Астрономические открытия на рубеже 19 века

                          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.