Paralaksa gwiazdy, mgławice i Słońce

Paralaksa gwiazdy

Bessel rozwiązał trudne zadanie wyznaczenia paralaksy gwiazdy. Rozwiązania tego zadania szukali na próżno: Galileusz, który ogłosił w r. 1632 metodę, zmierzającą do tego celu, Hooke w 1669, Flamsteed w 1689, Bradley w 1725, W. Herschel, który w r. 1782 udoskonalił metodę Galileusza. Zadanie to jest bardzo ważne, pozwala bowiem obliczyć odległość gwiazdy od Ziemi. Bessel oznaczył w roku 1838 paralaksę gwiazdy 61 Łabędzia, dzięki doskonałemu heliometrowi, zbudowanemu w 1829 przez Fraunhofera. W. Struve, który pierwszy uczynił metodę Galileusza praktyczną, otrzymał w r. 1840 paralaksę Liry.

Mgławice

Po W. Herschel’u nazwano gromadami lub układami gwiazd masy świetlne, dające się rozkładać, zachowując miano mgławic dla mas świetlnych, nie dających się rozkładać. Oprócz mgławic planetarnych, odróżniono mgławice eliptyczne, mające kształt mas wydłużonych, rozrzedzonych po brzegach, i mgławice nieprawidłowe o kształtach rozmaitych, często dziwacznych. Od r. 1845 do 1850, W. Parsons hrabia de Rossę, za pomocą zbudowanego przez siebie potężnego teleskopu o otworze 1,83 m., odkrył 14 mgławic spiralnych.

Ciepło słoneczne

De Saussure w r. 1788 wykonał na górze Mont-Blanc szereg doświadczeń, żeby oznaczyć natężenie ciepła słonecznego, i pierwszy zbudował przyrządy, mające na celu zużytkowanie tego ciepła. J. Herschel podczas pobytu swego na Przylądku Dobrej Nadziei w latach 1834 – 1838 i Pouillet w Paryżu w 1838 otrzymali prawie jedną i tę samą liczbę, jako wartość natężenia promieniowania słonecznego, przy czym pierwszy używał aktinometru, wynalezionego przez swego ojca, drugi zaś posługiwał się zbudowanymi przez siebie pirheliometrami. Podług Pouilleta liczba 1,7633 przedstawia, w kaloriach, wartość stałej słonecznej, czyli tej ilości ciepła, którą otrzymuje od Słońca w ciągu minuty centymetr kwadratowy powierzchni, znajdującej się na krańcach atmosfery. Słońce dostarczałoby nam tej ilości ciepła gdyby powietrze nie pochłaniało wcale padających promieni. Później otrzymano wartości stałej słonecznej wyższe od przytoczonej. Tak np. I. D. Forbes znalazł liczbę 2,85 w r. 1842 na szczycie Faulhornu (Alpy berneńskie).

Wypowiedziano kilka rozmaitych przypuszczeń co do przyczyn ciepła słonecznego.

Robert Mayer twierdzi w r. 1848, że ciepło Słońca jest podtrzymywane przez aerolity, które spadają na to ciało niebieskie z olbrzymią prędkością i których siła żywa zamienia się na ciepło i światło. Myśl ta została zresztą wypowiedziana już przez Kanta w r. 1754, lecz nie zwróciła na siebie uwagi.

Helmholtz wypowiedział w r. 1854 przypuszczenie, że Słońce kurczy się skutkiem skraplania się i zestalania się jego masy gazowej; ilość ciepła, wytwarzanego przez to kurczenie się Słońca, wynagradza stratę, wynikającą z promieniowania; proces kurczenia się jest bardzo powolny, albowiem średnica pozorna Słońca zmniejsza się zaledwie o 1 sekundę w ciągu 9000 lat.

Teoria fizyczna Słońca

Herschel przyjmuje teorię fizyczną Słońca, podaną przez swego ojca, uzupełniając ją w sposób następujący w rozprawie z r. 1847 i dziele pt. „Zarysy Astronomii”. Czarne punkty, znajdujące się w wolnej od plam części tarczy słonecznej i zmieniające się ustawicznie, należy przypisać świecącemu ośrodkowi, pływającemu w przezroczystej nie świecącej atmosferze; zaś kreski świecące, zwane pochodniami, znajdujące się w sąsiedztwie dużych plam, są to grzbiety olbrzymich fal w świecących strefach atmosfery słonecznej.