторичных завихрений. Впоследствии, согласно его гипотезе, эти ветви полностью отделяются и превращаются в кольца. Благодаря этой гипотезе можно было объяснить распределение эксцентриситетов планетных орбит, образование комет, обратное вращение Урана и многие другие явления. Фай полагал, что из первичного вещества, в зависимости от условий, могут образовываться одиночные звезды, звезды, окруженные малыми телами (кометами, астероидами и др.), двойные звезды, а также звезды со спутниками, имеющими размеры планет.

Несмотря на то что вихревая гипотеза объясняла многие из существующих во Вселенной явлений, в результате развития астрономии и астрофизики стало ясно, что она неверна. В 1900 году американские астрономы Т. К. Чемберлин (1843–1928) и Ф. Р. Мультон (1872–1952) предложили планетезимальную гипотезу. Согласно этой гипотезе, планеты возникли из газовой струи, которая отделилась от Солнца в результате близкого прохождения мимо нее другой звезды . Эта струя газа, по предположениям ученых, должна была закручиваться вокруг Солнца спиралью, постепенно охлаждаться, расширяться и дробиться на небольшие сгустки — «планетозимали». Они стали двигаться обратно к поверхности Солнца, но затем, имея тангенциальную скорость, сообщенную им проходящей звездой, начали двигаться вокруг Солнца по эллипсу.

Дальнейшее развитие Солнечной системы, по мнению Чемберлина и Мультона, происходило так, как это было описано в теориях Канта и Лапласа, с той лишь разницей, что небесные тела образовывались не из частиц пыли и газа, а из «планетозималей».

В последней, неоконченной, работе Чемберлина под названием «Две солнечные семьи: дети Солнца» более детально рассматривались этапы формирования планет, их спутников, астероидов, комет и метеоров. Ученый не исключал возможности, что кометы и метеоры могут оказаться осколками планетоподобных тел . У этой гипотезы был существенный недостаток: сближение звезд, по всей вероятности, должно происходить очень редко, поэтому в космическом пространстве должно быть очень малое количество планетарных систем.

Астрономические открытия на рубеже 19 века