Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

Джованни Скиапарелли, выпускник Туринского университета, поработал в Берлинской и Пулковской обсерваториях, а затем в 1860 г. вернулся в Италию и обосновался в Брерской обсерватории в Милане. В 1860‐х гг. он посвятил много времени анализу новых и старых данных, имеющих отношение к природе метеоров. Он кратко изложил свои находки в письмах к Анджело Секки, который их опубликовал. В этих письмах Скиапарелли поставил на обсуждение одну оставшуюся незамеченной работу, где показывалось, что августовские метеоры (известные как Персеиды, поскольку их радиант находится в созвездии Персей) движутся по той же самой орбите, что и яркая комета 1862 г. (Эта комета известна под именем кометы Свифта – Туттла; ее открыл Льюис Свифт 16 июля 1862 г. и, три дня спустя, независимо от него, Хорас Парнелл Туттл. Вскоре после этого открытия Туттл покинул Гарвард, чтобы принять участие в гражданской войне, получив некоторую известность в качестве отважного бойца, но еще большую – в качестве растратчика военных резервов.)

С метеорами и метеоритной материей в целом случилось то же самое, что и с кометами после того, как Тихо Браге придал им астрономический статус – эти два класса, как было признано, отличаются только размером частиц. Будучи захваченными догадкой Скиапарелли, несколько астрономов приступили к работе по установлению соотношений между максимальным числом метеорных потоков и всеми известными на тот момент рассчитанными кометными орбитами. Работа оказалась невероятно успешной и привела к многочисленным отождествлениям. В это же время некоторые астрономы вновь обратились к истории для того, чтобы поискать имена тех (главным образом среди соотечественников), кто предвосхитил великое открытие Скиапарелли. Это говорит нам очень многое об уровне возбуждения, порожденного данным открытием. Были представлены имена Кеплера, Маскелайна, Хладни, Морштадта и Кирквуда. Они и в самом деле находились в одном шаге от открытия, но именно Скиапарелли полностью просчитал совпадение и рационально обосновал его.

Леониды, наиболее известные из всех метеорных потоков, проявляли высочайшую активность в 1799, 1833, 1866 и 1966 гг. Другими хорошо известными потоками являются Персеиды (наивысшая активность в 1861, 1862, 1990 гг.), Лириды (1982), Урсиды (1795, 1945, 1986), Дракониды (1933, 1946) и Андромедиды (1872, 1885).

Хотя Скиапарелли и не удалось объединить старые проблемы состава комет и метеоров, астрономы были все еще далеки от окончательного решения. Действительно ли метеориты (иногда называемые аэролитами) появляются в результате тех же причин, что и метеоры? Метеориты – тела, упавшие на землю, некоторые из них отличались огромными размерами и часто становились причиной огромных разрушений. Найденные, как правило, бережно хранились, и в течение долгого времени считалось, что все известные образцы имеют похожий внешний вид и часто содержат много железа. Химический анализ, выполненный в первое десятилетие XIX в., показал также содержание никеля, оксида железа, серы, кремнезема, магния и марганца. До того как Скиапарелли снял чары, все еще находились люди, предпочитавшие верить в то, что такой коктейль веществ действительно образовался в атмосфере. Теперь возникла необходимость углубиться в этот вопрос.

Возможно ли найти эти вещества в кометах? В 1864 г. Джованни Баттиста Донати наблюдал спектр атмосферы кометы, которая сегодня называется кометой Темпеля (1864 II). Он обнаружил три яркие полосы – желтую, зеленую и голубую – с темными областями между ними. Это послужило первым доказательством того, что свет комет не является (по широко распространенному в то время мнению) полностью отраженным солнечным светом, но частично представляет собой свет самосветящегося газа (позже удалось зарегистрировать и слабые компоненты непрерывного солнечного спектра). Сам Донати ограничился замечанием, что увиденное им имеет некоторое сходство со спектрами металлов. Это, как известно сегодня, в основном переизлучение солнечного ультрафиолетового света, поглощенного атомами и молекулами кометы. Их колебательные и вращательные движения дают начало сотням линий, образующих полосы первоначально наблюденного света.

Между 1868 и 1880 гг. были проанализированы спектры восемнадцати комет, которые выявили в каждом случае признаки присутствия углеводородов. Затем, в 1881 г., Жансен, Хёггинс и Дрэпер независимо друг от друга сфотографировали спектр кометы, появившейся в том году, получив тот же самый результат (ил. 216 и 217). Линии металлов также были обнаружены, особенно железа, равно как и линии нестабильной формы (CN) ядовитого газа циана (C2N2). Знание об этом факте, распространившееся по всему миру в 1906 г. благодаря роману Г. Дж. Уэллса «В дни кометы», заставило многих не выходить из дома во время повторного появления в 1910 г. кометы Галлея. Хокерс получил крупную прибыль, торгуя «пилюлями от комет» для нейтрализации предполагаемой опасности.

216

Рисунок спектра кометы Брорзена (1868), полученного Хёггинсом. Прежде чем достигнуть хорошего результата, он опробовал несколько спектроскопов. В качестве спектров сравнения он изображает здесь солнечный спектр (верхний), спектр от искры (средний) и спектр того типа, который он наблюдал в газовых туманностях (нижний). Согласно его рассуждениям, они отличаются от кометной туманности различными температурами и молекулярным составом. Он отмечает сходство со спектром, полученным Донати для кометы Темпеля (1864 II).

Изучение кометных форм (голов, хвостов и их изгиба) постепенно уступило первое место спектроскопическим исследованиям, хотя они продолжали преподносить много сюрпризов в XX в., в частности в понимании двух различных типов кометных хвостов: хвосты I типа светят исключительно благодаря флуоресценции ионизированных атомов, а хвосты II типа – солнечным светом, отраженным от измельченных твердых фракций. Положительный заряд ионов в хвостах I типа приводит к появлению силы отталкивания, тысячекратно превышающей гравитационное притяжение частиц Солнцем. Понимание этого пришло только в середине XX в., но это был образчик полузабытой теории, восходящей к началу XIX в. Уже в 1812 г. Ольберс выдвинул предположение, что кометные хвосты состоят из частиц, подвергающихся электрическому отталкиванию от Солнца. Эта идея никоим образом не была отвергнута. Ее подхватил Бессель в Кенигсберге, У. А. Нортон в Йеле, К. Ф. Папе в Альтоне, Федор Александрович Бредихин в Москве и Иоганн Карл Цёлльнер в Лейпциге, каждый из которых старался разработать математически строгую теорию. Вклад Бредихина особенно ценен и неожиданно современен по своему характеру. Он проанализировал большое количество комет, самостоятельно занимаясь непосредственным изучением спектров многих их голов и хвостов. Теоретизируя по поводу солнечного электрического отталкивания, он постулировал в 1877 г. существование трех типов комет. К 1879 г. он провел различие между ними на основании их строения: он предполагал, что в его I типе преобладали углеводороды; во II типе, по его мнению, были в основном легкие металлы, такие как натрий; а в III типе – молекулы железа. Сила отталкивания, как он сначала полагал, является одной и той же для всех типов, но к 1885 г., с учетом исследования сорока вариантов, он провел дифференциацию между типами, основываясь на отношении силы отталкивания к силе гравитационного притяжения: для типа I оно составляло порядка 14, для типа II – около 1,1, а для типа III – около 0,1. Каждому типу соответствовала различная кривизна хвоста.

217

Вклад фотографии в регистрацию спектров можно увидеть, сравнив это изображение, которое представляет собой литографию первой фотографии кометного спектра, с предыдущим рисунком; и то и другое получено Хёггинсом. Он сфотографировал комету, теперь называемую кометой Теббутта (1881 III). Вдоль верхнего края расположена шкала длин волн с ценой деления сто ангстрем. Непрерывная часть спектра – это солнечный свет, отраженный пылевыми частицами кометы, темные линии являются линиями поглощения того же света – фраунгоферовы линии, которые возникают, когда свет от Солнца проходит сквозь холодный газ. Линии K и H той же категории, они принадлежат кальцию. Линия G возникает из‐за поглощения в радикале CN, но яркие линии справа и слева от K – это эмиссионные