О Центре
Урок астрономии

Содержание

  1. Введение
  2. Структура астрономии как научной дисциплины
  3. Особенности астрономических наблюдений
  4. Видимые положения светил. Созвездия
  5. Видимые движения звезд, Солнца, Луны и планет
  6. Географические координаты
  7. Небесная сфера
  8. Измерение космических расстояний
  9. Методы изучения физической природы небесных тел
  10. Строение Солнечной системы
  11. Где кончается Солнечная система?

 

Введение

Астрономия – наука, изучающая движение, строение, про­исхождение и развитие небесных тел и их систем. Накопленные ею знания применяются для практических нужд человечества. В частности, астрономия изучает Солнце, планеты Солнечной системы и их спутники, астероиды, кометы, метеориты, межпланетное вещество, звезды и внесолнечные планеты (экзопланеты), туманности, межзвездное вещество, галактики и их скопления, пульсары, квазары, черные дыры и многое другое.

Астрономия - одна из древнейших наук. Как и многие другие науки, она возникла из практических потребностей человека. Первобытным кочевым племенам нужно было ориентироваться во время своих странствий, и они научились это делать по Солнцу, Луне и звездам. Земледельцам было необходимо при полевых работах учитывать наступление различных сезонов. Поэтому они заметили, что смена времен года связана с изменением полуденной высоты Солнца и восходом определенных звезд. С дальнейшим развитием человеческого общества возникла потребность в измерении времени и в создании системы счета длительных промежутков времени (календарей).

Для всего этого требовались наблюдения движений небесных светил, которые велись сначала без всяких инструментов и были весьма неточными, но вполне удовлетворяли практическим нуждам того времени. Из таких наблюдений и возникла наука о небесных телах - астрономия.

С развитием человеческого общества перед астрономией выдвигались все новые и новые задачи, для решения которых нужны были более совершенные способы наблюдений и более точные методы расчетов. Постепенно стали созда­ваться астрономические инструменты и разрабатываться математические методы обработки наблюдений.

Первые записи астрономических наблюдений, подлинность которых несомнен­на, относятся к VIII в. до н. э. Однако известно, что еще за три тысячи лет до новой эры египетские жрецы подметили, что разливы Нила, регулировавшие экономи­ческую жизнь страны, наступали вскоре после того, как перед восходом Солнца на востоке появлялась самая яркая из звезд Сириус, скрывавшаяся до этого около двух месяцев в лучах Солнца. Из этих наблюдений египетские жрецы довольно точно определили продолжительность сельскохозяйственного (тропического) года.

В Древнем Китае за две тысячи лет до н. э. видимые движения Солнца и Луны были настолько хорошо изучены, что китайские астрономы могли предсказывать наступление солнечных и лунных затмений.

В Древней Греции астрономия была уже одной из наиболее развитых наук. В III в. до н. э. Аристарх из Самоса высказал смелые для того времени идеи о центральном положении Солнца и впервые на основании наблюдений оценил отношение расстояний от Земли до Солнца и до Луны. Для объяснения видимых движений планет греческие астрономы, величайшим из которых был Гиппарх (II в. до н. э.), создали геометрическую теорию эпициклов, которая легла в основу геоцентрической системы мира Птолемея (II в. н. э.). Несмотря на неверное предположение о неподвижности Земли, система Птолемея тем не менее позволяла предвычислять приближенные положения планет на небе и потому удовлетворяла, до известной степени, практическим запросам в течение нескольких веков.

Системой мира Птолемея завершается этап развития древнегреческой астро­номии.

В средние века астрономы занимались в основном наблюдениями видимых движений планет и согласованием этих наблюдений с геоцентрической системой Птолемея.

Рациональное развитие в этот период астрономия все же получила у арабов, народов Средней Азии и Кавказа, в трудах выдающихся астрономов того времени Аль-Баттани (850-929), Бируни (973-1048), Улугбека (1394-1449) и др.

В период возникновения и становления капитализма в Европе астрономия начинает возрождаться. Особенно быстро она развивалась в эпоху великих геогра­фических открытий (XV-XVI вв.). Использование новых земель требовало многочи­сленных экспедиций для их изучения. Но далекие путешествия через океан были невозможны без простых и точных методов ориентирования и исчисления времени. Раз­витие торговли стимулировало совершенствование искусства мореплавания, которое нуждалось в астрономических знаниях, и в частности в теории движения планет.

Настоящую революцию в астрономии произвел польский ученый Николай Коперник (1473-1543), разработавший гелиоцентрическую систему мира в про­тивовес догматической геоцентрической системе Птолемея, не соответствовавшей действительности.

Учение Коперника явилось началом нового этапа в развитии астрономии. В 1609-1618 гг. Кеплером были открыты законы движения планет, а Галилей дошел до понимания закона инерции. В 1687 г. Ньютон сформулировал свои основные принципы механики, включая закон всемирного тяготения, и заложил классические основы современной астрономии. На этом этапе новая астрономия получила возможность с большей точностью изучать действительные движения небесных тел. Многочисленные и блестящие ее успехи в XVIII-XIX вв. привели к открытиям новых планет - Урана и Нептуна, многочисленных спутников планет, двойных звезд и других объектов. Этот этап завершился большой победой - открытием Плутона - на то время самой далекой планеты Солнечной системы.

Следующий, очень важный этап в развитии астрономии начался сравнительно недавно, с середины XIX в., когда возник спектральный анализ и стала применяться фотография в астрономии. Эти методы дали возможность астрономам начать изучение физической природы небесных тел и значительно расширить границы исследуемого пространства. Возникла астрофизика, получившая большое развитие в XX в. и продолжающая бурно развиваться в наши дни. В 40-х гг. XX в. стала развиваться радиоастрономия, а в 1957 г. было положено начало качественно новым методам исследований, основанным на использовании искусственных небесных тел, что в дальнейшем привело к возникновению новых разделов астрофизики - рентгеновской, гамма- и нейтринной астрономии.

Значение этих достижений астрономии трудно переоценить. Запуск искус­ственных спутников Земли (1957 г., СССР), космических станций (1959 г., СССР), первые полеты человека в космос (1961 г., СССР), высадка людей на Луну (с 1969 г., США) - эпохальные события для всего человечества. За ними последовали доставка спускаемых аппаратов на поверхности Венеры и Марса, посылка автоматических межпланетных станций к более далеким планетам солнечной системы. В настоящее время полеты к Венере и Марсу, а также запуск орбитальных станций и телескопов стали важным и развивающимся направлением космических исследований.

Астрономия и ее методы имеют большое значение в жизни современного общества. Без ее участия невозможно решать фундаментальные вопросы, связанные с течением важнейших природных процессов.

Шире распространяются астрономические методы навигации в мореплавании и авиации, а в последние годы - и в космонавтике. Вычисление эфемерид (таблиц положений) важнейших объектов и составление календарей, необходимых в народном хозяйстве, также основаны на астрономических данных.

Составление географических и топографических карт, предвычисление наступлений морских приливов и отливов, определение силы тяжести в различных точках земной поверхности с целью обнаружения залежей полезных ископаемых, - все это в своей основе опирается на астрономические методы.

Исследование процессов, происходящих на различных небесных телах, позво­ляет астрономам изучать вещество в таких его состояниях, какие еще не достигнуты в земных лабораториях. Астрономия, и в частности астрофизика, тесно связаны с физикой, химией, математикой. Они способствуют развитию этих наук, которые, как известно, являются основой всей современной техники. Достаточно сказать, что вопрос о роли внутриатомной энергии впервые был поставлен астрофизика­ми, а величайшее достижение современной техники - создание искусственных небесных тел (спутников, космических станций и аппаратов) - вообще было бы немыслимо без астрономических знаний.

Одни только наблюдения небесных явлений не позволяют обнаружить их истинные причины. Поэтому отсутствие научных знаний нередко приводит к не­верным их толкованиям и суевериям, к обожествлению самих явлений и отдельных небесных тел. Так, например, в древности Солнце, Луна и планеты считались божествами и им поклонялись. Много суеверий у людей было связано (да и теперь еще не все освободились от них) с солнечными и лунными затмениями, с по­явлением комет, с явлением метеоров и болидов, падением метеоритов и т. д. Так, например, у некоторых народов кометы считались вестниками различных бедствий, постигающих человечество на Земле (пожары, эпидемии, войны): явление метеора нередко связывали со смертью отдельного человека и т.д.

Астрономия, изучая небесные явления, исследуя природу, строение и развитие небесных тел, доказывает, что Вселенная подчинена единым законам природы и в согласии с ними развивается во времени и в пространстве. Поэтому выводы астрономии имеют глубокое философское значение.

В настоящее время философские проблемы астрономии в основном касаются общих взглядов на строение материи и Вселенной, на возникновение, развитие и дальнейшую судьбу как отдельных частей, так и всей Вселенной в целом.

И в наше время астрономия используется для определения точ­ного времени и географических координат (в навигации, авиации, космонавтике, геодезии, картографии). Астрономия помогает иссле­дованию и освоению космического пространства, развитию космо­навтики и изучению нашей планеты из космоса. Но этим далеко не исчерпываются решаемые ею задачи.

Наша Земля является частью Вселенной. Луна и Солнце вызы­вают на ней приливы и отливы. Солнечное излучение и его изме­нения влияют на процессы в земной атмосфере и на жизнедея­тельность организмов. Механизмы влияния различных космических тел на Землю также изучает астрономия.

Современная астрономия тесно связана с математикой и физи­кой, биологией и химией, географией, геологией и космо­навтикой. Используя достижения других наук, она в свою очередь обогащает их, стимулирует их развитие, выдвигая перед ними все новые задачи. Астрономия изучает в космосе вещество в таких состояниях и масштабах, какие неосуществимы в лабораториях, и этим расширяет физическую картину мира, наши представления о материи. Все это важно для развития диалектико-материалистического представления о природе. Научившись предвычислять наступ­ление затмений Солнца и Луны, появление комет, астрономия положила начало борьбе с религиозными предрассудками.

В астрономии решаются три основных задачи, требующие последовательного подхода:

  1. Изучение видимых, а затем и действительных положений и движений небесных тел в пространстве, определение их размеров и формы;
  2. Изучение строения небесных тел, исследование химического состава и физических свойств (плотности, температуры и т. п.) вещества в них;
  3. Решение проблемы происхождения и развития отдельных тел и образуемых ими систем.

Первая задача решается путем длительных наблюдений, начатых еще в глубокой древности, а также на основе законов механики, известных уже более трехсот лет и фактически выведенных из астрономических наблюдений. Поэтому в этой области астрономия располагает наиболее богатой информацией, особенно для небесных тел, сравнительно близких к Земле.

О физическом строении небесных тел известно гораздо меньше. Решение некоторых вопросов второй задачи впервые стало возможным немногим более ста лет назад, а к основным проблемам удалось подойти лишь в последние годы.

Третья задача сложнее двух предыдущих, поскольку имеющегося наблюдатель­ного материала для ее решения пока еще далеко не достаточно, и знания в этой области астрономии ограничиваются только общими соображениями и рядом более или менее правдоподобных гипотез.

наверх ^

 

Структура астрономии как научной дисциплины

Современная астрономия подразделяется на ряд отдельных разделов, которые тесно связаны между собой, и такое разделение астрономии в известном смысле условно. Главнейшими разделами астрономии являются:

Астрометрия - изучает видимые положения и движения светил. На этапе исторического развития науки роль астрометрии долгое время состояла также в высокоточном определении географических координат и времени с помощью изучения движения небесных светил (в данный момент для того и другого существуют новейшие способы). Современная астрометрия состоит из:

  • фундаментальной астрометрии, задачами которой являются определение координат небесных тел из наблюдений, составление каталогов звездных положений и определение числовых значений астрономических параметров, - величин, позволяющих учитывать закономерные изменения координат светил;
  • радиоастрономии;
  • сферической астрономии, разрабатывающей математические методы определения видимых положений и движений небесных тел с помощью различных систем координат, а также теорию закономерных изменений координат светил со временем.

До появления астрофизики в начала XX в. практически вся астрономия сводилась к астрометрии. Астрометрия неразрывно связана со звездными катологами. Первый каталог был составлен еще в Древнем Китае астрономом Ши Шенем. Точнее, это был не каталог, а схематичная карта неба. Первый же астрометрический каталог, содержащий координаты звезд, был создан древнегреческим астрономом Гиппархом и датируется 129 годом до н. э., но он не сохранился. Сравнив свои наблюдения с более ранними, Гиппарх открыл явление предварения равноденствий, или прецессии. Стимулом для развития астрометрии являлись практические нужды человека: без компаса и механических часов навигация могла осуществляться только по наблюдениям небесных светил (см. Астрономическая навигация).

В Средние века астрометрия была широко распространена в Арабском мире. Наибольший вкалад в нее внесли ал-Баттани (X в.), ал-Бируни (XI в.) и Улугбек (XV в.). В XVI в. Тихо Браге в течение 16 лет проводил наблюдения Марса, обработав которые, его преемник Иоганн Кеплер открыл законы движения планет. На основе этих эмпирических законов Исаак Ньютон описал закон всемирного тяготения и заложил основы классической механики, что привело к появлению научного подхода.

В конце XX в. после значительного кризиса в астрометрии произошла революция благодаря развитию вычислительной техники и усовершенствованию приемников излучения.

Основные цели современной астрометрии:

  • создание нового фундаментального каталога, относительно удовлетворяющего требуемым для современных наблюдений критериям универсальности;
  • усовершенствование опорной системы отсчета на Земле (ITRS);
  • проверка теории относительности, уточнение ее фундаментальных параметров;
  • создание универсальной карты неба, имеющей преимущества перед уже имеющимися фотографическими обзорами;
  • получение астрометрических параметров для как можно большего количества различных объектов в нашей галактике;
  • изучение эффекта микролинзирования, в том числе его влияния на построение фундаментальной опорной системы;
  • накопление мониторинговых наблюдений для улучшения теорий движения Земли и тел Солнечной системы.

Теоретическая астрономия дает методы для определения орбит небесных тел по их видимым положениям и методы вычисления эфемерид (видимых положений) небесных тел по известным элементам их орбит.

Небесная механика - раздел астрономии, применяющий законы механики для изучения движения небесных тел. Небесная механика занимается предвычислением положения Луны и планет, предсказанием места и времени затмений, в общем, определением реального движения космических тел.

Естественно, что небесная механика в первую очередь изучает поведение тел Солнечной системы - обращение планет вокруг Солнца, спутников вокруг планет, движение комет и других малых небесных тел. Тогда как перемещение далеких звезд удается заметить, в лучшем случае, за десятилетия и века, движение членов Солнечной системы происходит буквально на глазах - за дни, часы и даже минуты. Поэтому его изучение стало началом современной небесной механики, рожденной трудами Кеплера и Ньютона. Кеплер впервые установил законы планетного движения, а Ньютон вывел из законов Кеплера закон всемирного тяготения и использовал законы движения и тяготения для решения небесно-механических проблем, не охваченных законами Кеплера. После Ньютона прогресс в небесной механике в основном заключался в развитии математической техники для решения уравнений, выражающих законы Ньютона. Таким образом, принципы небесной механики - это «классика» в том смысле, что и сегодня они такие же, как во времена Ньютона. Применение результатов небесной механики к движению искусственных спутников и космических кораблей составляет астродинамику.

Астрофизика изучает строение, физические свойства и химический состав небесных объектов. Астрофизика является таким образом частью астрономии, занимающаяся изучением физических свойств и химического состава Солнца, планет, комет или звезд и туманностей. Главные экспериментальные методы астрофизики: спектральный анализ, фотография и фотометрия вместе с обыкновенными астрономическими наблюдениями. Спектроскопический анализ составляет область, которую правильнее было бы назвать астрохимией, химией небесных тел, так как главные указания, даваемые спектроскопом, касаются химического состава изучаемых астрономических объектов. Фотометрические и фотографические исследования выделяются иногда в особые области астрофотографии и астрофотометрии. Астрофизику не следует путать с физической астрономией, каковым именем принято обозначать теорию движения небесных тел, то есть то, что также носит название небесной механики. К астрофизике относят также исследование строения поверхности небесных тел, Солнца и планет, насколько это возможно из телескопических наблюдений над этими телами. Само название астрофизики существует с 1865 года и предложено Целльнером. Астрофизические обсерватории существуют еще только в очень немногих странах. Из них особенно знамениты Потсдамская обсерватория под управлением Фогеля и Медонская под управлением Жансена. В Пулкове также устроено астрофизическое отделение, во главе которого стоит Гассельберг.

Астрофизика делится на: а) практическую (наблюдательную) астрофизику, в которой разрабатываются и применяются практические методы астрофизических исследований и соответствующие инструменты и приборы; б) теоретическую астрофизику, в которой, на основании законов физики, даются объяснения наблюдаемым физическим явлениям.

Наблюдательная астрофизика. Основная часть данных в астрофизике получается по наблюдению объектов в электромагнитных лучах. Исследуются как прямые изображения, полученные на различных длинах волн, так и электромагнитные спектры принимаемого излучения.

Радиоастрономия изучает излучения на длинах волн в диапазоне от нескольких миллиметров до десятков метров и далее. Радиоволны обычно испускаются холодными объектами, такими как межзвездный газ, пылевые облака, пульсары (впервые обнаруженные в микроволновом диапазоне), далекие радиогалактики и квазары. Также объектом изучения радиоастрономии является реликтовое излучение. Для наблюдений в радиодиапазоне требуются телескопы очень больших размеров. Зачастую наблюдения производятся с использованием интерферометров.

Инфракрасная астрономия изучает излучение на волнах, находящихся в промежутке между радиоизлучением и видимым светом. Наблюдения в этой области спектра обычно производятся на телескопах, подобных обычным оптическим телескопам. Наблюдаемые объекты обычно холоднее звезд: планеты, межзвездная пыль.

Оптическая астрономия является старейшей областью астрофизики. На сегодняшний день основными инструментами являются телескопы с ПЗС-матрицами в качестве приемников изображения. Так же часто производятся наблюдения с помощью спектрографов. Ограничение на наблюдения в оптическом диапазоне накладывает дрожание земной атмосферы, мешающее наблюдениям на больших телескопах. Для устранения этого эффекта и получения максимально четкого изображения используются различные методы, такие как адаптивная оптика, спекл-интерферометрия, а также выведение телескопов в космическое пространство за пределы атмосферы. В этом диапазоне хорошо видны звезды и планетарные туманности, что позволяет изучать в том числе их расположение и химическое строение.

Ультрафиолетовая астрономия, рентгеновская астрономия и гамма-астрономия-астрофизика изучают объекты, в которых происходят процессы с образование высокоэнергетических частиц. К таким объектам относятся двойные пульсары, черные дыры, магнетары и многие другие объекты. Для излучения в этой части спектра земная атмосфера является непрозрачной. Поэтому существуют два метода наблюдения — наблюдения с космических телескопов (обсерватории RXTE, Chandra и CGRO) и наблюдения черенковского эффекта в земной атмосфере (H.E.S.S., телескоп MAGIC).

Другие типы излучения также могут наблюдаться с Земли. Было создано несколько обсерваторий в попытках наблюдения гравитационных волн. Созданы нейтринные обсерватории, позволившие прямыми наблюдениями доказать наличие термоядерных реакций в центре Солнца. С помощью этих детекторов также изучались удаленные объекты, такие как сверхновая SN1987a. Наблюдения высокоэнергетических частиц производится по наблюдениям их столкновений с земной атмосферой, порождающих ливни элементарных частиц.

Наблюдения также могут различаться по продолжительности. Большинство оптических наблюдений производятся с выдержками порядка минут или часов. Однако в некоторых проектах, таких как Tortora, производится наблюдения с выдержкой менее секунды. Тогда как в других общее время экспозиции может составлять недели (например, такая выдержка использовалась при наблюдении глубоких хаббловских полей). Более того, наблюдения пульсаров могут производиться с временем экспозиции в миллисекунды, а наблюдения эволюции некоторых объектов могут занимать сотни лет, включая изучение исторических материалов.

Изучению Солнца отводится отдельное место. Из-за огромных расстояний до других звезд, Солнце является единственной звездой, которая может быть изучена в мельчайших деталях. Изучение Солнца дает основу для изучения других звезд.

Теоретическая астрофизика использует как аналитические методы так и численное моделирование для изучения различных астрофизических явлений, построения их моделей и теорий. Подобные модели, построенные на основании анализа наблюдательных данных, могут быть проверены с помощью сравнения теоретических предсказаний и вновь полученных данных. Также наблюдения могут помочь в выборе одной из нескольких альтернативных теорий.

Объектом исследований теоретической астрофизики являются, например:

  • физика межзвездной среды;
  • эволюция звезд и их строение;
  • физика черных дыр;
  • звездная динамика;
  • эволюция галактик;
  • крупномасштабная структура Вселенной;
  • магнитогидродинамика;
  • космология (модель ΛCDM, темное вещество и темная энергия, инфляция).

Звездная астрономия изучает закономерности пространственного распределения и движения звезд, звездных систем и межзвездной материи с учетом их физических особенностей.

Космогония рассматривает вопросы происхождения и эволюции небесных тел, в том числе и нашей Земли. Изучение космогонических процессов является одной из главных задач астрофизики. Поскольку все небесные тела возникают и развиваются, идеи об их эволюции тесно связаны с представлениями о природе этих тел вообще. В современной космогонии широко используется методология физики и химии.

Космология изучает общие закономерности строения и развития Вселенной. Возникновение современной космологии связано с развитием в XX в. общей теории относительности Эйнштейна и физики элементарных частиц. Первое исследование на эту тему Эйнштейн опубликовал в 1917 году под названием «Космологические соображения к общей теории относительности». В нее он ввел три предположения: Вселенная однородна, изотропна и стационарна. Чтобы обеспечить последнее требование, Эйнштейн ввел в уравнения гравитационного поля дополнительный «космологический член». Полученное им решение означало, что Вселенная имеет конечный объем (замкнута) и положительную кривизну.

В 1922 году А. А. Фридман предложил нестационарное решение уравнения Эйнштейна, в котором изотропная Вселенная расширялась из начальной сингулярности. Подтверждением теории нестационарной вселенной стало открытие в 1929 году Э. Хабблом космологического красного смещения галактик. Таким образом возникла общепринятая сейчас теория Большого взрыва.

наверх ^

 

Особенности астрономических наблюдений

В основе астро­номии лежат наблюдения, производимые с Земли и лишь с 60-х годов прошлого века выполняемые из космоса, с автоматических и других космических станций и даже с Луны. Аппараты сделали воз­можным получение проб лунного грунта, доставку разных приборов и даже высадку людей на Луну. Но так пока можно исследовать только ближайшие к Земле небесные светила. Играя такую же роль, как опыты в физике и химии, наблюдения в астрономии имеют ряд особенностей.

Первая особенность состоит в том, что астрономические наблюдения в большинстве случаев пассивны по отношению к изучае­мым объектам. Мы не можем активно влиять на небесные тела, ста­вить опыты (за исключением редких случаев), как это делают в физике, биологии, химии. Лишь использование космических ап­паратов дало в этом отношении некоторые возможности.

Кроме того, многие небесные явления протекают столь медлен­но, что наблюдения их требуют громадных сроков; так, напри­мер, изменение наклона земной оси к плоскости ее орбиты стано­вится заметным лишь по истечении сотен лет. Поэтому для нас не потеряли своего значения некоторые наблюдения, производившиеся в Вавилоне и в Китае тысячи лет назад, хотя они и были, по совре­менным понятиям, очень неточными.

Вторая особенность астрономических наблюдений со­стоит в следующем. Мы наблюдаем положение небесных тел и их движение с Земли, которая сама находится в движении. Поэтому вид неба для земного наблюдателя зависит не только от того, в каком месте Земли он находится, но и от того, в какое время суток и года он наблюдает. Например, когда у нас зимний день, в Южной Америке летняя ночь, и наоборот. Есть звезды, видимые лишь летом или зимой.

Третья особенность астрономических наблюдений свя­зана с тем, что все светила находятся от нас очень далеко, так далеко, что ни на глаз, ни в телескоп нельзя решить, какое из них бли­же, какое дальше. Все они кажутся нам одинаково далекими. Поэтому при наблюдениях обычно выполняют угловые измерения и уже по ним часто делают выводы о линейных расстояниях и размерах тел.

 

Расстояние между объектами на небе (например, звездами) изме­ряют углом, образованным лучами, идущими к объектам из точки на­блюдения. Такое расстояние называется угловым и выражается в градусах и его долях. При этом считается, что две звезды находятся недалеко друг от друга на небе, если близки друг другу направления, по которым мы их видим (рис. 1, звезды А и В). Возможно, что третья звезда С, на небе более далекая от Л, в пространстве к А ближе, чем звезда В.

Угловое расстояние светила от горизонта называется высотой h светила над горизонтом. Она выражается только в угловых единицах.

Рис 1.

наверх ^

 

Видимые положения светил. Созвездия

Днем небо, если оно не закрыто облаками, имеет голубой цвет, и мы видим на нем самое яркое светило - Солнце. Иногда, одновременно с Солнцем, днем вид­на Луна, и очень редко некоторые другие небесные тела, например планета Венера.

В безоблачную ночь на темном небе мы видим звезды, туманности, Луну, планеты, кометы и другие объекты. Первое впечатление от наблюдения звездного неба - это бесчисленность звезд и беспорядочность расположения их на небе. В действительности, звезд, видимых невооруженным глазом, не так уж много: всего около шести тысяч в обоих полушариях неба, а на одной половине его, которая видна в данный момент из какой-либо точки земной поверхности, не более трех тысяч.

Взаимное расположение звезд на небе меняется чрезвычайно медленно. Без точных измерений никаких заметных изменений в расположении звезд на небе нельзя обнаружить в продолжение многих сотен, а для подавляющего числа звезд - и многих тысяч лет. Последнее обстоятельство позволяет легко ориентироваться среди тысяч звезд, несмотря на кажущуюся хаотичность в их расположении.

С целью ориентировки на небе яркие звезды давно уже были объединены в группы, названные созвездиями. Созвездия обозначались названиями животных (Большая Медведица, Лев, Дракон и т.п.), именами героев греческой мифологии (Кассиопея, Андромеда, Персей и т.д.) или просто названиями тех предметов, которые напоминали фигуры, образованные яркими звездами группы (Северная Корона, Треугольник, Стрела, Весы, Южный Крест и т. п.).

С XVII в. отдельные звезды в каждом созвездии стали обозначаться буквами греческого алфавита. Несколько позже была введена числовая нумерация, употре­бляемая в настоящее время в основном для слабых звезд. Кроме того, яркие звезды (около 130) получили собственные имена. Например: Сириус, Капелла, Вега и т. д. Эти названия и обозначения звезд применяются и в настоящее время. Однако границы созвездий, намеченные древни­ми астрономами и представлявшие извилистые линии, в 1922 г. были заменены ду­гами, некоторые большие созвездия были разделены на несколько самостоятельных созвездий, а под созвездиями стали понимать не группы ярких звезд, а участки звезд­ного неба. Теперь все небо условно разделено на 88 отдельных участков - созвездий.

Яркие звезды в созвездиях служат хорошими ориентирами для нахождения на небе слабых звезд или других небесных объектов. Поэтому необходимо научиться быстро находить то или иное созвездие непосредственно на небе. Для этого следует предварительно изучить карту звездного неба и запомнить характерные контуры, образуемые в созвездиях наиболее яркими звездами.

наверх ^

 

Видимые движения звезд, Солнца, Луны и планет

Если в ясную ночь пронаблюдать звездное небо в течение нескольких часов, то легко заметить, что небесный свод как одно целое со всеми находящимися на нем светилами плавно обращается вокруг некоторой воображаемой оси, проходящей через место наблюдения. Это движение небесного свода и светил называется суточным, так как полный оборот совершается за сутки. Вследствие суточного движения звезды и другие небесные тела непрерывно меняют свое положение относительно видимого горизонта.

Если наблюдать суточное движение звезд в северном полушарии Земли (но не на полюсе) и стоять лицом к южной стороне горизонта, то их движение происходит слева направо, т. е. по часовой стрелке. На восточной стороне горизонта звезды восходят, затем поднимаются до некоторой наиболее высокой точки над горизонтом, после чего опускаются и заходят на западной стороне. При этом каждая звезда всегда восходит в одной и той же точке восточной стороны горизонта и заходит всегда в одной и той же точке западной стороны. Максимальная высота над горизонтом для каждой данной звезды и для данного места наблюдения также всегда постоянна.

Если же стать лицом к северной стороне горизонта, то наблюдения покажут, что одни звезды будут также восходить и заходить, а другие описывать полные круги над горизонтом, вращаясь вокруг общей неподвижной точки. Эта точка называется северным полюсом мира.

Приблизительное положение северного полюса мира на небе можно найти по самой яркой звезде в созвездии Малой Медведицы. Эта звезда на звездных картах называется Полярной звездой. Расстояние Полярной звезды от северного полюса мира в настоящее время чуть меньше 1°.

Солнце и Луна, так же как и звезды, восходят на восточной стороне горизонта и заходят на западной. Но, наблюдая восход и заход этих светил, можно заметить, что в разные дни года они восходят, в отличие от звезд, в разных точках восточной стороны горизонта и заходят также в разных точках западной стороны.

Так, Солнце в начале зимы восходит на юго-востоке, а заходит на юго-западе. Но с каждым днем точки его восхода и захода передвигаются к северной стороне горизонта. При этом с каждым днем Солнце в полдень поднимается над горизонтом все выше и выше, день становится длиннее, ночь - короче.

В начале лета, достигнув некоторого предела на северо-востоке и на северо-западе, точки восхода и захода Солнца начинают перемещаться в обратном направлении, от северной стороны горизонта к южной. При этом полуденная высота Солнца и продолжительность дня начинает уменьшаться, а продолжительность ночи - увеличиваться. Достигнув некоторого предела в начале зимы, точки восхода и захода Солнца снова начинают передвигаться к северной стороне неба, и все описанные явления повторяются.

Из элементарных и не очень продолжительных наблюдений легко заметить, что Луна не остается все время в одном и том же созвездии, а переходит из одного созвездия в другое, передвигаясь с запада на восток примерно на 13° в сутки. Перемещаясь по созвездиям, Луна обходит полный круг по небу за 27,32 суток.

Более тщательные и более продолжительные наблюдения показывают, что и Солнце, подобно Луне, перемещается по небу с запада на восток, проходя те же созвездия. Только скорость его перемещения значительно меньше, около 1° в сутки, и весь путь Солнце проходит за год.

наверх ^

 

Географические координаты

Рис. 1.1

Большинство астрономических наблюдений до настоящего времени произ­водится с Земли и потому вид неба зависит от положения наблюдателя на ее поверхности. Поэтому напомним некоторые географические понятия и термины, которыми в дальнейшем мы будем пользоваться.

Земля имеет почти шарообразную форму. Воображаемая прямая PnPs, вокруг которой Земля вращается, проходит через центр массы Земли и является ее осью вращения (рис. 1.1).

Ось вращения пересекает поверхность Земли в двух точках: в северном географическом полюсе РN и южном PS. Северный географи­ческий полюс - тот, со стороны которого вращение Земли происходит против часовой стрелки. Большой круг на поверхности Земли (q'G'O'q), плоскость которого перпендикуляр­на к оси вращения, называется земным эква­тором. Он делит поверхность Земли на два полушария: северное (с северным полюсом РN) и южное (с южным полюсом PS).

Малые круги, плоскости которых парал­лельны плоскости земного экватора, называ­ются географическими параллелями.

Большой полукруг PNOO'PS, проходящий через географические полюсы Земли и через точку О на ее поверхности, называется географическим меридианом точки О. 1еографический меридиан PNGG'Ps, проходящий через Гринвичскую обсерваторию в Англии, считается нулевым, или начальным, меридианом. Нулевой меридиан и меридиан, отстоящий от нулевого на 180о, делят поверхность Земли на два полушария: восточное и западное.

Прямая линия ТО, по которой направлена сила тяжести в данной точке Земли, называется отвесной или вертикальной линией.

При решении многих астрономических задач можно считать, что Земля представляет собой однородный шар радиусом R = 6 370 км. В этом случае направление отвесной линии в любой точке земной поверхности проходит через центр Земли и совпадает с ее радиусом, а географические меридианы и экватор - окружности одинакового радиуса, равного радиусу Земли. Положение точки О на земной поверхности однозначно определяется двумя географическими координатами: геогра­фической широтой φ и географической долготой λ.

Географической широтой φ точки О называется величина дуги O'О мери­диана PNOO'PS от экватора до точки О. Географические широты отсчитываются от экватора в пределах от 0 до +90° (северная широта), если точки лежат в се­верном полушарии Земли, и от 0 до -90° (южная широта), если точки лежат в южном полушарии.

Географической долготой λ точки О называется двугранный угол G'TO' между плоскостями начального меридиана и меридиана, проходящего через точку О. Принято отсчитывать географическую долготу к востоку от начального меридиана, т. е. в сторону вращения Земли, в пределах от 0 до 360° (в градусной мере) или от 0 до 24h (в часовой мере). Географы, как правило, отсчитывают долготу в пределах от 0 до +180° к востоку (восточная долгота) и от 0 до -180° к западу (западная долгота).

наверх ^

 

Небесная сфера

В астрономии для изучения расположения и движения небесных тел пользуют­ся сферической системой координат, в которой положение тела определятся двумя углами и расстоянием. Поскольку часто расстояния неизвестны, удоб­нее положение светил проецировать на небесную сферу, под которой понимают сферу произвольного радиуса с центром в точке наблюдения.

Таким образом, воображаемый наблюда­тель, находящийся в центре небесной сферы, должен видеть положения светил на ее поверх­ности точно в таком же взаимном расположении, в каком реальный наблюдатель видит реальные светила на небе.

Вращение небесной сферы для наблюдате­ля, находящегося на поверхности Земли, вос­производит суточное движение светил на небе.

Небесная сфера служит для изучения види­мых положений и движений небесных тел. Для этого на ее поверхности фиксируются основ­ные линии и точки, по отношению к которым и производятся соответствуюшие измерения.

Прямая ZOZ', проходящая через центр О небесной сферы и совпадающая с направлением нити отвеса в месте наблюдения, называется отвесной или вертикальной линией.

Отвесная линия пересекается с поверхностью небесной сферы в двух точках: в зените Z, над головой наблюдателя, и в диаметрально противоположной точке - надире Z'.

Большой круг небесной сферы (SWNE), плоскость которого перпендикулярна к отвесной линии, называется математическим горизонтом. Математический гори­зонт делит поверхность небесной сферы на две половины: видимую для наблюдателя, с вершиной в зените Z, и невидимую, с вершиной в надире Z'.

Математический горизонт следует отличать от видимого горизонта (линии, вдоль которой «небо сходится с землей»). Видимый горизонт на суше - неправильная линия, точки которой лежат то выше, то ниже математического горизонта.

Малый круг небесной сферы (аМа'), проходящий через светило, плоскость которого параллельна плоскости математического горизонта, называется альмукан­таратом светила.

Большой полукруг небесной сферы ZMZ', проходящий через зенит, светило М и надир, называется кругом высоты, вертикальным кругом или просто вертикалом светила.

наверх ^

 

Измерение космических расстояний

Чтобы изучать строение Вселенной и природу небесных тел, астроном должен уметь прежде всего определять расстояния до интересующих его космических объектов. Как же измеряются расстояния до Луны и планет, Солнца и звезд?

Все эти расстояния в конечном счете зависят от значения среднего расстояния Земли от Солнца - так называемой астроно­мической единице, а она непосредственно зависит от точности измерения размеров самой Земли. Обратимся к чертежу.

При наблюдении Солнца из удаленных точек земной поверх­ности наше дневное светило претерпевает параллактическое сме­щение. Оно будет наибольшим, если два наблюдателя расположатся в диаметрально противоположных точках земного шара. Измерения показали, что угол этого смещения очень мал - около 18 секунд дуги, то есть под таким углом с Солнца должна быть видна наша Земля.

 

При наблюдении относительно близкого небесного тела (Луны, Солнца, планеты) из удаленных точек земной поверхности происходит так называемое параллактическое смещение, то есть тело кажется находящимся в разных точках небесной сферы

 

Из тригонометрии известно, что предмет бывает виден под углом, равным одной секунде дуги, если он удален от наблюдателя на расстояние, в 206 265 раз превышающее его линейные размеры или его диаметр. Следовательно, расстояние Земля-Солнце примерно в 11 500 раз (206 265 : 18 = 11 500) больше диаметра Земли. Однако из-за большой яркости Солнца и нагревания инструмен­та (ведь труба телескопа наводится на дневное светило!) такие из­мерения приводят к потере точности. Поэтому французские астрономы Джан Доменико Кассини и Жан Рише (ок. 1640-1696) решили определить расстояние до Солнца путем измерения па­раллакса Марса - углового смещения планеты на фоне далеких звезд - во время его великого противостояния в 1672 году. Касси­ни измерял положение планеты из Парижа, а Рише - из Кайен­ны, города Французской Гвианы в Южной Америке.

С открытием третьего закона Кеплера относительные расстоя­ния планет в Солнечной системе, выраженные в долях среднего расстояния Земля-Солнце, были хорошо известны. Но чтобы по­лучить масштаб планетной системы и определить абсолютное значение астрономической единицы, достаточно было измерить расстояние между двумя любыми планетами. Измерять же поло­жение планет относительно звезд можно гораздо точнее, чем по­ложение яркого Солнца на дневном небе. Этим и воспользовались впервые Кассиии и Рише.

Математическая обработка наблюдений, выполненная Касси­ии в 1673 году, дала значение параллакса Солнца 9,5 секунды ду­ги. Здесь под параллаксом следует понимать угол, под которым со светила виден экваториальный радиус Земли. Отсюда получалось, что среднее расстояние Земли от Солнца (1 а. е.) равно 138,5 млн км (в современных мерах длины), что на 11,1 млн км меньше дей­ствительного значения. Но по тем временам даже такой результат считался большим научным достижением.

Английский астроном Эдмонд Галлей (1656-1742) предло­жил метод определения расстояния от Земли до Солнца путем на­блюдения прохождений Венеры по солнечному диску. Ближай­шее такое прохождение должно было состояться в 1761 году, и во все концы света были снаряжены астрономические экспедиции.

Параллактическое смещение близкой звезды на фоне звездного неба

Разрабатывались и другие способы определения длины астрономической единицы. В частности, астрономы Пулковской обсерватории в 1842-1880 г.г. выполнили точные измерения смещений видимых положений звезд, происходящих по причине дви­жения Земли вокруг Солнца и конечной скорости света (так называемые аберрационные смещения), и нашли, что па­раллакс Солнца равен 8,79 се­кунды дуги; астрономическая единица равна 149,6 млн км, что совпадает с современными измерениями. Но Парижская международная конференция астрономов в 1896 году приня­ла округленные значения: параллакс равен 8,80 секунды ду­ги, астрономическая единица равна 149,5 млн км. Этими зна­чениями астрономы пользова­лись вплоть до 1970 года.

В январе 1931 г. малая планета Эрос проходила от Земли на расстоянии всего лишь 0,17 а. е. В наблюдениях (главным образом фотографи­ческих) приняли участие 21 астрономическая обсерватория, в том числе Пулковская. Из наблюдений Эроса была найдена величина параллакса Солнца 8,79 секунды дуги. Вычисленное по новому параллаксу среднее расстояние Земли от центральною светила составляло 149 млн 669 тыс. км.

В 60-х годах XX в. астрономы для измерения расстояний до небесных тел Солнечной системы стали применять более точный - радиолокационный метод. Сущность этого метода состоит в том, что в сторону небесного тела посылают мощный кратковременный импульс, а затем принимают отраженный сигнал. Скорость распространения радиоволн в космическом пространстве равна скорости света - 299 792,458 км/с. Поэтому, если точно измерить время, ко­торое необходимо сигналу, чтобы достичь небесного тела и после отражения от его поверхности возвратиться обратно, нетрудно вы­числить искомое расстояние.

Так были уточнены расстояния до Луны, Венеры, Меркурия, Марса, Юпитера. Из радиолокационных наблюдений Венеры, проведенных в СССР, США и Англии, было определено значе­ние астрономической единицы: 1 а. е. = 149 597 870 км, с воз­можной ошибкой около 1 км. Такой точности более чем доста­точно для нужд астрономии и космонавтики. В практических це­лях пользуются округленным значением астрономической еди­ницы - 149 млн 600 тыс. км, которому соответствует параллакс Солнца - 8,794 секунды дуги.

Таким образом, если параллакс измерен, то расстояние до не­бесного тела Солнечной системы (Луны, Солнца, планеты...) мож­но вычислить по формуле:

D = 206265/р * R

где D — расстояние от центра Земли до центра небесною тела, выраженное в км; R — экваториальный радиус Земли,                  равный 6378,160 км; р — параллакс небесного тела, выраженный в секундах дуги.

Метод параллакса пригоден и для определения расстоянии до ближайших звезд. Только в качестве базиса используется не ради­ус Земли, а средний радиус земной орбиты. Если большая полу­ось земной орбиты, расположенная перпендикулярно направле­нию на звезду, то расстояние до звезды вычисляется по формуле:

r = 206265/π а.е.

где π выражено в секундах дуги

Из формулы видно, что параллаксу в одну секунду дуги (π = 1) соответствует расстояние, равное 206 265 а.е. Оно называется парсеком (от слов «параллакс» и «секунда») и сокращенно обо­значается пк.

Пк - единица расстояния, которая широко используется в звездной астрономии, так как астрономическая единица слишком мала для измерения расстояний до звезд. Расстояние в парсеках вычисляется по очень простой формуле:

r = 1/π

где π — параллакс звезды в секундах дуги.

Самая близкая к нам звезда альфа Центавра имеет параллакс - 0,76 секунды дуги. Стало быть, расстояние до нее - 1,32 пк.

Расстояния до звезд измеряют еще в световых годах. Свето­вой год - это такое расстояние, которое свет проходит за один тропический год (промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра солнечного диска через точку весеннего равнодействия, 365,242190 средних солнечных суток). В тропическом году около 3,16 * 107 секунд. Умножая это число на скорость света, получим: 1 световой год = 9,46 • 1012 км = 63 239,7 а. е.

Полезно запомнить такие соотношения:

  • 1 парсек (пк) = 30,86 * 1012 км = 3,26 светового года;
  • 1 килопарсек (кпк) = 1000 пк;
  • 1 мегапарсек (Мпк) = 1 000 000 пк.

наверх ^

 

Методы изучения физической природы небесных тел

Телескопы

Основным астрономическим прибором является телескоп. Телескоп с объективом из вогнутого зеркала называет­ся рефлектором, а телескоп с объективом из линз - рефрактором.

Назначение телескопа - собрать больше света от небесных источников и увеличить угол зрения, под которым виден небес­ный объект.

Количество света, которое попадает в телескоп от наблюдаемого объекта, пропорционально площади объектива. Чем больше размер объектива телескопа, тем более слабые светящиеся объекты в него можно увидеть.

Масштаб изображения, даваемого объективом телескопа, про­порционален фокусному расстоянию объектива, т. е. расстоянию от объектива, собирающего свет, до той плоскости, где получает­ся изображение светила. Изображение небесного объекта можно фотографировать или рассматривать через окуляр.

Телескоп увеличивает видимые угловые размеры Солнца, Луны, планет и деталей на них, а также угловые расстояния между звездами, но звезды даже в очень сильный телескоп из-за огромной удаленности видны лишь как светящиеся точки.

В рефракторе лучи, пройдя через объектив, преломляются, образуя изображение объекта в фокальной плоскости. В рефлекторе лучи от вогнутого зеркала отражаются и потом также собираются в фокальной плоскости. При изготовлении объектива телескопа стремятся свести к минимуму все искажения, которыми неизбежно обладает изображение объектов. Простая лин­за сильно искажает и окрашивает края изображения. Для уменьшения этих недостатков объектив изготовляют из нескольких линз с разной кривизной поверхностей и из разных сортов стекла. Поверхности вогнутого стеклянного зеркала, которая серебрится или алюминируется, придают для уменьшения искажений не сфе­рическую форму, а несколько иную (параболическую).

Советский оптик Д.Д. Максутов разработал систему телескопа, называемую менисковой. Она соединяет в себе достоинства рефрактора и рефлектора. По этой системе устроена одна из мо­делей школьного телескопа. Существуют и другие телескопические системы.

В телескопе получается перевернутое изображение, но это не имеет никакого значения при наблюдении космических объектов.

При наблюдениях в телескоп редко используются увеличения свыше 500 раз. Причина этому - воздушные течения, вызывающие искажения изображения, которые тем заметнее, чем больше уве­личение телескопа.

Самый большой рефрактор имеет объектив диаметром около 1 м. Наибольший в мире рефлектор с диаметром вогнутого зеркала 6 м изготовлен в СССР и установлен в горах Кавказа. Он позволяет фотографировать звезды в 107 раз более слабые, чем видимые невооруженным глазом.

 

Спектральная грамота

До середины XX в. нашим знаниям о Вселенной мы были обязаны почти исключительно загадочным световым лучам. Словно незримые нити, они связывают нас с небесными светила­ми, а загадочными их можно назвать потому, что природа свето­вых волн еще до конца не познана. С одной стороны, свет - это электромагнитные волны; с другой - свет излучается и поглоща­ется отдельными «порциями». Поэтому луч света можно рассмат­ривать и как волну, и как поток частиц вещества, получивших на­звание фотонов или квантов.

Световая волна, как и всякая другая волна, характеризуется частотой υ и длиной волны λ. Между этими физическими пара­метрами существует простая зависимость:

υ λ = с

где с — скорость света в вакууме (пустоте). А энергия фотонов пропорциональна частоте излучения.

 

В природе световые волны распространяются лучше всего в просторах Вселенной, так как там на их пути меньше всего помех. И человек, вооружившийся оптическими приборами, научился читать загадочные световые письмена. С помощью специального прибора - спектроскопа, приспособленного к телескопу, астро­номы стали определять температуру, яркость и размеры звезд; их скорости, химический состав и даже процессы, происходящие в недрах далеких светил.

Еще Исаак Ньютон установил, что белый солнечный свет со­стоит из смеси лучей всех цветов радуги. При переходе из возду­ха в стекло цветовые лучи преломляются в разной мере. Поэтому если на пути узкого солнечного луча поставить трехгранную призму, то после выхода луча из призмы па экране возникает ра­дужная полоска, которая называется спектром.

Спектр содержит важнейшую информацию об излучающем свет небесном теле. Без всякого преувеличения можно сказать, что астрофизика своими замечательными успехами обязана преж­де всего спектральному анализу. Спектральный анализ является в наше время основным методом изучения физической природы небесных тел.

Каждый газ, каждый химический элемент дает свои, только ему одному присущие линии в спектре. Они могут быть похожи­ми по цвету, но обязательно отличаются одна от другой своим расположением в спектральной полоске. Одним словом, спектр химического элемента - это его своеобразный «паспорт». И опытному спектроскописту достаточно лишь взглянуть на набор цветных линий, чтобы определить, какое вещество излучает свет. Следовательно, для определения химического состава све­тящегося тела нет никакой необходимости брать его в руки и подвергать непосредственным лабораторным исследованиям. Расстояния здесь, пусть даже космические, тоже не помеха. Важ­но только, чтобы исследуемое тело было в раскаленном состоя­нии - ярко светилось и давало спектр. А как мы знаем, звезды представляют собой гигантские самосветящиеся газовые шары, и поэтому они как нельзя лучше подходят для изучения спек­тральным методом.

Исследуя спектр Солнца или другой звезды, астроном имеет дело с темными линиями, так называемыми линиями поглоще­ния. Линии поглощения в точности совпадают с линиями излуче­ния данного газа. Именно благодаря этому по спектрам поглоще­ния можно изучать химический состав Солнца и звезд. Измеряя энергию, излученную или поглощенную в отдельных спектраль­ных линиях, можно провести количественный химический ана­лиз небесных светил, то есть узнать о процентном содержании различных химических элементов. Так было установлено, что в атмосферах звезд преобладают водород и гелий.

Очень важная характеристика звезды - ее температура. В пер­вом приближении о температуре небесного светила можно судить по его цвету. Спектроскопия позволяет определять поверхност­ную температуру звезд с очень высокой точностью.

Температура поверхностного слоя большинства звезд заклю­чена в пределах от 3000 до 25000 К.

Возможности спектрального анализа почти неисчерпаемы! Он убедительно показал, что химический состав Земли, Солнца и звезд одинаков. Правда, на отдельных небесных телах некоторых химических элементов может быть больше или меньше, но нигде не было обнаружено присутствие какого-то особого «неземного вещества». Сходство химического состава небесных тел служит важным подтверждением материального единства Вселенной.

Астрофизика - большой отдел современной астрономии - за­нимается изучением физических свойств и химического состава небесных тел и межзвездной среды. Она разрабатывает теории строения небесных тел и протекающих в них процессов. Одна из важнейших задач, стоящих сегодня перед астрофизикой, заключа­ется в уточнении внутреннего строения Солнца и звезд и источ­ников их энергии, в установлении процесса их возникновения и развития. И всей богатейшей информацией, поступающей к нам из глубин Вселенной, мы обязаны вестникам далеких миров - лучам света.

Каждый, кто наблюдал звездное небо, знает, что созвездия не меняют своей формы. Большая и Малая Медведицы похожи на ковш, созвездие Лебедя имеет вид креста, а зодиакальное созвез­дие Льва напоминает трапецию. Однако впечатление, что звезды неподвижны, обманчиво. Оно создается лишь потому, что небес­ные светочи очень далеки от нас, и даже по прошествии многих сотен лет человеческий глаз не в состоянии заметить их пере­мещение. В настоящее время астрономы измеряют собственное движение звезд по фотографиям звездного неба, полученным с интервалом в 20, 30 и более лет.

Собственное движение звезд - это угол, на который звезда переме­щается по небу в течение одного го­да. Если измерено и расстояние до этой звезды, то можно вычислить ее собственную скорость, т. е. ту часть скорости небесного светила, которая перпендикулярна лучу зрения, а именно, направлению «на­блюдатель-звезда». Но чтобы получить полную скорость звезды в пространстве, необходимо знать еще скорость, направленную по лучу зрения - к наблюдателю или от него.

Определение пространственной скорости
звезды при известном до нее расстоянии

Определить же лучевую скорость звезды можно по расположению линий поглощения в ее спектре. Как известно, все линии в спектре движущегося источника света смещаются пропорционально скорости его движения. У звезды, летящей по направлению к нам, световые волны укорачиваются и спектральные линии смещаются к фиолетовому концу спек­тра. У звезды, удаляющейся от нас, световые волны удлиняют­ся и линии смещаются к крас­ному концу спектра. Таким пу­тем астрономы находит ско­рость движения звезды вдоль луча зрения. А когда обе скоро­сти (собственная и лучевая) известны, то не представляет особого труда по теореме Пифагора вычислить полную простран­ственную скорость звезды относительно Солнца.

Оказалось, что скорости у звезд различные и, как правило, со­ставляют несколько десятков километров в секунду.

Изучив собственные движения звезд, астрономы получили возможность представить себе вид звездного неба (созвездии) в далеком прошлом и в отдаленном будущем. Знаменитый «ковш» Большой Медведицы через 100 тыс. лет превратится, например, в «утюг с поломанной ручкой».

 

Радиоволны и радиотелескопы

До недавнего времени небесные светила изучались почти ис­ключительно в видимых лучах спектра. Но в природе существуют еще невидимые электромагнитные излучения. Они не восприни­маются даже с помощью самых мощных оптических телескопов, хотя их диапазон во много раз шире видимой области спектра. Так, за фиолетовым концом спектра идут невидимые ультрафио­летовые лучи, которые активно воздействуют па фотографиче­скую пластинку - вызывают ее потемнение. За ними располага­ются рентгеновские лучи и, наконец, гамма-лучи с самой корот­кой длиной волны.

Если за красным краем солнечного спектра поместить термо­метр, то он будет нагреваться под действием инфракрасных (теп­ловых) лучей. Как бы продолжением их в непрерывной спек­тральной гамме являются радиоволны. Область радиоволн можно считать почти неограниченной, так как теоретически возможны электромагнитные волны очень большой длины. Но для большин­ства электромагнитных излучений воздух непрозрачен. Из всех излучений, возникающих в космосе, поверхности Земли достига­ет лишь ничтожная их доля.

Мы смотрим в просторы Вселенной сквозь два «окна». Первое расположено в области видимых и тепловых лучей и длинновол­нового ультрафиолета. Поток же коротковолновых излучений на­чисто срезается - поглощается озоном, находящи-мся в атмосфе­ре на высоте от 30 до 50 км. Считайте, что нам повезло! Ведь эти лучи крайне опасны для жизни. Исчезни озон - они убили бы на Земле практически все живое.

Многие тысячелетия люди наблюдали Вселенную только сквозь узкое «оптическое окно» атмосферы. Они даже не подозре­вали, что есть еще другое «окно» прозрачности, значительно более широкое. Лежит оно в области радиоволн.

Левый край «радиоокна» отмечен ультракороткими радиовол­нами, имеющими длину 1,25 см. Радиоволны с меньшей длиной волны (кроме волн с длиной около 8 мм) поглощаются молекула­ми кислорода и водяных паров.

Правый край «радиоокна» ограничен 30-метровыми волнами, так как волны длиной более 30 м почти полностью отражаются от земной ионосферы обратно - в космическое пространство. Для них наша Земля подобна блестящему елочному шарику, и про­бить ионосферу они не в состоянии. «Радиоокно» почти в 10 млн раз шире «оптического окна», и естественно было ожидать, что, широко распахнутое в космос, оно покажет нам Вселенную более многообразной.

Использование «радиоокна» для астрономических наблюде­ний началось только в конце 30-х годов XX столетия, когда воз­никла новая область астрофизики - радиоастрономия, открыв­шая нам совсем новое «небо». Она помогла человеку увидеть то, что недоступно для самой совершенной астрономической оптики. И еще: радиоастрономические наблюдения можно вести и днем и ночью: они не зависят от капризов погоды. С помощью радиотеле­скопов можно исследовать глубины Вселенной и в проливной дождь, и в сильный снегопад!

Для улавливания радиоизлучения, поступающего к нам из кос­моса, применяются специальные радиофизические приборы - ра­диотелескопы. Принцип действия радиотелескопа тот же, что и оптического: он собирает электромагнитную энергию. Только вместо линз или зеркал в радиотелескопах используются антен­ны. Очень часто антенна радиотелескопа сооружается в виде ог­ромной параболической чаши, иногда сплошной, а иногда решет­чатой. Ее отражающая металлическая поверхность концентрирует радиоизлучение наблюдаемого объекта на небольшой приемной антенне-облучателе, которая помещается в фокусе параболоида. В результате этого в облучателе возникают слабые переменные то­ки. По волноводам электрические токи передаются в очень чувст­вительный радиоприемник, настроенный на длину рабочей волны радиотелескопа. Здесь они усиливаются, и, подключив к прием­нику репродуктор, можно было бы прослушать «голоса звезд». Но голоса звезд лишены всякой музыкальности. Это вовсе не чарую­щие слух «космические мелодии», а потрескивающее шипение или пронзительный свист... Поэтому к приемнику радиотелескопа присоединяют обычно специальный самопишущий прибор. И вот уже на движущейся ленте самописец вычерчивает кривую интен­сивности входного радиосигнала определенной длины волны. Следовательно, радиоастрономы не «слышат» шороха звезд, а «видят» его на разграфленной бумаге.

Как известно, в оптический телескоп мы наблюдаем сразу все, что попадает в его поле зрения.

С радиотелескопом дело обстоит сложнее. Там всего лишь один приемный элемент (облу­чатель), поэтому изображение строится построчно - путем последовательного прохождения источника радиоизлуче­ния через луч антенны, то есть аналогично тому, как на телевизионном экране.

Почему радиотелескопы стремятся делать очень боль­шими?

Создание огромных радиотелескопов продиктовано двумя причинами, и прежде всего необходимостью повысить их чувстви­тельность. Ведь, как правило, радиоизлучение далеких космиче­ских объектов несет слишком мало энергии. Способность же радиотелескопа собирать энергию зависит от размеров его антенны: чем больше площадь антенны, тем больше энергии она улавливает.

У первых радиотелескопов была очень малая разрешающая способность, то есть возможность телескопа разделять для наблю­дателя два очень близких на небе объекта. Если у лучших оптиче­ских телескопов при благоприятных атмосферных условиях она достигает 0,05 секунды дуги, то у радиотелескопов разрешающая сила приближалась к одному градусу. Иначе говоря, радиотелескоп не позволял точно определить положение наблюдаемого объекта на небе, он был неспособен различать детали на Солнце, а также на поверхности Луны и планет. Решить эту проблему мож­но было опять-таки путем увеличения поперечника антенны. Росли размеры антенны - росла и разрешающая способность теле­скопа.

Самый большой в мире радиотелескоп с вращающимся параболоидом диаметром 76 м установлен в английской обсерватории Джодрелл-Бэнк. Вес этой махины (не считая подвижных частей) оставляет 14000 т., а в высоту вся конструкция достигает 92 м, что соответствует 30-этажному небоскребу.

А на острове Пуэрто-Рико, в кратере потухшего вулкана, аме­риканские радиофизики соорудили радиотелескоп с неподвижной сферической антенной. Диаметр этой гигантской чаши - 305 м!

 

Вселенная в невидимых лучах

Полеты космических аппаратов открыли перед астрономами невиданные ранее возможности, которыми наземная астрономия никогда не располагала, да и не могла располагать. Для изуче­ния небесных тел Солнечной системы, нашей Галактики и многочисленных внегалактических объектов теперь в космос запус­каются специализированные астрономические станции-обсерва­тории, оснащенные новейшими физическими приборами. Они улавливают невидимые излучения, которые поглощаются атмосферой и не достигают земной поверхности. В результате стали доступны для исследования все виды электромагнитного излу­чения, приходящего из космических глубин. Образно говоря, ес­ли раньше мы наблюдали Вселенную как бы в одном, черно-белом цвете, то сегодня она представляется нам во всех «цветах» электромагнитного спектра. По чтобы принимать невидимые из­лучения, нужны особые телескопы. Каким же образом и с помо­щью чего можно поймать и исследовать лучи-невидимки?

При слове «телескоп» у каждого возникает представление об астрономической трубе с линзами или зеркалами, то есть пред­ставление об оптике. Ведь до недавнего времени небесные объек­ты изучали исключительно с помощью оптических инструментов. Но для улавливания невидимых излучений, которые сильно от­личаются от видимого глазом света, нужны особые приемные уст­ройства. И совсем не обязательно, чтобы своим внешним видом они напоминали привычный нам телескоп.

Приемники коротковолновых излучений совершенно не похо­жи на оптические телескопы. И если мы говорим, например, «рентгеновский телескоп» или «гамма-телескоп», то под такими названиями следует понимать: приемник рентгеновского излуче­ния или приемник гамма-квантов.

Вся трудность приема коротковолнового излучения заключа­ется в том, что для электромагнитного излучения с длиной вол­ны, меньшей 0.2 микрона обычные преломляющие (линзовые) и отражательные (зеркальные) системы совершенно не пригодны.

К настоящему моменту на звездном небе известны тысячи ис­точников рентгеновского излучения. Вообще же рентгеновским телескопам доступно около миллиона таких источников, то есть столько, сколько лучшим радиотелескопам. Как же выглядит рентгеновское небо?

В рентгеновских лучах Вселенная представляется совершенно иной, чем она видна в оптические телескопы. С одной стороны, на­блюдается увеличение концентрации ярких источников излуче­ния и по мере приближения к средней плоскости Млечного Пути они принадлежат нашей Галактике. С другой, равномерное рас­пределение многочисленных внегалактических рентгеновских ис­точников по всему небу. Многие небесные тела, украшающие небо Земли - Луна и планеты - в рентгеновских лучах не видны.

Гамма-астрономия тоже родилась вместе с ракетной техни­кой. Как известно, космическое гамма-излучение возникает вследствие физических процессов, в которых участвуют частицы высоких энергий, процессов, происходящих внутри атомных ядер. Однако самым интенсивным источником гамма-квантов яв­ляется процесс аннигиляции, то есть взаимодействия частиц и античастиц (например, электронов и позитронов), сопровождаю­щийся превращением материи (частиц) в жесткое излучение. Следовательно, изучая гамма-кванты, астрофизик может стать од­нажды свидетелем взаимодействия с телами нашего обычного ми­ра тел теоретически возможного антимира, состоящих исключи­тельно из антивещества.

В нашей Галактике диффузное (рассеянное) гамма-излучение сосредоточено главным образом в галактическом диске; оно уси­ливается в направлении к центру Галактики. Кроме того, обнару­жены дискретные (точечные) гамма-источники, такие как Краб (Крабовидная туманность в Тельце), Геркулес Х-1, Геминга (в со­звездии Близнецов) и некоторые другие. Сотни дискретных ис­точников внегалактического гамма-излучения разбросаны бук­вально по всему небу. Удалось принять гамма-излучение, исходя­щее из активных областей Солнца во время солнечных вспышек.

наверх ^

 

Строение Солнечной системы

Пришло время полнее представить картину строения нашей Солнечной системы и более подробно рассказать о солнечной се­мье. Самым главным (и самым массивным!) ее членом является само Солнце. Поэтому не случайно великое светило занимает в Солнечной системе нейтральное положение. Оно окружено мно­гочисленными спутниками. Наиболее значительные из них - большие планеты. Планеты представляют собой шарообразные «небесные зем­ли». Подобно Земле и Луне, собственного света они не имеют - освещаются исключительно солнечными лучами. Известно де­вять больших планет, удаленных от центрального светила в сле­дующем порядке: Меркурий, Вeнepa, Земля, Марс, Юпитер, Са­турн, Уран, Нептун и Плутон. Пять планет - Меркурий, Венера, Марс, Юлитер и Сатурн - благодаря своему яркому блеску из­вестны людям с незапамятных времен. Николай Коперник к чис­лу планет отнес и нашу Землю. А самые далекие планеты - Уран, Нептун и Плутон - были открыты с помощью телескопов.

Наша Земля отстоит от Солнца на третьем месте. Ее среднее расстояние от него составляет 149 600 000 км. Оно принято за од­ну астрономическую единицу (1 а. е.,) и служит эталоном в изме­рении межпланетных расстояний. Свет проходит 1 а. е. за 8 минут и 19 секунд, или за 499 секунд.

Среднее расстояние Меркурия от Солнца равно 0,387 а. е., то есть он в 2.5 раза ближе к центральному светилу, чем наша Земля, а среднее расстояние далекого Плутона составляет почти 40 таких единиц. Радиосигналу, посланному с Земли в сторону Плутона, потребовалось бы на «путешествие» почти 5,5 часа. Чем дальше планета находится от Солнца, тем меньше лучистой энергии она получает. Поэтому средняя температура планет быстро падает с увеличением расстояния от лучезарного светила.

По физическим характеристикам планеты четко делятся на две группы. Четыре ближайшие к Солнцу - Меркурий, Венера, Зем­ля и Марс - называются планетами земной группы. Они сравни­тельно невелики, но их средняя плотность большая: примерно в 5 раз больше плотности воды. После Луны планеты Венера и Марс являются нашими ближайшими космическими соседями. Дале­кие от Солнца Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун значительно мас­сивнее планет земной группы и еще больше превосходят их по объему. В недрах этих планет вещество сильно сжато, тем не менее их средняя плотность невелика, а у Сатурна даже меньше плотно­сти воды. Следовательно, планеты-гиганты состоят из более лег­ких (летучих) веществ, нежели планеты земной группы.

Одно время к планетам типа Земли астрономы относили и Плутон. Однако последние исследования заставили ученых отка­заться от такого взгляда. Методом спектроскопии на его поверхно­сти обнаружен замерзший метан. Это открытие свидетельствует о сходстве Плутона с крупными спутниками планет-гигантов. Некоторые исследователи склоняются к мысли, что Плутон - это «убежавший» спутник Нептуна.

Еще Галилею, открывшему четыре самых больших спутника Юпитера (их называют галилеевыми спутниками), замечательное юпитерианское семейство представлялось Солнечной системой в миниатюре. Сегодня естественные спутники известны почти у всех больших планет (за исключением Меркурия и Венеры), а их общее количество возросло до 137. Особенно много спутни­ков-лун у планет-гигантов.

Если бы нам представилась возможность взглянуть на Солнеч­ную систему со стороны ее северного полюса, то можно было бы наблюдать картину упорядоченного движения планет. Все они движутся вокруг Солнца почти по круговым орбитам в одну и ту же сторону - противоположную вращению часовой стрелки. Та­кое направление движения в астрономии принято называть пря­мым движением. Но обращение планет совершается не вокруг геометрического центра Солнца, а вокруг общего центра масс всей Солнечной системы, по отношению к которому само Солнце опи­сывает сложную кривую. И очень часто этот центр масс оказыва­ется за пределами солнечного шара.

Солнечная система далеко не исчерпывается центральным светилом - Солнцем и девятью большими планетами с их спут­никами. Слов нет, большие планеты - самые важные представи­тели семьи Солнца. Однако у нашего великого светила есть еще очень много и других «родственников».

Немецкий ученый Иоганн Кеплер почти всю свою жизнь зани­мался поисками гармонии планетных движений. Он первый обра­тил внимание на то, что между орбитами Марса и Юпитера на­блюдается незаполненность пространства. И Кеплер оказался прав. Через два столетия в этом промежутке действительно была открыта планета, только не большая, а малая. По своему диамет­ру она оказалась в 3,4 раза, а по объему - в 40 раз меньше нашей Луны. Новую планету назвали по имени древнеримской богини Цереры, покровительницы земледелия.

С течением времени выяснилось, что у Цереры есть тысячи не­бесных «сестер» и большинство их движется как раз между орби­тами Марса и Юпитера. Там они образуют своеобразный пояс ма­лых планет. В основной массе это планеты-крошки с поперечником около 1 км. Второй пояс малых планет недавно открыт на ок­раинах нашей планетной системы - за орбитой Урана. Вполне возможно, что общее количество этих небесных тел в Солнечной системе достигает нескольких миллионов.

Но семья Солнца одними планетами (большими и малыми) не исчерпывается. Иногда на небе бывают видны хвостатые «звезды» - кометы. Они приходят к нам издалека и появляются обыч­но внезапно. Как считают ученые, на окраинах Солнечной систе­мы имеется «облако», состоящее из 100 млрд потенциальных, то есть ничем не проявляющихся кометных ядер. Вот оно-то и слу­жит постоянным источником наблюдаемых нами комет.

Изредка нас «навещают» кометы-великаны. Яркие хвосты та­ких комет простираются чуть ли не на все небо. Так, у сентябрь­ской кометы 1882 года хвост достигал в длину 900 млн км! Когда ядро этой кометы пролетало около Солнца, ее хвост уходил дале­ко за орбиту Юпитера.

Как видим, у нашего Солнца оказалась очень большая семья. Помимо девяти больших планет с их спутниками под началом ве­ликого светила находится еще не меньше 1 млн малых планет, по­рядка 100 млрд комет, а также бесчисленное множество метеорных тел: от глыб размером в несколько десятков метров до микро­скопических пылинок.

 

План Солнечной системы

наверх ^

 

Где кончается Солнечная система?

Планеты находятся друг от друга на огромных расстояниях. Да­же соседняя с Землей Венера никогда не бывает расположена к нам ближе 39 млн км, что в 3000 раз больше диаметра земного шара.

Что же представляет собой наша Сол­нечная система? Космическую пустыню с затерявшимися в ней отдельными мирами? Пустоту? Нет, Солнечная система не пусто­та. В межпланетном пространстве движется еще неисчислимое количество частиц твердого вещества самых разнообразных раз­меров, но преимущественно очень мелких, с массой в тысячные и миллионные доли грамма. Это метеорная пыль. Она образуется путем испарения и разрушения кометных ядер. В результате же дробления сталкивающихся малых планет возникают обломки различной величины, так называемые метеорные тела. Под дав­лением солнечных лучей самые мелкие частицы метеорной пыли выметаются на окраины Солнечной системы, а более крупные по спирали приближаются к Солнцу и, не долетев до него, испаряют­ся в окрестностях центрального светила. Некоторые метеорные тела выпадают на Землю в виде метеоритов.

Околосолнечное пространство пронизывается всеми видами электромагнитных излучений и корпускулярными потоками. Очень мощным их источником является само Солнце. А вот на окраинах Солнечной системы преобладают излучения, идущие из глубин нашей Галактики. Кстати: как установить границы Сол­нечной системы? Где они проходят?

Некоторым может показаться, что границы солнечных владений очерчены орбитой Плутона. Ведь за Плутоном больших планет вро­де бы нет. Вот тут-то в самый раз «вкопать» пограничные столбы. По нельзя забывать, что многие кометы уходят далеко за орбиту Плутона. Афелии - самые далекие точки - их орбиты лежат в облаке первозданных ледяных ядер. Это гипотетическое (предполагаемое) кометное облако удалено от Солнца, видимо, на 100 тыс. а. е., то есть в 2,5 тыс. раз дальше, чем Плутон. Так что и сюда простирается власть великого светила. Здесь тоже Солнечная система!

Очевидно, Солнечная система достигает тех мест межзвездно­го пространства, где сила тяготения Солнца соизмерима с силой тяготения ближайших звезд. Самая близкая к нам звезда альфа Центавра удалена от нас на 270 тыс. а. е. и по своей массе пример­но равна Солнцу. Следовательно, точка, в которой уравновешива­ются силы притяжения Солнца и альфы Центавра, находится примерно посреди разделяющего их расстояния. А это значит, что границы солнечных владений удалены от великого светила по меньшей мере на 135 тысяч а. е., или на 20 триллионов километров!

наверх ^

 

RSS | Архив новостей
Для подписки на новости введите Ваш e-mail:
Выберите рубрику
Интересные факты
Космический мусор
Масштабы проблемы космического мусора огромны, так как вблизи Земли вращаются более 17 тысяч объектов размером более 10 см. Дело осложняется еще и тем, что каждый из крупных объектов потенциально может, в свою очередь, расколоться на тысячи более мелких.