Wiek XVIII i XIX
28 Wrz 2004r. w Historia astronomii napisał/a Paweł ChamskiXVIII i XIX stulecie przyniosły burzliwy rozwój astronomii, zwłaszcza w Niemczech. Nastąpił dalszy rozwój konstrukcji teleskopów, które budowano w dwu podstawowych wersjach: jako teleskopy soczewkowe (refraktory) i teleskopy zwierciadlane (reflektory).
XVIII i XIX stulecie przyniosły burzliwy rozwój astronomii, zwłaszcza w Niemczech. Nastąpił dalszy rozwój konstrukcji teleskopów, które budowano w dwu podstawowych wersjach: jako teleskopy soczewkowe (refraktory) i teleskopy zwierciadlane (reflektory). Teleskopy te oraz zastosowane wówczas precyzyjne instrumenty pomiarowe stanowiły znakomitą podstawę do wiarygodnego remanentu obrazu Wszechświata oraz do rozpoczęcia badań nad naturą gwiazd. Jako znakomite narzędzia badawcze, teleskopy zostały wykorzystane przez wielu znakomitych obserwatorów.
Jednym z nich był urodzony w Hanowerze William Herschel (1738-1822), który zaczynał jako muzyk wojskowy. Karierę astronomiczną zrobił jednak w Anglii, gdzie w Bath koło Londynu zbudował wielki teleskop, za pomocą którego odkrył w 1871 roku planetę Uran. Jego dalsze dokonania obejmują m.in. pomiar położeń i katalogowanie gwiazd. Stwierdził on też, że oprócz pozornych gwiazd podwójnych, których bliskość na niebie wynika z tego, że widziane z Ziemi leżą prawie w tym samym kierunku, istnieje wiele rzeczywistych układów podwójnych, w których dwa słońca obiegają wspólny środek masy. Za pomocą swojego wielkiego teleskopu o ogniskowej 12 m badał też Drogę Mleczną.
W noc sylwestrową 1800/1801 roku Giuseppe Piazzi (1746-1826), astronom z Palermo, odkrył w przestrzeni pomiędzy Marsem a Jowiszem pierwszą asteroidę. Otrzymała ona nazwę Ceres. Wkrótce potem odkryto następne planetoidy. W roku 1838 w Królewcu Friedrichowi Wilhelmowi Besselowi (1784-1846) udało się po raz pierwszy zmierzyć odległość do gwiazdy. Gwiazdą tą była 61 Cygni, słaba gwiazda w gwiazdozbiorze Łabędzia (łac. cygnus - łabędź). Bessel wyznaczył jej odległość na 9,3 roku świetlnego, co rzeczywiście jest bardzo bliskie prawdy. Pomiar Bessela dał wyobrażenie o tym, w jakiej odległości znajdują się gwiazdy. Bessel postulował także, że gwiazdy Syriusz i Procjon mają towarzyszy. Ich istnienie zostało potwierdzone za pomocą obserwacji wizualnych dopiero wiele lat później.
Friedrich Wilhelm Argelander (1799--1875), dyrektor bońskiego obserwatorium, opracował Bonner Durchmusterung, bardzo użyteczny katalog gwiazd nieba północnego (wraz z atlasem) oraz dał podstawy naukowe badaniom gwiazd zmiennych. W 1846 roku w Paryżu, Francuz Urbain Leverrier (1811-1877) wyliczył na podstawie analizy zaburzeń orbity Urana prawdopodobne położenie innej wielkiej, jeszcze nie znanej planety. Została ona odkryta przez berlińskiego astronoma o nazwisku J.G. Galie dokładnie w przewidzianym miejscu. Był to istny majstersztyk matematyczny w dziejach astronomii. Nowa planeta otrzymała nazwę Neptun.
XIX-wieczni astronomowie interesowali się szczególnie kometami i wyznaczaniem ich orbit. Wynikało to między innymi z tego, że na rok 1835 przewidziany był powrót słynnej komety Halleya. Ponadto astronom włoski Schiaparelli odkrył związek pomiędzy rojami meteorów a kometami. W ten sposób, krok po kroku, wzrastała nasza wiedza o planetach i gwiazdach.
Dwa dalsze wspaniałe wynalazki otworzyły przed astronomami XIX wieku nowe możliwości badawcze w dotychczas nie poznanych obszarach. Były to fotografia i analiza widmowa (spektralna).
Fotografia już w 1830 roku została wykorzystana do badań nieba, stając się wkrótce niezależną dziedziną astronomii. Zaleta tego sposobu badań polegała na tym, że klisze fotograficzne mają własność gromadzenia światła. Dzięki temu przy długich ekspozycjach stają się widoczne ciała niebieskie, których nie widać, gdy patrzymy bezpośrednio przez teleskop. Oprócz tego proces fotograficzny pozbawiony jest ludzkich błędów obserwacyjnych i dostarcza materiału obserwacyjnego (klisz), które dużo później mogą służyć do porównań i kontroli. Fotografia astronomiczna okazała się bardzo użyteczna w badaniach mgławic, gromad gwiazd i Drogi Mlecznej. Po zastosowaniu fotografii do poszukiwań planetoid w roku 1890 przez Maxa Wolfa z Heidelbergu, liczba odkrywanych obiektów tego typu gwałtownie wzrosła.
Analiza spektralna (łac. spectrum - pojawienie się, widmo; gr. analysis - rozkład, badanie) bada kolorowe pasma światła, na które rozszczepia się światło słoneczne i światło gwiazd przy przejściu przez szklany pryzmat. Bez analizy widmowej nie sposób wyobrazić sobie rozwoju nowoczesnej astronomii. Kolorowa wstęga tęczy pojawia się, jak wiadomo, wtedy, gdy białe światło słoneczne zostanie rozszczepione w licznych kroplach wody padającego deszczu. Zupełnie podobnie promień słoneczny rzucony na pryzmat (trójkąt ze szkła) zostaje rozszczepiony i rozpada się na kolorową wstęgę czyli widmo.
Już w 1814 roku monachijski optyk Joseph von Fraunhofer (1787-1826) odkrył w widmie słonecznym wielką liczbę ciemnych linii, nazwanych później liniami Fraunhofera. Fraunhofer badał te linie oznaczając je literami alfabetu, gdyż domyślał się ich wyjątkowego znaczenia. Porównując widmo słoneczne z widmem ziemskich źródeł światła (np. gorących gazów) odkrył, że każdy pierwiastek chemiczny wykazuje inny, sobie tylko właściwy, obraz linii Fraunhofera. Stąd pochodzi nazwa: linie sodu, tlenu, wodoru itd. Na podstawie tych charakterystycznych linii każdy pierwiastek i każdy związek chemiczny może zostać wykryty zarówno na Ziemi, jak i w Kosmosie.
Sformułowanie podstaw analizy widmowej było dziełem dwóch niemieckich uczonych: Wilhelma Bunsena (1811-1899) oraz Gustava Kirchoffa (1824-1887). Wskazali oni na to, że linie Fraunhofera w widmie słonecznym dlatego są ciemne - w przeciwieństwie do jasnych linii, obserwowanych w widmach świecących gazów - że światło, które opuszcza Słońce, przechodzi przez jego chłodniejszą warstwę zewnętrzną, gdzie jest częściowo pochłaniane. W ten sposób, za pomocą analizy widmowej można było badać własności i skład chemiczny ciał niebieskich. Na podstawie takich badań podzielono gwiazdy na typy widmowe. Oznaczało to początek astrofizyki, dziedziny zupełnie odmiennej od tradycyjnej astronomii trudniącej się badaniem ruchów gwiazd i ich położeniem w przestrzeni.
Na drodze analizy widmowej możliwe jest także określenie, czy gwiazda zbliża się do Ziemi czy też od niej oddala oraz z jaką prędkością to się dzieje (jest to tzw. prędkość radialna, czyli składowa prędkości wzdłuż linii obiekt-obserwator). Jest to możliwe dzięki zastosowaniu prawa Dopplera do linii fraunhoferowskich w widmie gwiazdy. Austriacki matematyk i fizyk, Christian Doppler (1803-1853) stwierdził, że gdy źródło dźwięku (np. motocykl lub samolot) zbliża się do nas, dochodzi do naszego ucha więcej fal dźwiękowych w jednostce czasu, co powoduje podwyższenie wysokości słyszanego przez nas dźwięku. Gdy źródło dźwięku oddala się, dochodzi do nas mniej fal dźwiękowych w jednostce czasu i wysokość dźwięku obniża się (prawo Dopplera, efekt Dopplera).
Powyższe rozważanie dotyczy również fal świetlnych. Ze źródła światła zbliżającego się do nas dochodzi więcej fal w jednostce czasu niż ze źródła, które się oddala. Wobec tego, że każdemu kolorowi w widmie odpowiada określona częstość fali świetlnej, zmianę koloru w widmie gwiazdy interpretuje się jako zbliżanie się albo oddalanie gwiazdy. W pierwszym przypadku linie Fraunhofera przesuwają się w kierunku niebieskim (przesunięcie ku fioletowi), w drugim - w kierunku czerwieni (przesunięcie ku czerwieni). Z wielkości tego przesunięcia można obliczyć prędkość zbliżania lub oddalania się gwiazdy. Angielski astronom, Sir William Huggins (1828-1910) był tym, który w roku 1868 jako pierwszy zastosował tę zależność dla Syriusza.
Jednym z nich był urodzony w Hanowerze William Herschel (1738-1822), który zaczynał jako muzyk wojskowy. Karierę astronomiczną zrobił jednak w Anglii, gdzie w Bath koło Londynu zbudował wielki teleskop, za pomocą którego odkrył w 1871 roku planetę Uran. Jego dalsze dokonania obejmują m.in. pomiar położeń i katalogowanie gwiazd. Stwierdził on też, że oprócz pozornych gwiazd podwójnych, których bliskość na niebie wynika z tego, że widziane z Ziemi leżą prawie w tym samym kierunku, istnieje wiele rzeczywistych układów podwójnych, w których dwa słońca obiegają wspólny środek masy. Za pomocą swojego wielkiego teleskopu o ogniskowej 12 m badał też Drogę Mleczną.
W noc sylwestrową 1800/1801 roku Giuseppe Piazzi (1746-1826), astronom z Palermo, odkrył w przestrzeni pomiędzy Marsem a Jowiszem pierwszą asteroidę. Otrzymała ona nazwę Ceres. Wkrótce potem odkryto następne planetoidy. W roku 1838 w Królewcu Friedrichowi Wilhelmowi Besselowi (1784-1846) udało się po raz pierwszy zmierzyć odległość do gwiazdy. Gwiazdą tą była 61 Cygni, słaba gwiazda w gwiazdozbiorze Łabędzia (łac. cygnus - łabędź). Bessel wyznaczył jej odległość na 9,3 roku świetlnego, co rzeczywiście jest bardzo bliskie prawdy. Pomiar Bessela dał wyobrażenie o tym, w jakiej odległości znajdują się gwiazdy. Bessel postulował także, że gwiazdy Syriusz i Procjon mają towarzyszy. Ich istnienie zostało potwierdzone za pomocą obserwacji wizualnych dopiero wiele lat później.
Friedrich Wilhelm Argelander (1799--1875), dyrektor bońskiego obserwatorium, opracował Bonner Durchmusterung, bardzo użyteczny katalog gwiazd nieba północnego (wraz z atlasem) oraz dał podstawy naukowe badaniom gwiazd zmiennych. W 1846 roku w Paryżu, Francuz Urbain Leverrier (1811-1877) wyliczył na podstawie analizy zaburzeń orbity Urana prawdopodobne położenie innej wielkiej, jeszcze nie znanej planety. Została ona odkryta przez berlińskiego astronoma o nazwisku J.G. Galie dokładnie w przewidzianym miejscu. Był to istny majstersztyk matematyczny w dziejach astronomii. Nowa planeta otrzymała nazwę Neptun.
XIX-wieczni astronomowie interesowali się szczególnie kometami i wyznaczaniem ich orbit. Wynikało to między innymi z tego, że na rok 1835 przewidziany był powrót słynnej komety Halleya. Ponadto astronom włoski Schiaparelli odkrył związek pomiędzy rojami meteorów a kometami. W ten sposób, krok po kroku, wzrastała nasza wiedza o planetach i gwiazdach.
Dwa dalsze wspaniałe wynalazki otworzyły przed astronomami XIX wieku nowe możliwości badawcze w dotychczas nie poznanych obszarach. Były to fotografia i analiza widmowa (spektralna).
Fotografia już w 1830 roku została wykorzystana do badań nieba, stając się wkrótce niezależną dziedziną astronomii. Zaleta tego sposobu badań polegała na tym, że klisze fotograficzne mają własność gromadzenia światła. Dzięki temu przy długich ekspozycjach stają się widoczne ciała niebieskie, których nie widać, gdy patrzymy bezpośrednio przez teleskop. Oprócz tego proces fotograficzny pozbawiony jest ludzkich błędów obserwacyjnych i dostarcza materiału obserwacyjnego (klisz), które dużo później mogą służyć do porównań i kontroli. Fotografia astronomiczna okazała się bardzo użyteczna w badaniach mgławic, gromad gwiazd i Drogi Mlecznej. Po zastosowaniu fotografii do poszukiwań planetoid w roku 1890 przez Maxa Wolfa z Heidelbergu, liczba odkrywanych obiektów tego typu gwałtownie wzrosła.
Analiza spektralna (łac. spectrum - pojawienie się, widmo; gr. analysis - rozkład, badanie) bada kolorowe pasma światła, na które rozszczepia się światło słoneczne i światło gwiazd przy przejściu przez szklany pryzmat. Bez analizy widmowej nie sposób wyobrazić sobie rozwoju nowoczesnej astronomii. Kolorowa wstęga tęczy pojawia się, jak wiadomo, wtedy, gdy białe światło słoneczne zostanie rozszczepione w licznych kroplach wody padającego deszczu. Zupełnie podobnie promień słoneczny rzucony na pryzmat (trójkąt ze szkła) zostaje rozszczepiony i rozpada się na kolorową wstęgę czyli widmo.
Już w 1814 roku monachijski optyk Joseph von Fraunhofer (1787-1826) odkrył w widmie słonecznym wielką liczbę ciemnych linii, nazwanych później liniami Fraunhofera. Fraunhofer badał te linie oznaczając je literami alfabetu, gdyż domyślał się ich wyjątkowego znaczenia. Porównując widmo słoneczne z widmem ziemskich źródeł światła (np. gorących gazów) odkrył, że każdy pierwiastek chemiczny wykazuje inny, sobie tylko właściwy, obraz linii Fraunhofera. Stąd pochodzi nazwa: linie sodu, tlenu, wodoru itd. Na podstawie tych charakterystycznych linii każdy pierwiastek i każdy związek chemiczny może zostać wykryty zarówno na Ziemi, jak i w Kosmosie.
Sformułowanie podstaw analizy widmowej było dziełem dwóch niemieckich uczonych: Wilhelma Bunsena (1811-1899) oraz Gustava Kirchoffa (1824-1887). Wskazali oni na to, że linie Fraunhofera w widmie słonecznym dlatego są ciemne - w przeciwieństwie do jasnych linii, obserwowanych w widmach świecących gazów - że światło, które opuszcza Słońce, przechodzi przez jego chłodniejszą warstwę zewnętrzną, gdzie jest częściowo pochłaniane. W ten sposób, za pomocą analizy widmowej można było badać własności i skład chemiczny ciał niebieskich. Na podstawie takich badań podzielono gwiazdy na typy widmowe. Oznaczało to początek astrofizyki, dziedziny zupełnie odmiennej od tradycyjnej astronomii trudniącej się badaniem ruchów gwiazd i ich położeniem w przestrzeni.
Na drodze analizy widmowej możliwe jest także określenie, czy gwiazda zbliża się do Ziemi czy też od niej oddala oraz z jaką prędkością to się dzieje (jest to tzw. prędkość radialna, czyli składowa prędkości wzdłuż linii obiekt-obserwator). Jest to możliwe dzięki zastosowaniu prawa Dopplera do linii fraunhoferowskich w widmie gwiazdy. Austriacki matematyk i fizyk, Christian Doppler (1803-1853) stwierdził, że gdy źródło dźwięku (np. motocykl lub samolot) zbliża się do nas, dochodzi do naszego ucha więcej fal dźwiękowych w jednostce czasu, co powoduje podwyższenie wysokości słyszanego przez nas dźwięku. Gdy źródło dźwięku oddala się, dochodzi do nas mniej fal dźwiękowych w jednostce czasu i wysokość dźwięku obniża się (prawo Dopplera, efekt Dopplera).
Powyższe rozważanie dotyczy również fal świetlnych. Ze źródła światła zbliżającego się do nas dochodzi więcej fal w jednostce czasu niż ze źródła, które się oddala. Wobec tego, że każdemu kolorowi w widmie odpowiada określona częstość fali świetlnej, zmianę koloru w widmie gwiazdy interpretuje się jako zbliżanie się albo oddalanie gwiazdy. W pierwszym przypadku linie Fraunhofera przesuwają się w kierunku niebieskim (przesunięcie ku fioletowi), w drugim - w kierunku czerwieni (przesunięcie ku czerwieni). Z wielkości tego przesunięcia można obliczyć prędkość zbliżania lub oddalania się gwiazdy. Angielski astronom, Sir William Huggins (1828-1910) był tym, który w roku 1868 jako pierwszy zastosował tę zależność dla Syriusza.
Komentarze użytkowników
( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.Napisz komentarz
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Twoje Imię
24.01.2021, 23:00