Астрономия в 19 веке

Однажды, в 1873 году, после одной из своих университетских лекций Ф.

А. Бредихин обратился к студентам с просьбой помочь ему в организации механических работ на Московской обсерватории. Дело в том, что при работе с астрономическими инструментами часто бывает необходимо производить мелкие слесарные и токарные работы по металлу. Среди студентов нашелся лишь один, хорошо знакомый с механическими работами и охотно откликнувшийся на призыв Бредихина. Это был будущий знаменитый русский астрофизик Аристарх Аполлонович Белопольский (1854—1934).

Он родился в Москве, в семье воспитателя одной из московских гимназий. С детства Белопольский увлекался мастерством и проявлял большие способности к механике. Окончив гимназию, он в 1873 году поступил в Московский университет. Однако тяга к экспериментальным работам у Бело-польского была настолько велика, что будучи студентом первого курса он одновременно поступил на работу в качестве рабочего в железнодорожное депо Ярославской железной дороги. Эта характерная черта Белопольского ярко сказалась и во всей его дальнейшей научной деятельности.

А. А. Белопольский был прежде всего великолепный наблюдатель и блестящий экспериментатор. По окончании им Московского университета в 1877 голу, он был оставлен при университете для подготовки к профессорскому званию. Одновременно Белопольский вел активную научную работу на Московской обсерватории. В этот период он исследовал движение звезд в мировом пространстве, поверхность Марса, падающие звезды. Однако главные заслуги А. А. Белопольского относятся к тогда еще весьма молодой отрасли астрофизики — астроспектроскопии.

Белопольского следует считать основателем и создателем русской астроспектроскопии. Эта отрасль астрономии занимается главным образом изучением состава и движений небесных тел. Основным инструментом исследования служит спектроскоп.

В простейшем случае этот прибор состоит из двух трубок и трехгранной стеклянной призмы между ними. Первая трубка, называемая коллиматором, имеет с одного конца узкую щель, а с другого — двояковыпуклую стеклянную линзу, причем щель находится в фокусе линзы. При этом лучи света, падающие от источника на щель спектроскопа, выходят из коллиматора параллельным пучком. Встречая на своем пути трехгранную стеклянную призму, они преломляются в ней и разлагаются на составные цвета, благодаря чему на белом экране за призмой мы наблюдаем изображение цветной радужной полоски — так называемый спектр. Этот спектр и рассматривается во вторую трубу спектроскопа, которая является обычной зрительной трубой.

В астрономии часто вместо зрительной трубы в этом случае употребляют фотокамеру, которая дает возможность фотографировать спектр. Тогда мы получаем вместо спектроскопа так называемый спектрограф.

Спектры небесных тел в большинстве случаев представляют собой цветные радужные полоски с множеством поперечных темных линий. По характеру и положению этих линий астрономы определяют состав небесных тел.

Первые спектроскопические наблюдения в России были начаты А. А. Белопольским на Московской обсерватории. Однако полного расцвета спектроскопические исследования !Белопольского достигли в Пулкове, куда он, как астрофизик, •был переведен по настоянию Бредихина в 1890 году.

Одной из важнейших работ Белопольского, стяжавшей ему мировую славу, было опытное подтверждение известного в физике и астрономии принципа Допплера-Физо. Этот принцип заключается в том, что если источник света, например звезда, приближается к наблюдателю, то линии в его спектре смещаются к фиолетовому концу, если же источник света от нас удаляется, линии в его спектре смещаются к красному концу. При этом по величине смещения можно вычислить скорость, движения источника света. Таким образом, наблюдая в спектроскоп небесные тела, мы можем, обнаружив смещение спектральных линий, определить, как и с какой скоростью движется звезда. В те времена правильность этого принципа оспаривалась многими крупнейшими иностранными учеными.

Белопольский изобрел специальный прибор, главной частью которого были вращающиеся зеркала. С помощью этого прибора он весьма остроумно и просто доказал правильность принципа Допплера-Физо.

Вторая важная работа Белопольского, основанная на применении принципа Допплера-Физо, относится к исследованию кольца Сатурна. Направляя щель спектрографа на различные участки кольца Сатурна, Белопольский по смещению спектральных линий обнаружил, что кольцо вращается не как твердое целое, а по частям, причем отдельные его части обращаются вокруг Сатурна с различным периодом. Объяснение этому факту могло быть только одно — кольцо Сатурна состоит из роя мелких твердых тел (метеоритов), обращающихся вокруг планеты. К такому же выводу пришла известная русская женщина-математик Софья Васильевна Ковалевская’ (1847—1889). На основании сложного математического исследования вопроса об устойчивости колец Сатурна, она пришла к выводу, что эти кольца не находились бы в устойчивом состоянии, если бы представляли собой сплошные или жидкие тела.

Поэтому единственно возможным является вывод, что кольца Сатурна имеют метеоритное строение. Таким образом метеоритная природа кольца Сатурна была впервые установлена А. А. Белопольским и С. В. Ковалевской.

Большое значение имеют проведенные Белопольским исследования Солнца и солнечных пятен. Солнце — это гигантский раскаленный газовый шар. Оно вращается вокруг своей оси не как твердое тело: разные его зоны движутся по-разному — экваториальные быстрее, полярные медленнее. Законы движения этих отдельных зон и были впервые исследованы Белопольским. Им же были тщательно исследованы движения газов в солнечных пятнах, которые, как мы теперь знаем, представляют собой колоссальные вихри раскаленных газов.

Белопольский в течение многих лет занимался фотографированием звездных спектров. Собранная им коллекция звездных спектров — до сих пор единственная в своем роде. Исследуя спектры особого класса переменных звезд (так называемых цефеид), Белопольский открыл, что изменения яркости этих звезд объясняются их периодической пульсацией. Несколько раньше этого открытия гипотезу о пульсации цефеид впервые выдвинул известный московский физик профессор Умов. Имя Белопольского, основателя русской астроспектроскопии, наряду с именем Бредихина, высоко чтится учеными всех стран.

Соратником Белопольского и Бредихина в их работах па Московской обсерватории был известный русский астроном Витольд Карлович Цераский (1849—1926). Цераский явился основателем еще одной отрасли русской астрономии — астро-фотометрии. В задачу этой отрасли астрономии входит изучение яркости (а по яркости и других физических свойств) небесных тел. Для измерения яркости небесных тел употребляются специальные приборы — астрофотометры.

Окончив Московский университет, Цераский начал работать на Московской обсерватории сначала в должности скромного вычислителя, а затем, в течение четверти века, и ее директором. Под его непосредственным руководством Московская обсерватория была пополнена новыми совершенными инструментами. Основное здание и территория обсерватории были значительно расширены, а главная башня надстроена и снабжена новым вращающимся куполом для того, чтобы вместить в себя новый 15-дюймовый телескоп-астрограф. Кроме того, в 1903 году была выстроена отдельная башня для 7-дюймового телескопа с очень редким, высококачественным объективом. Это переоборудование выдвинуло Московскую обсерваторию на одно из первых мест среди русских обсерваторий.

За долгие годы своей работы на Московской обсерватории Цераский усовершенствовал и изобрел ряд фотометрических инструментов. Вместе с тем, он исследовал яркости многих звезд, открыв в 1879—£0 годах две новые переменные звезды, которых в те времена было известно (сравнительно) немного. В 1885 году Цераский обнаружил ночные, светящиеся серебристым светом облака, до него никем не изученные, и определил, совместно с Белопольским, их высоту над Землей. Оказалось, что это чрезвычайно высокие облака, плавающие на высоте около 82 км над земной поверхностью. Как мы теперь знаем, серебристые облака имеют космическое происхождение — они состоят из продуктов разрушения метеорных тел, вторгающихся в земную атмосферу.

Весьма интересны работы Цераского по определению температуры Солнца. Цераский сконструировал огромное вогнутое зеркало поперечником 1,5 м и, собрав солнечные лучи в фокусе этого зеркала, получил там чрезвычайно высокую температуру. Произведя подсчеты на основании этого опыта, он пришел к выводу, что температура солнечной поверхности не менее 3500°. Впоследствии другой астроном, на основании исследования Цераского, вычислил температуру Солнца, весьма-близкую к современному ее значению.

Вместе с Цераским на Московской обсерватории успешно работал другой известный советский астроном Павел Карлович Штернберг (1865—1920). С 1892 по 1903 год Штернберг занимался исследованием изменения географической широты Московской обсерватории в связи с движением земных полюсов. Дело в том, что внутри Земли, при ее вращении вокруг оси, происходит постепенное перераспределение масс, благодаря чему земная ось в разные моменты проходит через разные точки земной поверхности, т. е. положение земных географических полюсов все время меняется. Хотя эти изменения по своей величине незначительны (порядка нескольких метров), они все же сказываются заметным образом на изменении географических широт всех пунктов Земли. И вот, Штернберг на основании весьма тонких и точных исследований широты Московской обсерватории, исследовал ее изменения, что сыграло большую роль в развитии теории движения земных полюсов.

Когда в 1903 году в обсерватории был установлен новый 15-дюймовый астрограф, Штернберг начал с его помощью систематические исследования двойных звезд. Эти исследования впоследствии дали возможность изучить движения звезд в двойных системах друг относительно друга. Кроме этого Штернберг на том же 15-дюймовом астрографе проводил систематическое фотографирование звезд и других небесных объектов, что послужило базой для дальнейших исследований в этой области. В 1916 году Штернберг произвел в окрестностях Москвы измерения силы тяжести и обнаружил некоторые аномалии (отклонения от нормы), что помогло впоследствии исследовать геологическое строение ближайших районов Подмосковья.

Россия дала миру ряд крупнейших астрономов, чьи работы свидетельствуют о талантливости народов нашей страны, в особенности русского народа. Труды М. В. Ломоносова окончательно утвердили в нашей стране правильное научное коперниканское мировоззрение. Создание в XIX веке Пулковской, Московской и других русских обсерваторий явилось основой для развития русской астрономии. Работы крупнейших русских астрономов Ломоносова, Струве, Бредихина, Белопольского, Цераского, Штернберга и других прочно завоевали русской астрономии почетное место в мировой науке.

Содержание:

  1. Введение
  2. Космологические парадоксы
  3. Строение звёзд
  4. Метод наблюдения протуберанцев и хромосферы Солнца
  5. Гепотезы эволюции звёзд
  6. Этапы развития звёзд
  7. Новые теории о происхождении Солнечной системы
  8. Крнцепция Отто Юльевича Шмидта
  9. 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

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.

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.

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.

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).

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. 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.

Астрономия современности. Астрономия в 19 веке.

Звездные каталоги и другие крупные работы по классификации. Телескоп позволил открыть множество разнообразных звезд и других небесных объектов, неведомых ранее астрономам. В конце 17 и весь 18 в. государственные обсерватории и самодеятельные астрономы систематически измеряли положения звезд и их блеск. Первый Королевский астроном Англии Дж.Флемстид (1646–1719) составил в Гринвиче каталог 3000 звезд Британская история неба (Historia coelestis Britannica, 1725). Систематический обзор южного неба предпринял Галлей во время визита на остров Св. Елены (у западного побережья Африки) в 1676–1678, а затем французский астроном Н. де Лакайль (1713–1762) во время экспедиции на мыс Доброй Надежды в 1751–1753.

Эти каталоги вскоре стали важными источниками информации. Детально изучив все звездные каталоги вплоть до Птолемея, Галлей (второй Королевский астроном) в 1718 обнаружил, что некоторые яркие звезды немного изменили свое положение с античных времен и что звезды, считавшиеся неподвижными, в действительности имеют собственные движения одна относительно другой. Это подтвердили и другие астрономы; вскоре собственные движения звезд стали измерять и изучать. В 1728 Дж.Брадлей (1693–1762), третий Королевский астроном, заметил периодическое годичное смещение положений всех звезд и объяснил эту, как ее назвали, «аберрацию» движением Земли по орбите. В 1783 Гершель, сопоставив направления собственных движений звезд, обнаружил, что само Солнце движется в направлении (солнечный апекс) созвездия Геркулес.

Составление звездных каталогов активизировалось в 19 в. Между 1821 и 1833 Ф.Бессель (1784–1846) определил положение 75 000 звезд ярче 9-й величины, а Ф.Аргеландер (1799–1875) продолжил эту работу в своем Боннском обозрении (Bonner Durchmunsterung, 1859–1862), каталоге почти 325 000 звезд, положение которых было найдено путем аккуратного измерения их расстояний от опорных звезд, чьи координаты были известны с высокой точностью. Применение фотографии позволило быстрее определять положения звезд и точнее измерять их блеск. Я.Каптейн (1851–1922), изучая в течение 13 лет фотографии южного неба, составил Капское фотографическое обозрение (Cape Photographic Durchmunsterung, 1896–1900), в котором указаны положения 455 000 звезд со склонениями от –18° до южного полюса мира.

В 1871 Немецкое астрономическое общество организовало совместный обзор собственных движений звезд многими обсерваториями мира, выделив каждой обсерватории свой участок неба. В 1887 начался проект Карта неба (Carte du Ciel) по созданию фотографического каталога всех звезд до 15-й величины. Этот гигантский проект длился более века, загрузив работой многие обсерватории.

Было отснято 22 200 фотопластинок, а неполный каталог опубликован только в 1964. Между 1918 и 1924 вышел 9-томный Каталог Гарвардской обсерватории (Henry Draper Catalogue, HD,), содержащий классификацию спектров 225 300 звезд, проделанную Э.Кэннон по гарвардской системе. Полностью эту работу завершили ученые Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга (МГУ, Москва), создав в 1995 Астрографический каталог Карты неба, содержащий точные положения (ошибка 0,3ўў) и собственные движения 4,5 млн. звезд.

Создавались также каталоги туманностей и других объектов. Ш.Мессье (1730–1817) составил свой знаменитый каталог (опубликованный в 1774 и позже дополненный до 103 объектов) для того, чтобы астрономы при поиске комет не путали их с туманностями. Теперь ярчайшие туманности известны по их номерам в каталоге Мессье: например, М 42 – большая туманность в Мече Ориона, М 31 – туманность Андромеды, оказавшаяся галактикой. В 1864 Дж.Гершель (1792–1871) опубликовал Общий каталог туманностей (General Catalogue of Nebulae). В 1888 Й.Дрейер (1852–1926) опубликовал Новый общий каталог туманностей и звездных скоплений (New General Catalogue of Nebulae and Star Clusters), содержащий 7840 объектов, к которым через 7 лет он добавил в приложениях еще 1529 объектов. Многие из этих объектов до сих пор обозначают их номерами по NGC.

Главная страница раздела

Муниципальное бюджетное образовательное учреждение

дополнительного образования детей

«Центр внешкольной работы» г. Брянска

241016, г. Брянск, ул. Клубная, д.5, (4832) 51-59-22

Международная научно-исследовательская конференция учащихся и педагогов «Первые шаги в науку»
Исследовательская работа
«История развития астрономии»

Предметная область: Астрономия (дополнительное образование)

Панкова Валентина Викторовна

МБОУДОД «ЦВР» г. Брянска,

объединение «Астрофизика»

Возрастная категория – 9 класс
Руководитель:

Широков Сергей Филиппович

педагог дополнительного образования

Брянск

2013

Цели и задачи…………………………………………………………………1 стр.

Вступление……………………………………………………………………2 стр.

Древнейшая астрономия……………………………………………………..2 стр.

Античная астрономия………………………………………………………..2 стр.

Средневековая астрономия………………………………………………….3 стр.

Астрономия 18-19 веков……………………………………………………..5 стр.

Астрономия 20 века…………………………………………………………7 стр.

Главные вопросы прошлого и будущего в астрономии……………………9 стр.

Список используемой литературы………………………………………..8 стр.

Приложения …………………………………………………………………………12 стр.
Объект – Астрономия как наука
Предмет — История развития астрономии как науки
Цель работы – Проследить этапы развития астрономии как науки
Задачи:

  1. Проанализировать основные этапы зарождения и развития астрономии как науки.
  2. Изучить теоретически этапы развития астрономии как науки.
  3. Проанализировать и систематизировать описание этапов развития астрономии как науки.
  4. Рассмотреть роль личностей различных учёных в развитии астрономии как науки.

Методы: теоретический анализ научной и научно-популярной литературы, метод систематизации данных.

Античная астрономия

Античная астрономия занимает особое место в истории развития науки. Именно в Древней Греции были заложены основы современного научного мышления. До определенных пор все мировоззрение строилось на мифологии. Первым человеком, рассмотревшим и создавшим первую модель Вселенной, был Анаксимандр Милетский Земля «парит» в центре мира, её окружают трубчатые кольца – торы, наполненные огнем. В самом близком кольце, где мало огня, имеются отверстия – планеты, во втором кольце находится Луна, представляющая большое отверстие, которое может иногда перекрываться (смена фаз Луны). На третьем кольце находится Солнце. Вселенную замыкает полая сфера с россыпью неподвижных относительно друг друга отверстий – звезд. Это была первая геоцентрическая модель Вселенной с жесткими орбитами, помогающих описать геометрию движения Солнца, Луны, светил.

Первым человеком, создавшим упорядоченную модель Вселенной, был Платон. Он создал в своей модели мира систему нерушимых орбит, закрепленных на сфере, на которых находятся небесные тела.

К 4 столетию греческая наука перешла от общих рассуждений к последовательному изучению природы. Выдающимся ученым этого направления был Евдокс. Наиболее важной для математической астрономии стала его теория планетных движений. Для описания движения каждого тела Евдокс подбирал комбинацию из вложенных одна в другую сфер, причем полюса каждой последующей сферы были закреплены на предыдущей. Всего в системе Евдокса было 27 сфер.

Самым видным ученым античности считается Аристотель. Он четко и логично доказал, что Земля – шар, однако не считал возможным обращение Земли вокруг Солнца, и принимал лишь геоцентрическую систему мира. Аристотель довел число сфер из системы Евдокса до 55, желая связать сферы в единую систему.

Для оценки размеров Вселенной нужно было знать расстояния хотя бы до ближайших небесных объектов. Первым, кто сравнил расстояния от Земли до Солнца и Луны, а также размеры этих тел, был Аристарх Самосский. И хотя его результаты были далеки от реальных, он сделал вывод, что невозможно обращение столь большого Солнца вокруг столь маленькой Земли. Так была создана первая гелиоцентрическая система мира.

Первым ученым, описавшим орбиту движения, был Гиппарх. Считалось, что Солнце движется вокруг земли по окружности. Но как тогда объяснить разную продолжительность времен года (94,5 – 92,5 – 88 – 90)? Гиппарх предположил, что Земля смещена относительно центра этой окружности. Ученый занимался систематическим наблюдением небесных тел, и создал каталог, в который внес 1022 звезды.

Но самый большой труд в истории античной астрономии принадлежит Клавдию Птолемею. Его величайшее сочинение в 30 томах «Альмагест» долгое время было главным сокровищем астрономии. Он создал свою систему мира, которая, хоть и была геоцентрической, не имела никаких «хрустальных сфер», Солнце и планеты вращались вокруг Земли в пустом небесном пространстве.

Средневековая астрономия

Ученым, начавшим коренной переворот в астрономии и в мировоззрении был Николай Коперник (1473-1543). До определенного момента многие явления невозможно было объяснить из-за принятой геоцентрической системы мира. Прочитав «Альмагест» Птолемея, Коперник понял, что обращение Земли вокруг Солнца объясняет многие вещи. В гелиоцентрической системе Коперника впервые появилась возможность расчета расстояний до планет и определения их реального размера, а также рассчитать реальные пропорции Солнечной системы, пользуясь радиусом земной орбиты как астрономической единицей. Он понял, что, находясь на движущейся Земле, если мы смотрим на планеты, то они помимо движения по своим орбитам приобретают дополнительное круговое движение. Также Коперник установил точную (разница в 28 секунд в большую сторону) длину года: 365 суток 5 часов 49 минут 16 секунд.

Дело Коперника продолжил величайший датский астроном Тихо Браге. Датский король Фридрих II построил для Браге обсерваторию Ураниборг на о. Вен. Был составлен каталог 788 звезд, разработаны таблицы рефракции света в земной атмосфере и правила ее учета при наблюдениях, уточнен угол наклона эклиптики. Наблюдения за одной из комет привели ученого к выводу, что она находится дальше Луны, траектория движения кометы доказывала, что сфер не существует. Наблюдения датского астронома явились фундаментом, на котором построена современная теория тяготения. Помощником Браге в обсерватории, начиная с 1600 года, был знаменитый Иоганн Кеплер. Его задачей было изучение движений Марса, и Кеплер пришел к выводу, что орбита Марса – эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце. Позже это открытие получило формулировку I закона Кеплера.

В начале 17 века был создан телескоп, и закончилась эра наблюдений невооруженным взглядом. Первым телескоп на небо направил Галилео Галилей. Свой первый обзор Галилей совершил в конце 1609 – начале 1610 года, и обнаружил, что Млечный Путь – огромное скопление звезд. Вблизи Юпитера ученый обнаружил 4 звездочки, и правильно решил, что это спутники планеты. В конце 1610 года астроном обнаружил фазы Венеры, тогда же открыл пятна на Солнце. Он сделал вывод, что верна гелиоцентрическая система мира.

Помимо ученых, занимавшихся наблюдениями и расчетами, были те, кто своими трудами внес огромный вклад в развитие астрономии. Одним из таких людей был Джордано Бруно. Он решительно выступил в защиту учения Коперника. Бруно отверг гипотезу центризма, выдвинул гипотезу о том, что звезды – это другие Солнца, вокруг которых вращаются планеты, подобные нашей, и на которых есть жизнь. В 1600 году Джордано Бруно был сожжен на площади Цветов в Риме как еретик.

Астрономия 18 — 19 веков

На пороге 18 столетия И. Ньютон соединил мощные математические методы с данными астрономических наблюдений, что вывело науку в центр внимания человека. Сначала ученые рассматривали движение небесных объектов для доказательства истинности ньютоновской теории тяготения. В конце того же века Пьер Симон Лаплас в своем «Изложении системы мира» завершил картину мира гравитационной Вселенной – мира, построенного на принципах тяготения.

В 18 веке были открыты 5 спутников и кольцо Сатурна, изучено вращение Солнца, а также определена астрономическая единица – с точностью до 8%. Тогда же была вычислена скорость света. Датский астроном Оле Ремер оценил ее в 215000 км/с, что на 28% меньше реального значения. Вторым центром науки после Франции была Англия, самым выдающимся ученым того времени был Эдмонд Галлей. Он предложил новый метод определения астрономической единицы, и ошибку удалось снизить в 25 раз. Но главным трудом Галлея считается его теория движения комет.

Он рассчитал орбиты 24 комет, и обнаружил сходство параметров некоторых из них. Галлей предсказал появление кометы в конце 1758 – начале 1759 года, что и подтвердилось.

В 1781 году была открыта седьмая планета Солнечной системы. Это открытие принадлежит Уильяму Гершелю. Его телескоп был вершиной оптических приборов на ближайшие 100 лет. Имея длину трубы 12 метров и диаметр зеркала 147 см, он давал увеличение в 2,5 тыс. раз. Также были открыты 2 спутника Урана и их обратное движение, 2 новых спутника

Сатурна, сезонные изменения размеров полярных шапок на Марсе. Гершель составил каталог 145 двойных звезд с детальным исследованием орбит.

19 век – век быстрого становления и развития астрофизики. К тому времени в сферу внимания ученых попали принципы устройства и эволюции небесных тел, физика процессов, происходящих в космическом пространстве. Термин «Астрофизика» появился в середине 60-х годов 19 века. «Крестным отцом» этой науки был немецкий астролог Иоганн Карл Фридрих Цельнер (1834-1882), профессор Лейпцигского университета.

В начале 19 века при помощи спектроскопа были найдены темные линии в спектре Солнца. Ученые объяснили это поглощением лучей газами земной атмосферы. Во второй половине 19 века при помощи все того же спектроскопа на Солнце были найдены K, Cr, Fe, Na, Mg и другие металлы, а также Н и неизвестный тогда Не. В 1899 году был составлен первый атлас поверхности Солнца. Помимо Солнца, были изучены спектры еще 4000 звезд, была составлена первая классификация звездных спектров.

В 1842 году австрийский физик Кристиан Доплер теоретически доказал, что частота звуковых и световых колебаний зависит от скорости приближения или удаления их источника. Также предложили определять скорость звезд по лучу зрения, т. е. лучевую скорость – по смещению спектральных линий. Так была измерена лучевая скорость Сириуса, и было установлено, что он приближается к Земле со скоростью 8 км/с. Это явление получило название Эффекта Доплера

Астрономической столицей мира 19 столетия стала Пулковская обсерватория. Основателем ее был В.Я. Струве. С 1819 года он вел наблюдения двойных и кратных звезд, открытых Гершелем. В 1822 году Струве опубликовал первый каталог, содержащий сведения о 795 системах. Он сумел найти индивидуальные параллаксы звезд. Струве выделил ряд признаков, по которым можно судить по удаленности звезды: 1) видимый блеск, 2) чем более удалена звезда от наблюдателя, тем меньше должна быть угловая величина ее собственного движения. Однако эти данные справедливы в полной мере, если допустить, что все звезды имеют одинаковые светимости, скорости, массы. Струве в точности определил параллакс Веги в 1837. Изучение параллаксов позволило определить расстояние до звезд, а по расстояниям определили масштабы Вселенной. Струве в 1843 году издал каталог положений 17 тысяч звезд. Также астрономом было открыто поглощение света в межзвездном пространстве.

Астрономия 20 века

В 20 веке ученые узнали физическую природу звезд и разгадали тайну их рождения, изучили мир галактик и почти полностью восстановили историю Вселенной, «посетили» соседние планеты и обнаружили другие планетные системы. Умея в начале столетия измерять расстояние до ближайших звезд, в конце века ученые «дотянулись» почти до границ Вселенной.

Успехи астрономов в 20 веке связаны с революцией в физике. При создании и проверке теории относительности и квантовой теории атомов использовались астрономические данные.

19 век оставил в наследство 2 великих изобретения – фотографию и спектральный анализ. К 1950 году благодаря фотопластинке и спектроскопу была разгадана природа звезд и галактик, открыто расширение Вселенной. Инженеры-физики, делая первые шаги в электронике и космической технике, подготовили условия для новой революции в астрономии. Рождение наземной радиоастрономии и внеатмосферной рентгеновской, инфракрасной, ультрафиолетовой, гамма-астрономии привело к гигантскому открытию: пульсары, квазары, радиогалактики, межзвездные молекулы, протозвезды, нейтронные звезды, черные дыры, так что на несколько десятилетий оптическая астрономия отошла на второй план.

В местах с наиболее прозрачной и спокойной атмосферой – на островах, горных вершинах – были построены новые телескопы с зеркалами диаметрами 4-10 метров, в 1990 году был выведен на орбиту крупный оптический телескоп Хаббла. Но, несмотря на стремительное развитие науки, профессиональных ученых в мире не так уж много – около 10 тысяч.

Выдвинутая в 20-х годах гипотеза эволюции звезд предполагала, что все они проходят один и тот же путь развития, а мы их наблюдаем на разных этапах. Считалось, что в своем развитии звезда теряет значительную массу, проходя последовательные стадии: красный гигант – желтый гигант – желтый карлик – красный карлик. Но в начале века были открыты белые карлики – звезды весьма малых размеров, но с огромной плотностью, естественно, эти звезды не укладывались в общепринятую схему. В 1934 году эстонский астрофизик Эрнест Эпик (1893-1985) высказал идею о том, что звезды разной массы проходят различные пути развития.

Важнейшей проблемой теории внутреннего строения звезд была проблема поиска звездной энергии. Открытие источника звездной энергии дало начало исследованиям термоядерных реакций в недрах звезд. Были выяснены условия протекания этих реакций: температура, давление. Удалось доказать, что гелий не конечный продукт этих реакций, что и он может превращаться в более тяжелые элементы: углерод, азот, кислород.

Научный переворот в представлении о пространстве и времени произвела теория относительности Альберта Эйнштейна. Эйнштейн начал с 2-х постулатов: все законы физики имеют одинаковый вид во всех инерциальных системах отчета и в любой из этих систем скорость света одинакова. Физик доказал связь между массой и энергией в современных обозначениях. Эйнштейн понял, что его теория должна определять общую структуру Вселенной. Вселенная Эйнштейна оказалась замкнутой на себе. Она была конечна, но безгранична.

В начале 20-х годов Э.П. Хаббл рассмотрел механизмы свечения диффузных планетарных галактических туманностей. Он доказал, что диффузные туманности светят отраженным светом близлежащих горячих звезд, а свечение планетарных туманностей сродни флуоресценции: от центральной звезды исходит интенсивное ультрафиолетовое излучение, которое затем переизлучается туманностью в видимом диапазоне спектра. Э.П. Хаббл нашел зависимость между яркостью отражательных туманностей и блеском освещающих их звезд. Фотографируя туманность Андромеды, Э.П. Хаббл открыл в ней классическую цефеиду. По блеску цефеид можно определить расстояние до нее, а т.к. она входит в состав туманности, то это позволяет определить расстояние до туманности Андромеды. Открытие Хаббла легло в основу концепции расширяющейся Вселенной.

Список используемой литературы

1)Энциклопедия для детей. Т. 8. Астрономия.-2-изд./Гл.ред. М.Д.Аксёнова.- М .: Аванта +, 1998.

2)О.С.Угольников. Небо начала века 2001-2012.-М.:Сельянов А.Д., 2000.

19 столетие стало времен очень бурного развития астрономической науки. В Европе увеличивается количество построенных обсерваторий, телескопическая техника совершенствуется, размеры рефлекторов становятся более масштабными.

В 1802 году английский физик и математик Уильям Волладсон, открывший за год до этого ультрафиолетовые лучи, построил первый спектроскоп, в котором узкая щель располагалась параллельно ребру центральной призмы. При наведении этого прибора на Солнце, учёный заметил, что солнечный спектр пересекают чёткие тёмные линии. Своему открытию Волладсон не придал особого значения, ибо не понял его смысл. Спустя двенадцать лет, немецкий физик Йозеф Фраунгофер смог объяснить тёмные линии в солнечном спектре поглощением лучей атмосферными газами Солнца, в качестве доказательств он привёл дифракционные явления света. Немецкий учёный измерил в наблюдаемых линиях длины волн, которые с тех пор получили название фраунговеры.

К середине 19 века учёными уже были хорошо изучены светящиеся спектры газов. Таким образом, было установлено, что при свечении паров возникает яркая жёлтая и тёмная линии. Вопрос различности цветных линий смогли решить только в 1859 году известный немецкий физик Густав Кирхгов и его помощник Роберт Бунзен. В сравнении длин волн фраунговеровых линий и линий излученных паров в спектре Солнца, они обнаружили на этом объекте наличие натрия, железа, магния, кальция, хрома и других металлов. При каждом анализе светящимся лабораторным линиям земных газов точно соответствовали линии спектра Солнца. В 1862 году шведский астроном и физик Андрес Ангстрем обнаружил в солнечном спектре линии водорода. В том же году, он, измерив длины волн нескольких тысяч линий, рассчитал и составил первый атлас спектра Солнца.

В 1836 году развивается фотометрическая астрономия, с помощью которой проводятся количественные измерения энергетической характеристики поля излучения. В основе фотометрических измерений лежит теория светового поля, усовершенствованная впоследствии Андреем Гершуном. Пионером фотометрических наблюдений за звёздами выступил английский астроном и физик Вильям Гершель. Результатами первых наблюдений стали инфракрасные показатели солнечной активности.

В 40-х годах 19 века произошло рождение фотографической астрономии, основателями которой по праву считаются американские астрономы Уильям и Джордж Бонд. Эти учёные первыми сделали фотографию звезды — снимок Веги был сделан из Массачусетской обсерватории. На основе фотографической астрономии в мир выходит атлас подлинных фотографий Луны.

С середины 19 века начинается важнейший этап в астрономии, благодаря тому, что возникает спектральный анализ и происходит развитие фотографической науки. Эти современные методы позволили учёным начать изучение физических особенностей небесных тел, выделить составляющую их природу и существенно расширить область и границы исследуемых пространств. В то время возникла наука астрофизика, активно развивающаяся в 20 веке и продолжающая формироваться в наши дни. В сфере внимания учёных того времени оказались принципы устройства и эволюции космических тел. Новая наука от физики взяла методику изучения, а от астрономии — необъятную область исследований.

Термин «астрофизика» возник в 60-е годы 19 века, основателем этой науки заслуженно считается немецкий учёный Иоганн Целльнер, профессор Лейпцигского университета.

Главными достижениями в 19 веке стало открытие начала термодинамики, точно известным определением вышло, что свет имеет волновую природу и т.д. Благодаря этим и другим явлениям, ставшим объяснимыми и понятными, появилась возможность создания первого астрофизического инструмента, который назвали полярископом. С этого момента ученые начали изучать лучевую корону, которая ранее была видна только в момент полных солнечных затмений. Продолжались исследования и метеоритов. Изучая их, ученые подтверждали суждения о том, какие известные на земле химические элементы входят в состав небесных тел. Однако вскоре метеоритами занялись минералоги и химики. Несомненно, метеориты являлись небесными телами, но астрономов интересовали исключительно их орбиты. А так как высчитывание орбит оказалось наиболее сложной задачей, ученые стали уделять меньше времени изучению этих тел. Наиболее интересным объектом исследования оставалось Солнце, Луна и другие звезды. В то же время был изобретен новый метод исследования — фотография, благодаря которому астрономы получили возможность изучать спектры комет.

Технические и научные достижения позволили учёным во всём мире совершать значительные открытия, результатом которых стало окончательно сформированное представление о Вселенной. Анализируя накопленные за прошедшие столетия знания и теории, учёные-астрономы на рубеже 19-20 веков пришли к соглашению о существовании в космической науке серьёзных парадоксов. Слово «парадокс» означает «странность» или «неожиданность», в переводе с греческого. Под этим названием в науке понимается непривычное, неожиданное, расходящееся с бытующими законами утверждение или вывод. В конце 19 века возникли три парадокса: гравитационный, фотометрический и парадокс «тепловой смерти» Вселенной.

Добавить комментарий

Закрыть меню