Своеобразную мысль о применении доплеровского принципа к определению космических скоростей высказал Клинкерфюс. Он указал, что хотя от движущегося источника света глаз наш в течение определенного промежутка времени и получает больше импульсов, чем от неподвижного, однако при этом ни длина волны, ни окраска соответствующего света не изменяются, так как красный цвет при укорочении длины его волны восполняется инфракрасным, а фиолетовый при укорочении длины волны переходит в ультрафиолетовый. Но, с другой стороны, движение источника света должно проявиться в смещении всего спектра; а по отношению к бесцветному лучу, даваемому ахроматической призмой (все свои наблюдения он производил такими призмами), оно должно проявиться в изменении преломления этого луча по сравнению с лучом, идущим от неподвижного источника света. Изменение преломления зависит от скорости, с которой световые фазы распространяются в луче. Если скорость распространения света в одной среде равна v, в другой v1, а скорость самого источника света равна g, то скорость, с которой световые фазы распространяются в обеих средах, равна соответственно v+g и v1+g; а показатель преломления, вместо v/v1 равен (v+g)/(v1+g), откуда можно определить величину скорости v. Однако проведенные с этой целью измерения Клинкерфюса не дали никакого результата. Поэтому Зонке в мае 1867 г. в своем отзыве о работах Клинкерфюса вновь высказал мысль о необходимости обратиться к наблюдению спектральных линий. «Если звезда, — говорит он, — излучает такой же свет, как и солнце, но обладает большой скоростью, то темные линии в ее спектре должны быть несколько смещены по сравнению с линиями солнечного спектра, и по величине этого смещения можно было бы судить о скорости движения звезды». В том же году Секки пытался исследовать в этом отношении спектр неподвижных звезд, но безуспешно. Успехом увенчались наблюдения Геггинса, произведенные почти одновременно с наблюдениями Секки. Последний наблюдал в спектре Сириуса смещение водородной линии F на 0,04 части микрометрического деления по сравнению со спектром гейсслеровской трубки и отсюда исчислил ежесекундное увеличение расстояния Сириуса от земли на 47,3 км; следовательно, если принять в расчет движение земли, скорость собственного движения Сириуса определилась в 66,6 км в секунду. Для того чтобы сделать ненужным сравнение спектра звезд со спектрами искусственных источников света и создать возможность наблюдения менее ярких неподвижных звезд, Целльнер сконструировал так называемый реверсивнный спектроскоп 5, который был устроен следующим образом. Полоска света, полученная с помощью щели или цилиндрической чечевицы, находилась в фокусе собирательной чечевицы, которая превращала ее в пучок параллельных лучей. После этого лучи проходили через две системы призм a vision directe Амичи, которые были установлены рядом таким образом, что каждая из них пропускала половину лучей, идущих к ним из объектива коллиматора, и ребра которых лежали на противоположных сторонах, так что вся масса лучей разлагалась на два спектра, имевших противоположные направления. Далее, объектив зрительной трубы был разрезан пополам перпендикулярно к горизонтально расположенным преломляющим ребрам призм, причем каждую половину можно было микрометрически перемещать как в горизонтальной, так и в вертикальной плоскости. Благодаря такому устройству каждое изменение спектра, которое проявлялось в смещении линий, удваивалось, так как в каждом спектре смещение происходило в противоположном направлении. По словам Целльнера Максвелл, в соответствии с прежними исчислениями Эйзенлора, показал, что средней скорости земли в 4 мили должно соответствовать смещение спектральных линий на 1/10 расстояния между линиями натрия; поэтому он полагал (конечно, до работы Геггинса), что измерение таких перемещений «с помощью наших инструментов» невозможно. Теперь же Целльнер нашел, что с помощью его реверсионного спектроскопа можно определить с точностью до 1/226 расстояние между обеими линиями D; следовательно, этот прибор дает возможность измерить космические скорости, не превышающие частей мили. Тем не менее, это спектроскопическое измерение скоростей движения космических тел представляется еще очень трудным и ненадежным, так как на него очень сильно влияют вредные помехи, и, прежде всего — трудно устранимое нагревание призм. Так, Г. Крюсс наблюдал значительное смещение спектральных линий даже при небольших изменениях комнатной температуры, причем различные призмы давали смещение в различные стороны; точно так же и Г. Мюллер констатировал зависимость преломления, а равно и дисперсии света от изменения температуры.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «СКОРОСТЬ ЗВЕЗД» з дисципліни «Історія фізики»
