William Huggins

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
Ugrás a navigációhoz Ugrás a kereséshez
William Huggins
John Collier festményén 1905-ben
John Collier festményén 1905-ben
Életrajzi adatok
Született1824. február 7.
London
Elhunyt1910. május 12. (86 évesen)
London (Tulse Hill)
Ismeretes mint
Nemzetiség angol angol
Állampolgárság brit brit
Házastárs Margaret Lindsay Huggins
Iskolái City of London School
Pályafutása
Szakterület Csillagászat
Kutatási terület Asztrofizika
Szakintézeti tagság
Szakmai kitüntetések
  • Királyi Csillagászati Társaság Aranyérme 1867 (William Allen Millerrel közösen), 1885
  • Rumford-érem 1880
  • Copley-érem 1898
  • Henry Draper-érem 1901
  • Akadémiai tagság
  • Royal Society
  • Svéd Királyi Tudományos Akadémia
  • Göttingeni Tudományos Akadémia
  • Amerikai Tudományos Akadémia (American Academy of Arts and Sciences)
  • Accademia Nazionale dei Lincei
  • Orosz Tudományos Akadémia
  • Porosz Királyi Tudományakadémia
  • Commons
    A Wikimédia Commons tartalmaz William Huggins témájú médiaállományokat.

    William Huggins (1897-től sir William Huggins London, 1824. február 7.London, 1910. május 12.) angol csillagász, az asztrofizika angliai megalapozója.

    Élete[szerkesztés]

    William Huggins.png
    1910-ben

    1854-ben londoni otthonában magánobszervatóriumot rendezett be, és abban kezdetben asztrometriai megfigyeléseket végzett.


    1875-ben feleségül vette John Murray of Dublinlányát, Margaret Lindsay Murray-t, akit élénken érdekelt Huggins munkája, és mindenben segítette férjét. Közösen publikált műveiket Margaret Lindsay Huggins néven jegyezte.

    Munkássága[szerkesztés]

    Miután Kirchhoff és Bunsen 1859-ben felfedezte a színképelemzést, 1860-ban Huggins is tervezett és építtetett magának egy ilyen berendezést. Először gondosan megvizsgálta és lerajzolta 26 kémiai elem színképvonalait, majd 1864-től égi objektumok színképeit kezdte tanulmányozni — eleinte William Allen Millerrel, Miller halála (1870) után egyedül, majd 1875-től feleségével.

    Millerrel több mint 50 csillag spektrumát rögzítették. Kimutatták, hogy egyes „ködös” objektumok galaxisok, mások pedig fénylő gáztömegek. Elsőként elemezték egy planetáris köd — a Macskaszem-köd (NGC 6543 vagy Caldwell 6) — színképét (1864-ben). Ez utóbbiak sugárzásában kimutatták a hidrogént (1864). Elsőként állapították meg, hogy a fellángoló nova csillagok hidrogénfelhőt dobnak le magukról (1866). Az üstökösökben szénhidrogéneket mutattak ki (1868). A Doppler-effektus felhasználva elsőként becsülték meg[1] egy csillag (a Szíriusz) távolodásának sebességét (1868). Színképeik alapján megkülönböztették a csillagközi (hideg) ködöket a csillagok által frissen ledobott (forró) gázfelhőktől (1868).[2]

    A Nap színképében felismerte a kalcium jelenlétét. Pierre Jules César Janssen és Joseph Lockyer módszerével a hidrogén vörös fényében folyamatosan észlelte a Nap protuberanciáit. Csillag-spektroszkópokat szerkesztett, és elsőként kísérletezett a színképek fényképezésével.

    Főbb művei[szerkesztés]

    • Spectrum analysis, applied to the heavenly bodies (1866)
    • William Allen Millerrel (1866): On the Spectrum of a New Star in Corona Borealis. Proceedings of the Royal Society of London 15, 146–149.
    • On the spectr of some of the fixed stars and nebulae with an attempt to determine there from wether these bodies are moving towards os from the earth 1868)
    • Atlas of representative stellar spectra (feleségével, 1900)

    Összegyűjtött munkái: Scientific papers os Sir William and Lady Huggins (2 kötet, London, 1899, ill. 1909)

    Emlékezete[szerkesztés]

    Nevét viseli:

    • egy kráter a Holdon;
    • egy kráter a Marson;
    • a 2635 Huggins aszteroida a Naprendszer kisbolygó-övében

    Fordítás[szerkesztés]

    Ez a szócikk részben vagy egészben a William Huggins című angol Wikipédia-szócikk ezen változatának fordításán alapul. Az eredeti cikk szerkesztőit annak laptörténete sorolja fel.

    Jegyzetek[szerkesztés]

    Források[szerkesztés]


    Az asztrofizika „születésnapjának” 1859. október 27-ét tekintik — azt a napot, amelyen Gustav Kirchhoff német vegyész bemutatta Robert Wilhelm Bunsennel elért eredményeit: színképanalitikai módszerükkel kimutatták, hogy az egyes elemek lángfestéssel megismert színképvonalai azonosak a Nap légkörében megfigyelt Fraunhofer-vonalakkal, és ennek alapján azt, hogy a Nap légkörében ugyanazok az elemek vannak jelen, mint a Földön. Az idáig vezető út a

    cikkben olvasható.

    Az asztrofizika fontosabb felfedezései időrendben[szerkesztés]

    1859–1862 között fogalmazta meg Gustav Robert Kirchhoff sugárzási törvényét. Kimutatta, hogy az ún. abszolút fekete test test sugárzásának hullámhosszak szerint megoszlása egyáltalán nem függ az adott test anyagától alakjától, méretétől vagy bármi más fizikai tulajdonságától, csakis a test hőmérsékletétől.

    1868-ban Norman Lockyer módszert dolgozott ki arra, hogyan figyelhetők meg a Nap protuberanciái olyankor, amikor nincs napfogyatkozás. Ugyanebben az évben párhuzamosan ő és Pierre Janssen francia csillagász felfedezte a nap légkörében egy új, a Földön egészen 1895-ig ismeretlen elem színképvonalát. Az új elemet Lockyer héliumnak nevezte el.

    Az 1860-as évek végén a legelső asztrofizikusok egyike, Karl Friedrich Zöllner meggyőzte a rendkívül tekintélyes csillagász Karl Förstert, hogy kezdeményezze egy speciálisan asztrofizikai obszervatórium felállítását a Nap és a csillagok fizikájának tanulmányozására. Ezt a Kieltől 20 km-rel délre található Bothkampban építették meg; a Bothkampi Csillagda (Sternwarte Bothkamp) első igazgatója (1870–1874 között) Zöllner tanítványa, Hermann Carl Vogel (1841–1907) lett. A bothkampi csillagvizsgálót gyakran nevezik „az asztrofizika bölcsőjének”: Vogel itt próbálta meg először a csillagok látósugár menti elmozdulását a színképvonalak eltolódásával mérni és itt dolgozta ki a csillagok osztályozásának azt a (színképükön alapuló) rendszerét, amely a később a csillagok fejlődési sorának alapjává vált. A bothkampi állomás beüzemelése közben kiderült, mik azok a fontos többletek, amikhez egy jól működő asztrofizikai obszervatóriumban szükség lenne, ezért Förster 1871-ben megfogalmazott újabb följegyzésében sürgette egy ilyen intézmény létrehozását. Ehhez először a konzervatív akadémikusok ellenállását kellett legyőznie, így az új csillagdát csak 1874 késő őszén kezdték építeni a potsdami Telegrafenberg dombján.[1]

    Az 1874-ben alapított Potsdami Obszervatórium első igazgatója az a Hermann Carl Vogel lett, aki addig a bothkampi intézményt vezette. Vogel a korszerű fényképészeti módszerekkel már kellő pontossággal tudta mérni a csillagok színképének eltolódását (ez a korábban ezzel próbálkozó Ernst Machnak és William Hugginsnak még nem sikerült), és abból a Doppler-effektus alapján ki tudta számolni a Sirius, a Procyon, a Rigel és az Arcturus sugárirányú sebességét. Ugyancsak Vogel bizonyította be spektroszkópiai módszerekkel, hogy az Algol (β Persei) és a Spica (α Virginis) valójában kettőscsillag. Julius Scheinerrel együttműködve meghatározta az Algol fényesebb csillagának sugárirányú sebességét, a két csillag átmérőjét és távolságát.[2] Eredményeik alapján a „spektroszkópiai kettőscsillagok” kutatása gyors fejlődésnek indult.

    1879-ben Josef Stefan mérte meg először a feketetest által az összes hullámhosszon kisugárzott energiát (feketetest-sugárzás). Azt tapasztalta, hogy egy abszolút fekete test kisugárzott összes energiája a hőmérséklet negyedik hatványával arányos. Ezt Boltzmann 1882-ben termodinamikai alapokról elméletileg is levezette. Kettőjük munkájának eredménye lett a róluk Stefan–Boltzmann-törvénynek nevezett összefüggés.

    1887: Albert A. Michelson és Edward Morley a később róluk elnevezett Michelson–Morley-kísérlettel igazolta, hogy a fény Földön mért sebessége minden irányban azonos, tehát ez a sebesség nem függ a Föld mozgásától. Ezzel megcáfolták a fény terjedésének éter-elméletét, és mintegy megágyaztak Einstein speciális relativitáselméletének.

    1893: A feketetestek sugárzását vizsgálva a Berlini Egyetemen dolgozó Wilhelm Wien megállapította, hogy a feketetest kelvinben mért hőmérsékletét egyszerűen megkaphatjuk, ha a 2898 számot elosztjuk a sugárzási görbe maximumának mikrométerben mért hullámhosszával. Ez a csak a nagy frekvenciákra érvényes összefüggés a Wien-féle eltolódási törvény, amivel egyszerűen meghatározhatóvá vált a csillagok felszíni hőmérséklete.

    1904. december 20-án alapította meg George Ellery Hale a Wilson-hegyi Obszervatóriumot, amely a 20. század első felében a világ legjelentősebb csillagvizsgálója volt. Többek között itt ismerte fel Edwin Hubble, hogy a világ az Ősrobbanással kezdődött és tágul.[3]

    1905: Albert Einstein az Annalen der Physik kiadványban publikálta cikkét a speciális relativitáselméletről, majd a tömeg és az energia kölcsönös egymásba alakíthatóságáról.

    1915: Albert Einstein kidolgozta az általános relativitáselméletet.

    1919 Arthur Eddington az Afrikához közeli Príncipe szigetén az 1919. május 29-ei napfogyatkozásról készített fényképeivel kísérletileg igazolta Einstein általános relativitáselméletét.

    1920: Arthur Eddington felismerte, hogy a csillagok energiájukat hidrogén és hélium fúziójából nyerik.

    1925: Cecilia Payne spektroszkópiai módszerekkel kimutatta, hogy a Fraunhofer-vonalak a különböző mértékben ionizált atomok elnyelési vonalai. Azonosította a Fraunhofer-vonalakat az egyes ionokkal. Az egyes csillagok színképének különbözőségét nem anyagi összetételük különbözősége okozza, hanem az, hogy eltérő hőmérsékletű légkörükben különböző az egyes elemek eltérő ionizációs állapotainak megoszlása. Egyúttal kimutatta, hogy (az addigi elképzelésektől alapvetően eltérően) a csillagok légkörének nagy többsége hidrogén. Eredményeit az övétől részlegesen eltérő módszerekkel Albrecht Unsöld (1928), William McCrea (1929) és Henry Norris Russell (1929) is megerősítette.

    1926: Arthur Eddington a tömeg és a luminozitás összefüggéséből rájött, hogy a hőmérséklet minden csillag belsejében azonos. Erre a hőmérsékletre azonban túlságosan nagy számot (40 millió kelvint) kapott, mivel még nem ismerte (Cecilia Payne eredményeit a csillagok összetételéről.

    1929: Edwin Hubble 1929-ben mutatta ki a Világegyetem tágulását a galaxisok színképében megfigyelt vöröseltolódásból (Doppler-effektus). A tágulásból visszaszámolható a Világegyetem kora.


    1948-ban George Gamow és Ralph Alpher kiszámította, hogyan, illetve mennyi hidrogén és hélium keletkezhetett a világ ősrobbanás utáni, forró és sűrű állapotában. Gamow sajátos humorával Alphert tette meg első szerzőnek és másodiknak beszúrta barátja, a szintén kozmológus Hans Albrecht Bethe nevét, hogy a mindenek kezdetét tárgyaló Alpher-Bethe-Gamow elmélet a görög ábécé első három betűjére utaljon — valóban, többnyire alfa-béta-gamma elméletnek nevezik. (A nehezebb elemek kialakulását később Fred Hoyle számította ki).

    1948: Ralph Alpher és Robert Hermann (George Gamow ötletét felhasználva) kiszámította először azt, hogy a héliumot létrehozó magfúzióhoz egymilliárd fok feletti hőmérsékletre volt szükség, majd ezután azt, hogy a ősrobbanásból kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásnak kellett visszamaradnia, és ennek hőmérséklete 10 K-nél kisebb kell legyen, körülbelül 5 K. Ezt az eredményt a közvélemény helytelenül Gamownak tulajdonítja.

    1964: Arno Penzias és Robert Woodrow Wilson a Crawford Hillen felállított kürtantennával véletlenül megmérte a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást. Felfedezésük jelentőségét Robert Henry Dicke ismerte fel; ő szorgalmazta, hogy a fiatal fizikusok publikálják eredményüket. Penzias és Wilson eredetileg egyáltalán nem kívánta az általuk kevéssé fontosnak tartott eredményt közölni. Később megelégedtek volna azzal, ha Dicke és szerzőtársai (Jim Peebles, Peter Roll és David Wilkinson) saját közleményükben[4] megemlítik, hogy van egy ilyen mérés, őket pedig feltüntetik, ötödik, illetve hatodik szerzőként. Dicke nyomására végül megírták saját cikküket,[5] amiben mindössze egy, azóta elhíresült mondat utalt arra, hogy a mérésnek lehet kozmológiai jelentése: „A megfigyelt többletzaj-hőmérséklet egy lehetséges magyarázata az, amiről a folyóirat ugyanezen számában Dicke, Pebbles, Roll és Wilkinson cikke szól.” A történet sajátos csavaraként a felfedezésért odaítélt fizikai Nobel-díjat 1978-ban Penzias és Wilson kapta meg (Gribbin, 2015).

    Jegyzetek[szerkesztés]

    1. Dieter B. Herrmann: Az égbolt felfedezői. Gondolat Kiadó, Budapest, 1981., p. 144–145. ISBN 963 280 982 3
    2. Dieter B. Herrmann: Az égbolt felfedezői. Gondolat Kiadó, Budapest, 1981., p. 147–148. ISBN 963 280 982 3
    3. National Geographic Magyarország: Száz éves az Ősrobbanást elsőként igazoló csillagvizsgáló
    4. R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," Astrophysical Journal 142 (1965), 414. A történet a következő helyről származik: P. J. E. Peebles, Principles of physical cosmology (Princeton Univ. Pr., Princeton 1993).
    5. A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," Astrophysical Journal 142 (1965) 419.

    Források[szerkesztés]

    • Gribbin, 2015: John Gribbin: 13,8. A Világegyetem valódi kora és a mindenség elmélete nyomában. Icon Books, London, 2015. Magyarul: Akkord Kiadó, 2016. Talentum Könyvek, 267 old. ISBN 978 963 252 093 3; ISSN 1586-8419