Презентация "Открытия в астрономии" (8 класс) – проект, доклад

История астрономии На пути к современной астрономии (начало XX века)

Гарвардская классификация Анджело Секки (1818-1878) – Ватиканская обсерватория.

Гарвардская классификация Анджело Секки (1818-1878) – Ватиканская обсерватория. К 1868 г. – им было изучено около 4000 звезд. 4 типа спектров, причем различия были и по цветам. 1. Белые или голубовато-белые – 4 сильные линии водорода и мало линий металлов. 2. Желтые – спектр как у Солнца. 3. Красные – в спектре темные полосы (Антарес). 4. Очень красные – в спектре широкие очень темные полосы.

Гарвардская классификация Генри Дрепер (1837-1882) – (первая фотография туманности в Орионе, спектр Веги 1872 г., первая фотография хвоста кометы, первый спектр ядра кометы) – щелевой спектрограф - начало массовых снимков спектров. 1886 г. – фонд вдовы Дрепера для спектральных исследований.

Гарвардская классификация Гарвардская обсерватория Эдуард Чарльз Пикеринг (1846-1919) Директор Гарвардской обсерватории с 1877 г.

Гарвардская классификация

Энн Кеннон (1863-1941) В Гарварде с 1896 г.

Антониа Мори (1866-1952) В Гарварде 1888-1891 гг.

Вильямина Флеминг (1857-1911) В Гарварде с 1879 г.

Генриетта Ливитт (1868-1921) В Гарварде с 1895 г. (северный пол. ряд)

Гарвардская классификация -----------------------------------------------------------------------

1912

Гарвардская классификация Цефеиды

Гарвардская классификация Вильямина Флеминг (1857-1911) (Первоначально 16 классов – A, B, C,…,Q). Антониа Мори (1866-1952) (ширины линий – a, b, c). (первые спектральные двойные – Мицар в 1889 г. и β Aurigae в 1900 г.)

Гарвардская классификация Энн Кэннон (1863-1941) – (O, B, A, F, G, K; O1-10, B1-10,…). В 1910 г. система принята МАС. Первый “Каталог Генри Дрепера” – 1890 г. Каталог спектров звезд – “Каталог Генри Дрепера” - HD – 1918-1924 гг. – 9 томов – 225 300 звезд.

Гарвардская классификация 1885 г. – Иоганн Бальмер (1825-1893) – линии Hα, Hβ, Hγ и Hδ при n = 3, 4, 5, 6 УФ спектры Веги и хромосферы Солнца (Хёггинс и Дрепер) – линии – при n = 7, 8, 9 и т.д.

Гарвардская классификация 1896 г. – Пикеринг – спектр ζ Кормы - линии как в серии Бальмера, но с n = 3½ , 4 ½ , 5 ½ , “Серия Пикеринга” – водород в необычных условиях. 1913 г. Нильс Бор (1885-1962) – модель атома – серия Пикеринга образуется атомами HeII.

Гарвардская классификация 1920 г. - М. Саха – различия вызваны различиями температуры (разная степень ионизации). Основополагающая работа была отклонена из ApJ. Сесилия Пейн-Гапошкина. Звезды на 70% состоят из водорода и на 28% из гелия.

Совершенствование спектральной классификации Диаграмма Герцшпрунга-Рессела Фотографические параллаксы с конца XIX в. С 1903 г. - Йеркская обсерватория – параллаксы → М 1910 г. - Генри Норрис Рессел (1877-1957) – корреляция между спектральным классом звезды и ее светимостью (абсолютной звездной величиной; звезды в окрестности Солнца).

Совершенствование спектральной классификации Диаграмма Герцшпрунга-Рессела 1905 г. - Эйнар Герцшпрунг (1873-1967) (Дания) – данные Гарвардской обсерватории – различия в ширинах линий одного и того же спектрального класса.

Совершенствование спектральной классификации Диаграмма Герцшпрунга-Рессела 1905 г. - Эйнар Герцшпрунг Собственные движения. O и B – собственные движения – малы. Статистически у звезд с узкими линиями светимость больше, чем у звезд с широкими линиями – две разные последовательности в пределах одного спектрального класса (гиганты и карлики). (m, CI) для Плеяд и Гиад.

Совершенствование спектральной классификации Диаграмма Герцшпрунга-Рессела 1910 г. - Генри Норрис Рессел. Случайное открытие БК. (Иванов, стр.2)

Первые эволюционные модели Рессел Эволюция за счет освобождения гравитационной энергии.

Возраст звезд 1904 г. – Эрнест Резерфорд (1871-1937) – возраст горных пород (> 2 млрд. лет). 1924 г. – Эддингтон: L ~ m3 - для звезд ГП. Устойчивая масса

Возраст звезд Дж. Джинс – начальная масса Солнца – верхний предел. Далее она уменьшается за счет высвечивания энергии. Возраст – несколько триллионов лет! Длинная и короткая шкалы. Другие соображения – равнораспределение по энергиям. 68 визуально-двойных звезд – е от 0.4 до 0.6 (позже В.А. Амбарцумян в 1937 г. опроверг этот вывод). 15 лет спор. (Климишин, стр.270)

Источники энергии Солнца 1837 г. – Джон Гершель и Клод Пулье – независимые оценки солнечной постоянной (Гершель – теплоты, получаемой Землей за год, хватит, чтобы растопить на ней слой льда толщиной в 36 м - оценка была занижена)! Вопрос: откуда Солнце черпает столько энергии (на Землю попадает 1/2000 000 000 часть).

Источники энергии Солнца Вопрос: откуда Солнце черпает столько энергии (на Землю попадает 1/2000 000 000 часть). Роберт Майер – 1842 г. – закон сохранения энергии. И именно он поставил вопрос об источниках солнечной энергии. Он же выдвинул гипотезу о нагреве Солнца за счет энергии падающих метеоритов.

Источники энергии Солнца 1854 г. – Герман Гельмгольц – Солнце излучает энергию, освобождающуюся при его непрерывном сжатии. Количественно была разработана Кельвином, но получаемые времена противоречили данным геологии.

Источники энергии звезд 1845 г. - Роберт Майер (1814-1878) – источник энергии – падающие метеориты. 1854 г. – Герман Гельмгольц (1821-1894) – гравитационная энергия. 1896 г. – открытие явления радиоактивности (в 1926 г. Дж. Джинс настаивал на этом). 1897 г. – открытие электрона. Аннигиляция материи (Дж. Лармор – 1900 г.; Дж. Джинс – 1904 г.).

Начало теоретической астрофизики: теория внутреннего строения звезд 1920–е гг. - Артур Эддингтон (1882-1944) – основы теории строения звезд. Звезды – газовые шары в состоянии равновесия. Высокая температура. Учитывал еще и уравнение энергетического равновесия. 1920-1930-е гг. доказал непригодность гравитационного сжатия как основного источника энергии. Считал, что необходимую энергию могут дать ядерные реакции. (Ефремов, стр. 46)

Начало теоретической астрофизики: теория белых карликов Субрахманьян Чандрасекар (1910-1995). Зависимость масса-радиус. 1929 г.

Исследования туманностей и межзвездной среды Процессы взаимодействия между веществом и излучением (аппарат квантовой механики). Планетарные туманности (ПТ). Линии небулия. 1928 г. – Айра Боуэн (1898-1973) - две из линий небулия N1 и N2 – запрещенные переходы [OIII]. При маленькой плотности газа и маленькой плотности излучения.

Исследования туманностей и межзвездной среды Свен Росселанд (1894-1985) – присутствие эмиссионных линий в спектрах ПТ – флюоресценция 1931 г. - теорема Росселанда - 1→3→2→1 чаще в туманностях, подсвечиваемых звездой, чем 1→2→3→1 Занстра – метод определения температуры звезды, ионизующей газ. В.А. Амбарцумян – массы туманностей и температура газа (30-е гг.).

Исследования туманностей и межзвездной среды 1904 г. – Иоганнес Гартман (1865-1936) – спектр двойной звезды δ Ориона - линии Н и К (Ca II) не сдвигаются. Межзвездное облако. 1919 г. – межзвездные линии натрия. 1937 г. – калий, железо, титан и т.д. 1930 г. – Роберт Трюмплер (1886-1956) – по статистике размеров рассеянных скоплений – межзвездное поглощение.

Пространственное распределение звезд в Галактике Якоб Каптейн (1851-1922) 1906 г. - план избранных площадок неба. 206 площадок. 1 град х 1 град. Звездные подсчеты, собственные движения, лучевые скорости, расстояния – по стат. зависимостям.

Структура Галактики 1918-1919 гг. - Шепли

Спор о природе туманностей 26 апреля 1920 г. – Great Debate - Куртис - Шепли

Кинематика и динамика Галактики Бертил Линдблад (1895-1965) 1926 г. – по асимметрии распределения скоростей и собственных движений звезд – вращение Галактики. Скорости ШС – оценка массы Галактики. Понятие подсистем. Связь между структурой и кинематикой. Объяснил существование двух потоков; эллипсоид скоростей.

Кинематика и динамика Галактики Ян Оорт (1900-1999) 1927 г. – по пространственному распределению лучевых скоростей звезд и собственным движениям – вращение дифференциальное. Открыл балдж Галактики.

Крупные телескопы XVII в. – длиннофокусные рефракторы (хроматическая аберрация). XVIII в. – рефлекторы (зеркало из металла). XIX в. – двухлинзовые ахроматические объективы (Доллонд – 1757 г., Фраунгофер).

Крупные телескопы Альван Кларк и сыновья

Крупные телескопы Альван Кларк и сыновья 1862 г. – 43 см – 18” (спутник Сириуса). 1873 г. – 66 см – 26” Вашингтонская обсерватория (1877 г. – Холл спутники Марса). 1885 г. – 76 см – 30” Пулковская обсерватория. 1888 г. – 91 см – Ликская обсерватория (19 попыток). 1896 г. – 102 см (40 дюймов) – Йеркская обсерватория.

Крупные телескопы 1896 г. – 102 см (40 дюймов) – Йеркская обсерватория

Крупные телескопы 1845 г. – Уильям Парсонс (лорд Росс) (1800-1867) – 183 см (72 дюйма), фокусное расстояние 15.8 м – металлическое зеркало. 1856 г. – Юстус Либих (Германия) - химический способ серебрения зеркал рефлекторов – новая эра в телескопостроении (1929 г. – Д. Стронг – США – алюминирование зеркал). 1879 г. - 91 см. Англия. 1985 г. – телескоп приобрел любитель астрономии Э. Кроссель. 1895 г. – Ликкская обсерватория (первая горная).

Крупные обсерватории Обсерватория Маунт-Вилсон 1904

Крупные обсерватории Обсерватория Маунт-Вилсон Джордж Хейл (1868–1938)

Крупные обсерватории Джордж Хейл (1868–1938) 1889 г. - спектрогелиограф – прибор, позволяющий фотографировать хромосферу Солнца (фотографии в спектральной линии – 2 щели). 1892 г. – первые фотографии протуберанцев. Предположение о наличии сильных магнитных полей в солнечных пятнах (доказал по зеемановскому расщеплению спектральных линий - 1908). Первые эксперименты по обнаружению общего магнитного поля Солнца.

Крупные обсерватории Обсерватория Маунт-Вилсон

Крупные обсерватории Обсерватория Маунт-Вилсон 1908 г. - 150 см (60 дюймов). Диск – во Франции. Шлифовка – Джордж Уиллис Ричи (1864-1945). (Климишин, стр. 257 - 1) 1918 г. – 2.5 м (100 дюймов). Телескоп Гукера (сначала были деньги только на 84 дюйма). (Климишин, стр. 257 - 2)

Начало внегалактической астрономии Эдвин Пауэлл Хаббл (1889–1953)

Начало внегалактической астрономии Эдвин Пауэлл Хаббл (1889–1953) Мир туманностей (The Realm of the Nebulae, 1936); Наблюдательный подход к космологии (The Observational Approach to Cosmology, 1937). Обнаружение цефеид в M 33 и M 31 – 1924 г. (первая цефеида в М 31 в 1923 г.). (Расстояние до М 31 – 285 кпк).

Начало внегалактической астрономии Камертон Хаббла (1925 г.)

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения С 1912 г. Вестон Слайфер (1875-1969) (Ловеловская обсерватория в Флагстаффе) – систематические определения лучевых скоростей спиральных туманностей (опорные точки – движение Солнца вокруг центра Галактики). 1914 г. – первое определение лучевой скорости туманности Андромеды (24 дюйма – Ловелловская обсерватория). К 1925 г. – спектры 41 объекта. Почти все удаляются со скоростями от 375 до 1125 км/с, некоторые приближаются (М 31, М 33).

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения 1919 г. – К. Лундмарк – расстояние до туманностей по угловым размерам (оценив расстояние до М 31). 1924 г. – Курт Виртц (1876-1939) – чем меньше угловые размеры, тем больше скорость (согласуется с моделью де Ситтера). (коэффициент корреляции -0.455 !!!) 1925 г. – Лундмарк и Стрёмгрен не подтверждают.

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения Хаббл – расстояния по сходным объектам (цефеиды, ярчайшие звезды, новые в максимуме блеска). Скорости измерял Милтон Хьюмасон (1891-1972). 1929 г. – 18 ближайших галактик.

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения Хаббл - 1929 г. – 18 ближайших галактик

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения

Первые космологические модели ОТО – Альберт Эйнштейн – 1906-1915 гг. 1917 г. – “Вопросы космологии и общей теории относительности”. Плотность и давление в каждой точке пространства Вселенной неизменны. Уравнения ОТО этому противоречили – Λ-член. 1917 г. (два месяца спустя) – В. де Ситтер – модель “пустой” Вселенной.

Первые космологические модели 1925 г. - Ж. Леметр - расширение непустой Вселенной 1927 г. - Ж. Леметр - "Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей". (В 1931 г. по инициативе Эддингтона статья Леметра была перепечатана в "Monthly Notices" и стала с тех пор широко цитироваться) 1922 г. – А.А. Фридман (1888-1925) – “О кривизне пространства”. 1923 г. – “О возможности мира с постоянной отрицательной кривизной”. Нестатические модели.

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения Н = 500 км/(с Мпк) – 1929 г. Н = 535 км/(с Мпк) – 1935 г. (по 29 галактикам, в том числе в Деве – скорости до 1100 км/с). t = 1.8 млрд. лет (1929 г. Белопольский – “старение” фотонов).

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения t = 1.8 млрд. лет (1929 г. Белопольский – “старение” фотонов). (Климишин, стр. 290 – хаббловская зависимость лучевая скорость-расстояние)

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения Хаббл понимал значение своего открытия (эффект де Ситтера), но вскоре потерял уверенность. (Ефремов, стр. 209)

Изучение природы тел Солнечной системы – комет и астероидов Открытие Плутона (1930 г.)

Применение в астрометрии атомных часов, установление неравномерности вращения Земли, движения полюсов