Спектрален анализ – Астрономия и космос
През 1802 г. английският физик Уилям Хайд Уоластън (1766-1828), който открива ултравиолетовите лъчи година по-рано, построява спектроскоп, в който тесен процеп е разположен пред стъклена призма, успоредна на нейния ръб. Насочвайки инструмента към Слънцето, той забеляза, че тесни тъмни линии пресичат слънчевия спектър.
Тогава Уоластън не разбираше значението на своето откритие и не му придаваше особено значение. 12 години по-късно, през 1814г. Германският физик Йозеф Фраунхофер (1787-1826) отново открива тъмни линии в слънчевия спектър, но за разлика от Уоластън успява да ги обясни правилно с поглъщането на лъчи от газовете на слънчевата атмосфера. Използвайки явлението дифракция на светлината, той измерва дължините на вълните на наблюдаваните линии, които оттогава са наречени линии на Фраунхофер.
През 1833 г.шотландският физик Дейвид Брустър (1781-1868), известен с изследванията си върху поляризацията на светлината, обърна внимание на група от ленти в слънчевия спектър, които се увеличаваха по интензитет, когато слънцето се спускаше към хоризонта. Изминаха почти 30 години, преди през 1862 г. изключителният френски астрофизик Пиер Жул Сезар Янсен (1824-1907) да им даде правилното обяснение: тези ивици, наречени телурични (от латински Telluris - "земя"), са причинени от поглъщането на слънчевата светлина от газовете на земната атмосфера.
До средата на XIX век. физиците вече са проучили доста добре спектрите на светещите газове. И така, беше установено, че сиянието на натриевите пари генерира ярко жълта линия. На същото място в спектъра на Слънцето обаче се наблюдава тъмна линия. Какво би означавало това?
Изключителният немски физик Густав Кирхоф (1824-1887) и неговият колега, известният химик Роберт Бунзен (1811-1899) се заемат с разрешаването на този проблем през 1859 г..Сравнявайки дължините на вълните на линиите на Фраунхофер в спектъра на Слънцето и емисионните линии на изпаренията на различни вещества, Кирхоф и Бунзен откриват на Слънцето натрий, желязо, магнезий, калций, хром и други метали. Всеки път светещите лабораторни линии от земни газове съответстваха на тъмни линии в спектъра на Слънцето. През 1862 г. шведският физик и астроном Андре Йонас Ангстрьом (1814-1874), друг от основателите на спектроскопията (между другото, единицата за дължина, ангстрьом, е кръстена на него: 1 A = Yu
10 m), открива в слънчевия спектър линиите на най-разпространения елемент в природата – водорода. През 1869 г. той, след като измерва дължините на вълните на няколко хиляди линии с голяма точност, съставя първия подробен атлас на слънчевия спектър.
Напредъкът в слънчевата спектроскопия стимулира учените да прилагатспектраленанализза изследване на звездите. Изключителна роля в развитието на звездната спектроскопия по право принадлежи на италианския астрофизик Анджело Секи (1818-1878). През 1863-1868г. той изучава спектрите на 4 хиляди звезди и изгражда първата класификация на звездните спектри, разделяйки ги на четири класа. Неговата класификация е приета от всички астрономи и се прилага до въвеждането в началото на 20 век. Харвардска класификация. Едновременно с Уилям Хогинс Секи прави първите спектрални наблюдения на планетите и открива широка тъмна лента в червената част на спектъра на Юпитер, която, както се оказва по-късно, принадлежи на метан.
Съществен принос за развитието на астроспектроскопията има сънародникът на Секи Джовани Донати (1826-1873), чието име обикновено се свързва с ярката и много красива комета, открита от него през 1858 г. и наречена на негово име. Донати беше първият, който получи неговия спектър и идентифицира лентите и линиите, наблюдавани в него. Изучава спектрите на Слънцето, звездите, слънчевата хромосфера и корона, както иполярно сияние.
Уилям Хогинс (1824-1910)установява сходството на спектрите на много звезди със спектъра на Слънцето. Той показа, че светлината се излъчва от неговата гореща повърхност, след което се абсорбира от газовете на слънчевата атмосфера. Стана ясно защо линиите на елементите в спектъра на Слънцето и звездите като правило са тъмни, а не ярки. Хогинс е първият, който получава и изследва спектрите на газови мъглявини, състоящи се от отделни емисионни линии. Това доказа, че са газ.
Хогинс за първи път изследва спектъра на нова звезда, а именно новата Северна корона, която избухва през 1866 г., и открива съществуването на разширяваща се обвивка от газ около звездата. Той беше един от първите, които използваха принципа на Доплер-Физо (често наричан ефект на Доплер), за да определят скоростите на звездите по линията на видимост.
Малко преди това, през 1842 г., австрийският физик Кристиан Доплер (1803-1853) теоретично доказва, че честотата на звуковите и светлинните вибрации, възприемани от наблюдателя, зависи от скоростта на приближаване или отдалечаване на техния източник. Височината на клаксона на локомотива, например, се променя рязко (надолу), когато приближаващ влак минава покрай нас и започва да се отдалечава.
Изключителният френски физик Арман Иполит Луи Физо (1819-1896) през 1848 г. тества това явление за светлинни лъчи в лаборатория. Той също така предложи да се използва за определяне на скоростите на звездите по линията на видимост, така наречените радиални скорости, чрез изместване на спектралните линии към виолетовия край на спектъра (в случай на приближаване на източник) или към червено (в случай на неговото отстраняване). През 1868 г. Хогинс измерва радиалната скорост на Сириус по този начин. Оказа се, че той се приближава към Земята със скорост около 8 km/s.
Последователното прилагане на принципа на Доплер-Физо в астрономията доведе до редица забележителниоткрития. През 1889 г. директорът на Харвардската обсерватория (САЩ) Едуард Чарлз Пикъринг (1846-1919) открива разклонение на линии в спектъра на Ми-цара, известната звезда от 2-ра величина в опашката на Голямата мечка. Линии с определен период са изместени или раздалечени. Пикъринг осъзна, че това най-вероятно е близка двойна система: нейните звезди са толкова близо една до друга, че не могат да бъдат разграничени с никакъв телескоп. Въпреки това,спектралниятанализви позволява да направите това. Тъй като скоростите на двете звезди от двойката са насочени в различни посоки, те могат да бъдат определени с помощта на принципа на Доплер-Физо (както, разбира се, и периодът на въртене на звездите в системата).
През 1900 г.астрономът от Пулково Аристарх Аполонович Белополски (1854-1934) използва този принцип, за да определи скоростите и периодите на въртене на планетите. Ако поставите процепа на спектрографа по екватора на планетата, спектралните линии ще получат наклон (единият край на планетата се приближава към нас, а другият се отдалечава). Прилагайки този метод към пръстените на Сатурн, Белополски доказа, че участъците от пръстена се въртят около планетата според законите на Кеплер, което означава, че те се състоят от много отделни, несвързани малки частици, както се предполага, въз основа на теоретични съображения, от Джеймс Клерк Максуел (1831-1879) и София Василиевна Ковалевская (1850-1891).
Едновременно с Белополски американският астроном Джеймс Едуард Кайлър (1857-1900) и френският астроном Анри Деландр (1853-1948) получават същия резултат.
Около година преди тези изследвания Белополски открива периодична промяна в радиалните скорости на цефеидите. В същото време московският физик Николай Алексеевич Умов (1846-1915) изпревари своето време идеята, че в този случай учените нямат работа с двоична система, както тогавамисъл по-скоро с пулсацията на звезда.
Междувременно астроспектроскопията напредва все повече и повече. През 1890 г. Харвардската астрономическа обсерватория издава голям каталог от звездни спектри, съдържащ 10 350 звезди до 8-ма величина и до 25? южен склон. Той беше посветен на паметта на Хенри Дрейпър (1837-1882), американски астроном любител (по професия лекар), пионер в широкото използване на фотографията в астрономията. През 1872 г. той получава първата снимка на спектъра на звезда (спектрограма), а по-късно и спектрите на ярки звезди, Луната, планети, комети и мъглявини. След издаването на първия том на каталога, добавки бяха публикувани повече от веднъж. Общият брой на изследваните спектри на звездите достигна 350 000.