Астрономия (открой для себя небо)

История астрономии. Первые теоретические модели звезд

Первым, кто во всеоружии высшей математики, используя новейшие достижения физики, попытался проникнуть в область звездных недр, был выдающийся английский астрофизик и физик-теоретик Артур Стэнли Эддингтон (1882—1944). В 1916—1918 гг. он развил первую, учитывающую «новую физику XX века», теорию внутреннего строения звезд. Основой ее стала термодинамическая теория лучистого равновесия, успешно примененная в 1906 г. к звездным атмосферам К. Шварцшильдом, а также экспериментальное открытие П. Н. Лебедевым светового давления на газы (1908). Руководящими для Эддингтона стали и два гениальных умозрительных заключения Джинса — о близости вещества в звездных недрах к состоянию идеального газа и о внутриатомной природе источников звездной энергии. Полагая, что ни один элемент не преобладает в звезде, Эддингтон оценил главный физический параметр такого «электронно-ядерного» газа — средний атомный вес его частиц — как близкий к 2. В дальнейшем выяснилось, что в подавляющем большинстве звезд в сильной степени преобладает водород. Так что указанный параметр для них почти равен 0,5. Опираясь на эти представления, Эддингтон распространил теорию лучистого равновесия на внутренние части звезды. Он сделал вывод о существенной роли в звездных недрах светового давления, которое, наряду с обычным газовым давлением, должно уравновешивать тяготение вещества звезды. На этих основаниях Эддингтон построил первую математическую теорию равновесной газовой излучающей звезды. Он сделал важный вывод (1924) о существовании определенной связи между массой, температурой и светимостью звезды. Эта связь блестяще подтвердилась для звезд «главной последовательности» (термин Эддингтона) на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Таким образом, получил объяснение тот загадочный факт, что по своим массам звезды различаются самое большее в тысячи раз, тогда как по светимостям «сверхгиганты» превосходят «карликов» в миллиарды раз! Эддингтон рассчитал диаметры звезд — красных гигантов (более 1 млрд. км), подтвердившиеся в дальнейшем иитерферометрическими измерениями. Для спутника Сириуса, «белого карлика», он впервые дал количественную оценку гигантской плотности таких звезд (у Сириуса В — около 50 кг/см3). В 1918—1919 гг. Эддингтон построил первую теорию цефеид — физических переменных звезд, которые стали вскоре «маяками Вселенной».

Античная астрономия | Просмотров: 453 | Добавил: buba | Дата: 09.03.2010 | Комментарии (0)

История астрономии. Развитие эволюционной картины звездной Вселенной

Подобно тому, как в XVII в. рывок в развитии теоретической механики привел к созданию механики неба и к построению новой, гравитационной механической картины Вселенной, успехи в термодинамике, теории излучения, спектроскопии уже во второй половине XIX в. дали стимул к изучению физики небесных тел, или астрофизики. Складывался новый аспект астрономической, точнее, астрофизической картины мира — общие представления о составе, состоянии, строении и даже развитии звезд. Американскому астрофизику Генри Норрису Ресселу (1877—1957) и голландскому астроному Эйнару Герцшпрунгу (1873—1967) принадлежит установление первой фундаментальной закономерности в физике звезд: определяющей роли температур звездных атмосфер в характере их спектров. Рессел провел в 1905—1912 гг. грандиозную работу по сравнению спектра (т. е. цвета) и светимости у звезд различных спектральных классов (начатую Герцшпрунгом).

Античная астрономия | Просмотров: 374 | Добавил: buba | Дата: 09.03.2010 | Комментарии (0)

История астрономии. Революция Эйнштейна

В первой четверти XX в. произошла вторая в истории естествознания универсальная научная революция, приведшая к полной ломке классической гравитационной физико-космологической картины мира. Эта революция готовилась многими, но своим свершением она обязана одному из величайших физиков современности Альберту Эйнштейну (1879—1955). Фундаментом для создания этой новой научной картины мира стали две его физические теории — специальная и общая теория относительности. Ньютоновская физическая (гравитационно-механическая) картина мира, дополненная к концу XIX в. идеями электродинамики Максвелла и Лоренца, опиралась на представления о полностью независимом, или абсолютном существовании и качествах таких фундаментальных сущностей как пространство, время, материя. В частности, пространство представлялось «прямолинейным» (плоским) евклидовым, бесконечным, материя же — состоящей из нейтральных атомов, которые в свою очередь составлялись из электрически заряженных частей (электрон и некая заряженная положительно «основа» атома). Были известны два фундаментальных, абсолютных, т. е. не связанных друг с другом типа взаимодействий между телами — механические и электромагнитные, законы которых считались независимыми и от масштабов тел, и от их состояния и движения. В механике со времен Галилея укрепился «принцип относительности» его имени, утверждавший равноправность, т. е. одинаковость механических явлений в системах, покоящихся или движущихся равномерно и прямолинейно. При этом мыслилась одна абсолютная система, относительно которой рассматривались движения всех остальных тел и систем. Это была гипотетическая материальная среда — мировой эфир, заполняющий Космос и введенный в физику для объяснения явления света, который считался формой движения эфира.

Античная астрономия | Просмотров: 678 | Добавил: buba | Дата: 09.03.2010 | Комментарии (0)

История астрономии. Нестационарная Вселенная. Теория горячей Вселенной

Первые принципиально новые революционные космологические следствия общей теории относительности раскрыл выдающийся советский математик и физик-теоретик Александр Александрович Фридман (1888—1925). Основными уравнениями общей теории относительности являются «мировые уравнения» Эйнштейна, которые описывают геометрические свойства, или метрику, четырехмерного искривленного пространства — времени. Решение их позволяет в принципе построить математическую модель Вселенной. Первую такую попытку предпринял сам Эйнштейн. Считая радиус кривизны пространства постоянным (т. е. исходя из предположения о стационарности Вселенной в целом, что представлялось наиболее разумным), он пришел к выводу, что Вселенная должна быть пространственно конечной и иметь форму четырехмерного цилиндра. В 1922—1924 гг. Фридман выступил с критикой выводов Эйнштейна. Он показал необоснованность его исходного постулата — о стационарности, неизменности во времени Вселенной. Проанализировав мировые уравнения, Фридман пришел к заключению, что их решение ни при каких условиях не может быть однозначным и не может дать ответа на вопрос о форме Вселенной, ее конечности или бесконечности. Исходя из противоположного постулата — о возможном изменении радиуса кривизны мирового пространства во времени, Фридман нашел нестационарные решения «мировых уравнений». В качестве примера таких решений он построил три возможные модели Вселенной. В двух из них радиус кривизны пространства монотонно растет, и Вселенная расширяется (в одной модели — из точки, в другой — начиная с некоторого конечного объема). Третья модель рисовала картину пульсирующей Вселенной с периодически меняющимся радиусом кривизны. Встретив сначала решения Фридмана с большим недоверием, Эйнштейн затем убедился в его правоте и согласился с критикой молодого физика.

Античная астрономия | Просмотров: 793 | Добавил: buba | Дата: 09.03.2010 | Комментарии (0)

История астрономии. Метагалактика

С конца XVIII в. в астрономическую картину мира вошли понятия «островная Вселенная» и «мир туманностей» как далеких «млечных путей». Тогда же наметились две концепции крупномасштабной структуры такой Вселенной. Одна набрасывала захватывающую дух картину правильной иерархической структуры Вселенной, по аналогии с Солнечной системой (Э. Сведенборг, И. Кант, И. Г. Ламберт). Другая зародилась в наблюдениях В. Гершеля, открывшего признаки принципиально иной, неиерархической крупномасштабной структуры Вселенной, где туманности оказывались собранными в скопления и еще более сложные неправильные объединения — протяженные пласты, и некоторые, как показывали наблюдения, даже пересекались в пространстве. Это навело Гершеля на другую аналогию — между структурой Вселенной и строением нашей планеты с ее геологическими пластами, хранящими долгую историю ее эволюции. Таким образом, намечалось не только понимание структурности Вселенной, но и эволюции ее структуры. Однако дальнейшее открытие новых тысяч туманностей и первые попытки количественных исследований их распределения по небу замаскировали эту картину и сосредоточили внимание астрономов-наблюдателей XIX в. на характерном распределении туманностей относительно плоскости Галактики (Р. Проктор, 1869 г. и др.). Последнее, наряду с увлечением поздними звездно-космогоническими идеями В. Гершеля, способствовало отходу от идеи островной Вселенной. Поэтому повторное открытие в начале XX в. «пласта» туманностей, расположенного вдоль галактического меридиана, было воспринято сначала как открытие элемента внутренней, спиральной структуры Галактики и наличия в ней поглощающей материи клочковатой структуры (К. Истон, 1904; Р. Сэнфорд, 1917,— последний, будучи сторонником островной Вселенной, допускал существование и межгалактического клочковатого поглощающего вещества). В 1908 г. и более детально в 1922 г. шведский астроном К. В. Л. Шарлье (1862—1934), опираясь на гипотезу Ламберта, развил свою теорию иерархической Вселенной с целью объяснить фотометрический и гравитационный парадоксы. Он показал, что эти парадоксы не должны иметь места в такой Вселенной, если только расстояния между системами каждого порядка остаются достаточно большими по сравнению с размерами систем, а средняя плотность вещества в системах от порядка к порядку достаточно быстро падает, так что в среднем для Вселенной она равна нулю. Системой первого порядка он считал Галактику. Построив весьма грубо диаграмму распределения галактик, он ошибочно полагал, что обнаружил «галактику второго порядка» (которую и назвал «Метагалактикой», введя это понятие в астрономию). Теория Шарлье имела успех. Внимание астрономов вновь было привлечено к проблеме крупномасштабной структурности Вселенной. Еще в 1914 г. к изучению распределения туманностей призывал Эддингтон. Решение проблемы, казалось, было обеспечено наблюдательными данными после установления истинной, внегалактической природы спиральных туманностей, составлявших среди внегалактических туманностей большинство (ок. 80%).

Античная астрономия | Просмотров: 535 | Добавил: buba | Дата: 09.03.2010 | Комментарии (0)