Наши проекты:

Про знаменитості

Альфред Фаулер: биография


Зоряні і сонячні спектри

Займаючись проблемою зоряних спектрів, в 1904 році Фаулер виявив молекулярні смуги оксиду титану в спектрах зірок третього типу (за сучасною термінологією - зірок класу М). Це говорило про відносно низьких температурах атмосфер таких зірок. Згодом оксид титану був виявлений і в спектрах сонячних плям, ретельне вивчення яких було розпочато Фаулером в 1903 році. Воно принесло й інші результати: було досліджено смуги скандію, вказано на наявність гідриду магнію в сонячних плямах, що дозволило ототожнити близько 2000 ліній і значно спростити подальшу інтерпретацію спектрів. Порівняння спектрів плям і хромосфери дало ще один аргумент на користь уявлення про більш низькій температурі в області плями. У своїй роботі Фаулер поєднував спостереження та лабораторні експерименти, що дозволило майже повністю пояснити спектр зірки Омікрон Кіта, в якому крім оксиду титану були виявлені лінії ванадію, заліза, титану і натрію.

В результаті інших спектральних досліджень аналогічного характеру були відтворені в лабораторних умовах спектри хвостів комет, перша надійна реєстрація яких була проведена в 1907 році (спектри голів комет фіксувалися ще з 1860-х років і були в основному пояснені). Підсумком стало виявлення в спектрах хвостів окису вуглецю при низькому дваленіі, що дозволило вирішити загадку спектру комети Брорзена, що спостерігався Вільямом Хаггінс ще в 1868 році. Спільно з Робертом Джоном Стретт (згодом лордом Релея, див.Robert Strutt) Фаулер показав, що поглинання атмосферного озону є основним чинником зменшення інтенсивності ліній в спектрі Сонця і зірок в області ближнього ультрафіолету.

Спектральні серії

Фаулер провів велику роботу з пошуку серіальних закономірностей у атомарних спектрах, а також ототожнення окремих ліній як в лабораторних, так і в зоряних спектрах (у тому числі ліній, послідовно виникають при підвищенні рівня збудження речовини ). Серед цих досліджень виділяється вивчення спектру так званого «космічного водню»: після відкриття Пікерінгом в спектрі дзета Корми двох серій, приписаних водню, в 1898 році Фаулер спостерігав під час експедиції до Індії в спектрі Сонця лінію ?4686, яка, згідно з розрахунками, повинна була ставитися до «головної серії» водню. У 1912 році він виявив цю ж серію в спектрі вакуумної трубки, заповненої гелієм і містила лише домішкові кількості водню. При цьому спостерігалися невеликі відхилення від розрахункових значень (порядку декількох ангстрем). Загадка «головною серії водню» була дозволена Нільсом Бором, який на основі своєї квантової теорії зміг інтерпретувати її як і ставиться до спектру іонізованого гелію, а невеликі відхилення від розрахунків були пов'язані з поправками на приведену масу електрона.

Після появи теорії Бора Фаулер приступив до аналізу спектрів в світлі цих нових уявлень, вивчаючи процеси іонізації і ідентифікуючи багато спектральні лінії як належать до спектрами іонів. Його дані дозволили одержати найбільш точне для того часу значення відношення мас протона і електрона і величини постійної Рідберга.

Спостереження затемнень

Астрономічні дослідження Фаулера тісно пов'язані з його участю в ряді експедицій для спостереження сонячних затемнень. У 1893 році в Західній Африці він провів перші успішні спостереження затемнення за допомогою призматичної камери, що дозволило вперше чітко відокремити спектр сонячної корони від спектру хромосфери. Спостереження 1896 року в норвезькому Вадсе не вдалися через хмарної погоди. Індійська експедиція 1898 пройшла вдало (було виміряно розподіл корони в короні), на відміну від двох іспанських в 1900 і 1905 роках. У 1914 році Фаулер розробив нову програму фотографування спектрів частково затемненого Сонця під час затемнення 21 серпня і виїхав з асистентами до Києва, на місце спостереження. Вони змогли дістатися лише до Риги, коли почалася Перша світова війна, і були змушені повернутися до Англії. Згодом Фаулер продовжував активно цікавитися спостереженнями затемнень, хоча і не брав участі в експедиціях.