История вопроса о космической дисперсии света

Вопрос о существовании межзвездной среды, ее химическом составе, степени прозрачности и влиянии на распространение света в пространстве наиболее остро встал в начало XX в.

космическая дисперсия света

Вопрос о существовании межзвездной среды, ее химическом составе, степени прозрачности и влиянии на распространение света в пространстве наиболее остро встал в начало XX в.

Причиной тому были работы А. А. Белопольского, измерившего сдвиги спектральных линий, а также работы Г.А. Тихова и Ш. Нордмана, обнаружившие запаздывание синих лучей относительно красных при прохождении света от звезд к наблюдателю. Данное явление они объяснили дисперсией света в космическом пространстве. На их открытие ученые откликнулись рядом исследований. Результаты этих исследований оказались самыми противоречивыми. Одни подтверждали наличие дисперсии в межзвездном пространстве, другие, отрицали.

Главным оппонентом А.А. Белопольского, Г.А. Тихова и Ш. Нордмана в вопросе о наличии космической дисперсии света был известный русский физик П.Н. Лебедев. В серии своих статей он утверждал, что причину открытого явления (названного эффектом Тихова — Нордмана) запаздывания одних лучей относительно других нельзя объяснить космической дисперсией света.

Полемика, возникшая между А.А. Белопольским и П.Н. Лебедевым вызвала не только огромный интерес у ученых, но и оживленный обмен мнениями. Работы большинства ученых в основном повторяли исследования Белопольского и Тихова, и, в зависимости от полученных результатов, поддерживали выводы либо Белопольского, либо Лебедева.

История возникновения вопроса о существовании межзвездной среды относит нас к XVII в., когда Ньютона заинтересовала проблема распространения света различных участков спектра в межпланетном пространстве. Он указал, что для обнаружения межпланетной среды наиболее подходящим является наблюдение затмений спутников Юпитера, проводимого при помощи телескопа – почти такого же как на сайте, и других астрономических инструментов. С этой целью Ньютон просил Флемстида в 1691 г. сообщить, не меняется ли окраска спутников в момент их исчезновения. Ответ на этот вопрос оказался отрицательным. Не подтвердилось также предположение Араго о возможном изменении цвета переменных звезд. На основании этого получила распространение идея отсутствия дисперсии света в межзвездном и межпланетном пространстве, которая просуществовала много лет.

Однако развитие волновой теории света способствовало продвижению в разрешении проблемы дисперсии. Лабораторные эксперименты физиков над прохождением света через различные диспергирующие среды показали, что скорость света в среде меньше, чем в вакууме. В 1849 г. Физо, измерив скорость света в воде, получил, что она меньше, чем в воздухе. Опыты показали также зависимость скорости распространения света в среде от длины волны. Сельмейером было получено соотношение, связывающее длины волн в среде и в вакууме:

n2=1+ D2λ2/(λ220)

где n — показатель преломления, D — постоянная, пропорциональная числу резонаторов в единице объема, λ — длина волны падающего света (характеризующая цветность), λ0— собственная длина волны резонатора.

Майкельсон в 1883 г. в лабораторных опытах установил, что скорости распространения оранжево-красных и зелено-голубых лучей в сероуглероде (CS2) различны.

Все эти результаты физиков побудили астрономов к новым исследованиям. Интересно было выяснить, влияет ли межзвездная среда на распространение света в пространство и каким образом. Еще в 1847 г. Струве (на основании собственных наблюдений, данных Гершеля и расчетов Бесселя и Аргеландера) пришел к выводу об ослаблении интенсивности света при прохождении его от звезды к наблюдателю, т.е. в межзвездном пространстве есть какое-то количество поглощающей материи. Отсюда вполне было бы допустимо предположить возможность обнаружения неодинаковости в скоростях передачи различных частей спектра какого-либо небесного явления.

Однако работы одних ученых отрицали наличие дисперсии света в пространстве (Коши, Рэлей), исследования других утверждали ее наличие (Юнг, Форбс).

В 1890 г. Г.А. Тихов (тогда еще студент 3-го курса Московского университета) предпринял исследования, целью которых было изучение возможной дисперсии света в межзвездном пространстве. Он обработал наблюдения звезд β Лиры, δ Цефея, η Орла, проведенные Л.Л. Белопольским. В результате оказалось, что явления, происходящие в спектрально-двойных звездах в один и тот же физический момент, замечаются на Земле в разные моменты времени. Именно, превращение скоростей звезд в нуль в лучах λ = 448,16 ммк наблюдалось раньше (на 10h), чем в лучах λ == 486,16 ммк. Это обстоятельство позволило Г.А. Тихову предположить, что в межзвездном пространстве есть среда, заставляющая лучи разных длин волн распространяться с различными скоростями 1). Позже, в 1898 г., он указал два способа исследования космической дисперсии:

  1. Сравнение фаз орбитального движения спектрально-двойных звезд, определенных по разным спектральным линиям.
  2. Сравнение фазы орбитального движения с фазой яркости переменных звезд.

Очевидно, в это же время А. А. Белопольский проводил исследования дисперсии, наблюдая звезды α Близнецов 2).

В 1900 г. К. Шварцшильд опубликовал, результаты своих наблюдений звезд η Орла и β Лиры, которые не подтвердили результаты Г.А. Тихова.

В 1902 г. А. Гнага в одной из своих статей отметил, что при изучении переменных звезд можно было бы определять расстояния до них по разности фаз красных и синих лучей.

К изучению космической дисперсии Л. Л. Белопольский применил спектральный метод. Он рассуждал следующим образом:

«Если допустить, что скорости распространения красного и фиолетового однородных лучей в мировой среде разнятся на 1/3 км (величина не сильно преувеличена, если допустить, что среда эта водород), то некоторое явление, происшедшее на звезде, будет на Земле наблюдаться в этих лучах в два разных момента, отстоящих на час. Мы наблюдаем в спектре этой звезды раздвоение красной линии (например, С) и по величине ее определяем соответственно относительную лучевую скорость компонентов. Раздвоение фиолетовой линии на том же спектре (например, К) должно определить иную лучевую скорость при существовании мировой среды, тем более разнящуюся от первой, чем быстрее в системе меняются лучевые скорости и чем плотнее среда»3).

С 1901 по 1904 гг. А.А. Белопольский в Пулкове тщательно изучал спектрограммы β Возничего. Помимо установления кратности этой звезды он нашел, что она наиболее выгодна для исследования вопроса о космической дисперсии. Опираясь на открытие Гартмана, который в 1904 г. с помощью спектрального метода обнаружил присутствие в межзвездном пространстве ионизованный Ca, А.А. Белопольский заключил: «...принимая, что среда, хотя и крайне разреженная, в своей бесконечной толще может заставить запоздать лучи одного цвета против лучей другого» 4).

Расчеты его показали, что если предположить наличие запаздывания лучей λ = 395 ммк относительно лучей λ = 450 ммк на 18 минут, то разность между лучевыми скоростями в двух областях спектра составит 3 км/с 5). Наличие в межзвездном пространстве разреженной материи укрепило астрономов в мнении о возможности существования реальной космической дисперсии. Уверенность в этом была небезосновательной.

Метод спектрально-двойных звезд с быстро меняющимися лучевыми скоростями использовал Г. А. Тихов в своих дальнейших исследованиях, так как для этих звезд «даже при небольшом запоздании одних лучей относительно других, приносимые ими скорости могут различаться на величину, большую ошибок наблюдения» 6). Для звезды β Возничего оказалось, что область 402 ммк дает нулевые скорости позже сравнительно с областью 452 ммк на 21,2 мин ± 10,2 мин или 0Д,014 ± 0 Д,007. Разбирая возможные причины данного явления, Г.А. Тихов сделал вывод, что найденная разность фаз для переменных звезд зависит главным образом от дисперсии. По формуле

Dt = T(v' - v)/v

где Т — продолжительность хода света от звезд, v' — скорость для лучей λ = 402 ммк, v — скорость для лучей λ = 452 ммк, ∆t — разность фаз, была вычислена разность между скоростями лучей:

v' — v = vDt/T, v' — v < 0,35 км/с.

Для воздуха при нормальных условиях разность скоростей этих же лучей равна 0,63 км/с, т.е., дисперсия пространства меньше дисперсии воздуха при нормальных условиях.

Однако вычисленное А.А. Белопольским и Г.А. Тиховым значение дисперсии вызвало возражение со стороны П.Н. Лебедева. Неоднократно в письмах к ним он высказывал свои взгляды на открытое явление. Исходя из оптической теории, по которой дисперсия связана с поглощением света, П.Н. Лебедев заключил, что «при найденной величине дисперсии мы не могли бы видеть Солнца и тем паче β Aurigae. Вот почему нельзя наблюдаемый факт объяснить дисперсией»7).

Он также считал (исходя из расчета Планка для случая поглощения синего света в водороде), что в межзвездном пространстве нет такого количества газов, которое могло бы дать заметную дисперсию. П.Н. Лебедев предложил другое, как одно из возможных, объяснение данного факта.

Он опирался на лабораторные опыты, проводимые некоторыми учеными по исследованию характера спектральных линий излучающего (или поглощающего) газа в зависимости от давления. Эти опыты показали, что спектральные линии, помимо всего прочего, сдвигаются, т. е. меняют длины волн. Линии одного и того же элемента, но различных спектральных серий, смещаются различно. Это обстоятельство навело П.Н. Лебедева на мысль о том, что запаздывание одних лучей относительно других можно объяснить физическими условиями в атмосферах звезд. Именно, слои газов, обуславливающие наблюдаемые линии, находятся при разных давлениях.

Таким образом, вопрос о космической дисперсии света явился спорным. Многие исследования дали совершенно противоположные результаты.

Шлезингер в 1906 г. получил результаты, подтверждающие наблюдения Л.Л. Белопольского. Для звезды β Весов запаздывание составляло 1 час. Фрост, измеряя лучевые скорости спектрально-двойной звезды μ Ориона, которая обращается с большой скоростью по короткопериодической орбите, не обнаружил различия между скоростями, данными отдельными линиями разных спектральных областей. Наблюдения Альбрехта звезды t Лисички показали, что кривая блеска, определенная фотографическим методом, дает эпоху максимума на 0,4 суток раньше, чем кривая, определенная визуальным методом.

Юнг и Форбс нашли, что синие лучи в пространстве распространяются быстрее красных. Различно в скоростях по их расчетам составляло 2%. Однако, исходя из сравнения скорости света, полученной из затмений спутников Юпитера, со скоростью, полученной из постоянной аберрации, Рауляйгх пришел к выводу о невозможности существования большой космической дисперсии, рассчитанной Юнгом и Форбсом.

В 1907 г. Ньюалл на основании исследований заключил о присутствии паров циана в межпланетном пространстве. (В 30-х годах это подтвердилось.)

В 1908 г. была опубликована работа Ш. Нордмана, выполненная им еще в 1906 г. В этой работе он проводил мысль о возможности обнаружения разности скоростей излучений света различных длин волн из разности фаз отдельных кривых блеска переменных звезд. Эту мысль Нордман подкрепил рядом исследований звезд Алголь и λ Тельца. Разность скоростей красных и синих излучений, найденная им для Алголя, была порядка 150 м/с. В своих работах Нордман не отбрасывал и других причин (например, рассмотрение тяготения главной звезды и спутника), которые ведут к смещению минимумов различных кривых монохроматического света этих систем. Однако среди всех причин основное место он отводил дисперсии.

В том же 1908 г. Г.А. Тихов из сравнения фаз желтой и синей кривых блеска звезд RТ Персея и W Б. Медведицы определил, что фаза более длинных волн опережает фазу более коротких (подтвердился ранний результат А. А. Белопольского). Таким образом, результаты Тихова и Нордмана оказались в качественном согласии, несмотря на различия в способах наблюдения и обработки полученного материала 8). Анализ полученных результатов со стороны связи дисперсии с поглощением 9) и со стороны возможных ошибок наблюдения и измерения, а также разбор других возможных причин наблюдаемого явления привели Г.А. Тихова к выводу о том, что если и есть дисперсия света в пространстве, то она «может быть только чрезвычайно мала» 10).

На работы Тихона и Нордмана П.Н. Лебедев откликнулся серией статей. Он предполагал, что обширная газообразная атмосфера спутника, поглощающая свет основной звезды, несимметрична относительно центра из-за вращения его вокруг оси и нагревания излучением центральной звезды. Поэтому лучи света, неодинаково поглощаемые этой атмосферой, могли дать разность эпох минимума. П. Н. Лебедев также считал метод измерения Г.А. Тихова и Ш. Нордмана для доказательства дисперсии непригодным из-за того, что этот метод дал различные значения расстояния до звезды RT Персея, а также различные отставания минимумов (Г.А. Тихов — 740 св. лет, 0,56—0,43 ммк — 4 мин, Ш. Нордман — 60 св. лет, 0,56—0,43 ммк — 11 мин). Но хотя критические замечания Лебедева не лишены основания, все же, как считал Комшток, они «... не доказывают, что среда, наполняющая пространство, не обладает дисперсионными свойствами» 11).

Идея о космической дисперсии света имела принципиальное значение, а ее убедительное обоснование явилось бы результатом огромной важности для физики. Поэтому обсуждение методов исследования стало достоянием печати. В письме к В. А. Михельсону от 8 авг. 1908 г. А.А. Белопольский писал:

«С П.Н. Лебедовым все лето в усиленной переписке: он меня отчитывает все за дисперсию в мировом пространстве: он играет на поглощении, а я играю на колоссальных расстояниях (600 св. годов). Отголоски этой переписки Вы найдете в статьях Nordman'a, Тихова и Лебедева в Comptes Rendus»12).

Переписка, имевшая место в ходе дискуссии, отразила стремление ученых решить вопрос до конца, найти новые способы исследования для получения надежных результатов и увеличить точность определений лучевых скоростей, а также на основании новейших научных теорий докопаться до истины.

Разумеется, и методы изыскания космической дисперсии и первые гипотезы имели свои трудности и неясности. К тому же А.А. Белопольский отмечал, что его результаты не являются чем-то законченным, наоборот, он считал их завышенными. Для более реальных величин он предполагал продолжить исследования в этом направлении, усовершенствуя приборы и методы.

В 1909 г., обобщая результаты своих прежних исследований и пользуясь новейшими данными относительно β Возничего, А. А. Белопольский дал для дисперсии в пространстве значение, равное приблизительно 1/100 дисперсии в воздухе. Считая, что точность отдельных определений лучевых скоростей еще очень мала, А.А. Белопольский выразил надежду, что «... более тонкие наблюдения приведут к реальной величине дисперсии пространства, как бы мала она ни была» 13).

Г.А. Тихов также продолжал свои исследования. Для этого он систематически проводил фотографирование звезд. Предполагая существование космической дисперсии, он ставил задачу обнаружить явления, подтверждающие это предположение. Обработка полученных Г. А. Тиховым и другими астрономами снимков переменных звезд W Б. Медведицы, RТ Персея и XX Лебедя, показала, что кривые блеска, полученные в различных лучах, имеют отличные друг от друга форму, амплитуды и моменты минимумов. Оказалось, что новые исследования некоторых областей спектра подтвердили наблюдения 1907 г. в пределах ошибок наблюдения. Именно, во всех этих исследованиях были замечены явления, которые могли быть вызваны нормальной дисперсией света в межзвездном пространстве. Для Алголя, например, минимум блеска в красном свете наступал на 17 минут раньше, чем в синем.

Позже, в 1915—1916 гг. Маджини точными наблюдениями 20 переменных звезд подтвердил факт запаздывания фаз в синем свете относительно фаз в красном свете. Исследование Маджини интересно тем, что для некоторых звезд типа Алголя, RZ Кассиопеи и V Короны он обнаружил обратное поведение явления. Для этих звезд четный минимум в длинноволновом свете запаздывал относительно минимума в коротковолновом свете.

Работы А. А. Белопольского 1912 г. и Маджини 1914 г., а также некоторых других ученых подтверждают идею о дисперсии света в межзвездном пространстве.

В 1933 г. Э. Р. Мустель использовал новейший наблюдательный материал для звезд β Персея, W Б. Медведицы и RZ Кассиопеи для изучения эффекта Тихова — Нордмана и выявления его закономерностей. Он изучил количественную связь между временем момента минимума и длиной волны, и которой данный минимум наблюдается. Для β Персея и W Б. Медведицы такая связь оказалась прямолинейной. Э. Р. Мустель обработал наблюдения Нордмана и Маджини. Результаты обработки показали такую же зависимость. Допуская, что прямолинейная зависимость имеет место для всех звезд, Э.Р. Мустель получил угловой коэффициент, характеризующий величину запаздывания в минутах на 1 ммк по формуле ∆T = κλ + А, где; Т— величина запаздывания минимума в минуту на 1 ммк, λ — длина волны, А — некоторая постоянная. Коэффициент оказался зависимым от яркости звезды. Особенно четко выражена зависимость у наиболее ярких звезд. Поэтому Э.Р. Мустель заключил, что эффект не может быть объяснен дисперсией света в пространстве.

Если же предположить, что причиной эффекта является дисперсия света в атмосферах звезд (как указывал П. Н. Лебедев), то необходимо было бы этим звездам приписать слишком далеко простирающуюся атмосферу, т. е. «...причина эффекта Тихова — Нордмана должна лежать вне явления дисперсии» 14). Как возможное объяснение эффекта, Э.Р. Мустель выдвинул воздействие спутника на атмосферу главной звезды, следствием чего является возникновение приливного горба, холодное вещество которого характеризуется красным излучением. Однако Э.Р. Мустель не отрицал существования космической дисперсии. Он отмечал, что если она и существует, то «весьма мала».

Таким образом, в дискуссии о причинах эффекта Тихова — Нордмана П.Н. Лебедев был более прав. Однако его утверждение, что «... пространство абсолютно лишено какой бы то ни было доступной измерению дисперсии света» 15), неверно.

И это понятно. Вопрос о дисперсии тесно связан с существованием или отсутствием межзвездной среды. Но даже открытие Гартманом в 1904 г. межзвездного Са, подтвержденное Слайфером в 1909 г., потребовало убедительного доказательства, которое представил Эддингтон в 1926 г., чтобы утверждение о существовании больших газовых облаков было принято. Наличие среды подтверждалось также открытием в эти годы в межзвездном пространстве атомов элементов Na, К, Са, Ti, Fe, а также молекул СН+, CN. В 1937 г. О. Струве и К. Эльви обнаружили линии межзвездного водорода и кислорода.

Современные новейшие методы исследования позволили ученым достигнуть поразительных результатов в изучении свойств космического пространства, увеличив число открытых химических элементов и их соединений, составляющих межзвездный газ. Так, применение радиометодов привело к открытию полиатомных молекул: СНОН, NH3, С2Н, HCN, CO, HNO, HC3, молекул водорода Н2, воды Н2О, гидроксила ОН. Концентрация молекул СН и СНОН составляет приблизительно 10-6—10-7 от концентрации атомов водорода.

Радиометоды позволили установить довольно точно облачную структуру межзвездного газа и его распределение в пространстве. Одновременно на пути луча может находиться несколько таких облаков (до 5), движущихся с различными скоростями.

Результаты исследований последних лет привели к выводу о наличии межгалактической среды. Предполагают, что она находится в чрезвычайно разреженном состоянии.

Пользуюсь случаем, чтобы выразить глубокую признательность члену-корреспонденту АН СССР Олегу Александровичу Мельникову за ценные советы и консультации при написании данной статьи.

Е. Я. Воробьева

Сноски

1) В случаи β Лиры Г.А. Тихов принял дисперсию обратной той, которая наблюдается во всех прозрачных средах, т.е. с увеличением длины волны уменьшается показатель преломления.

2) Об этом можно судить по письму Г.А. Тихова к А.А. Белопольскому от 7 декабря 1897 г.

3) Сообщение А.Л. Белопольского об одном из способов определения дисперсии мирового пространства. Изв. Имп. Академии наук, т. XIX, № 2, стр. XII. Заседание ФМО 10 декабря 1903 г.

4) Белопольский А.А., «Определение лучевых скоростей звезды β Возничего в связи с дисперсией мирового пространства», Изв. Имп. АН, т. XXI, № 3, стр. 153.

5) Позже А.А. Белопольский отмечал, что эту разность за реальное число еще принять нельзя.

6) Тихов Г.А., «Опыт изыскания дисперсии в межзвездном пространстве», Изд. Екатеринославского Высшего горного училища, 1905 г., стр. 8.

7) Черновик письма П.Н. Лебедева А.А. Белопольскому. ЛO Архива АН СССР, ф. 293, он. 2, № 71, л. 34.

8) Нордман наблюдал звезды непосредственно, при помощи фотометра, в который можно было бы вставлять по очереди различные фильтры. Тихов вместо визуальных оценок воспользовался фотографическими.

9) Впервые в работе «Вопрос о космической дисперсии света в пространстве» Г. А. Тихов предположил существование избирательного поглощения в пространстве.

10) Тихов Г.А. «Вопрос о космической дисперсии света и изыскании ее при помощи светофильтров», Изв. РАО, вып. XIV, № 5, октябрь 1908 г., стр. 184.

11) Соmslock G.G ., The Medium of celestial space, «Nature», 83, S. 528.

12) ЛО архива АН СССР, ф. 328, он. 2, № 4, л. 10. Письмо А. А. Белопольского к В. А. Михельсону от 8 августа 1908 г.

13) Белопольский А.А., «Определение лучевых скоростей β Aurigae в связи с дисперсией в пространстве», ИАН, VI сер., т. 3, № 16, стр. 1106. Заседание ФМО 28 октября 1909 г.

14) Мустель Э.Р., «О неодинаковости моментов минимумов монохроматических кривых у затменных переменных», АЖ, т. XI, вып. 5, 1934 г., стр. 424.

15) Лебедев П.Н., «О кажущейся дисперсии света и пространстве», «Собрание сочинений», Изд. АН СССР, 1936 г., стр. 290.

Историко-астрономические исследования. Выпуск XII.