LITMIR.BIZ

Скачать книгу

praca nad analizą widma Marsa została dokonana przez Williama Hugginsa z Royal Astronomical Society w Londynie oraz Williama Allena Millera, profesora chemii w King’s College w Londynie. Badali oni Marsa za pomocą prymitywnego spektroskopu w kwietniu 1863 r. i ponownie, z lepszym wyposażeniem w sierpniu i listopadzie 1864 r. Wykonując pomiary, zdołali wykryć kilka silnych linii absorpcyjnych w fioletowym (krótka długość fali) końcu widzialnego widma, które przypisali Czerwonej Planecie. Zasugerowali, że czerwony kolor Marsa (długa długość fali na końcu widma) jest konsekwencją tego, że Mars silnie odbija światło czerwone oraz słabo odbija światło fioletowe i niebieskie. Z tego samego powodu czerwona farba jest czerwona: związki chemiczne w takiej farbie dobrze pochłaniają światło fioletowe, niebieskie, zielone i żółte oraz dobrze odbijają światło czerwone (czy też go nie absorbują).

      Huggins kontynuował te spektroskopowe badania Marsa i opublikował dodatkowe rezultaty w 1867 r. w „Monthly Notices of Royal Astronomical Society”58. Dzięki porównywaniu widma Marsa z widmem Księżyca, a następnie rozpoznaniu tych cech w widmie Marsa, które pojawiły się również w widmie światła odbitego od Księżyca, Huggins był w stanie zidentyfikować wspólne cechy widm atmosfery Słońca, Księżyca i Ziemi.

      Wywnioskował całkiem słusznie, że cechy widma, które pojawiły się w widmie Marsa, ale nie były widoczne w widmie Księżyca, muszą być wytworzone wyłącznie przez atmosferę lub powierzchnię Marsa.

      Huggins wykrył w widmie Marsa dużą liczbę linii absorpcyjnych, które znajdowały się w pobliżu linii F Fraunhofera (linia w niebieskiej części widma, o której wiadomo, że jest spowodowana przez wzbudzone atomy wodoru). Wiedział, że linia F powstała w atmosferze słonecznej. Wszystkie pozostałe linie w widmie Marsa były nieobecne w widmie Słońca, a zatem wiadomo było, że pochodzą z Marsa. Te linie wypełniały marsjańskie widmo od obszaru niebieskiego aż do fioletowego końca widma, a przez to usuwały większość niebieskiego i fioletowego koloru światła odbitego od Marsa.

      Huggins posiadał teraz dużo więcej informacji, które pomogły mu wyjaśnić pełniej to, co zrozumiał już w 1864 r. Wywnioskował, że prawdopodobnym powodem, dla którego Mars wyglądał tak czerwono, było to, że większość fioletowego i niebieskiego światła słonecznego początkowo docierającego do Marsa jest absorbowana przez marsjańską atmosferę i pozostaje głównie czerwone światło, które odbija się od Marsa. W 1864 r. te fioletowe i niebieskie linie absorpcyjne były słabsze w listopadzie niż w sierpniu, czyli Mars w listopadzie odbijał więcej fioletowego i niebieskiego światła niż w sierpniu. Dlatego też Mars był mniej czerwony w listopadzie niż w sierpniu. Huggins doszedł do wniosku, że Mars wydawał się bardziej czerwony w sierpniu, kiedy światło słoneczne odbija się od powierzchni, a wyglądał bardziej niebiesko w listopadzie, kiedy światło słoneczne odbija się od wody w atmosferze planety59. Innymi słowy Huggins wierzył, że kiedy obecna jest marsjańska mgła, efektywnie odbija niebieskie światło, kiedy natomiast nie ma mgły w atmosferze, światło dociera do powierzchni, która silnie absorbuje światło niebieskie, pozostawiając głównie światło czerwone odbite od planety z powrotem do naszych teleskopów.

      Pod koniec lat sześćdziesiątych XIX w. Huggins, używając narzędzi laboratoryjnych optyki i chemii zastosowanych do astronomii, pomógł stworzyć nową hybrydową dyscyplinę, astrofizykę. Odtąd astronomowie nie byli już dłużej ograniczeni jedynie do pomiarów położenia i jasności ciał niebieskich. Nauczyli się, jak wykorzystywać widma ciał niebieskich do odkrywania składników, które budują atmosfery gwiazd i planet, następnie zaś, jak zastosować ślady w widmie do wyznaczania temperatur, ciśnień, gęstości, składu chemicznego, ruchu oraz mas ciał niebieskich. W rezultacie te informacje wraz z fundamentalnymi prawami fizyki pomogły astronomom zrozumieć, jaka jest fizyczna struktura wnętrza gwiazd, jak rodzą się gwiazdy, jak produkują światło, jak przeprowadzają fuzję jądrową, zmieniając wodór w cięższe pierwiastki, jak ich wewnętrzna struktura ewoluuje, gdy się starzeją, jak długo żyją oraz jak, dlaczego i kiedy umierają. Spektroskopia w XX w. stała się kluczem do zrozumienia struktury i ewolucji całego wszechświata.

      Huggins rozpoczął epokę spektroskopii dzięki zastosowaniu tych nowo wynalezionych technik astrofizyki do badania obiektów astronomicznych, między innymi atmosfer planet. W ten sposób uzyskał niezwykły rezultat: dowód spektroskopowy na istnienie wody w atmosferze Marsa. Twierdzenia przemawiające za obecnością wody na Marsie (lub w atmosferze Marsa) nie opierały się już jedynie na konstatacji, że „na powierzchni znajduje się ciemna plama, która wygląda tak, jak powinien wyglądać ocean”. Teraz narzędzia analityczne fizyki i chemii mogły być użyte do rozdzielenia światła z Marsa w poszukiwaniu spektroskopowych dowodów wody lub innych składników. Dowód na to, że woda istnieje na Marsie, uwiarygadniał podobieństwo Marsa do Ziemi. Jeżeli Mars dostarczał spektroskopowych dowodów na istnienie wody, to tak zwane zatoki, morza i oceany mogły w rzeczywistości być tym, na co wyglądały.

      Badania spektroskopowe Hugginsa były pionierskie i dobrze wykonane. Działała i nadal działa jego technika rozróżniania cech spektroskopowych Marsa od tych pochodzących z atmosfery Słońca i Ziemi. Jednakże Huggins właściwie nie wiedział, jaka substancja była odpowiedzialna za dużą ilość niebieskich i fioletowych linii absorpcyjnych w marsjańskim widmie, a przez to nie posiadał żadnego rzeczywistego dowodu na istnienie wody w marsjańskiej atmosferze. To stwierdzenie szeroko zaakceptowane przez profesjonalną wspólnotę astronomów było niczym więcej niż hipotezą i, jak wiemy obecnie, nadinterpretacją tych danych. Huggins poszedł o jeden krok za daleko, ale inni poszli za jego wpływowym przewodnictwem.

      Francuski astronom Jules Janssen, który użył techniki spektroskopii do zaobserwowania po raz pierwszy helu w atmosferze Słońca, podczas całkowitego zaćmienia w 1868 r.60, oraz był założycielem obserwatorium Meudon w 1875 r., kontynuował badania Hugginsa za pomocą swojego pomysłowego spektroskopowego eksperymentu. W 1867 r. przetransportował swój sprzęt na szczyt wulkanu Etna na Sycylii na wysokość 3389 metrów. Z tego miejsca uzyskał widma zarówno Księżyca, Marsa, jak i Saturna. Na tej dużej wysokości, gdzie jak wierzył, znajduje się ponad większością wody w atmosferze Ziemi (mylił się61), miał nadzieję zminimalizować wpływ ziemskiej pary wodnej na widmo badanych obiektów. Myślał, że dzięki zminimalizowaniu zanieczyszczeń widma spowodowanych przez ziemską parę wodną i następnie porównaniu widma Marsa obserwowanego na dużej wysokości z wynikami otrzymanymi na poziomie morza z Palermo oraz danymi dotyczącymi ziemskiej pary wodnej zebranymi w La Villette w Paryżu, dokonał precyzyjnie jakościowego porównania zawartości wody w atmosferach Marsa i Ziemi. Janssen wywnioskował na podstawie swoich badań, tak jak Huggins, że mógł wykryć „obecność pary wodnej w atmosferach Marsa i Saturna”62.

      William Wallace Campbell podobnie jak Huggins był kolejnym pionierem spektroskopii astronomicznej. Krótko po założeniu w 1888 r. przez Uniwersytet Kalifornijski obserwatorium Licka pierwszy jego dyrektor zatrudnił Campbella jako młodego pomocnika, by pomagał w spektroskopowych obserwacjach starszemu astronomowi Jamesowi Keelerowi. Kiedy Keeler przeniósł się do obserwatorium Allegheny, Campbell przejął jego stanowisko starszego astronoma. Campbell szybko zaczął używać potężnych narzędzi, które miał do dyspozycji. Jednym z tych narzędzi był Wielki Refraktor, teleskop o średnicy 91 cm. Ufundował go ekscentryczny kalifornijski milioner James Lick, który chciał, by zbudować „teleskop doskonalszy i potężniejszy niż wszystkie dotąd wykonane”63.

      W 1894 r., odnotowując dokładnie błędy popełnione przez Hugginsa i Janssena w ich naukowych sprawozdaniach, zwłaszcza w obserwacji z wilgotnego środowiska, Campbell stwierdził, że połączone czynniki: suche środowisko Kalifornii, największy teleskop na świecie, który miał do dyspozycji, duża wysokość nad poziomem morza – 1300 metrów oraz udoskonalony sprzęt, którego będzie

Скачать книгу