Книга -

Так, благодаря длинному ряду упорных исследований и поразительных открытий было накоплено огромное богатство знаний о Солнце. Все же этот период можно назвать лишь доиаучпым этапом развития солнечной физики. В течение полувека после открытия спектрального анализа астрофизика находилась еще на той же ступени развития, что и прежняя астрономия в период до Кеплера и Ньютона. Она состояла в накоплении фактов и данных, которые не былп оспованы на прочной теории. Выдающиеся исследователи каждый раз выдвигали новые теории Солнца для того, чтобы объяснить только что открытые явления. Однако, по сути дела, они часто основывались па примитивных представлениях своего времени. Наряду с этим остроумные теории выдвигали и лица, стоявшие в сторопе от науки, такие как Август Шмидт (Германия) и А. Брестер (Голландия). Исходя пз идеи Шмидта, утрехтский физик В. Г. Юлиус (1900 г.) дал объяснение фрауп- гоферовых и хромосферпых линий на основании аномальной дисперсии при сильном изгибании лучей. Однако во всех этих попытках совершенно отсутствовала уверенность в непреложности принципов, на которых они строились.

Все это относится не к астрономии, которая не могла экспериментировать со своими объектами, а к физике. Для того чтобы астрофизика смогла стать наукой, теоретическая физика должна была сначала разработать вполне надежную и совершенную теорию излучения. Этого удалось достигнуть только в XX в. При этом пришлось так основательно перевернуть весь фундамент физики, что, как часто говорят, для какого-либо ученого-физика в 1890 г. не только были бы совершенно непонятны физические законы, выведенные на 30 лет позднее, по даже употреблявшиеся термины показались бы ему чужим, непонятным языком.

Развитие началось с установления общих законов излучения. Еще в 1870 г. они были в такой степени неопределенны, что Секки нашел температуру солнечной поверхности в несколько миллионов градусов, тогда как физик Пуйе пришел к выводу, что она меньше 2000°. Оба результата были получены на основании почти одной и той же экспериментально пай денной величины количества солнечного излучения, но в первом случае предполагалось, что излучение возрастает прямо пропорционально температуре, а во втором случае — по экспоненциальному закону. В 1879 г. австрийский физик Стефан на основании точных измерений в большом диапазоне температур вывел, что полное пзлучепие пропорционально четвертой степени абсолютной температуры. В 1884 г. Больцман дал строгое теоретическое доказательство этого закона. Следуя по тому же самому пути, В. Вин в 1893 г. вывел, что в излучение абсолютно черного тела входит только одна неизвестная функция, которая меняется с измененпем температуры таким образом, что длина волны этого излучения достигает максимальной интенсивности, обратно пропорциональной температуре. Оба закона установили эффективную температуру солнечной поверхности примерно в 6000°. Наконец, в 1906 г. эти законы дополнились формулой излучения Макса Планка, который вывел излучение абсолютно черного тела как функцию температуры и длины волны. Эта формула получила известность пе столько сама по себе, сколько потому, что для вывода ее Планку пришлось предположить, что энергия может излучаться и поглощаться пе непрерывным потоком, а лишь копечными порциями — «квантами». Планковская теория «квантов» действия в дальнейшем наложила свой отпечаток на всю физику.