Interesanti par astronomiju

1. Saule — zvaigžņu mērs

Zvaigznes ir saules. Saule ir zvaigzne. Saule ir mil­zīga. Bet zvaigznes? Kā izmērīt zvaigznes? Kādus atsvarus ņemt svēršanai, ar kādiem mēriem mērīt diametrus? Vai šim nolūkam nederētu pati Saule — zvaigzne, par kuru zinām vairāk nekā par visiem citiem Visuma spīdekļiem kopā?

Mūsu Saule ir kvēlojoša gāzu lode, kuras diametrs aptuveni vienlīdzīgs 1 391 000 kilometru. Tās diametrs vairāk nekā 109 reizes pārsniedz Zemes diametru: Sau­les disks ir pusotras reizes lielāks par Mēness orbītu.

Jūs interesē, kāpēc mēs diametru nosacījām aptu­veni? Tāpēc, ka mūsu spīdeklis telpā nav iezīmēts visai precīzi. Saules vielas blīvums sākas ar tādu retinā- jumu, ka nebūtu grūti to sajaukt ar tīru vakuumu. Un, tikai iedziļinoties Saulē, blīvums pakāpeniski palielinās un palielinās. To, šķiet, vajadzētu saprast: līdz ar dzi­ļumu aug spiediens. Centrā tas sasniedz baismīgu lie­lumu — 150—200 miljardu atmosfēru. Tik augsts spie­diens īsu mirkli rodas ūdeņraža bumbas čaulā tās

sprādziena laikā. Saule, tāpat kā jebkura cita zvaigzne, ir ūdeņraža bumba, kas atrodas nepārtraukta sprādziena stāvoklī. Sis salīdzinājums, protams, ir parupjš un do­māts vienīgi tam, lai zvaigžņu procesus salīdzinātu ar Zemes mērauklām.

Jebkuras zvaigznes vissvarīgākais raksturlielums ir masa. Uz Zemes vairāk esam pieraduši pie svara jē­dziena. Lai līdzsvarotu Sauli, uz svaru kausa vajadzētu nolikt 332 440 zemeslodes.

Sevišķi iespaidīgi ir tas, ka, izstarodams gaismu, mūsu spīdeklis ik sekundi zaudē apmēram 4 miljonus tonnu vielas. Tik daudz sver tūkstoš vilcienu sastāvu. Un tā turpinās jau vismaz 10 miljardus gadu ilgi. Paši varat aprēķināt, kāds mūsu spīdeklis bijis jaunībā un kāds tas būs … sava mūža galā. Saulē ar tās pašrei­zējo masu un spiedienu gāze ir saspiesta tiktāl, ka viens tās kubikcentimetrs (aptuvens uzpirksteņa til­pums) sver aptuveni 100 gramu. Tādu svaru apskaudīs jebkurš metāls. Tas, protams, ir pašā Saules centrā. Vispār mūsu spīdekļa vidējais blīvums, izrādās, ir par 40 procentiem lielāks nekā… ūdens blīvums. Kāpēc tad mēs Sauli saucam par «gāzu lodi»? Tradīciju dēļ?

Kaut gan Saule ir ļoti liela, tā nav nekas vairāk kā vidēja ikdienišķa zvaigzne. Ar tādām zvaigznēm kā Saule kaut ielu bruģē. Tieši tāpēc Sauli viegli izmantot par mērauklu, aprakstot citas zvaigznes. Tā arī rīko­simies. Zvaigžņu masas izteiksim Saules masās, bet

zvaigžņu diametrus — Saules diametros, tas ir, visus zvaigžņu parametrus pārtulkosim Saules valodā, uz­skatot, ka paši savu spīdekli pazīstam ļoti labi. Tradi­cionāls paņēmiens. Kaut gan pēdējā laikā Visums mums sagādā arī tādus pārsteigumus, kuru dēļ Saule kā eta­lons sāk zaudēt savu nozīmi. Bet par to turpmāk. Pa­gaidām iepazīsimies ar Visuma zvaigžņu iedzīvotāju dažiem pārstāvjiem. Sāksim ar vispopulārāko ziemeļu debess zvaigzni.

2. Vispopulārākā

Tā, protams, ir Mazā Lāča astes pēdējā zvaigzne — Polārzvaigzne. Ja šo zvaigznāju novēro visu nakti līdz pat rītam, tad var redzēt, ka tas līdzīgi pulksteņa rā­dītājam griežas ap pasaules ziemeļpolu, kas atrodas blakus Polārzvaigznei. Pirms 2700 gadiem šim nere­dzamajam debess punktam bija cits orientieris. Tā tu­vumā atradās Drakona Alfa. Tie Zemes astronomi, kuri dzīvos pēc 12 000 gadu, klaidonīgo pasaules polu atra­dīs netālu no spožās Vegas.

Mūsu pētījumu priekšmets ir Polārzvaigzne.

Vai jūs zināt, kurš pirmais pamanīja, ka Polārzvaig­zne ir relatīvi nekustīga? Feniķiešu jūras braucēji. Un tūlīt no šī novērojuma guva praktisku labumu. Polār­zvaigzni viņi sāka izmantot par ceļa zvaigzni, kad ar savām triērām devās atklātā jūrā. Ilgu laiku ziemeļu debess nekustīgo zvaigzni sauca par Feniķiešu zvaigzni vai vienkārši par Feniķieti.

1779. gadā Viljams Heršels, pagriezis uz Polārzvaig­zni savu teleskopu, pamanīja, ka tai ir pavadone — sīka aptuveni devītā lieluma zvaigznīte.

Bet tagad aprēķiniet, cik reižu Heršela atklātais va­salis dod mazāk gaismas nekā tā seniors. Tajā paša laikā šī sīkā pavadone ir lielāka par Sauli, Te gan jā­piebilst: jautājums par to, vai mazā zvaigznīte patie­šām ir Polārzvaigznes pavadone, pagaidām palicis bez atbildes. Mulsina sīkās zvaigznītes apriņķošanas pe­riods ap galveno zvaigzni — pēc dažiem aprēķiniem, šis periods vienlīdzīgs aptuveni 7200 Zemes gadiem,

tapu to ir grūti droši ap­galvot, jo teleskopu ve­cums uz Zemes ir mazāks par četriem gadsimtiem.

Polārzvaigznes gaisma ir liela ceļotāja. Tā lido 472 gadus, līdz sasniedz Zemi. Tātad, šodien tele­skopā novērodami zvaig­zni, mēs īstenībā to re­dzam tādu, kāda tā bija aptuveni Kolumba laikos. Bet ko gan zvaigznei no­zīmē cilvēciskie laika sprīži…

Kāda ir Polārzvaigzne? Pārmilzis, kas pieder spek- trālajai klasei F7, tātad tā ir nedaudz karstāka par Sauli. Zvaigznes virsmas temperatūra ir ap 7000 grādu, izstarojumu krā­sa — dzeltena. Labāk ne­likt Polārzvaigzni blakus Saulei. Tās diametrs ir 120 reižu lielāks par Sau­les diametru. Tiesa, zvaig­znes blīvums tajā pašā lai­kā ir 3000 reižu mazāks par ūdens blīvumu. Tas nozīmē, ka zvaigznes ārē­jie slāņi sastāv no gandrīz netveramas gāzes. Pat ne no gāzes, bet drīzāk gan no «nesajūtama ētera».

Vēl vairāk, Polārzvaig­zne ir maiņzvaigzne. Mil­zīgais kvēlojošais ķerme­nis nemitīgi pulsē. Tieši četras Zemes diennaktis tās dzīlēs ilgst noslēpu-

mainais cikls, kas zvaigznei liek te sarauties, te uzpūs- ties, mainot temperatūru, spektru un spožumu. Ar hro­nometra precizitāti tās spožums mainās no 1,96. abso­lūtā zvaigžņu lieluma līdz 2,05. zvaigžņu lielumam. Un nav zināms — kāpēc.

Lai jebkuru atšķirību padarītu sevišķi uzskatāmu, par piemēriem pieņemts izmantot galējības.

Arī mēs neatteiksimies no šī likuma.

3. Vislielākā no zināmajām

Zvaigzne Cefeja VV pēc tilpuma ir 20 miljonu reižu lielāka par Sauli! Bet arī tā nav pati lielākā zvaigzne. Vedēja Epsilona dubultzvaigžņu sistēmas dzeltenajam pārmilzim «Epsilons V» tilpums ir 17 700 miljonu reižu lielāks par mūsu sistēmas spīdekļa tilpumu, tas ir, ja Sauli uzskatām par blusu, tad «Epsilons V» ir divu ziloņu lielumā!!! Bet tikai pēc tilpuma. Tiklīdz zvaig­znes noliek uz svariem, atklājas visapbrīnojamākā kār­tula. Lai līdzsvarotu pārmilzi, vajadzētu tikai… 25 Saules. Masu starpība nav tik kolosāla kā tilpumu star­pība. Vispār pagaidām nevienam nav izdevies atrast zvaigzni, kuras masa simtiem reižu pārsniegtu Saules masu. Bet apjomi? Kas ir apjomi? Jo tie lielāki, jo zvaigznes viela ir neblīvāka. Pārmilži sastāv no vie­las, kuras retinājums ir miljardiem reižu lielāks nekā gaisam, ko mēs elpojam.

Bet tagad no vienas galējības otrā.

4. Vismazāka no zinamajām

Van Manena zvaigzne spīd 5000 reižu biāvāk par Sauli. Tās tilpums ir 3 miljonus reižu mazāks par Sau­les tilpumu. Bet tās masa? Un atkal paradokss. Star­pība nav lielāka par desmit. Viens uzpirkstenis Van Manena zvaigznes vielas uz Zemes svērtu … ceturt­daļu tonnas. Bet tā nav pati smagākā viela.

Vismazākā no zināmajām zvaigznēm ir Volfa 457. Pēc lieluma tā ir gandrīz tāda pati kā Mēness. Bet tās masa vienāda ar Saules masu.

Ir tāds noteikums: ja debess ķermeņa masa par vienu simtdaļu mazāka par Saules masu, tad spiediens tās centrā temperatūru vairs nepaaugstina tiktāl, lai sāk­tos kodoltermiskie procesi. Tādam debess ķermenim ne­kļūt par zvaigzni. Atcerieties Jupitera likteni. Zvaig­znes nosaukums uzliek lielus pienākumus. Tāpēc varbūt tik grūti uzvarēt skaistuma konkursā uz Zemes? Vai cilvēks, kas uz mūsu planētas pirmais ierosinājis sarī­kot skaistuma konkursu, nav bijis neizdevies astro­noms?

5. Galvenais — spektru klasifikācijā

Zvaigznes ir neiedomājami dažādas. Bet nevar taču zvaigžņu bezgalīgo kopumu izpētīt pa vienai zvaigznei. Kas tā par zinātni? Zinātne pirmām kārtām ir vispā­rējās likumsakarības. Meklēdami likumsakarības, cil­vēki tad arī pievērsa uzmanību zvaigžņu spektriem.

Pētījumus sāka ar Sauli. Uz Saules spektra novēro­jumu pamata radās arī tālo spīdekļu spektrālanalīze. Jau Fraunhofers mēģināja veikt tādus pētījumus. To­mēr lielajam optiķim nekad nebija pietiekami daudz laika nopietnam teorētiskam darbam. Un arī viņa zinā­šanas varēja būt labākas.

īsti zvaigžņu spektru pētījumi sākās pēc tam, kad bija publicēti divu Heidelbergas universitātes profe­soru — G. Kirhofa un R. Bunzena darbi. Tā bija lie­liska sadraudzība. Kirhofs ir lielisks teorētiķis ar labu zinātnisko intuīciju, bet Bunzens — viens no' sava laika visspidošākajiem eksperimentētājiem. Viņi lika pamatus

zinātniskajai spektrālanalīzei un pirmie to izmantoja stingri zinātniskiem Saules atmosfēras pētījumiem.

Spektroskopisti izšķir trīs dažāda veida izstarojuma spektrus: nepārtrauktos spektrus, kuri ir visu krāsu varavīkšņaina josliņa, kā arī līniju un joslu spektrus, kas sastāv no spožām krāsainām līnijām vai joslām uz tumša fona. Bez tam pastāv arī absorbcijas spektri, ku­ros aina ir pretēja — tumšas līnijas vai joslas uz ne­pārtrauktā spektra fona.

Spektrālanalīzes likumus Kirhofs formulēja šādi: ne­pārtrauktu spektru dod vienīgi kvēlojoši cieti vai šķidri ķermeņi. Izstarojuma līniju un joslu spektrus dod spī­doša gāze vai tvaiks, ja to spiediens ir zems un tem­peratūra augsta. Absorbcijas spektrs rodas tad, ja gaismas avotu, kas dod nepārtrauktu spektru, aizsedz aukstāku gāzu vai tvaiku slānis, kas absorbē tieši tos starus, kurus pats spēj izstarot kvēlojošā stāvoklī. Tur­klāt ikviena ķīmiskā elementa līnija spektrā ieņem stin­gri noteiktu stāvokli.

Simt savas pastāvēšanas gados spektrālanalīze ir pārvērtusies par spēcīgu ieroci ne tikai kvēlojošo ķer­meņu ķīmiskā sastāva, bet arī fizikālā stāvokļa pētīju­mos. Tas tāpēc, ka neitrālie atomi un molekulas dod spektrus, kuri atšķiras no to pašu atomu un molekulu jonu spektriem.

Jau pašā sākumā spektri it kā aicināja astronomus

nodarboties ar to salīdzināšanu. «Vai zvaigžņu sastāvs patiešām ir tik daudzveidīgs, cik daudz ir pašu zvaig­žņu?» 1886. gadā rakstīja itāliešu astronoms Andželo Seki.

Kirhofa un Bunzena darbi tūlīt piesaistīja sev visas pasaules zinātnieku uzmanību. Visiem ievērojamiem astronomiem šķita, ka jaunās metodes iespējas patie­šām ir neierobežotas.

īsti panākumi zvaigžņu spektru pētījumos kļuva iespējami krietni vēlāk, pēc Nila Bora izstrādātās atomteorijas un Maksa Planka izvirzītās kvantu teori­jas. Tikai pēc tam spektri kļuva par īstām «zvaigžņu pasēm».

Līdz 1924. gadam bija izveidojusies spektru klasifi­kācija, kuru astronomi izmanto arī mūsu dienās. Zvaig­znes iedalītas desmit klasēs. Turklāt lielākas precizitā­tes labad katrai klasei ir desmit apakšklases. Klasi ap­zīmē ar burtu, apakšklasi — ar ciparu no 0 līdz 9. Iznāk kāpnes, kurām ir simt pakāpienu.

O, B, A, F, G, K, M ir pamatklases, klases R, N un S ir papildklases, kas apvieno samērā nelielu skaitu auk­sto zvaigžņu. To spektros ir redzamas spožas mono- hromatiskas gaismas joslas, ko izstaro metālu oksīdu, oglekļa un ciāna molekulas. Tās ir mirstošu spīdekļu klases. Sie spīdekļi spīd vāji. Varbūt starp tiem ir tādi, kas nespīd nemaz — melni, optiskajos teleskopos ne­saskatāmi. Pastāv pieņēmums, ka tādu nespīdošu zvaig-

žņu Visumā ir ļoti daudz, kaut gan pagaidām nevienam nav izdevies tās atklāt un līdz ar to apstiprināt šo hi­potēzi.

Spektrālās klases deva iespēju klasificēt zvaigznes atkarībā no to temperatūras. Sarkanā krāsā spīd vis­aukstākās zvaigznes. Jo temperatūra augstāka, jo zvaigzne ir vētraināka, baltāka. Kaut gan tas neizraisa šaubas, autors tomēr gribētu atgādināt, ka arī pie mums, uz Zemes, balti nokaitēta nagla ir karstāka par naglu, kas nokaitēta līdz sarkankvēlei.

6. Astronom, netici savām acīm!

Reiz policists apturēja visā pasaulē pazīstamu fiziķi, jo viņš aizbrauca garām luksoforam, kad tajā dega sarkanā gaisma. Raksturīgi, kā notvertie noteikumu pārkāpēji taisnojas.

— Redzat, seržant, es braucu tik strauji, ka sarkanā gaisma man likās zaļa.

Zinātnieka autoritāte neļāva šaubīties par viņa vārdu patiesīgumu. Vēl jo vairāk tāpēc, ka policists fiziku nezināja.

— Tādā gadījumā, ser, es jūs sodu par ātruma pār­sniegšanu. — Un policists izrakstīja kvīti.

Anekdote? Protams! Bet laba anekdote.

Hristiāns Doplers nezināja anekdoti par XX gadsimta pazīstamo fiziķi. Bez tam Dopleram nebija arī automo­biļa. 1842. gadā austriešu zinātnieks strādāja Prāgas universitātē un brauca ekipāžā, kurai bija viena «zirg- spēja». Un tomēr tas viņam netraucēja (ja pat nepalī­dzēja) domāt par jautājumu, vai gaismas krāsa patie­šām nemainās atkarībā no tā, cik ātri kustas gaismas avots vai novērotājs.

Sākumā neliels atgādinājums: vai esat airējuši laivu pret vēju? Ja esat to darījuši, tad droši vien arī pama­nījāt, cik bieži viļņi sitas pret jūsu kuģa priekšgalu. Bet, tiklīdz jūs pagriezāt pa vējam un iegūlāt airos, laivas gaita tūlīt kļuva daudz vienmērīgāka. Pret pa­kaļgalu viļņi sitās daudz retāk.

Nu, paprātojiet. Ko rāda šī analoģija? Gaisma ir elektromagnētiskās svārstības, kas izplatās ar ātrumu 300 000 kilometru sekundē. Tā domājam mēs. Doplers bija pārliecināts, ka gaisma ir mehāniskās ētera svār­stības, kas izplatās tikpat ātri. Dievs ar viņu, ar atšķi­rību patiesībās! Sajā gadījumā tā nav pārāk būtiska. Svarīgāks ir kaut kas cits: katrai krāsai atbilst sava svārstību frekvence. Zaļai krāsai — lielāka, sarkanai — mazāka. Bet mēs trakā ātrumā, kas tuvs gaismas ātru­mam, joņojam pretī, piemēram, sarkanajam staram. Acs, tāpat kā laivas priekšgals, sastop gaismas viļņus, kuru biežums pieaudzis. Un, jo ātrāk kustamies, jo bie­žākas ir sastaptās svārstības. Tātad sarkanajai gaismai jāmaina sava frekvence un arī krāsa. Sarkanās gais­mas stars kļūst zaļš.

Starp citu, mēģiniet paši izrēķināt, cik ātri jums jākustas, lai sarkanās gaismas stars iegūtu skaidri sa­skatāmu zaļu nokrāsu. Rezultāts būs tik interesants, ka nebūs vairs žēl izlietotā darba.

Tieši tāpat, attālinādamies no zaļas gaismas avota, mēs, sasnieguši noteiktu ātrumu, pamanīsim, ka tas kļūst sarkans.

Lieliska hipotēze! Bet cik daudz tajā bija viltības! Doplers bija ne tikai matemātiķis un fiziķis, bet, pro­tams, arī astronoms. Un astronomijai šis efekts varēja sniegt nenovērtējamu pakalpojumu. Padomājiet tikai, pēc kādas zvaigznes spektra nobīdes var gluži vienkārši spriest, vai šī zvaigzne attiecībā pret mums ir nekus­tīga vai lido prom, vai arī cenšas uzlidot mums virsū.

Godātajam skolotājam nelaimējās. Gribēdams ar sa­vas hipotēzes palīdzību izskaidrot, kāpēc dubultzvaig­žņu krāsas ir atšķirīgas, viņš cieta fiasko.

Pēc sešiem gadiem Doplera hipotēzi papildināja fran­cūzis Ipolits Luijs Fižo, divdesmit septiņus gadus vecs fiziķis un astronoms, bet vēlāk Parīzes Zinātņu akadē­mijas loceklis.

«Sarkanie stari,» viņš sprieda, «ja tie bēgs projām, protams, kļūs vēl sarkanāki un pārvērtīsies infrasarka­najā, neredzamajā termiskajā starojumā. Par to nav jāšaubās. Taču sarkanos starus toties aizstās zaļie un gaišzilie stari, kas būs kļuvuši sarkani, bet gaišzilos un violetos starus aizstās kādreizējie ultravioletie, nere­dzamie stari. Iznāk, ka viss nepārtrauktais spektrs it kā paliek nemainījies? Tātad Doplers kļūdās. Bet tajā pašā laikā viņa spriedumi ir nevainojami. Tomēr kā lai atklāj spektra nobīdi? …»

Problēma šķita tik neatrisināma, ka jaunais zināt­nieks pat nobijās, kad viņam iešāvās prātā vienkārša un lieliska ideja. Spektrs, protams, kaut arī nobīdās, to­mēr nemainās, taču līdz ar spektru nobīdās arī tumšās absorbcijas līnijas! To vien vajadzēja! Salīdzinot kus­tīga gaismas avota spektru ar nekustīga avota spektru, pēc tumšo līniju nobīdes var spriest ne tikai par avota lidojuma virzienu, bet arī par tā ātrumu.

1848. gada 23. decembrī Fizo nolasīja savu referātu «nemirstīgajiem» — tā sauc uz mūžīgiem laikiem ievē­lētos Francijas akadēmiķus. Akadēmiķi viņa papildinā­jumu atzina par tik svarīgu, ka kopš tā laika franči Doplera parādību sākuši saukt par «Doplera-Fizo efektu».

Ja Doplers būtu dzīvojis XX gadsimtā, neviens ne­būtu pārmetis, ka viņš ir kļūdījies. Amerikāņu astro­noms Viljams Baums pirmatklājējam atdeva viņa labo vārdu. Mauntvilsona observatorijā Viljams Baums tālu, strauji projām lidojošu galaktiku spektrus salīdzināja ar nekustīgu gaismas avotu spektriem un atklāja, ka tā objekta spektrā, kas attālinās, enerģijas sadalījuma līknes maksimums novirzās uz sarkano galu, kaut arī vizuāli novērojamas starpības starp spektriem nav.

Taču tas ir XX gadsimta pētījums. Pirms simt

gadiem par galaktiku spektriem vēl nedomāja. Bet Piena Ceļa zvaigznes attiecībā pret Sauli kustas samērā ne­lielā ātrumā (ne vairāk par dažiem simtiem kilometru sekundē). Ja tempi ir tik lēni, tad enerģijas sadalījuma līknes nobīdi gluži vienkārši nav iespējams pamanīt. Tāpēc arī zinātnes vēsturē Hristiāna Doplera efekts saistīts ar Ipolita Fizo labojumu. Taču, lai Doplera un Fizo idejas iegūtu pilsoņu tiesības, tās vajadzēja eks­perimentāli apstiprināt. Bet tieši tas nevienam nekādi neizdevās.

XIX gadsimtā starp pasaules astronomijas observa­torijām pirmajā vietā izvirzās Pulkova — Krievijas ob­servatorija. Precizitāte, pedantiski novērojumi, absolūti ticami rezultāti ir īpašības, kas piemīt visiem Pulkovas observatorijā veiktajiem darbiem.

1879. gadā Maskavas universitātes observatorijas di­rektors profesors Fjodors Bredihins loti apmierināts spieda roku savam jaunajam kolēģim. Tas bija divdes­mit trīs gadus vecais universitātes absolvents Aristarhs Belopoļskis. Bredihins jau sen vēroja talantīgo stu­dentu, kura darba mīlestību un prasmīgās rokas apbrī­noja visi apkārtējie. Pēc kursa pabeigšanas jaunais cil­vēks palika universitātē, lai sagatavotos astronomijas profesora nosaukuma iegūšanai. Sākumā viņam piedā­vāja observatorijas subasistenta vietu. Darbā Belopoļ­skis sevi lieliski parādīja. Viņš remontēja un būvēja

jaunus aparātus. Tūlīt pēc sava skolotāja Vitolda Ce- sarska viņš apguva tolaik jauno fotografēšanas metodi Saules astronomiskajos novērojumos. Un drīz aizstā­vēja maģistra disertāciju.

Jaunais astronoms nav apmierināts ar teorētisko pie­rādījumu, ka, novērojot izklīstošo zvaigžņu starus, jāro­das Doplera efektam, un viņu pārņem uzmācīga ideja laboratorijā . eksperimentāli pierādīt Doplera efektu. Tāds eksperiments bija nepieciešams. Jau sen bija pie­nācis laiks to veikt, taču tad vai nu gaismas avotam, vai novērotājam vajadzēja likt uz Zemes kustēties āt­rumā, kas tuvs gaismas ātrumam. Tas ir absolūti neiz­pildāms uzdevums. Tajos gados pat šāviņš no lielga­bala stobra izlidoja ātrumā, kas nepārsniedza pusotra kilometra sekundē, tas ir, divsimt tūkstoš reižu lēnāk, nekā vajadzēja. Bez tam zinātniekus arī nekārdināja uz lielgabala lodes lidojošā Minhauzena lauri. Un tomēr eksperimentu vajadzēja izdarīt.

1888. gadā Aristarhs Belopoļskis saņēma aicinājumu pāriet uz Pulkovas observatoriju adjunkta amatā. Kā stāsta, reiz, ieiedams frizētavā uz Ņevas prospekta, viņš nejauši nostājies starp diviem spoguļiem un redzējis, ka daudzkārtīgās atstarošanās dēļ viņa attēls bezga­līgi attālinās. Diez vai viņš tam būtu pievērsis kādu uzmanību, ja vien viņa smadzenes nebūtu nodarbinātas ar problēmu, kā izmērīt Doplera nobīdi. Un tur viņa domās it kā uzliesmoja atskārsme. Tālu priekšā bija no­jaušama ideja.

Vēsturē nav saglabājušās ziņas, vai zinātniekam izdevies noskūties. Toties precīzi zināms, ka tajā pašā dienā viņš mājā uz galda vienu pret otru nolika divus spoguļus. Starp tiem novietoja aizdedzinātu sveci. Un liesmas attēls saskaldījās, pazuda dziļumā. Belopoļskis pabīdīja spoguļus tālāk vienu no otra; arī liesma attā­linājās. Turklāt tālākie attēli attālinājās straujāk par tuvākajiem. Tā Saules zaķītis, atstarojies no pretējā nama sienas, spēj joņot neaptverami strauji, pakļauda- mies viegliem spoguļa pagriezieniem jūsu rokās.

Bet, ja sveces liesmas attēls pēc vienreizējas atstaro­šanās kustas divas reizes ātrāk, tad pēc desmitkār­tīgas atstarošanās tā ātrums divdesmitkāršosies.

Eksperimenta ir vienalga, kas kustēsies:, pats gaismas avots — svece vai ari tās attēls spogulī…

Un pēc Beiopoļska rasējumiem tiek izgatavots topošā aparāta ķeta statnis. Elektromotorus piestiprina rite­ņiem, kas atgādina tvaikoņu ūdensratus. Vienīgi lāp­stiņu vietā tiem ir šauras spoguļa sloksnītes. Pēc Be­iopoļska idejas, Saules gaismas staram, ko aparātā atstaro liels spogulis — celostats, pa spraugu jākrīt uz rotējošo riteni. Kādā brīdī, kad viena riteņa spogulis ir stingri paralēls otra riteņa spogulim, stars, kas vai­rākas reizes veicis attālumu starp riteņiem, nokļūst spektrogrāfā un fotoplatē atzīmē kustīgā gaismas avota spektra īsu josliņu. Turpat blakus uz plates Belopoļ- skis kontrolei nofotografē nekustīgo spektru.

Vai maz jāstāsta, cik ļoti uztraucās zinātnieks, ka­mēr tumšajā laboratorijā tika attīstīta plate. Viņš pat negaidīja, līdz tā izžūs. Arī mitrajā negatīvā Aristarhs Belopoļskis ieraudzīja tik tikko pamanāmu spektra līniju nobīdi. Bija pierādīts, ka Doplera un Fizo progno­zes ir pareizas.

Astrofiziķi ieguva drošu iespēju izmērīt zvaigžņu kus­tības ātrumu.

7. Džona Gudraika velns

XVIII gadsimta otrajā pusē Anglija dzīvoja apbrīno­jams astronoms. Viņu sauca par Džonu Gudraiku. Jau bērnībā viņš stipri atšķīrās no saviem vienaudžiem. Mazais Džons gandrīz vienmēr bija viens. Viņš rotaļā­jās klusēdams, sakoncentrējies, nepievērsdams uzma­nību notikumiem, kas ap viņu mutuļoja. Zēns bija pie­dzimis kurlmēms.

Un tomēr viņš kļuva par zinātnieku! Un veiksmīgu zinātnieku, kura mūža tiesa bija ļoti interesants atklā­jums. Astoņpadsmit gadu vecumā Džons Gudraiks sāka nopietni un patstāvīgi pētīt debesis. Nakti pēc nakts viņš pavadīja pie teleskopa, šajās stundās aizmirsdams savu iedzimto trūkumu. Zvaigznes ir tikpat mēmas un kurlas kā viņš. Taču tām jābūt kaut kādai valodai, kurā tās savā starpā sarunājas. Lūk, noslēpumainā

zvaigzne Algols. Kopš senseniem laikiem domāja, ka ar šo zvaigzni kaut kas nav kārtībā. Pat tās nosau­kums «El-Gul», kuru tai bija devuši arābi, tulkojumā nenozīmēja neko citu kā «velns». Ar ko tā ievērojama? Pirmajā acumirklī — nekā sevišķa. Zvaigzne kā jau zvaigzne. Bet, ja pavēro ilgāk, tad atklājas dīvaina īpašība: apmēram trīs diennaktis Algols spīd vienmē­rīgi, kā nākas kārtīgai zvaigznei, bet pēc tam sāk mirk­šķināt!

Gudraiks konstatēja, ka šī apbrīnojamā zvaigzne, piecas stundas «mirkšķinādama», zaudē divas trešda­ļas sava spožuma. Bet pēc tam to atkal atjauno. Un tas atkārtojas ik pēc divām diennaktīm un vēl 20 stun­dām 49 minūtēm. Nenokavējot un neapsteidzot grafiku, kā labi noregulēts hronometrs.

Astronoms ilgi domāja, kāpēc spīdeklis tik dīvaini izturas, un izvirzīja šādu hipotēzi: Algolam ir nere­dzams pavadonis, kurš, riņķodams ap galveno zvaigzni, laiku pa laikam aizsedz tās spožo vaigu. Gudraika pie­ņēmums ilgu laiku palika hipotēzes rangā un apstipri­nājās tikai pagājušā gadsimta beigās. Izrādījās, ka Algols patiešām ir aptumsuma dubultzvaigzne. Kopš tā laika atklātas daudzas tādas zvaigznes. Par godu vel­nišķīgajai zvaigznei vairākas no šīm dubultzvaigznēm nosauktas kopējā vārdā — par algoliem.

Šis debess ķermenis mums izdarījis ne vienu

pakalpojumu vien. Precīzs kā hronometrs Algols palī­dzēja pirmo reizi izmērīt pašas zvaigznes griešanās āt­rumu. Tas ir ļoti svarīgi! 1877. gadā angļu astronoms Ebnijs ieteica lielisku ideju, kā noteikt zvaigžņu grieša­nās ātrumus pēc spektra līniju izsmērēšanās Doplera efekta dēļ. Diemžēl viņa ierosinājums apsteidza savu laiku. Ebnijs par to samaksāja tādējādi, ka viņa vārds tagad ir gandrīz pilnīgi aizmirsts. Tikai 1928. gadā ne­aizmirstamā Fridriha Georga Vilhelma Strūves maz- mazdēls amerikāņu astronoms 0. L. Strūve un padomju astronoms G. Sains visā pilnībā realizēja aizmirstā angļa spīdošo ideju.

Algols patiešām ir devis bagātu ražu. Precīzi foto- metriski novērojumi parādīja, ka tam ir vāji spīdošs pavadonis, kas laiku pa laikam aptumšo galveno zvaig­zni. Tas ļāva pavirzīt uz priekšu astronomiju arī div­kāršo sistēmu nozarē.

8. Cefeīdu elpošana

Vēl apbrīnojamākas izrādījās citas «mirkšķinātajās» zvaigznes, kuru tipiskā pārstāve ir Cefeja zvaigznāja Delta. Sie milži periodiski maina savu spožumu, bet diez kāpēc iedegas strauji un apdziest lēni. Turklāt mainās pat zvaigznes spektra klase. Tā Cefeja Delta iedegusies spīd kā zvaigzne, kas pieder klasei F4, bet, kļuvusi mazliet bālāka, — kā klases G6 zvaigzne.

Varbūt arī šo zvaigžņu spožuma svārstību cēlonis ir tumšs pavadonis? Savulaik tādu ideju izteica Aristarhs Belopoļskis. Tomēr Maskavas universitātes profesors fiziķis Nikolajs Umovs ieteica citu hipotēzi — uzskatīt cefeīdas (tā nosauca Cefeja Deltas tipa zvaigznes) par pulsējošām zvaigznēm. Umovs izveidoja arī savas hipo­tēzes matemātisko aparātu. Un tagad cefeīdu pulsāci­jas teorija ir vispār atzīta. Modernajā zinātnē uzskata, ka cefeīdas ir gigantiskas pulsējošas gāzu lodes, kuras saspiezdamās sakarst un sāk spīdēt spožāk. Toties vē­lāk, kad sākas izplešanās periods, zvaigznes tempera­tūra krīt un, neraugoties uz tilpuma palielināšanos, spožums samazinās.

Cefeīdas ir devušas cilvēkiem daudzus atklājumus. 1912. gadā mis Livita, novērodama cefeīdas Mazajā

Magelāna mākonī, konstatēja: jo mazāk cefeīdas pulsē, jo tās spožākas. Sī likumsakarība ļāva noteikt cefeīdu relatīvo atstatumu līdz Saulei. Tiesa, maz ir tādu, kas apmierināti ar relatīvajiem lielumiem. Cilvēkiem vajag absolūtos lielumus: gaismas gadus, parsekus … Bet tādā gadījumā precīzi jāzina kaut viens atstatums. At­statums kaut līdz vienai vienīgai cefeīdai. Amerikāņu astronoms Seplijs to nosacīja. Un mirgojošie giganti sāka kalpot par Visuma jūdžu stabiem.

Trīsdesmit gadus neviens astronoms neatļāvās ap­šaubīt Seplija rezultātus, un pēkšņi mūsu gadsimta četrdesmito gadu beigās atklājās, ka īstenībā cefeīdas ir spožākas, nekā iznāk pēc Seplija grafika. Nācās iz­darīt korekcijas, pēc kurām «jūdžu stabu» vietā pie debess parādījās «kilometru stabi».

Tomēr astronomu pieļautās kļūdas ne tikai nepazemo tos, bet, gluži otrādi, visbiežāk liecina par slavu, par vienreizēju zinātnisku varoņdarbu. Pret kļūdām ir ga­rantēts tikai tas, kas neko nedara.

9. Mirīdu noslēpumi

Ne visas zvaigznes savu spožumu maina vienmērīgi, piemēram, Valzivs zvaigznāja Mira. Tās vārdu ne velti tulko kā «Apbrīnojamā» vai «Dīvainā». Sākumā novē­rotāji domāja, ka Mira uzliesmodama nemaz nepalū- kojas pulkstenī vai kalendārā. Un tikai pakāpeniski tāda tipa zvaigznes izdevās piepulcināt ilgperiodiskām maiņzvaigznēm vai, vienkāršāk izsakoties, Valzivs Mi- ras tipa zvaigznēm. Tās ir sarkanie pārmilži. Procesus, kas novērojami līdzīgās zvaigznēs, grūti izskaidrot ar vienu kādu parādību. Akadēmiķis G. Sains, kas daudz pētījis ilgperioda maiņzvaigžņu periodus, izsacījies, ka spožuma mainīšanās cēlonis tāpat ir pulsācija, kuras laikā no zvaigznes dzīlēm tās atmosfēras aukstākajos slāņos notiek karsto gāzu izvirdums. Nav izslēgts, ka šo samērā auksto zvaigžņu atmosfērā izgulsnējas ciets ogleklis parasto kvēpu veidā, kuri aptumšo zvaigzni.

Kamēr nav stingras matemātiskas teorijas, kas ap­raksta novērojamo parādību, daudz ko var vienīgi minēt.

Mirīdu noslēpumi gaida savu atminējumu.

10. Jauni laiki —- jaunas dziesmas

Astronomi ir nelaimīgi cilvēki. Par to cieši pārlie­cināti fiziķi, kas eksperimentē. Starp citu … astronomi ir laimīgi cilvēki. Tā domā tie paši fiziķi, kad viņu fizikālais eksperiments neizdodas. Bet ko tad īstenībā dara astronomi?

Laikam gan neviens zinātnieks, kas sevi kaut ne­daudz ciena, neprāto dot problēmas atrisinājumu bez rezultātu eksperimentālās pārbaudes. Bet ko lai dara zvaigžņu novērotāji? Neaizmirstiet, patiešām novēro­tāji! Līdz zvaigznei nevar aizgādāt aparatūru, to nevar piespiest mest vēlamos līčločus. Bet vai bez eksperi­menta var būt «īsta» zinātne?

Starp citu, vispirms norunāsim, ko saprast ar vārdu «eksperiments». Vai zinātniski organizētu izmēģinā­jumu? Ko nozīmē vārdi «zinātniski organizēt»? To, ka pētāmā parādība daudzas reizes tiek novērota dažādos apstākļos, kuri ir precīzi fiksēti. Turklāt eksperimenta rezultātu atzīst par drošu vienīgi tajā gadījumā, ja, eksperimentu atkārtojot, rezultāts ir tāds pats kā pirmo reizi. Vai jums ir iebildumi pret šādu formulējumu? Atgriezīsimies pie astronomijas.

Kamēr debess iemītnieces — zvaigznes nebija kaut aptuveni sakārtotas plauktiņos, sanumurētas un sasis- tematizētas, nebija jēgas runāt par kaut kādiem kva-

litatīviem pētījumiem. Astronomija patiešām bija novē­rotāju zinātne, tā uzkrāja faktus un izraisīja izbrīnu.

«Vai, cik interesanti!» piedienēja izsaukties cilvēkam, kas naktis nosēdēja pie teleskopa okulāra. «Un tur arī. Skat, cik negaidīti!…» viņš sacīja, sameklējis starp zvaigznēm kārtējo jaunumu. Zvaigžņu ir daudz, un pastāvēja reālas briesmas, ka pārsteigumiem nebūs gala. Tomēr, sākot ar XX gadsimtu, pret pārsteigumiem sāka izturēties citādi. Katrai zvaigznei ne tik daudz jāpapildina pārsteidzošo parādību reģistrs, cik jātu­vina cilvēki patiesības izziņai. Tai jāapstiprina vai arī jānoliedz teorētiskās konstrukcijas, hipotēzes.

«Karalis ir miris. Lai dzīvo karalis!» — tā kādreiz skanēja varizejisko rojālistu atklātais lozungs. XX gad­simts karaļa vietā ļauj likt Novērojošo astronomiju. Klasifikācija un jaunās novērošanas metodes radīja «jaunu karali» — Eksperimentālo astronomiju. Pieļau­sim, ka tā visā pilnībā nebalstās uz eksperimentu, un piesardzības labad sacīsim: kvazieksperimentālo astro­nomiju.

Klasifikācija daudzas aptuveni vienādas zvaigznes novietoja būtiski atšķirīgos apstākļos. Tātad, izrau­dzīdamies noteiktu zvaigžņu virkni un novērodami zvaigznes citu pēc citas, mēs līdz ar to it kā eksperi­mentējam ar vienu zvaigzni, izdarām kvazieksperi- mentu. Tad, lai novērošanas rezultātus precizitātes ziņā padarītu tuvākus laboratorijās izdarītajiem eksperimen­tiem, arī ievajadzējās jaunas pētīšanas metodes. Viena no metodēm ir fotogrāfija. Astronomisko novērojumu precizitāti tā vienā paņēmienā paaugstināja par veselu lieluma kārtu, tas ir, desmit reizes.

Faktiski fotogrāfija astronomiju no zinātnes mākslas padarīja par stingru zinātni. Un cik paradoksāli skan, ka astrofotogrāfijai, kas nopietni ierobežoja amatieru līdzdalību astronomijas progresā, viens no tēviem ir bijis cilvēks, kam ne tikai nav speciālas izglītības, bet kam vispār nav nekādas sistemātiskas izglītības! Viņa vārds ir Eduards Emersons Barnards.

Viņš dzimis 1857. gadā nelielā ASV Tenesi štata pilsētiņā Našvilā. Barnardu ģimene gluži labi varētu vadīt mūslaiku kustību pret nabadzību. Viņi bija tik nabadzīgi, ka deviņus gadus vecajam Eduardam, kad

viņš bija divus mēnešus apmeklējis skolu, vajadzēja sākt strādāt par apgaismotāju vietējā fotogrāfa ateljē. Līdz pat šai dienai neatzītās mūzas mūža sākumā ap­gaismotājam bija vienkāršs uzdevums: sekot Saulei, pagriežot uz to lielo palielinātāja kameru. Toreiz Saule taču bija vienīgais gaismas avots ateljē.

Tādu darbu neviens nesauks par radošu vai, sliktākā gadījumā, par interesantu. Pietika palaist garām Sauli, lai apsolītā centa vietā zēns dabūtu ar knipi pa pa­kausi. Viņš daudz lasīja. Reiz viņa rokās nonāca Toma Dina grāmata «Astronoms — praktiķis». Vēsturnieki domā, ka tieši šī grāmata vispirms ir izraisījusi Bar- narda aizraušanos ar astronomiju, bet pēc tam arī no­teikusi viņa profesijas izvēli.

Galu galā, kad Barnardam apnika nemitīgi sekot Saulei, viņš, ņemdams par paraugu uzņēmīgākos ame­rikāņus, konstruēja primitīvu ekvatoriālu iekārtu, kam bija mehāniskā piedziņa. Tagad kamera Saulei sekoja automātiski. Un zēnam palika brīvs laiks lasīšanai.

Divdesmit gadu vecumā, sakrājis naudu, viņš nopērk savu pirmo 5 collu teleskopu un drīz saņem pirmo prē­miju par jaunas komētas atklāšanu — 200 dolāru. (Tas nav slikts līdzeklis zinātnes amatieru stimulēšanai!) Pēc tam kad Eduards vairākas reizes pēc kārtas bija saņēmis čekus par summu 200 dolāru, viņu uzaicināja strādāt observatorijā. Amatieris Barnards pārvērtās

profesionālā astronomā. Starp citu, darbs Našvilas pil­sētas fotogrāfa ateljē viņam bija devis zināmu labumu.

XX gadsimta sākumu Eduards Emersons Barnards sagaida, rūpēdamies par Piena Ceļa fotografēšanai do­mātās aparatūras uzlabošanu. Laikam gan šis darbs tad ari ierakstīja viņa vārdu astronomijas vēsturē. Tā kā viņam nebija iespējas iegūt sistemātiskas zināšanas, viņš līdz sava mūža galam palika praktisks novērotājs, kas ir uzlabojis un pielāgojis astronomijas vajadzībām milzīgi daudz fotoaparatūras.

Par piemiņu šim gandrīz vai pēdējam mohikānim starp amatieriem un profesionālam astronomam Jerk- sas observatorijā saglabāta Piena Ceļa fotogrāfiju pa­ciņa. Barnarda uzņēmumu pēdējā sērija izdarīta 1925. un 1926. gadā. Tagad ir labākas kvalitātes fotogrāfijas. Vēl jo vairāk tāpēc, ka visas pusgadsimta vecās kopijas neglābjami sabojājis apaļš caurums to vidū — lodes pēdas. (Iespējams, ka tieši šis trūkums ir saglabājis fotogrāfijām dzīvību un cieņu observatorijas arhīvā?) Proti, kravas automobilis, kurā nelaimīgās fotogrāfijas veda uz Čikāgas izdevniecību, nokļuva apšaudīšanas vietā. Lasītājs, kas pazīst vēsturi, sacīs: «Piedodiet, bet tajos gados Amerikas teritorijā kara nebija.» Pilnīgi pareizi. Jau sen kara mākslā amerikāņi labprāt pavin­grinās tālu no pašu mājām. Un tomēr Barnarda foto­grāfijas nokļuva kaujas darbības zonā. Kauja notika

nevis starp regulārām armijām, bet gan starp … gang­steru bandām. Pozitīvu paciņu caursita gangsteru lode. Kā lai zina, vai šis fakts nākotnē nepamudināja «godā­jamo gangsteru korporāciju» vadītājus domāt, ka arī zinātne ir pilnīgi piemērots objekts, kam pievērst «veik­smes džentlmeņu» uzmanību?

Nobeidzot nodaļu, vēlreiz uzsvērsim pamatdomu, ka klasifikācija un jaunās novērošanas metodes astrono­miem savos pētījumos ļāva izdarīt kvalitatīvu lēcienu. No nebeidzamajiem jautājumiem «kas tas tāds?» zināt­nieki vispirms pārgāja uz kautrīgiem, bet pēc tam aiz­vien neatlaidīgākiem «kāpēc?». Zem «kāpēc?» zīmes tad ari aizrit mūsu divdesmitais gadsimts.