Учебник Астрономия 11 класс Галузо Голубев Шимбалев

И.В. Галузо В.А. Голубев А.А. Шимбалев строномия Учебное пособие для 11 класса общеобразовательных учреждений с русским языком обучения с 11-летним сроком обучения Допущено Министерством образования Республики Беларусь 2-е издание, доработанное Минск «Народная асвета» 2009 УДК 52(075.3= 161.1) ББК 22.6я721 Г16 Рецензент: учитель средней школы № 193 г. Минска В. И. Коваленко Галузо, И. В. Г16 Астрономия : учеб, пособие для 11-го кл. общеобразоват. учреждений с рус. яз. обучения с 11-летним сроком обучения / И. В. Галузо, В. А. Голубев, А. А. Шимбалев. — 2-е изд, дораб. — Минск : Нар. асвета, 2009. — 216 с. : ил. ISBN 978-985-03-1083-5. УДК 52(075.3= 161.1) ББК 22.6я721 ISBN 978-985-03-1083-5 © Галузо И. В., Голубев В. А., Шимбалев А. А., 2003 © Галузо И. В., Голубев В. А.,Шимбалев А. А., 2009, с изменениями © Оформление. УП «Народная асвета», 2009 Предисловие Астрономия — это древнейшая наука, которая изучает объекты и явления, наблюдаемые во Вселенной. Тайны неба призывают человеческий разум к размышлению и исследованию физического мира. Этот безграничный и постоянно меняюш,ийся мир мы называем Вселенной. Понятие «Вселенная» включает в себя и Землю с остальными планетами, и Солнце, и другие звезды, галактики, и среду, в которой они находятся. Наша планета Земля, а значит, и мы вместе с ней являемся частью этой Вселенной. Люди всегда стремились понять природу наблюдаемых объектов и явлений, поэтому строили картину окружаюш,его их мира в соответствии с теми данными, которыми располагали. Постепенно с появлением новых фактов и теорий, а также с возможностью проверки этих идей через наблюдения и измерения, с использованием достижений смежных с астрономией наук (особенно физики), картина взглядов на мир уточнялась и изменялась. Иногда это была революционная ломка отживших представлений, — например, утверждение гелиоцентрической системы Коперника. В наше время астрономия использует все более совершенную наблюдательную технику. Современные приемники излучения передают информацию непосредственно в компьютеры. Наблюдения ведутся в различных диапазонах электромагнитного излучения: радиодиапазоне, инфракрасном, видимом, ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-лучах. Открыты новые объекты (черные дыры, нейтронные звезды), выявлены неожиданные свойства у многих уже известных тел, созданы условия для прямого исследования ряда объектов Солнечной системы и т. д. И чем больше астрономы соприкасаются с неизвестным и открывают новое, тем больше появляется вопросов, требующих разрешения. Современная астрономия изучает весьма далекие космические объекты, и вместе с тем она не оторвана от Земли. Для человечества важно исследовать активность Солнца и его влияние на земные процессы, ответить на ряд вопросов: есть ли жизнь на других планетах, как космос влияет на развитие всего живого и др. Профессиональных астрономов в мире немного, их значительно меньше, чем физиков, химиков, биологов, математиков и представителей других наук, зато во все времена было много любителей, активно наблюдаюшцх звезды и планеты, которые впоследствии становятся профессионалами. Первоначальное знакомство с астрономией в школе поможет получить самые необходимые сведения и представления об этой древней и вечно юной и развиваюш,ейся науке. п Раздел---- Введение § 1. Предмет астрономии 1. Что изучает астрономия. Люди издавна пытались разгадать тайну окружаюгцего мира, определить свое место в мировом порядке Вселенной, которую древнегреческие философы называли Космосом. Так человек пристально наблюдал за восходами и заходами Солнца, за порядком смены фаз Луны — ведь от этого зависела его жизнь и трудовая деятельность. Человека интересовал неизменный суточный ход звезд, но пугали непредсказуемые явления — затмения Луны и Солнца, появление ярких комет. Люди пытались понять закономерность небесных явлений и осмыслить свое место в этом безграничном мире. Астрономия исследует небесные объекты, явления и процессы, происходягцие во Вселенной. Астрономия (греч. dstron — звезда, светило, nomos — закон) — фундаментальная наука, изучаюгцая строение, движение, происхождение и развитие небесных тел, их систем и всей Вселенной в целом. Астрономия как наука — важный вид человеческой деятельности, даюгций систему знаний о закономерностях в развитии природы. Цель астрономии — изучить происхождение, строение и эволюцию Вселенной. Важными задачами астрономии являются объяснение и прогнозирование астрономических явлений, таких, как солнечные и лунные затмения, появление периодических комет, прохождение вблизи Земли астероидов, крупных метеорных тел или ядер комет. Астрономия занимается изучением физических процессов, происходягцих в недрах планет, на поверхности и в их атмосферах, чтобы .пучите понять строение и эволюцию наглей планеты. Восемь болыпих планет (среди них Земля), карликовые планеты, их спутники, астероиды, метеорные тела, кометы, межпланетная пыль и полевые формы материи вместе с Солнцем составляют гравитационно-связанную Солнечную систему. Исследование движения небесных тел позволяет выяснить вопрос об устойчивости Солнечной системы, о вероятности столкновения Земли с астероидами и ядрами комет. Не теряет актуальность открытие новых объектов Солнечной системы и изучение §1. Предмет астрономии ИХ движения. Важно знание процессов, происходящих на Солнце, и прогнозирование их дальнейгпего развития, так как от этого зависит существование всего живого на Земле. Изучение эволюции других звезд и сравнение их с Солнцем помогают познать этапы развития нагпего светила. Исследование наглей звездной Галактики и других галактик позволяет определить ее тип, эволюцию, место, занимаемое в ней Солнечной системой, вероятность близкого прохождения от Солнца других звезд или прохождения его самого через межзвездные облака газа и пыли. Итак, астрономия изучает строение и эволюцию Вселенной. Под термином «Вселенная» понимается максимально больгпая область пространства, включающая в себя все доступные для изучения небесные тела и их системы. 2. Возникновение астрономии. Астрономия возникла в глубокой древности. Известно, что еще первобытные люди наблюдали звездное небо и затем на стенах пещер рисовали то, что видели. По мере развития человеческого общества с возникновением земледелия появилась потребность в счете времени, в создании календаря. Подмеченные закономерности в движении небесных светил, изменении вида Луны позволили древнему человеку найти и определить единицы счета времени (сутки, месяц, год) и высчитать наступление определенных сезонов года, чтобы вовремя провести посевные работы и убрать урожай. Наблюдение звездного неба с древнейгпих времен формировало самого человека как мыслящее существо. И если ориентация в пространстве и времени по Солнцу, другим звездам и Луне доступна животным на уровне рефлексов, то только человеку свойственно предсказывать земные явления по небесным. Так в Древнем Египте по появлению на предутреннем небе ярчайгпей звезды Сириус жрецы предсказывали периоды весенних разливов Нила, опре-делявгпих сроки земледельческих работ (рис. 1). В Аравии, где из-за дневной жары многие работы переносились на ночное время, существенную роль играло на- Рис. 1. Наблюдение предутреннего восхода Сириуса в Древнем Египте Раздел I. Введение Рис. 2. Стоунхендж — древняя астрономическая наблюдательная площадка блюдение фаз Луны. В странах, где было развито мореплавание, в особенности до изобретения компаса, особое внимание уделялось способам ориентирования по звездам. В самых ранних письменных документах (3—2-е тысячелетия до и. э.) древнейших цивилизаций Египта, Вавилона, Китая, Индии и Америки имеются следы астрономической деятельности. В различных местах Земли наши предки оставили сооружения из каменных глыб и обработанных столбов, ориентированные на астрономически значимые направления. Эти направления совпадают, например, с точками восхода Солнца в дни равноденствий и солнцестояний. Подобные каменные солнечно-лунные указатели найдены в Южной Англии (Стоунхендж — рисунок 2), в России на южном Урале (Аркаим) и других местах. Возраст таких древних обсерваторий — около 5—6 тыс. лет. Аналогичные наблюдательные плош,адки, использовавшиеся для астрономических наблюдений и отправлений культовых обрядов, обнаружены и в нашей стране. Например, культово-астрономическое каменное сооружение находится на берегу озера Яново вблизи г. Полоцка. 3. Разделы астрономии. Как и любая другая наука, астрономия включает ряд разделов, тесно связанных между собой. Они отличаются друг от друга предметом исследования, а также методами и средствами познания. Рассмотрим возникновение и развитие разделов астрономии в историческом аспекте. Правильное, научное представление о Земле как небесном теле появилось в Древней Греции. Александрийский астроном Эратосфен в 240 г. до и. э. весьма точно определил по наблюдениям Солнца размеры земного шара. Развива-юш,иеся торговля и мореплавание нуждались в разработке методов ориентации, определении географического положения наблюдателя, точном измерении времени исходя из астрономических наблюдений. Решением этих задач стала заниматься практическая астрономия. §1. Предмет астрономии Николай Коперник (1473—1543) Иоганн Кеплер (1571 — 1630) Исаак Ньютон (1643—1727) Гелиоцентрическая система мира Николая Коперника, изложенная в труде «Об обращениях небесных сфер» (1543 г.), дала ключ к познанию Вселенной. Однако веками укоренившееся мнение о неподвижной Земле как центре Вселенной долго не уступало места новому учению. Окончательно утвердил теорию Коперника, получив бесспорные доказательства ее истинности, итальянский физик, механик и астроном Галилео Галилей. Астрономические открытия Галилея были сделаны с помощью простейшего телескопа. На Луне ученый увидел горы и кратеры, открыл четыре спутника Юпитера. Обнаруженная им смена фаз Венеры свидетельствовала о том, что эта планета обращается вокруг Солнца, а не вокруг Земли. Современник Галилея Иоганн Кеплер (будучи ассистентом великого астронома Тихо Браге) получил доступ к высоким по точности результатам наблюдений планет, проводившихся в течение более чем 20 лет. Особое внимание Кеплера привлек Марс, в движении которого обнаружились значительные отступления от всех прежних теорий. После длительных вычислений ученому удалось найти законы движения планет. Эти три закона сыграли важную роль в развитии представлений об устройстве Солнечной системы. Раздел астрономии, изучающий движение небесных тел, получил название небесной механики. Небесная механика позволила объяснить и предварительно вычислить с очень высокой точностью почти все движения, наблюдаемые как в Солнечной системе, так и в Галактике. Раздел I. Введение '1*^. Галилео Галилей (1564—1642) В астрономических наблюдениях использовались все более совершенные телескопы. Зрительная труба Галилея была усовершенствована Кеплером, а затем Христианом Гюйгенсом. Исаак Ньютон изобрел новый вид телескопа — телескоп-рефлектор. С по-мош,ью модернизированных оптических приборов были сделаны новые открытия, причем относяш,иеся не только к телам Солнечной системы, но и к миру слабых и далеких звезд. В 1655 г. Гюйгенс разглядел кольца Сатурна и открыл его спутник Титан. В 1761 г. М. В. Ломоносов открыл атмосферу у Венеры и провел исследование комет. Принимая за эталон Землю, ученые сравнивали ее с другими планетами и спутниками. Так зарождалась сравнительная планетология. Огромные и все увеличиваюш,иеся возможности изучения физической природы и химического состава звезд предоставило открытие спектрального анализа (1859—1862). Детальные исследования темных линий в спектре Солнца, выполненные немецким ученым Йозефом Фраунгофером, стали первым шагом в получении спектральной информации о небесных телах. Быстрое развитие лабораторной спектроскопии и теории спектров атомов и ионов на основе квантовой механики привело к развитию на этой основе физики звезд, и в первую очередь физики звездных атмосфер. В 60-е гг. XIX в. спектральный анализ становится основным методом в изучении физической природы небесных тел. Раздел астрономии, изучаюш,ий физические явления и химические процессы, происходяшце в небесных телах, их системах и в космическом пространстве, называется астрофизикой. Дальнейшее развитие астрономии связано с усовершенствованием техники наблюдений. Большие успехи достигнуты в создании новых типов приемников излучения. Фото-,, _ электронные умножители, электронно-опти- Ломоносов ческие преобразователи, методы электрон- (1711—1765) ной фотографии и телевидения повысили точ- §1. Предмет астрономии ность И чувствительность фотометрических наблюдений и еще более расширили спектральный диапазон регистрируемых излучений. Стал доступным для наблюдений мир далеких галактик, иахотяшихся на расстоянии миллиардов световых лет. Возникли новые направления астрономии: звездная астрономия, космология и космогония. Временем зарождения звездной астрономии принято считать 1837—1839 гг., когда независимо в России, Германии и Англии были получены первые результаты в определении расстояний до звезд. Звездная астрономия изучает закономерности в пространственном распределении и движении звезд в нашей звездной системе — Галактике, исследует свойства и распределение других звездных систем. Космология — раздел астрономии, изучаюпщй происхождение, строение и эволюцию Вселенной как единого целого. Выводы космологии основываются на законах физики и данных наблюдательной астрономии, а также на всей системе знаний определенной эпохи. Интенсивно этот раздел астрономии стал развиваться в первой половине XX в., после разработки общей теории относительности Альбертом Эйнштейном. Космогония — раздел астрономии, изучающий происхождение и развитие небесных тел и их систем. Поскольку все небесные тела возникают и развиваются, идеи об их эволюции тесно связаны с представлениями о природе этих тел вообще. При исследовании звезд и галактик используются результаты наблюдений многих сходных объектов, возникающих в разное время и находящихся на разных стадиях развития. В современной космогонии широко применяются законы физики и химии. Космогонические гипотезы XV111—XIX вв. относились главным образом к происхождению Солнечной системы. Затем развитие физики и астрофизики позволило приступить к серьезному изучению происхождения и развития звезд. В 60-х гг. XX в. началось исследование происхождения и развития галактик, природа которых была выяснена только в 20-х гг. XX в. 4. Астрономические наблюдения. Основным способом исследования небесных объектов и явлений служат астрономические наблюдения. Астрономические наблюдения — это целенаправленная и активная регистрация информации о процессах и явлениях, происходящих во Вселенной. Такие наблюдения выступают основным источником знаний на эмпирическом уровне. 10 Раздел I. Введение Рис. 3. Небольшой оптический телескоп На протяжении тысячелетий астрономы изучали положение небесных объектов на звездном небе и их взаимное перемещение с течением времени. Точные измерения положений звезд, планет и других небесных тел дают материал для определения расстояний до них и их размеров, а также для изучения законов их движения. Результатами угломерных измерений пользуются в практической астрономии, небесной механике, звездной астрономии. Для проведения астрономических наблюдений и их обработки во многих странах созданы специальные научно-исследовательские учреждения — астрономические обсерватории. Для выполнения астрономических наблюдений и обработки полученных данных в современных обсерваториях используют наблюдательные инструменты (телескопы), светоприемную и анализирующую аппаратуру, вспомогательные приборы для наблюдений, электронно-вычислительную технику и др. (рис. 3). Оптические телескопы служат для собирания света исследуемых небесных тел и получения их изображения. Телескоп увеличивает угол зрения, под которым видны небесные тела, и собирает во много раз больше света, приходящего от светила, чем невооруженный глаз наблюдателя. Благодаря этому в телескоп можно рассматривать невидимые с Земли детали поверхности ближайших небесных тел, а также множество слабых звезд. После Второй мировой войны начала бурно развиваться радиофизика (физика радиоволн). Усовершенствованные приемники, антенны и оставшиеся после войны радиолокаторы могли принимать радиоизлучение Солнца и далеких космических объектов. Так возникла радиоастрономия — одна из ветвей астрофизики. Внедрение радионаблюдений в астрономию (рис. 4) обогатило ее множеством выдающихся открытий. Новым импульсом в развитии астрономических наблюдений явился выход космических аппаратов и человека в космос. Научные приборы и телескопы, установленные на космических ап- §1. Предмет астрономии 11 паратах, позволили исследовать ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение Солнца, других звезд и галактик. Эти наблюдения за пределами земной атмосферы, поглогцаюгцей коротковолновое излучение, необычайно расгпири-ли объем информации о физической природе небесных тел и их систем. 5. Значение астрономии. Во все времена астрономия оказывала болыпое влияние на практическую деятельность человека, но самое главное ее значение за- Рис. 4. 100-метровый радиотелескоп обсерватории Грин Бэнк (США) ключалось и заключается в формировании научного мировоззрения. Это можно проследить, рассматривая развитие отдельных разделов астрономии. Методы ориентировки, разрабатываемые практической астрономией, применяются в мореплавании, авиации и космонавтике. Требования к точности определения координат небесных объектов (звезд, квазаров, пульсаров) значительно возросли в связи с тем, что по ним ориентируются космические автоматические аппараты, скорости которых и покоряемые расстояния несоизмеримы с земными. В связи с освоением тел Солнечной системы возникает необходимость составления подробных карт Луны, Марса, Венеры. Работа службы времени также связана с астрономией. В задачи данной службы входят определение, хранение и передача сигналов точного времени, что не потеряло актуальности и сейчас. Атомные часы, точность хода которых достигает 10“'^ с, позволяют изучать годовые и вековые изменения врагцения Земли, а значит, вносить поправки в единицы измерения времени. По мере освоения космического пространства увеличивается число задач, регпать которые призвана небесная механика. Одна из них — изучение отклонений орбит искусственных спутников Земли (ИСЗ) от расчетных. Изменение высоты полета ИСЗ над земной поверхностью зависит от средней плотности залегаюгцих пород, что указывает на районы поиска нефти, газа или железной руды. 12 Раздел I. Введение Рис. 5. Активное Солнце. Фотография, сделанная спутником SOHO Исследование атмосфер тел Солнечной системы помогает .пучите познать законы динамики атмосферы Земли, точнее, построить ее модель, а следовательно, увереннее предсказывать погоду. Практический интерес имеют для метеорологов, к примеру, вопросы образования сернистых облаков на Венере, вызываютцих «парниковый эффект», или вопросы глобальных марсианских пылевых бурь, охлаждающих поверхность этой планеты. Развитие астрофизики стимулирует разработку новейших технологий. Так, исследование источников энергии Солнца и других звезд подсказала идею создания управляемых термоядерных реакторов. В процессе изучения солнечных протуберанцев родилась идея теплоизоляции сверхгорячей плазмы магнитным полем, создания магнитогидродинамических генераторов. Результаты наблюдений Службы Солнца — международной координирующей сети по регистрации активности Солнца — используются в метеорологии, космонавтике, медицине и других отраслях человеческой деятельности (рис. 5). Наша Земля не изолирована в пространстве, на нее воздействуют частицы и поля, идущие от Солнца и других звезд. Многие звезды в конце своей эволюции взрываются (так называемые сверхновые), выделяя огромное количество энергии в течение нескольких секунд. Так, типичная вспышка сверхновой звезды на расстоянии 60 световых лет способна уменьшить озоновый слой нашей планеты в 20 раз, что в свою очередь приведет к возрастанию в миллион раз потока ультрафиолетового излучения, достигающего Земли. Звездная астрономия изучает частоту, пространственное распределение и типы звезд, приводящих к космическим катастрофам. Земля — это уникальная планета, где в процессе эволюции возникла человеческая цивилизация, и если природа Земли уникальна, то и огромна ответственность людей за ее сохранение. §1. Предмет астрономии 13 Главные выводы 1. Астрономия — фундаментальная наука, изучающая физические тела, явления и процессы, происходящие во Вселенной. 2. Астрономия состоит из ряда разделов, например небесная механика, сравнительная планетология, астрофизика, космология и др. 3. Основной способ исследования небесных объектов — астрономические наблюдения, выполняемые с помощью современных наземных и космических телескопов. 4. Основное назначение астрономии — формирование научного мировоззрения людей. Контрольные вопросы и задания 1. Что изучает астрономия? Перечислите важнейшие особенности астрономии. 2. Как возникла наука астрономия? Охарактеризуйте основные периоды ее развития. 3. Какие объекты и их системы изучает астрономия? Перечислите их в порядке увеличения размеров. 4. Из каких разделов состоит астрономия? Кратко охарактеризуйте каждый из них. 5. Что такое телескоп и для чего он предназначен? 6. Каково значение астрономии для практической деятельности человечества? Раздел---------------------------- Основы практической астрономии § 2. Звездное небо 1. Созвездия и яркие звезды. Небо над нами на открытом месте простирается в виде купола. На нем в безоблачную ночь сияют мириады звезд, и, кажется, невозможно разобраться в этой величественной звездной картине. Вспоминаются вдохновенные строки русского ученого и поэта М. В. Ломоносова: Открылась бездна звезд полна. Звездам числа нет, бездне — дна. Древние наблюдатели видели на звездном небе отдельные сочетания ярких звезд и мысленно объединяли их в различные фигуры. Чтобы было легче ориентироваться на звездном небе, группам звезд, или созвездиям, люди присваивали названия животных, птиц, различных предметов. В некоторых фигурах древнегреческие астрономы «видели» мифических героев. В труде «Альмагест» («Великое математическое построение астрономии в XIII книгах», II в. н. э.) древнегреческий астроном Клавдий Птолемей упоминает 48 созвездий. Это Больгпая Медведица и Малая Медведица, Дракон, Лебедь, Орел, Телец, Весы и др. Наиболее заметные созвездия у многих народов получили свои названия. Так, древним славянам Больгпая Медведица представлялась в виде Лося или Оленя. Часто ковгп Больгпой Медведицы сравнивался с повозкой, отсюда и названия этого созвездия: Воз, Телега, Колесница. Между Больгпой Медведицей и Малой Медведицей находится созвездие Дракона. По легенде Дракон (Змей) похищает юную красавицу. А красавица эта — знаменитая Полярная Звезда. Егце в III в. до н. э. древнегреческие астрономы свели названия созвездий в единую систему, связанную с греческой мифологией. Эти названия впоследствии заимствовала европейская наука. Поэтому все созвездия, содержагцие яркие звезды и видимые в средних широтах Северного полушария Земли, получили имена героев древнегреческих мифов и легенд (например, созвездия Цефея, Андромеды, Пегаса, Персея). Их изображения можно найти на старинных звездных картах: Большая Медведица и Малая Медведица, небесный охотник Орион, голова звездного быка — Тельца и др. (рис. 6). А, к примеру, созвездие Кассиопеи, названное в честь ми- §2. Звездное небо 15 Рис. 6. Фрагмент атласа А. Целлариуса с изображением созвездий фической царицы (рис. 7), белорусам представлялось в виде двух косцов, косящих траву (рис. 8). На современных астрономических картах нет рисунков мифических образов созвездий, но сохранены их древние названия. Менее яркие созвездия были названы европейскими астрономами в XVI—XVIII вв. Все созвездия Южного полугпария (невидимые в Европе) получили названия в эпоху Великих географических открытий, когда европейцы начали осваивать Е1овый свет (Америку). Рис. 7. Созвездие Кассиопеи. Гравюра из атласа Яна Гевелия Рис. 8. Созвездие Кассиопеи в представлении белорусов 16 Раздел II. Основы практической астрономии Однако с течением времени сложилась непростая ситуация — в разных странах использовались различные карты созвездий. Возникла необходимость унифицировать разделение звездного неба. Окончательное число и границы созвездий были определены на I съезде Международного астрономического союза в 1922 г. Вся сферическая поверхность звездного неба была условно разделена на 88 созвездий. В настоящее время под созвездием понимается участок звездного неба с характерной наблюдаемой группировкой звезд. Эти площадки-созвездия носят названия либо древнегреческих созвездий, которые находились (или находятся) в границах современных, либо названия, присвоенные европейскими астрономами. Для облегчения запоминания и поиска созвездий в учебниках по астрономии и астрономических атласах яркие звезды, составляющие созвездия, соединены условными линиями в узнаваемые на небе фигуры. Созвездия, звезды которых образуют легко выделяемую на звездном фоне конфигурацию, или те, которые содержат яркие звезды, относятся к главным созвездиям (рис. 9). Антарес Северная Корона Ч°п о Роо 0' / Арктур Спика Фомальгаут Орел р ! о-^ Альтаир / \ „ / ''ч Пегас \ Лебедь Р0 ъ а OL \ р ' ъ ЬГл / , W Денеб Befa / Лира 1 Малая , Медведица' V '0 М Пдлярная -o.i« i /звезда Плеяды V Капелла ' ''^Альдебаран ' Большая /" 1 Медведица / Орион I Бетельгейзе'Уч^^Д Поллукс ^ Регул Процион ^5^ Сириус Рис. 9. Схема взаимного расположения главных созвездий и ярких звезд, видимых в средних географических широтах §2. Звездное небо 17 Над горизонтом на ясном звездном небе невооруженным глазом можно увидеть около 3000 звезд. Они различаются по своему блеску: одни заметны сразу, другие едва различимы. Поэтому еще во II веке до и. э. Гиппарх, один из основоположников астрономии, ввел условную шкалу звездных величин. Самые яркие звезды были отнесены к 1-й величине, следующие по блеску (слабее примерно в 2,5 раза) считаются звездами 2-й звездной величины, а самые слабые, видимые только в безлунную ночь, — звездами 6-й величины. На звездном небе ярких звезд I -й звездной величины — всего 12. На территории Республики Беларусь доступны наблюдениям 11 из них. Многим ярким звездам древнегреческие и арабские астрономы дали названия: Вега, Сириус, Капелла, Альтаир, Ригель, Альдебаран и др. В дальнейшем яркие звезды в созвездиях стали обозначать буквами греческого алфавита, как правило, по мере убывания их блеска. С 1603 г. действует предложенная немецким астрономом Иоганном Байером система обозначений звезд. В системе Байера название звезды состоит из двух частей: из названия созвездия, которому принадлежит звезда, и буквы греческого алфавита. При этом первая буква греческого алфавита а соответствует самой яркой звезде в созвездии, р — второй по блеску звезде и т. д. Например, Регул — а Льва — это самая яркая звезда в созвездии Льва, Денебола — р Льва — вторая по блеску звезда в этом созвездии. По мере развития науки и в связи с изобретением телескопов количество исследуемых звезд все увеличивалось. Для их обозначения уже не хватало букв греческого алфавита. И тогда звезды начали обозначать латинскими буквами. Когда же закончились и они, звезды стали обозначать цифрами (например, 61 Лебедь). 2. Видимое суточное движение звезд. При наблюдении звездного неба на протяжении одного-двух часов мы убеждаемся в том, что оно вращается как единое целое таким образом, что с одной стороны звезды поднимаются, а с другой — опускаются. Для нас, жителей Северного полушария, звезды поднимаются с восточной части горизонта и смещаются вправо. Далее они достигают наивысшего положения в южной части неба и затем опускаются в западной части горизонта. В течение суток звездное небо со всеми находяшцмися на нем светилами совершает один оборот. Таким образом, видимое суточное вращение звездного неба происходит с востока на запад, если стоять лицом к югу, т. е. по часовой стрелке. 18 Раздел II. Основы практической астрономии Рис. 10. Суточные дуги светил в полярной области неба В северной части неба можно отыскать Полярную звезду. Кажется, что все небо вращается вокруг нее (рис. 10). На самом же деле вокруг своей оси вращается Земля с запада на восток, а весь небосвод вращается в обратном направлении с востока на запад. Полярная звезда для данной местности остается почти неподвижной и на одной и той же высоте над горизонтом. Очевидно, что суточное движение звезд (светил) — наблюдаемое кажущееся явление вращения небесного свода — отражает действительное вращение земного шара вокруг оси. 3. Основные точки, линии и плоскости небесной сферы. Нам кажется, что все звезды расположены на некоторой шаровой поверхности небосвода и одинаково удалены от наблюдателя. На самом деле они находятся от нас на различных расстояниях, которые так огромны, что глаз не может заметить эти различия. Поэтому воображаемую шаровую поверхность стали называть небесной сферой. Небесная сфера — это воображаемая сфера произвольного радиуса, центр которой в зависимости от решаемой задачи совмещается с той или иной точкой пространства. Центр небесной сферы может быть выбран в месте наблюдения (глаз наблюдателя), в центре Земли или Солнца и т. д. Понятием небесной сферы пользуются для угловых измерений, для изучения взаимного расположения и движения космических объектов на небе. На поверхность небесной сферы проецируются видимые положения всех светил, а для удобства измерений строят на ней ряд точек и линий. Например, некоторые из звезд «ковша» Большой Медведицы находятся далеко одна от другой, но для земного наблюдателя они проецируются на один и тот же участок небесной сферы (рис. 11). Прямая, проходящая через центр небесной сферы (рис. 12) и совпадающая с направлением нити отвеса в месте наблюдения, называется отвесной или вертикальной линией. Она пересекает небесную сферу в точках зенита (верхняя точка пересечения отвесной §2. Звездное небо 19 ...................................................... 200 150 100 50 о Рис. 11. Схема проецирования звезд в созвездии Большой Медведицы на небесной сфере линии с небесной сферой) и надира (точка небесной сферы, противоположная зениту). Плоскость, проходящая через центр небесной сферы и перпендикулярная отвесной линии, называется плоскостью истинного или математического горизонта. Вертикальный круг, или вертикал светила, — это большой круг небесной сферы, проходящий через зенит, светило и надир. Ось мира — прямая, проходящая через центр небесной сферы параллельно оси враш,ения Земли, пересекаюш,ая небесную сферу в двух диаметрально противоположных точках. Точка пересечения оси мира с небесной сферой, вблизи которой находится Полярная звезда, называется Северным полюсом мира. Рис. 12. Небесная сфера: О — центр небесной сферы (место нахождения наблюдателя); — Северный полюс мира; — Южный полюс мира; P^Ps — ось мира (полярная ось); Z — зенит; Z' — надир; Е — восток; W — запад; N — север; S — ют; Q — верхняя точка небесного экватора; О' — нижняя точка небесного экватора; ZZ' — вертикальная линия; Pf^MPs — круг склонения; NS — полуденная линия; М — светило на небесной сфере 20 Раздел II. Основы практической астрономии противоположная точка — Южным полюсом мира. Полярная звезда отстоит от Северного полюса мира на угловом расстоянии около 1° (точнее 44'). Большой круг, проходяш,ий через центр небесной сферы и перпендикулярный оси мира, называют небесным экватором. Он делит небесную сферу на две части: Северное полушарие с вершиной в Северном полюсе мира и Южное — с вершиной в Южном полюсе мира. Круг склонения светила — большой круг небесной сферы, про-хотяшнй через полюсы мира и светило. Суточная параллель — малый круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна оси мира. Большой круг небесной сферы, прохотяшнй через точки зенита, надира и полюсы мира, называется небесным меридианом. Небесный меридиан пересекается с истинным горизонтом в двух диаметрально противоположных точках. Точка пересечения истинного горизонта и небесного меридиана, ближайшая к Северному полюсу мира, называется точкой севера. Точка пересечения истинного горизонта и небесного меридиана, ближайшая к Южному полюсу мира, называется точкой юга. Линия, соединяюш,ая точки севера и юга, называется полуденной линией. Она лежит на плоскости истинного горизонта. По направлению полуденной линии падают тени от предметов в полдень. С небесным экватором истинный горизонт также пересекается в двух диаметрально противоположных точках — точке востока и точке запада. Для наблюдателя, стояш,его в центре небесной сферы лицом к точке севера, точка востока будет расположена справа, а точка запада — слева. Помня это правило, легко ориентироваться на местности. Видимый годовой путь Солнца среди звезд называется эклиптикой. В плоскости эклиптики лежит путь Земли вокруг Солнца, т. е. ее орбита. Она наклонена к небесному экватору под углом 23 27' и пересекает его в точках весеннего (^, около 21 марта) и осеннего (^, около 23 Рис. 13. Э|слиптика сентября) равноденствия (рис. 13). Pn §3. Небесные координаты 21 Главные выводы 1. Созвездие — участок неба с характерной наблюдаемой группировкой звезд и других постоянно находящихся в нем астрономических объектов, выделенный для удобства ориентировки и наблюдения звезд. 2. Шкала звездных величин, предложенная Гиппархом, позволяет различать звезды по своему блеску. 3. Наблюдаемое суточное движение звезд является отражением действительного вращения Земли вокруг своей оси. 4. Небесная сфера — воображаемая сфера произвольного радиуса с центром в выбранной точке пространства. 5. Видимый годовой путь Солнца среди звезд называется эклиптикой. Контрольные вопросы и задания 1. Что понимают под созвездием? 2. Каким образом созвездия получили свои названия? Приведите примеры названий созвездий. 3. По какому принципу строится шкала звездных величин Гиппарха? Что понимают под звездной величиной? 4. В чем заключается сущность системы классификации звезд по Байеру? 5. Опишите видимое суточное движение звезд. По какой причине происходит наблюдаемое явление суточного движения звезд? 6. Что понимают под небесной сферой? Дайте определения основным точкам, линиям и плоскостям небесной сферы. § 3. Небесные координаты 1. Системы координат. Положение светил определяется по отношению к точкам и кругам небесной сферы (см. рис. 12). Для этого введены небесные координаты, подобные географическим координатам на поверхности Земли. В астрономии применяется несколько систем координат. Отличаются они друг от друга тем, что строятся по отношению к разным кругам небесной сферы. Небесные координаты отсчитываются дугами больших кругов или центральными углами, охватывающими эти дуги. Небесные координаты — центральные углы или дуги больших кругов небесной сферы, с помощью которых определяют положение светил по отношению к основным кругам и точкам небесной сферы. Горизонтальная система координат. При астрономических наблюдениях удобно определять положение светил по отношению к горизонту. Горизонтальная система координат использует в качестве 22 Раздел II. Основы практической астрономии Рис. 14. Горизонтальная система координат: h — высота светила М над горизонтом; z — зенитное расстояние; А — азимут основного круга истинный горизонт. в этой системе координатами являются высота (/г) и азимут (Л). Высота светила — угловое расстояние светила М от истинного горизонта, измеренное вдоль вертикального круга (рис. 14). Высота определяется в градусах, минутах и секундах. Она отсчитывается в пределах от О до -ь90 к зениту, если светило находится в видимой части небесной сферы, и от О до -90 к надиру, если светило находится под горизонтом. Для измерения азимутов за начало отсчета принимается точка юга. Азимут светила — угловое расстояние, измеренное вдоль истинного горизонта, от точки юга до точки пересечения горизонта с вертикальным кругом, про-ходягцим через светило Л4 (см. рис. 14). Азимут отсчитывается к западу от точки юга в пределах от 0 до 360°. Горизонтальная система координат используется при топографической съемке, в навигации. Вследствие суточного врагцения небесной сферы высота и азимут светила со временем изменяются. Следовательно, горизонтальные координаты имеют определенное значение только для известного момента времени. Угловое расстояние от зенита до светила, измеренное вдоль вертикального круга, называется зенитным расстоянием (г). Оно отсчитывается в пределах от 0 до -ь 180° к надиру. Высота и зенитное расстояние связаны соотногпением: z + h = 90°. Экваториальная система координат. Для построения звездных карт и составления звездных каталогов за основной круг небесной сферы удобно принять круг небесного экватора (рис. 15). Не- Рис. 15. Экваториальная система небесных координат: 6 — склонение светила М; а — прямое восхождение; f — часовой угол §3. Небесные координаты 23 бесные координаты, в системе которых основным кругом является небесный экватор, называются экваториальной системой координат. В этой системе координатами служат склонение (5) и прямое восхождение (а). Склонение светила — угловое расстояние светила Л4 от небесного экватора, измеренное вдоль круга склонения. Склонение отсчитывается в пределах от О до -ь90° к Северному полюсу мира и от О до -90° к Южному полюсу мира. За начальную точку отсчета на небесном экваторе принимается точка весеннего равноденствия т, где Солнце бывает в день весеннего равноденствия, около 21 марта. Прямое восхождение светила — угловое расстояние, измеренное вдоль небесного экватора, от точки весеннего равноденствия до точки пересечения небесного экватора с кругом склонения светила. Прямое восхождение отсчитывается в сторону, противоположную суточному врагцению небесной сферы, в пределах от 0 до 360° в градусной мере или от 0 до 24’’ в часовой мере. Для некоторых астрономических задач (связанных с измерением времени) вместо прямого восхождения (а) вводится часовой угол (Д (см. рис. 15). Часовой угол отсчитывается от верхней точки небесного экватора, т. е. той точки, в которой небесный экватор пересекается с небесным меридианом в южной стороне. Таким образом, часовой угол — это угловое расстояние, измеренное вдоль небесного экватора, от верхней точки небесного экватора до круга склонения светила. Отсчитывается часовой угол по направлению видимого суточного врагцения небесной сферы, т. е. к западу, подобно азимуту. Координаты звезд (а, 5) в экваториальной системе координат не связаны с суточным движением небесной сферы и изменяются очень медленно. Поэтому они применяются для составления звездных карт и каталогов. Звездные карты представляют собой проекции небесной сферы на плоскость с нанесенными на нее объектами в определенной системе координат. Набор звездных карт смежных участков неба, покрывающих все небо или некоторую его часть, называется звездным атласом. В специальных списках звезд, называемых звездными каталогами, указываются координаты их места на небесной сфере, звездная величина и другие параметры. Например, каталог Hubble Guide Star Catalog (GSC) содержит почти 19 млн объектов. 24 Раздел II. Основы практической астрономии 2. Лунно-солнечная прецессия. Если бы Земля имела форму идеального абсолютно твердого гпара с однородной плотностью, то направление оси врагцения Земли в пространстве и период ее вра-гцения оставались бы постоянными на протяжении любого промежутка времени. Однако под воздействием притяжения Луны и Солнца из-за неправильности формы Земли при одновременном движении Земли вокруг Солнца и врагцении ее вокруг оси, ось Земли описывает конус. Так как ось Земли меняет свое направление, то перпендикулярная ей плоскость экватора также будет поворачиваться соответствуюгцим образом, что приводит к перемегцению точки весеннего равноденствия. Происходит так называемая лунно-солнечная прецессия. Явление прецессии (или предварения равноденствий) заключается в том, что точка весеннего равноденствия не остается на одном месте, а перемегцается навстречу видимому годичному движению Солнца. Вследствие этого прецессии полюса мира также перемегцаются среди звезд. Учитывая прецессию от воздействия притяжения планет на Землю, точка весеннего равноденствия смегцается на 50,3" в год или на 1° в 71,6 года, совергпая полный оборот за 25 770 лет. 3. Высота полюса мира над горизонтом. Мы уже знаем, что Полярная звезда, находягцаяся вблизи Северного полюса мира, остается почти на одной высоте над горизонтом на данной гпироте при суточном врагцении звездного неба. При перемегцении наблюдателя с севера на юг, где географическая гпирота меньгпе. Полярная звезда опускается к горизонту, т. е. сугцествует зависимость между высотой полюса мира и географической гпиротой места наблюдения. На рисунке 16 земной гпар и небесная сфера изображены в сечении плоскостью небесного меридиана места наблю-N дения. Наблюдатель из точки О видит полюс мира на высоте ZPON = hp. Направление оси мира ОР параллельно земной оси. Угол при центре Земли ZOO'q соответствует географической Рис. 16. Высота полюса мира над гпироте места наблюдения ср. Так горизонтом как радиус Земли в точке наблю- §3. Небесные координаты 25 дения перпендикулярен плоскости истинного горизонта, а ось мира перпендикулярна плоскости географического экватора, то ZPON и Z 00'q равны между собой как углы с взаимно перпендикулярными сторонами. Таким образом, угловая высота полюса мира над горизонтом равна географической широте места наблюдения'. hp = (p. (1) С другой стороны, из рисунка 16 следует, что ZQOZ определяет собой величину склонения зенита Поэтому можно записать, что Ф = 5^, или ф =/гр = 52- (2) Равенство (2) характеризует зависимость между географической гпиротой места наблюдения и соответствуюгцими горизонтальной и экваториальной координатами светила. По мере перемегцения наблюдателя к Северному полюсу Земли Северный полюс мира поднимается над горизонтом. На полюсе Земли полюс мира будет находиться в зените. Звезды здесь движутся по кругам, параллельным горизонту, который совпадает с небесным экватором. Становится неопределенным небесный меридиан, теряют смысл точки севера, юга, востока и запада. На средних географических гпиротах ось мира и небесный экватор наклонены к горизонту, суточные пути звезд также наклонены к горизонту. Поэтому наблюдаются восходящие и заходящие звезды. Под восходом понимается явление пересечения светилом восточной части горизонта, а под заходом — западной части горизонта. В средних гпиротах, например на территории Республики Беларусь, наблюдаются звезды северных околополярных созвездий, которые никогда не опускаются под горизонт. Они называются незаходящими. Звезды, расположенные около Южного полюса мира, у нас никогда не восходят. Их называют невосходящими. На экваторе Земли ось мира совпадает с полуденной линией, а полюсы мира — с точками севера и юга. Небесный экватор проходит через точки востока, запада, точки зенита и надира. Суточные пути всех звезд перпендикулярны горизонту, и каждая из них половину суток находится над горизонтом. Главные выводы 1. Для определения положений небесных тел на небесной сфере используется система координат, аналогичная географической. На небесной сфере возможны только угловые измерения. 26 Раздел II. Основы практической астрономии 2. Положение светила на небесной сфере относительно принятой основной плоскости и точки начала отсчета однозначно определяется двумя угловыми величинами (центральными углами или соответствующими дугами больших кругов), которые называются небесными координатами. 3. Угловая высота полюса мира над горизонтом равна географической широте места наблюдения. 4. Восход и заход светила — явления пересечения светилом горизонта. 5. Звездные карты — проекции небесной сферы на плоскость с нанесенными на нее объектами в определенной системе координат, а их набор — звездные атласы. Контрольные вопросы и задания 1. Какие системы небесных координат вам известны? В чем заключается принципиальная разница меиеду различными системами небесных координат? 2. Дайте описание горизонтальной и экваториальной системы координат. Какие координаты используются в этой системе? 3. Почему в астрономии используют различные системы координат? 4. Как определить высоту полюса мира над горизонтом? 5. Какие звезды называют восходящими и заходящими, невосходящими и незаходящими? 6. Определите склонения звезд, доступных наблюдению на гпироте вагпего населенного пункта. § 4. Определение географической широты 1. Кульминация светил. При своем суточном вращении вокруг оси мира светила два раза за сутки пересекают небесный меридиан. Явление прохождения светилом небесного меридиана называется кульминацией. Различают верхнюю и нижнюю кульминации. В верхней кульминации светило при суточном движении находится в наивысгпей точке над горизонтом, ближайгпей к зениту. Точка нижней кульминации светила более удалена от точки зенита, чем точка верхней кульминации, и нижняя кульминация происходит через половину суток после верхней кульминации. Точка пересечения суточной параллели светила с восточной частью истинного горизонта называется точкой восхода светила, а точка пересечения с западной частью истинного горизонта — точкой захода светила. §4. Определение географической широты 27 Рис. 17. Кульминация светил Незаходящие зв езды (рис. 17) видны в верхней {М2, М^) и нижней (Л1'2, Л4'з) кульминациях. У восходящих и заходящих звезд нижняя кульминация {М\) проходит под горизонтом, у невосходящих звезд обе кульминации М^, и Л1'4 невидимы, т. е. происходят под горизонтом. Найдем зависимость между географическими и небесными координатами. Так как кульминация светил происходит при пересечении небесного меридиана, то плоскость рисунка 17 совпадает с плоскостью небесного меридиана. Суточные пути звезд изображаются отрезками, параллельными небесному экватору QQ'. Пусть восходящая и заходящая звезда находится в верхней кульминации М^. Высота полюса мира равна географической гпироте ф. Как видно из рисунка, Z QOS равен 90° - ф и представляет собой наклон небесного экватора к плоскости горизонта. Дуга MjS (или ZMiOS) — это высота светила над горизонтом. Эта дуга состоит из сумм двух дуг: MjS = S(^-ь (^Mi. Учитывая, что дуга SQ, опирающаяся на Z QOS, определяется величиной 90° - ф, а дуга QM^ обозначает угловое расстояние звезды от небесного экватора и определяется величиной склонения 5, получим формулу для определения высоты звезды в ее верхней кульминации: /гд = (90° - ф)-ь 5. (1) Для незаходящей звезды нижняя кульминация Л42' измеряется дугой M2N или соответствующим центральным углом {ZM2ON). Указанный угол равен разности ZM2OQ’ и ZNOQ’, где ZM2OQ = 5 — угловое расстояние светила от небесного экватора, а ZNOQ’ = 90° - ц) — наклон небесного экватора к плоскости горизонта. Значит, высота звезды в нижней кульминации равна: /гя = 5-(90°-ф). (2) Если обе кульминации незаходящей звезды находятся по одну сторону от зенита (например, Л4з и Л4з'), то ее верхняя кульминация 28 Раздел II. Основы практической астрономии определяется из соотношения: hg = 180° - [(90° - ср) + 5], или после упрош,ения: /гв = 90° + ф-5. (3) Соотношения (1—3) связывают географическую широту с высотой и склонением звезд во время их кульминации. Отметим, что на рисунке 17 азимуты звезд в верхней кульминации М^ъМ2 равны 0°, а азимуты звезд в нижней кульминации М/ и равны 180°. Азимуты звезды Л4з в верхней и нижней кульминациях равны 180°. 2. Определение географической широты по астрономическим наблюдениям. При составлении географических и топографических карт, прокладке дорог и магистралей, разведке залежей полезных ископаемых и в ряде других случаев необходимо знать географические координаты местности. Эту задачу можно решить с помощью астрономических наблюдений. Рассмотрим три способа. Первый способ. Определить географическую широту можно из наблюдения Полярной звезды. Если считать, что Полярная звезда указывает Северный полюс мира, то приближенно высота Полярной звезды над горизонтом дает нам географическую широту места наблюдения. Если измерить высоту Полярной звезды в верхней и нижней кульминациях, то получим более точное значение широты места наблюдения: hg +hg ф = (4) Это равенство получаем из равенств (2) и (3). Формула (4) пригодна для всех иезахотяших звезд, у которых верхняя и нижняя кульминации находятся по одну сторону от зенита. Второй способ. Определить географическую широту можно из наблюдения верхней кульминации звезд. Из равенств (1) и (3) получим, что Ф = 5 + (90° -/гд). (5) Знак « + » ставится, если звезда кульминирует к югу от зенита, а знак «-» — при кульминации звезды к северу от зенита. Третий способ. Определить географическую широту можно из наблюдения звезд, прохотяших вблизи зенита: Ф = 5г- (6) На астрономических обсерваториях устанавливаются специальные телескопы (зенит-телескоп, фотографическая зенитная труба), которые фиксируют звезды, прохотяшие в поле зрения инструмента. §5. Измерение времени. Определение географической долготы 29 вблизи зенита. Склонение (5) звезды, находящейся в зените, будет равно ф. Ряд обсерваторий, оснащенных зенит-телескопами, составляют Всемирную службу широты. В ее задачи входит исследование изменения географической широты, т. е. слежение за положением полюсов на поверхности Земли. 1. 1. 2. 3. 4. 5. 6. 7. Главные выводы Кульминация — это явление прохождения светила через небесный меридиан. Географическую широту по астрономическим наблюдениям можно определить по Полярной звезде, из наблюдений верхней кульминации звезд и из наблюдений звезд, проходящих вблизи зенита. Контрольные вопросы и задания Что такое кульминация светила? Какие точки называются точками восхода и захода светил? Найдите интервал склонений звезд, которые на данной широте: а) никогда не восходят; б) никогда не заходят; в) могут восходить и заходить. Как изменяется при суточном движении светила его высота, прямое восхождение, склонение? Какая зависимость существует между географической широтой места наблюдения и соответствующими горизонтальной и экваториальной координатами светила? Как приближенно определить географическую широту места из наблюдения Полярной звезды? Каково назначение зенит-телескопа? § 5. Измерение времени. Определение географической долготы 1. Измерение времени. Вся наша жизнь связана со временем и в конечном итоге регулируется периодической сменой дня и ночи, а также времен года. На этих природных повторяюпщхся явлениях базируются основные единицы измерения времени — сутки, месяц, год. Основная величина для измерения времени связана с периодом полного вращения земного шара вокруг своей оси. Момент верхней кульминации центра Солнца называется истинным полднем, момент нижней кульминации — истинной полночью. Промежуток времени между двумя последовательными од- 30 Раздел II. Основы практической астрономии ноименными кульминациями центра Солнца называется истинными солнечными сутками. Время, прошедшее от момента нижней кульминации центра солнечного диска до любого другого его положения на одном и том же географическом меридиане, называется истинным солнечным временем (Г©). Необходимо отметить, что истинные солнечные сутки периодически меняют свою продолжительность. Это вызывается двумя причинами: во-первых, наклоном плоскости эклиптики к плоскости небесного экватора, во-вторых, эллиптической формой орбиты Земли. Когда Земля находится на участке эллипса, расположенном ближе к Солнцу (на рисунке 18 — это положение показано слева), то она движется быстрее. Через полгода Земля окажется в противоположной части эллипса и будет перемеьцаться по орбите медленнее. Неравномерное движение Земли по своей орбите вызывает неравномерное видимое перемеьцение Солнца по небесной сфере, т. е. в разное время года Солнце перемеьцается с различной скоростью. Поэтому продолжительность истинных солнечных суток постоянно меняется. Вследствие неравномерности истинных солнечных суток пользоваться ими в качестве единицы измерения времени неудобно. По этой причине в повседневной жизни используются не истинные, а средние солнечные сутки, продолжительность которых принята постоянной. Что такое средние солнечные сутки? Вообразим точку, которая в течение года совершает один полный оборот вокруг Земли за такое же время, как и Солнце, но при этом перемеьцается равномерно по небесному экватору, а не по эклиптике. Назовем такую воображаемую точку средним экваториальным солнцем. Верхнюю кульминацию среднего экваториального Солнца называют средним полднем, а промежуток времени между двумя последовательными средними полднями — средними солнечными сутками. Продолжительность Рис. 18. Причины изменения длительности истинных солнечных суток §5. Измерение времени. Определение географической долготы 31 ИХ всегда одинакова. Средние солнечные сутки делят на 24 часа. Каждый час среднего солнечного времени в свою очередь делится на 60 минут, а каждая минута — на 60 секунд среднего солнечного времени. За начало средних солнечных суток принимается средняя полночь, т. е. момент нижней кульминации воображаемой точки небесной сферы, называемой средним солнцем. Время, протекшее от момента нижней кульминации среднего экваториального солнца до любого другого его положения на одном и том же географическом меридиане, называется средним солнечным временем (Т^р). Разность между средним солнечным временем и истинным солнечным временем в один и тот же момент называется уравнением времени. Оно обозначается греческой буквой ц. Тогда можно записать следуюьцее равенство: 11 = 7’ср - То- Величина уравнения времени ц обычно приводится в астрономических календарях. Приблизительно ее можно найти по графику (рис. 19), из которого также видно, что четыре раза в год уравнение времени ц равно нулю. Это происходит примерно 14 апреля, 14 июня, 2 сентября и 24 декабря. Уравнение времени ц принимает наибольшие численные значения около 14 февраля (ц = -ь14 мин) и 3 ноября (ц = -16 мин). Различают также звездные сутки (около 23 ч 56 мин 4 с). Звездные сутки равны промежутку времени между двумя последовательными одноименными кульминациями точки весеннего равноденствия. Момент верхней кульминации этой точки, принимаемый за начало звездных суток, считается 0 часов звездного времени. Время, I II III IV V VI VII VIII IX X XI XII I Рис.19. График уравнения времени 12 ч 15 мин 12 ч 10 мин 12 ч 05 мин 12 ч 00 мин 11 ч 55 мин 11 ч 50 мин 11 ч 45 мин 11 ч 40 мин 32 Раздел II. Основы практической астрономии протекшее от момента верхней кульминации точки весеннего равноденствия до любого другого ее положения на одном и том же географическом меридиане, называется звездным временем. 2. Определение географической долготы. Измерение времени солнечными сутками связано с географическим меридианом. Время, измеренное на данном меридиане, называется местным временем данного меридиана, и оно одинаково для всех пунктов, нахотятних-ся на нем. Кульминация любой точки небесной сферы происходит в разное время на разных меридианах земного шара. Причем, чем восточнее земной меридиан, тем раньше в пунктах, .тежатних на нем, происходит кульминация или начинаются сутки. Так как Земля за каждый час поворачивается на 15°, то разность времени двух пунктов в один час соответствует и разности долгот в 15° (в часовой мере 1 час). Отсюда можно сделать вывод: разность местного времени двух пунктов на Земле численно равна разности значений долготы, выраженных в часовой мере. Для пунктов земной поверхности, расположенных на географических долготах и Х2, получим: ^Л.1 ~ \ ~ '^2- ( 1 ) За начальный (нулевой) меридиан для отсчета географической долготы принят меридиан, прохотяший через Гринвичскую обсерваторию близ Лондона. Местное среднее солнечное время Гринвичского меридиана называется всемирным временем. Все сигналы точного времени соответствуют минутам и секундам всемирного времени. В астрономических календарях и ежегодниках моменты большинства явлений указываются по всемирному времени. Моменты этих явлений по местному времени какого-либо пункта легко определить, зная долготу этого пункта от Гринвича. Если в данный момент на Гринвичском меридиане всемирное время будет Гд, то в местности с географической долготой X будет Д Следовательно, формула (1) при Я-д = О примет вид: ^ = Т,-7'д. (2) Данная формула позволяет находить географическую долготу по всемирному времени (Д) и местному времени (Д), которое определяется из астрономических наблюдений. С другой стороны, зная долготу места наблюдения (X) и всемирное время (Д), можно определить местное время (Д): Тл = Д + §5. Измерение времени. Определение географической долготы Различие между местным временем даже не очень далеко расположенных друг от друга населенных пунктов создает неудобства в повседневной жизни. Так, например, местное время в Бресте и Витебске отличается на 26 мин. Жители этих городов, приезжая друг к другу в гости, должны были бы постоянно переводить стрелки часов. Отсюда возникла необходимость введения поясной системы счета среднего солнечного времени. Согласно этой системе, весь земной шар разделен на 24 часовых пояса, каждый из которых простирается по долготе на 15° (или 1 ч). Часовой пояс Гринвичского меридиана считается нулевым. Остальным поясам, в направлении от нулевого на восток, присвоены номера от 1 до 23. В пределах одного пояса во всех пунктах в каждый момент поясное время одинаково. В соседних поясах оно отличается ровно на один час. Границы поясов в малонаселенных местах, на морях и океанах проходят по меридианам, отстояшцм на 7,5° к востоку и западу от центрального меридиана данного часового пояса. В остальных районах границы поясов для большего удобства проведены по государственным и административным границам, горным хребтам, рекам и другим естественным рубежам. Зная всемирное время (Tq) и номер пояса данного места (п), можно найти поясное время: 33 Т„ — Т() + п. (3) Исключив из формул (1) и (3) Tq, получим соотношение, по-зволяюш,ее определять географическую долготу по поясному времени (Т„) и времени для местности с географической долготой ^ (Тл): Т„-Т,=п-Х. (4) Система поясного счета времени устраняет неудобства, связанные с использованием как местного, так и всемирного времени. Часы, поставленные по поясному времени, показывают одно и то же количество секунд и минут во всех часовых поясах, но эти показания различаются только на целое число часов. В целях экономии и рационального распределения электроэнергии в течение суток на летний период в некоторых странах (в том числе и в нашей республике) весной стрелки часов переводят на час вперед — вводят летнее время. Разумеется, осенью часы снова ставят по поясному времени. 34 Раздел II. Основы практической астрономии Существует граница, открывающая новую дату и день недели. Международная линия перемены дат проходит через Берингов пролив между островами Тихого океана от Северного полюса до Южного полюса (меридиан 180°). Более надежным и удобным временем считается атомное время, которое было введено Международным Комитетом мер и весов в 1964 г. За эталон приняты атомные (квантовые) часы. По таким часам секунда — это промежуток времени, за который проходит 9 192 631 770 колебаний электромагнитной волны, излучаемой атомом цезия. С 1 января 1972 г. все страны земного шара ведут счет времени по атомным часам. Атомное время очень удобно для исследования самой Земли, потому что с его помощью можно изучать неравномерности во вращении нашей планеты. Ошибка хода атомных часов невелика — примерно 1 с за 50 тыс. лет. 3. Календарь. Календарь — это система счета длительных промежутков времени, в основе которой лежат периодические астрономические явления: смена дня и ночи, изменение лунных фаз, смена времен года. Любая календарная система опирается на три основные единицы измерения времени, а именно: средние солнечные сутки, синодический (или лунный) месяц и тропический (или солнечный) год. Синодический месяц — это промежуток времени между двумя последовательными одинаковыми фазами Луны. Тропический год — промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия. Из-за медленного движения точки весеннего равноденствия навстречу Солнцу, вызванного прецессией, относительно звезд Солнце оказывается в той же точке неба через промежуток времени на 20 мин 24 с больший, чем тропический год. Он называется звездным годом и содержит 365,2564 средних солнечных суток. Синодический месяц и тропический год не содержат целого числа средних солнечных суток. Так, средняя продолжительность синодического месяца равна 29,530589 суток, а продолжительность тропического года — в среднем 365,242190 суток. Как видим, все три меры времени несоизмеримы. Невозможно подобрать такое целое число тропических лет, в которых содержалось бы целое число синодических месяцев и целое число средних солнечных суток. Стремление согласовать между собой сутки, месяц и год привело к тому. §5. Измерение времени. Определение географической долготы 35 Рис. 20. Древнегреческий лунный календарь что в разные эпохи у различных народов было создано много разных календарей, которые можно условно разделить на три типа: лунные, лунно-солнечные и солнечные. Именно этим объясняется сложность построения календаря и появление на протяжении нескольких тысячелетий многочисленных календарных систем, стремящихся преодолеть эти сложности (рис. 20). В лунном календаре год делится на 12 месяцев, содержащих попеременно 30 или 29 суток. Всего в лунном календаре 354 или 355 средних солнечных суток, т. е. он короче солнечного года примерно на 10 суток. Этот календарь получил широкое распространение в мусульманских странах. Из-за того что лунный год имеет меньше дней, чем тропический, у мусульман вообще нет фиксированного начала года на определенный сезон времени, оно постоянно перемещается по сезонам и выпадает то на весну, то на лето, то на зиму, то на осень. Лунно-солнечные календари наиболее сложные. В них сумма некоторого количества лунных месяцев приблизительно соответствует продолжительности тропического года. В основе этих календарей лежит соотношение: 19 солнечных лет равны 235 лунным месяцам (с ошибкой около 2 ч). Год делится на 12 месяцев, каждый из которых начинается с новолуния. В настоящее время такая система сохранилась в еврейском календаре. Он содержит 12 или 13 месяцев в году. Продолжительность некоторых месяцев каждый год меняется, начало года всегда приходится на осень, но не совпадает с одной и той же датой григорианского календаря, которым мы пользуемся. Римляне первоначально исчисляли время лунными годами. Новый год начинался 1 марта. До сих пор некоторые месяцы современного календаря называются в соответствии с этой традицией: сентябрь — «седьмой», декабрь — «десятый» и т. д. Впоследствии первый день года был перенесен римлянами на 1 января, так как с 153 г. до и. э. в этот день вступали в должность консулы (рис. 21). 36 Раздел II. Основы практической астрономии /Vf* XV}} • ХУ}}} * XV}}}}* XX * XX}* XX}} * XX ш • XX}}}} • XXV* XXV}* XXV}} * XXV}}}* XXV}}}}* XXX* Рис. 21. Древний римский календарь Одним из первых солнечных календарей считается египетский, созданный в 4-м тыс. до н. э. По тому календарю год состоял из 12 месяцев по 30 дней в каждом, а в конце года добавлялось еще 5 праздничных дней. Современный календарь берет начало от солнечного римского календаря, появившегося в результате реформы Юлия Цезаря (отсюда происходит и его название — юлианский календарь), проведенной 1 января 45 г. до и. э. Средняя продолжительность года, согласно этому календарю, была равна 365,25 суток, что соответствовало известной в то время длине тропического года. Для удобства три года подряд считали по 365 дней, а на четвертый (високосный) добавляли лишние сутки — 366 дней. Год состоял из 12 месяцев: нечетные месяцы — 31 день, четные — 30 дней; только февраль простого, невисокосного года содержал 28 дней. Вследствие того что продолжительность юлианского года длиннее тропического на 11 мин 15 с, за 128 лет накапливалась ошибка в целые сутки, а за 400 лет — около трех суток. С течением времени календарь запаздывал все больше и больше. Поэтому в конце XVI в. весеннее равноденствие наступало не 21, а И марта. Ошибка была исправлена в 1582 г., когда глава католической церк- §5. Измерение времени. Определение географической долготы 37 Рис. 22. Медаль, выпущенная в память о введении григорианского календаря ви папа Григорий XIII создал специальную комиссию по реформе календаря, передвинувшую счет дней на 10 дней вперед и вернувшую весеннее равноденствие на 21 марта. Исправленный календарь получил название григорианского календаря или календаря нового стиля, в честь его введения была отчеканена памятная медаль (рис. 22). Систему счета времени по юлианскому календарю сейчас называют старым стилем. Високосный год в григорианском календаре — каждый четвертый, за исключением годов с целым числом столетий (например, 1700, 1800). Такой год считается високосным только тогда, когда число сотен делится на 4 без остатка. В России этот календарь был введен со среды 31 января 1918 г. С.тедуюший день уже был 14 февраля, так как к тому времени календарная разница между новым и старым стилем достигла 13 дней. Это различие в 13 суток будет сохраняться до 15 февраля 2100 года по старому стилю, или до 28 февраля 2100 года по новому стилю. После этой даты оно увеличится на одни сутки и станет равным 14 суткам. Юлианский календарный год длиннее солнечного года почти на И'Дмин, а григорианский — на 27 с. Лишние сутки накопятся только в Г в. и. э., потому что разница в один день набегает за 3226 лет, а для практических надобностей большей точности и не требуется. Необходимо отметить, что и григорианский календарь не лишен недостатков: неодинаковая продолжительность месяцев, неравные 38 Раздел II. Основы практической астрономии кварталы, несогласованность чисел месяцев с днями недели. Поэтому появились проекты новых (всемирных) календарей, в которых год более равномерно разделяется на полугодия, кварталы и т. д. Однако существующие политические и экономические отношения между странами мира не позволяют провести единую реформу и ввести всемирный календарь. Много вопросов вызывают и привычные названия месяцев. Так, июль назван в память о римском императоре Юлии Цезаре, август — в честь римского императора Октавиана Августа. Остальные месяцы календаря получили свои названия по-разному: например, январь — в честь римского бога Януса, февраль — в честь ежегодных языческих обрядов очищения, март — по имени бога Марса, май — богини Майи, июнь — богини Юноны. Названия «сентябрь», «октябрь», «ноябрь», «декабрь» переводятся с латинского языка соответственно как «седьмой», «восьмой», «девятый», «десятый» и в настоящее время не соответствуют этой нумерации. Кроме счета месяцев в годах, следует вести счет и самим годам. Для этой цели издревле использовались эры, т. е. длительные промежутки счета лет. Эрой называется исходный пункт каждого летоисчисления. У разных народов эры были разные и связывались с какими-либо знаменательными событиями или с годами правления царей и императоров. В Риме использовалась эра от основания Рима (753 г. до н. э.) и счет годов от назначения консулов. В средневековой Европе была распространена эра Диоклетиана, считавшаяся от восшествия на престол императора Диоклетиана (29 августа 284 г. н. э.). Она применялась до XV в. В Древней Греции применялась эра Олимпиад (начало 776 г. до н. э.). Олимпиады проводились раз в четыре года. Г4удеи отсчитывают начало эры от сотворения мира — от 3761 г. до н. э. Христиане считают, что сотворение мира произошло в 5508 г. до н. э. Эру от Рождества Христова рассчитал папский архивариус Дионисий Малый в 525 г. Он приравнял 248 г. эры Диоклетиана к 532 г. от рождения Христа. Христианская, или новая, эра (наша эра) частично начала применяться с X в., а повсеместно в католических странах — лишь с XV в. В России она была введена в 1700 г. указом Петра 1, согласно которому после 31 декабря 7208 г. от сотворения мира наступило 1 января 1700 г. §5. Измерение времени. Определение географической долготы 39 Мусульмане всего мира используют свою эру, которая называется хиджра и ведет счет лет от даты переселения пророка Мухаммеда из Мекки в Медину, что произогпло в сентябре 622 г. н. э. Главные выводы 1. Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями центра солнечного диска на одном и том же географическом меридиане называется истинными солнечными сутками. 2. Из-за неравномерности истинных солнечных суток в повседневной жизни используются средние солнечные сутки, продолжительность которых постоянна. 3. Звездные сутки — промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями точки весеннего равноденствия на одном и том же географическом меридиане. 4. Географическая долгота данной местности определяется разностью между местным и всемирным временем. 5. Календарь — это система счета длительных промежутков времени, в основе которой лежат периодические астрономические явления. Мы живем по григорианскому календарю. Контрольные вопросы и задания 1. Чем отличаются истинные солнечные сутки от средних солнечных суток? 2. Что понимают под средним Солнцем? 3. Что называют звездными сутками? 4. Что понимают под уравнением времени? Запишите и объясните уравнение времени. 5. Что понимают под всемирным временем? 6. Как связаны между собой географическая долгота места наблюдения с местным временем? 7. Как можно найти поясное время? Как определяется географическая дол- гота по поясному времени.-' 8. Что понимают под линией перемены дат? Где она проходит? 9. Назовите календарные системы. На каких принципах они строятся? 10. В чем состоит отличие григорианского календаря от юлианского? 11. Почему нельзя создать абсолютно точный календарь? Раздел---------------- Движение небесных тел § 6. Гелиоцентрическая система Коперника 1. Видимое движение планет. В древности были известны 5 похожих на звезды, но более ярких светил, которые хотя и участвуют вместе со звездами в суточном вращении небосвода, но, кроме того, обладают самостоятельным видимым движением. Древние греки назвали эти светила планетами (греч. планета означает блуждающая). Невооруженным глазом можно увидеть блуж-даюгцие светила (планеты): Меркурий, Венеру, Марс, Юпитер и Сатурн. Планеты всегда располагаются на небе недалеко от эклиптики, но в отличие от Солнца и Луны через определенные временные интервалы меняют направление своего движения. Они перемещаются между звездами в основном с запада на восток (как Солнце и Луна) — прямое движение. Однако каждая планета в определенное время замедляет свое движение, останавливается и начинает двигаться с востока на запад — попятное движение. Затем светило опять останавливается и возобновляет прямое движение. Поэтому видимый путь каждой планеты на небосводе — сложная линия с зигзагами и петлями. Эта траектория к тому же меняется от цикла к циклу, в течение которого планета возвращается примерно на одно и то же место среди звезд (рис. 23). Рис. 23. Видимое петлеобразное движение Марса. Составная фотография, полученная в течение нескольких месяцев §6. Гелиоцентрическая система Коперника 41 Рис. 24. Траектория планеты согласно теории Птолемея Петлеобразное движение планет длительное время оставалось явлением непонятным и загадочным, которое впоследствии нагпло свое правильное и простое объяснение в учении Коперника. Во II в. и. э. Клавдий Птолемей разработал геоцентрическую систему мира, позволявшую вычислять положения планет относительно звезд на много лет вперед и предсказывать наступление солнечных и лунных затмений. Используя наблюдения своих предшественников, а также собственные, Птолемей построил теорию движения Солнца, Луны, планет и предположил, что все светила движутся вокруг неподвижной Земли, которая является центром мироздания и имеет шарообразную форму. Для объяснения сложного петлеобразного движения планет Птолемей ввел комбинацию двух равномерных круговых движений: движение самой планеты по малой окружности (эпицикл) и обрагцение центра этой окружности вокруг Земли (деферент). При комбинации двух круговых движений получалась эпициклоида, по которой двигалась планета (Р), — рисунок 24. По мере накопления наблюдений о движениях планет теория Птолемея все больше усложнялась (введение дополнительных кругов с различными радиусами, наклонами, скоростями и т. п.), что вскоре сделало ее слишком громоздкой и неправдоподобной. 2. Система мира Коперника. В XVI в. польский ученый Николай Коперник, отбросив догматическое представление о неподвижности Земли, поставил ее в число рядовых планет. Коперник указал, что Земля, занимая третье место от Солнца, так же, как и другие планеты, движется в пространстве вокруг Солнца и одновременно вра-гцается вокруг своей оси. Гелиоцентрическая система Коперника очень просто объясняла петлеобразное движение планет. На рисунке 25 показано движение Марса на небесной сфере, наблюдаемое 42 Раздел III. Движение небесных тел Рис. 25. Объяснение петлеобразного движения планет исходя из учения Коперника с Земли. Одинаковыми цифрами отмечены положения Марса, Земли и точек траектории Марса на небосводе в одни и те же моменты времени. Геоцентрическая система Птолемея не позволяла измерить расстояние до планет. Гелиоцентрическая система Коперника впервые дала возможность рассчитать пропорции Солнечной системы, пользуясь радиусом земной орбиты как астрономической единицей длины. Главный научный труд Коперника «Об обращениях небесных сфер», на написание шести книг которого было потрачено более 20 лет упорного труда, был опубликован в 1543 г., незадолго до смерти ученого. Революционность труда Коперника состоит в том, что в нем с новым взглядом на строение Солнечной системы неразрывно связан вопрос о положении Земли, а с ней и человека во Вселенной. Простота и стройность системы строения мира, изложенной Коперником, быстро нашла себе сторонников. Учение Коперника заставило освободить науку от устаревших и схоластических традиций, тормозивших ее развитие. Однако сам великий астроном оставался в плену некоторых предубеждений. Например, Коперник так и не смог отказаться от представления, что планеты движутся рав- §6. Гелиоцентрическая система Коперника 43 Рис. 26. Схема конфигураций нижних планет: 1 — нижнее соединение; 2 — наибольшая западная элонгация; 3 — верхнее соединение; 4 — наибольшая восточная элонгация номерно по круговым орбитам. Поэтому его модель Вселенной также содержала множество сфер — эпициклов и деферентов. Великий итальянский ученый Галилео Галилей подтвердил учение Коперника своими открытиями, сделанными при помощи телескопа. Он обнаружил, что на Луне находятся горы и кратеры, Венера имеет фазы, у Юпитера есть четыре спутника и что Млечный Путь — не просто сияние на небе: он распадается на отдельные слабые звезды, недоступные невооруженному глазу. Иоганн Кеплер развил учение Коперника, открыв законы движения планет, и доказал на основе фактов, что планеты движутся по эллипсам и неравномерно. Исаак Ньютон опубликовал в 1687 г. открытый им закон всемирного тяготения, который позволил выразить теорию движения планет в виде формул и отказаться навсегда от громоздких геометрических построений. 3. Конфигурации и условия видимости планет. Под конфигурациями планет понимают характерные взаимные расположения планет, Земли и Солнца. Конфигурации различны для нижних планет (орбиты которых находятся ближе к Солнцу, чем орбита Земли) и верхних планет (орбиты которых расположены за орбитой Земли). Для нижних планет выделяют соединения и элонгации (удаления) (рис. 26). В нижнем соединении планета ближе всего к Земле, а в верхнем — дальше всего от нее. При элонгациях угол между направлениями с Земли на Солнце и на нижнюю планету, не превышая какой-то определенной величины, остается острым. Из-за эллиптичности планетных орбит наибольшие элонгации не имеют постоянного значения. У Венеры они заключены в пределах от 45° до 48°, а у Меркурия — от 18° до 28°. Обе планеты не отходят далеко от Солнца и поэтому ночью не видны. Продолжительность их утренней или вечерней видимости не превышает четырех часов для 44 Раздел III. Движение небесных тел Рис. 27. Схема конфигураций верхних планет: 1 — соединение; 2 — западная квадратура; 3 — противостояние; 4 — восточная квадратура Венеры и полутора часов для Меркурия. Меркурий иногда совсем не виден, так как восходит и заходит в светлое время суток. Различают восточную и западную элонгации. В восточной элонгации планета наблюдается вечером после захода Солнца, а в западной — утром перед восходом Солнца. Для верхних планет (рис. 27) характерны другие конфигурации. Если Земля оказывается между планетой и Солнцем, то такая конфигурация называется противостоянием. Эта конфигурация наиболее благоприятна для наблюдений планеты, так как в это время планета находится ближе всего к Земле, повернута к ней своим освегценным полугпарием и, находясь на небе в противоположном Солнцу месте, бывает в верхней кульминации около полуночи. Следует отметить, что у верхних планет нижнего соединения не бывает, поэтому не имеет смысла единственное соединение называть верхним. Если угол между направлениями с Земли на верхнюю планету и на Солнце составляет 90°, то говорят, что планета находится в квадратуре. Различают западную и восточную квадратуры. В конфигурации западной квадратуры планета восходит около полуночи, а в восточной — заходит около полуночи. Моменты конфигураций планет и условия их видимости ежегодно публикуются в астрономических справочниках и календарях. 4. Сидерические и синодические периоды обращения планет. Промежуток времени, в течение которого планета совергпает полный оборот вокруг Солнца по орбите относительно звезд, называется звездным или сидерическим периодом обращения планеты. Одноименные конфигурации планет наступают в разных точках их орбит. Промежуток времени между двумя последовательными одноименными конфигурациями планет называется синодическим периодом обращения планеты. Он отличается от звездного периода. Синодический период (греч. «синодос» означает соединение) — это §6. Гелиоцентрическая система Коперника 45 Земля период между двумя последова- Земли тельными соединениями (противостояниями). Теория Коперника позволяет установить взаимосвязь синодического и сидерического периодов обрагцения планет. Пусть Т — сидерический (звездный) период обрагцения планеты, а Tq — сидерический период обрагцения Земли (звездный год); S — синодический период обрагцения планеты. Среднее значение дуги, которую проходит планета за одни сутки, называется средним движением (п) и будет равно п =----, а среднее движение Земли — =----- Т Tq нижних планет Т < Tq я п > Hq. Одноименные соединения таких планет (например, нижние соединения на рисунке 28) наступают через синодический период обрагцения S, за который Земля проходит дугу Рис. 28. Синодический период последовательных нижних соединений (1 и 2) нижней планеты У Lq — n.Q ■ S = ^S, (1) a планета, забегая вперед, совергпает один оборот вокруг Солнца и догоняет Землю, проходя угловой путь L = 360° + Lq, равный L = п' S = 360° т S. (2) Вычитая равенство (1) из (2), получим уравнение синодического движения для нижних планет: 1 S J_ т Тп (3) Для верхних планет уравнение синодического движения примет вид: (4) так как Т > Tq я п < Hq. s Уравнения (3) и (4) дают средние значения синодических периодов обрагцения планет. С помогцью этих уравнений по наблюдаемому синодическому периоду обрагцения планеты легко подсчитать сидерический период ее обрагцения вокруг Солнца. 46 Раздел III. Движение небесных тел Главные выводы 1. При видимом движении планеты среди звезд перемещаются как в прямом (с запада на восток) движении, так и попятном. Такое петлеобразное движение планет объясняется тем, что мы наблюдаем их движение с обращающейся вокруг Солнца Земли. 2. Гелиоцентрическая система мира — модель Солнечной системы, согласно которой Земля, как и другие планеты, обращается вокруг Солнца и, кроме того, вращается вокруг своей оси. 3. Характерные взаимные положения планет относительно Солнца и Земли на небесной сфере называются конфигурациями планет. 4. Меркурий и Венера — нижние планеты, остальные — верхние. 5. Наиболее удобно наблюдать нижние планеты вблизи элонгаций, а верхние — вблизи противостояний. Контрольные вопросы и задания 1. Что такое попятное движение планет? 2. Наблюдается ли у Луны попятное движение? 3. В чем заключается революционность взглядов Коперника? 4. Как, исходя из гелиоцентрической системы мира, объясняется петлеобразное движение планет? 5. Каким образом Галилей подтвердил учение Коперника? 6. Что понимают под конфигурациями планет? Опигиите их. 7. Дайте определения синодическому и сидерическому периодам обращения планеты. В чем состоит их отличие? 8. Звездный период обращения Юпитера равен 12 годам. Через какой промежуток времени повторяются его противостояния? § 7. Видимое движение Солнца и Луны. Затмения 1. Видимое годичное движение Солнца. По непрерывно изменяющимся координатам Солнца 5 и а на небесной сфере можно отметить большой круг, представляющий видимый путь центра солнечного диска в течение года. Этот круг древние греки назвали эклиптикой. Поскольку годичное движение Солнца отражает реальное обращение Земли по орбите, эклиптика является следом от сечения небесной сферы плоскостью, параллельной плоскости земной орбиты. Эта плоскость называется плоскостью эклиптики. §7. Видимое движение Солнца и Луны. Затмения 47 Кроме двух точек равноденствия, о которых мы уже говорили в § 2, на эклиптике выделяются две промежуточные между ними и противоположные друг другу точки, в которых склонение Солнца бывает наибольшим по абсолютной величине. В точке летнего солнцестояния Солнце имеет максимальное склонение 5 = -ь23°26' (около 22 июня). В точке зимнего солнцестояния Солнце имеет максимальное склонение 5 = -23°26' (около 22 декабря). Созвездия, через которые проходит эклиптика, называются эклиптическими созвездиями. В Древнем Междуречье возникло разделение эклиптики с окружающими ее созвездиями на 12 частей. Этот пояс был назван Поясом Зодиака (греч. «зоон» — животное). Первоначально в Вавилоне зодиакальные знаки и эклиптические созвездия совпадали, так как точных границ созвездий не было. Позднее, в эпоху эллинизма, сложилось представление о знаках зодиака как о 12 равных частях эклиптики, заиимаюших на небе по 30° дуги. Начало отсчета знаков установлено от точки весеннего равноденствия ^ . В настояш,ее время зодиакальные знаки и эклиптические созвездия не совпадают. Эклиптических созвездий 13. Из них 12 (см. табл. 1) совпадают по названиям с зодиакальными знаками. Созвездие Змееносца, являясь эклиптическим, не входит в число знаков зодиака. Разные созвездия имеют на небе не равную величину. К тому же точка весеннего равноденствия из-за прецессии постоянно перемеш,ается. Например, зодиакальный знак Овна находится в созвездии Рыб. Таблица I Зодиакальные созвездия, их знаки и время нахождения Солнца в знаках зодиака 'У — Овен (20 марта — 19 апреля) — — Весы (22 сентября — 22 октября) — Телец (20 апреля — 20 мая) Щ, — Скорпион(23октября — 21ноября) Ш — Близнецы (21 мая — 20 июня) —Стрелец(22 ноября — 20 декабря) S3 — Рак (21 июня — 22 июля) ''У — Козерог(21 декабря — Юянваря) SI — Лев (23 июля — 21 августа) — В одолей (20 января — 18 февраля) 1Ц) —Дева(22августа — 21 сентября) X — Рыбы (19 февраля — 19 марта) 2. Суточное движение Солнца на различных широтах. В § 2 мы уже вели речь о годичном движении Солнца среди звезд по воображаемой линии, называемой эклиптикой. Всю эклиптику (360°) 48 Раздел III. Движение небесных тел Солнце проходит за один год, однако это движение кажущееся, так как происходит вследствие обращения Земли вокруг Солнца. Напомним, что видимое движение светил (в том числе и Солнца), происходящее из-за собственного вращения Земли вокруг оси, называется суточным движением. Рассмотрим суточное движение Солнца на различных широтах. В средних широтах Солнце восходит всегда в восточной стороне неба, постепенно поднимается над горизонтом, в полдень достигает наивысшего положения на небе, затем начинает опускаться к горизонту и заходит в западной части неба. В Северном полушарии это движение происходит слева направо, а в Южном — справа налево. Наблюдатель в Северном полушарии Земли при этом будет видеть Солнце на юге, а находяшцйся в Южном полушарии — на севере. Дневной путь Солнца на небе симметричен относительно направления север—юг. За полярным кругом на Земле, где |ср|>66,5°, суточный путь Солнца практически параллелен горизонту. Солнце в течение полу-года не заходит, описывая круги над горизонтом. Это полярный день. Затем на полгода Солнце заходит и наступает полярная ночь. На экваторе Солнце, как и другие светила, восходит и заходит перпендикулярно плоскости истинного горизонта и видно в течение полусуток. 3. Изменение суточного пути Солнца в течение года. Изменение суточного пути Солнца над горизонтом в разные времена года для средних географических широт Северного полушария показано на рисунке 29. Определяя в течение года высоту Солнца в полдень, можно заметить, что дважды в году оно бывает на небесном экваторе. Это происходит в дни весеннего (около 21 марта) и осеннего (около 23 сентября) равноденствий. Плоскость горизонта делит небесный экватор пополам. Поэтому в дни равноденствий пути Солнца над горизонтом и под горизонтом равны; соответ-Рис. 29. Суточные пути Солнца ственно, продолжительность дня над горизонтом в разные вре- ^ одинакова. Самый корот- мена года при наблюдениях в „ оо средних географических ши- день выпадает на 22 декабря, ротах а самый длинный — на 22 июня. §7. Видимое движение Солнца и Луны. Затмения 49 Рис. 30. Суточные пути Солнца над горизонтом в разные времена года при наблюдениях на экваторе Земли Для наблюдателей, находящихся на земном экваторе, суточные пути Солнца над горизонтом в течение года показаны на рисунке 30. 4. Видимое движение и фазы Луны. Луна — естественный спутник Земли. Это ближайшее к Земле небесное тело, она светит отраженным солнечным светом. Луна движется вокруг Земли приблизительно по эллиптической орбите в ту же сторону, в какую Земля вращается вокруг своей оси. Поэтому мы видим Луну перемещающейся среди звезд навстречу вращению неба. Направление движения Луны всегда одно и то же — с запада на восток. Для наблюдателя с Земли за сутки Луна перемещается на 13,2°. Полный оборот по орбите вокруг Земли Луна совершает за 27,3 суток (сидерический месяц). И за такое же время она делает один оборот вокруг своей оси, поэтому к Земле всегда обращено одно и тоже полушарие Луны. Движение Луны вокруг Земли очень сложное, и его изучение составляет одну из труднейших задач небесной механики. Видимое движение Луны сопровождается непрерывным изменением ее вида — сменой фаз. Происходит это оттого, что Луна занимает различные положения относительно освещающего ее Солнца и Земли (рис. 31). Лунной фазой называется часть лунного диска, видимая в солнечном освещении. Рассмотрим фазы Луны, начиная с новолуния. Эта фаза наступает, когда Луна проходит между Солнцем и Землей и обращена к нам своей темной стороной (см. рис. 31, положение I). Луна совсем не видна с Земли. Спустя один-два дня в западной части неба появляется и продолжает расти узкий яркий серп «молодой» Луны (положение 2). Иногда на фоне неба заметна (благодаря тусклому сероватому свечению — так называемому пепельному свету Луны) и остальная часть лунного диска. Явление пепельного света объясняется тем, что лунный серп освещается непосредственно Солнцем, а остальная лунная поверхность — рассеянным солнечным светом, отраженным 50 Раздел III. Движение небесных тел Первая четверть. (положение 3) Рост горба (положение 4) Полнолуние (положение 5) Убывание горба (положение 6) ' Последняя четверть (положение 7) Рост серпа (положение 2) Новолуние (положение 1) Убывание серпа (положение 8) Рис. 31. Смена лунных фаз Землей. Спустя 7 суток уже будет ввдна вся правая половина лунного диска — наступает фаза первой четверти (положение 3). В этой фазе Луна восходит днем, к вечеру видна в южной области неба и заходит ночью. Далее фаза увеличивается (положение 4), и через 14 —15 суток после новолуния Луна приходит в противостояние с Солнцем (положение 5). Ее фаза становится полной, наступает полнолуние. Солнечные лучи освещают все лунное полушарие, обращенное к Земле. Полная Луна восходит при заходе Солнца, заходит при его восходе, а в середине ночи видна в южной стороне неба. После полнолуния Луна постепенно приближается к Солнпу с запада и освещается им слева (положение 6). Примерно через неделю наступает фаза третьей, или последней, четверти (положение 7). При этом Луна восходит около полуночи, к восходу Солнца оказывается в южной стороне неба и заходит днем. При дальнейшем сближении спутника Земли с Солнцем убываюшце фазы Луны становятся серповидными (положение 8). Луна видна только под утро, незадолго до восхода Солнца, а заходит в светлое время суток, перед заходом Солнца. Узкий серп Луны на этот раз выпуклостью обращен к востоку. Затем снова наступает новолуние, и Луна перестает быть видимой на небе. От одного новолуния до следующего проходит около 29,5 суток. Этот период смены лунных фаз называют синодическим месяцем. Синодический (или лунный месяц) продолжительнее сидерического (или звездного) месяца, так как и Луна, и Земля движутся в пространстве в прямом направлении. §7. Видимое движение Солнца и Луны. Затмения 51 5. Солнечные и лунные затмения. В своем движении Луна часто заслоняет (или, как говорят астрономы, покрывает) звезды зодиакальных созвездий. Значительно реже происходят покрытия Луной планет и Солнца. Покрытие Солнца Луной называется солнечным затмением. Солнечное затмение имеет различный вид для разных точек земной поверхности. Так как диаметр Луны в 400 раз меньше диаметра Солнца и Луна примерно в 400 раз находится ближе к Земле, то на небе Солнце и Луна кажутся дисками одинакового размера. Поэтому при полном солнечном затмении Луна может целиком покрыть яркую поверхность Солнца, оставляя при этом открытой солнечную атмосферу (см. рис. 118, с. 145). Рассмотрим схему полного солнечного затмения (рис. 32). Проходя между Солнцем и Землей, маленькая по размерам Луна не может полностью затенить Землю. Диск Солнца будет целиком закрыт только для наблюдателя А, нахотянтегося внутри конуса лунной тени, максимальный диаметр которой на поверхности Земли не пре- Рис. 32. Схема полного солнечного затмения (для наблюдателей А, В, С) 52 Раздел III. Движение небесных тел вышает 270 км. Только отсюда, с этой сравнительно узкой области земной поверхности, куда падает тень от Луны, будет видно полное солнечное затмение. Там же, куда падает полутень от Луны, внутри так называемого конуса лунной полутени, будет видно (для наблюдателей В и С) частное солнечное затмение. Если в момент затмения Луна, перемещаясь по своей эллиптической орбите, будет находиться на значительном удалении от Земли, то видимый диск Луны окажется слишком малым, чтобы полностью покрыть Солнце. Тогда наблюдатель А (рис. 33) сможет видеть вокруг темного диска Луны сияющий ободок солнечного диска. Это — кольцеобразное затмение. Для наблюдателей В и С такое солнечное затмение будет частным. За пределами лунной полутени затмения вообще не наблюдаются. Солнечное затмение видно не на всей поверхности Земли, а только там, где пробегают тень и полутень Луны. Путь лунной тени по земной поверхности называется полосой полного солнечного затмения. © Рис. 33. Схема кольцеобразного солнечного затмения (для наблюдателей А, В, С) 53 Рис. 34. Схема лунного затмения Лунные затмения происходят тогда, когда Луна попадает в земную тень, которая также имеет форму конуса и окружена полутенью (рис. 34). При частичном погружении Луны в земную тень лунное затмение называется частным теневым, а при полном погружении — полным теневым затмением. Так как земная тень направлена в сторону, противоположную Солнцу, Луна может пройти сквозь нее только в полнолуние. Луна постепенно погружается в земную тень своим левым краем. При полном затмении она становится бурого или темно-красного цвета (рис. 35), поскольку солнечный свет, преломляясь в земной атмосфере, освещает Луну преимущественно красными лучами, которые менее всего рассеиваются и ослабляются земной атмосферой. Ежегодно происходит от двух до пяти солнечных затмений. В среднем в одном и том же месте Земли полное солнечное затмение можно наблюдать чрезвычайно редко — лишь раз в 200—300 лет, а продолжительность полного солнечного затмения не превышает 7 мин 31 с. Поэтому астрономы тщательно готовятся к наблюдениям затмения, чтобы в течение очень короткого времени успеть изучить внешние разреженные оболочки Солнца. Как правило, ежегодно происходит одно-два лунных затмения, но вы;даются годы, когда затмений Рис. 35. Вид Луны при полном совсем не бывает. Лунные затме- лунном затмении 54 Раздел III. Движение небесных тел ния ввдны со всего ночного полугпария Земли, где в это время Луна находится над горизонтом. Поэтому в каждой данной местности они наблюдаются чагце солнечных затмений, хотя происходят примерно в 1,5 раза реже. Максимальная продолжительность лунного затмения достигает 1 ч 47 мин. Егце в VI в. до и. э. было установлено, что примерно через 18 лет и 11,3 суток все затмения будут повторяться в одной и той же последовательности. Этот период (период между затмениями) назвали саросом (греч. сарос — период, повторение). Во время сароса в среднем происходит 70—71 затмение, из которых 42—43 солнечных (14 — полных, 13—14 — кольцеобразных и 15 — частных) и 28 — лунных. Почему солнечные и лунные затмения бывают не каждый месяц? С чем связано явление сароса? Казалось бы (см. рис. 32—34), затмения должны происходить при каждом обороте Луны вокруг Земли. На самом деле такого не случается, так как плоскость лунной орбиты не совпадает с плоскостью эклиптики. Видимый путь движения Луны на небе пересекается с эклиптикой под углом в среднем 5°09' — видимым путем движения Солнца на фоне звезд. Поэтому Луна во время новолуния или полнолуния может находиться далеко от плоскости эклиптики, и тогда ее диск пройдет выгпе или ниже диска Солнца или конуса тени Земли. Затмения же наступают только тогда, когда Луна находится вблизи точек пересечения лунной орбиты с эклиптикой (рис. 36). Видно, что в новолуние тень Луны не всегда падает на Землю. Рис. 36. Плоскость лунной орбиты не совпадает с плоскостью эклиптики §8. Законы Кеплера 55 Главные выводы 1. На эклиптике выделяют четыре основные точки: весеннего и осеннего равноденствий, летнего и зимнего солнцестояний. 2. Суточные пути Солнца в течение года зависят от географической широты места наблюдения. 3. Освещенная часть лунного диска (лунная фаза) зависит от взаимного расположения Солнца и Луны для наблюдателя с Земли. 4. Явление покрытия Луной Солнца называется солнечным затмением. 5. Явление прохождения Луны через земную тень называется лунным затмением. 6. Промежуток времени (сарос), через который в определенном порядке повторяются солнечные и лунные затмения, равен 18 годам и 11,3 суток. Контрольные вопросы и задания 1. Каковы особенности суточного движения Солнца на различных гииротах? 2. Может ли Солнце наблюдаться в зените в Беларуси? Почему? 3. Почему Луна обращена к Земле всегда одной и той же своей стороной? 4. В чем состоит отличие сидерического и синодического месяцев? Чем обусловлена их различная продолжительность? 5. Что понимают под лунной фазой? Опигпите фазы Луны. 6. Серп Луны обращен выпуклостью вправо и близок к горизонту. В какой стороне горизонта он находится? 7. Почему происходят солнечные и лунные затмения? 8. Охарактеризуйте полные, частные и кольцеобразные солнечные затмения. 9. Как отличить фазу затмения Луны от одной из ее обычных фаз? 10. Почему солнечные затмения происходят не каждое новолуние, а лунные — не каждое полнолуние? 11. Что такое сарос? Какова его периодичность? § 8. Законы Кеплера 1. Первый закон Кеплера. До конца XVI в. ученым не удавалось точно рассчитать относительное положение планет на несколько лет вперед с помощью существовавших в то время теорий. Теоретические выкладки давали заметное расхождение с результатами наблюдений. Причина состояла в ошибочном предположении, что планеты равномерно движутся по строго круговым орбитам вокруг Солнца. Кинематические законы движения планет были открыты лишь в начале XVII в. австрийским астрономом и математиком Иоганном Кеплером. Он впервые разрушил укоренившийся предрассудок о «совершенности» орбит планет, показав их эллиптичность. 56 Раздел III. Движение небесных тел Рис. 37. Элементы эллипса (1) Кеплер установил, что планеты обращаются по эллипсам, в одном из фокусов которых находится Солнце. Данная закономерность получила название первого закона Кеплера. Отрезок АВ (рис. 37) называется большой осью, а отрезок CD — малой осью эллипса. Отрезки АО = ОВ = а, СО = OD = Ь называются соответственно большой и малой полуосями эллипса. Отношение _ 07[ _ 0/у а а называется эксцентриситетом эллипса. Чем больше эксцентриситет эллипса, тем больше смеш,ены фокусы по отношению к центру и тем больше будет разность между большой и малой полуосями. То есть эксцентриситет служит мерой «сплюснутости» эллипса. Для эллипса О < е < 1. Отметим, что при е = О можно рассматривать окружность как частный вид эллипса {Ь = а). Допустим, что если Солнце находится в фокусе F^, то ближайшую к Солнцу точку (Л) орбиты планеты называют перигелием, а наиболее удаленную {В) — афелием. Обозначим AF^ =д (д — пе-ригелийное расстояние), а BFi = Q (Q — афелийное расстояние). Из рисунка 37 следует, что д + OF^ = а, OF^ = а • е, тогда д = а - а - е = а{ \ - е), Q = a{\ + e). (2) (3) У земной орбиты эксцентриситет равен 0,017. Земля находится в перигелии в начале января, и перигелийное расстояние равно 147 млн км, а в афелии — в начале июля, и афелийное расстояние равно 152 млн км. 2. Второй закон Кеплера. Изучая движение Марса в пространстве, Кеплер заметил, что планета движется по орбите неравномерно —зимой быстрее, чем летом. Он стал искать закономерность, по которой происходит изменение скорости Марса, и выдвинул гипотезу, что скорость должна быть обратно пропорциональна расстоянию от Марса до Солнца. Для перигелия и афелия предположение подтвердилось. Тогда Кеплер условно разбил орбиту Марса на 360 частей и начал проверять свою гипотезу для различных ее участков. Наблюдения и расчеты показали, что за равные промежутки времени Марс проходит равные плош,ади секторов орбиты. §8. Законы Кеплера 57 Современная формулировка этой зависимости распространена на все планеты и носит название второго закона Кеплера. Заключается она в следующем: радиус-вектор планеты (линия, соединяющая центр Солнца с центром планеты) за равные промежутки времени описывает равновеликие площади. Второй закон Кеплера, или закон площадей, проиллюстрирован на рисунке 38. При движении планеты (Я) вокруг Солнца (S) ее радиус-вектор за равные промежутки времени описывает равные по площади фигуры — P\SP2 и РфР^. Таким образом, скорость движения планеты по орбите меняется, принимая максимальное значение в перигелии и минимальное в афелии. 3. Третий закон Кеплера. Сравнивая размеры орбит и периоды обращения планет вокруг Солнца, Кеплер обнаружил, что квадраты периодов обращения планет пропорциональны кубам их средних рас- 3 стояний от Солнца (или отношение ^ одинаково для всех планет). Третий закон Кеплера формулируется следуюшцм образом: квадраты сидерических периодов обращения двух планет относятся как кубы больших полуосей их орбит: Рис. 38. Иллюстрация второго закона Кеплера а| (4) Если в этой формуле принять сидерический период обращения Земли вокруг Солнца равным 1 (один год) и большую полуось земной орбиты равной 1 (одна астрономическая единица, см. с. 66), то формула (4) примет вид: Т = (5) На основе открытых законов после многолетних вычислений в 1627 г. Кеплер составил таблицы, по которым можно было найти на небе положение каждой планеты в любой момент времени. Главные выводы 1. Все планеты движутся по эллиптическим орбитам, в одном из фокусов которых находится Солнце. 2. За равные промежутки времени радиусы-векторы планет описывают равновеликие площади. 58 Раздел III. Движение небесных тел 3. Квадраты сидерических периодов обращения двух планет относятся как кубы больших полуосей их орбит. 4. Законы Кеплера уточняют учение Коперника, в котором орбиты небесных тел считались окружностями. Контрольные вопросы и задания 1. Сформулируйте законы Кеплера. 2. У Земли эксцентриситет орбиты равен 0,017, а у Марса — 0,093. Орбита какой из планет наиболее вытянута? 3. Во сколько раз афелийное расстояние больше перигелийного расстояния, если эксцентриситет орбиты равен 0,5? 4. Меняется ли скорость планеты, движущейся по эллиптической орбите? Круговой орбите? 5. Считая орбиты Земли и Марса круговыми, рассчитайте продолжительность года на Марсе. При решении задачи учтите, что Марс находится дальше от Солнца, чем Земля, в 1,5 раза. § 9. Закон всемирного тяготения Ньютона 1. Небесная механика. После появления работ Коперника, Галилея, Кеплера к середине XVII в. завершился описательный (или геометрический) период изучения движения планет. Была выявлена кинематика их движений, но оставалось неясным, почему планеты движутся. Что заставляет обращаться их вокруг Солнца, а спутники — во -круг планет? Чем объясняется устойчивость планетной системы? Все материальные тела, если они ничем не поддерживаются, падают под действием силы тяжести на поверхность Земли. До тех пор, пока Земля считалась чем-то исключительным и единственным в мире, сила тяжести рассматривалась только как земное явление, не имеющее отношения ко Вселенной. Однако открытия Коперника и его последователей показали, что Земля — это рядовая планета, которая движется вокруг Солнца, как и другие планеты. Поэтому появилось предположение, что сила тяжести присуща не только Земле, но и другим небесным телам. На материальные тела, находящиеся около других планет. Луны или Солнца, действует сила тяжести, которая направлена к их центру так же, как и на Земле. Таким образом, благодаря распространению свойства тяжести на другие небесные тела, был поставлен вопрос о взаимодействии тел. На основе опытных данных Ньютон сформулировал три основных закона движения тел (закон инерции, закон динамики материальной точки, закон действия и противодействия). На основании третьего §9. Закон всемирного тяготения Ньютона 59 закона Кеплера и закона динамики строго математически Ньютон обосновал закон всемирного тяготения, который гласит: два тела притягиваются друг к другу с силой, пропорциональной произведению масс этих тел и обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними. Математическое выражение закона всемирного тяготения имеет вид: F = G^^, (1) г где mi я m2 — массы двух тел, притягивающихся друг к другу, г — расстояние между ними. Коэффициент пропорциональности G (G = 6,673 • Н'мУкг^) называют постоянной тяготения или гравитационной постоянной, он является одной из основных физических констант. Формула (1) справедлива для тел (материальных точек), размеры которых пренебрежимо малы по сравнению с расстоянием между ними. Два протяженных шарообразных тела со сферически-симметрич-ным распределением масс притягиваются друг к другу так же, как и материальные точки, т. е. как если бы их массы были сосредоточены в центре тел. А расстояние г следует отсчитывать от центров этах тел. На основании закона всемирного тяготения и законов механики Нью -тон математачески доказал, что под действием силы тяготения (гравитационной силы) тело массой т будет двигаться относительно тела массой М по одной из кривых: эллипсу, окружноста, параболе или гиперболе. Таким образом, Ньютон уточнил и обобщил первый закон Кеплера, который в новой формулировке гласит: под действием тяготения одно небесное тело движется в поле тяготения другого небесного тела по одному из конических сечений — эллипсу, окружности, параболе или гиперболе (рис. 39). При дви- Окружность Эллипс Парабола Гипербола Рис. 39. Получение орбитальных кривых при сечении конуса плоскостью 60 Раздел III. Движение небесных тел жении по эллипсу притягивающее тело всегда находится в одном из фокусов. Наука, основывающаяся на законах Кеплера и Ньютона и изучающая движение небесных тел, называется небесной механикой. Небесная механика исследует движение небесных тел с учетом создаваемых ими полей тяготения. Основная задача данной науки заключается в том, чтобы, зная начальное положение тела (материальной точки) и его начальную скорость, определить его положение в любой другой момент времени. 2. Возмущения в движении небесных тел. Движение тел, строго подчиняющееся законам Кеплера, называется невозмущенным. Такая идеализация предполагает учет взаимодействия только двух тел и описывает, например, движение планеты под действием только притяжения Солнца. Задача двух тел полностью была решена Ньютоном (закон всемирного тяготения). Истинные же движения тел Солнечной системы значительно сложнее. Это объясняется тем, что тела Солнечной системы не только притягиваются Солнцем, но и взаимодействуют между собой. Отклонения в движениях тел от законов Кеплера называются возмущениями, а реальное движение тел — возмущенным движением. Решение уравнения движения даже для трех тел — задача исключительной сложности, однако анализ возмущений позволяет довольно точно определить массу и положение возмущающего тела. Наиболее ярким примером этому в истории астрономии стало открытие планеты Нептун на основе анализа возмущений, имеющихся в движении Урана. Еще одним примером проявлений возмущающей силы являются приливы и отливы водной оболочки на поверхности Земли. Водная оболочка слегка вытягивается в обе стороны вдоль линии, соединяющей Землю с Луной. Приливные волны в океанах и морях следуют друг за другом с востока на запад с интервалом около 12 ч 25 мин. Приливное трение замедляет вращение Земли, что приводит к увеличению длительности земных суток на 0,0014 секунды за столетие. 3. Определение массы Земли. Одной из важнейших характеристик небесного тела является его масса. Закон всемирного тяготения позволяет определять массу небесных тел, в том числе и массу Земли. §9. Закон всемирного тяготения Ньютона 61 На тело массой т, находящееся вблизи поверхности Земли, действует сила тяжести F = mg, где g — ускорение свободного падения. Если тело движется только под действием силы тяжести, то, используя закон всемирного тяготения (1), ускорение свободного падения равно: g = и направлено к центру Земли. Щ Следовательно, зная, что ускорение свободного падения g = 9,81 м/с^. G = 6,673-10- Н 7?е = 6370км, можно по формуле М = т24 G ' М VКГ [ радиус Земли подсчитать массу Зем- ли: М = 5,97 • 10^‘ кг. Среднюю плотность Земли можно определить, зная ее массу и объем. Средняя плотность будет равна 5,5 • 10^ кг/м^. Однако плотность Земли не является постоянной величиной — с глубиной она возрастает. 4. Определение масс небесных тел. Массы небесных тел можно измерить разными способами. 1. Путем измерения силы тяжести на поверхности данного небесного тела (гравиметрический способ). 2. По третьему обобщенному закону Кеплера. Первый способ применительно к Земле мы рассмотрели выше. Прежде чем рассматривать второй способ, проверим выполнение третьего закона Кеплера для случая кругового движения планеты со скоростью 0^. Пусть тело массой т движется с линейной скоростью вокруг телаЛ! (т ^оз) тело упадет на Землю; б) при некотором определенном значении скорости Vi (первая космическая скорость) тело станет искусственным спутником и начнет обрагцаться вокруг Земли, подобно ее естественному спутнику — Луне; в) при егце больгпем увеличении значения скорости и достижении следуюгцего определенного значения &2 (вторая космическая скорость) тело уйдет от Земли так далеко, что сила земного притяжения практически не будет влиять на его движение. Тело начнет обрагцаться вокруг Солнца, подобно искусственной планете; г) наконец, если скорость тела достигнет определенного значения &3 — (третья космическая скорость), то данное тело навсегда §11. Движение космических аппаратов 69 уйдет из Солнечной системы в мировое пространство. Рассмотрим случай, когда тело становится искусственным спутником Земли, т. е. определим первую космическую скорость Vi. Найдем эту скорость по второму закону Ньютона из условия, что под действием силы тяготения тело приобретает центростремительное ускорение: „ тМ Спутник jt R. = та„ (1) ■орб Рис. 45. Движение спутника по круговой орбите где Rgpg = R + h — средний радиус орбиты тела (рис. 45), R — радиус Земли, h — высота тела над поверхностью Земли, М — масса Земли, т — масса тела (спутника). Для центростремительного ускорения Пц = Подстав - Дрб R + h ляя это выражение в формулу (1), после сокрагцений получаем: Ц = . G м R + h' У поверхности Земли с учетом выражения для ускорения свободного падения g = можно положить /г = 0. Тогда первая космическая скорость (без учета сопротивления воздуха) равна: У; = ^ = ^9,8-6,37-10® = 7,9 • 10® м/с. (2) Таким образом, тело, скорость которого равна 7,9*10® м/с и направлена по касательной относительно поверхности Земли, становится искусственным спутником Земли, движущимся по круговой орбите над Землей. В небесной механике первая космическая скорость называется также круговой скоростью. Вторая космическая скорость определяется из условия, что тело должно уйти из сферы земного тяготения и стать спутником Солнца. Расчеты дают следуюгцее выражение для определения второй космической скорости (без учета сопротивления воздуха): =v^, (3) где R — радиус Земли. 70 Раздел III. Движение небесных тел Используя выражение (2), находим: &2 = t'l \/2. (4) Подставляя в (4) уже известное нам значение первой космической скорости, получим, что у поверхности Земли V2~ 11,2 • 10^ м/с. Вторая космическая скорость называется также скоростью освобождения (убегания, ускользания) или параболической скоростью. Третья космическая скорость, или гиперболическая скорость, — это наименьшая начальная скорость, с которой тело должно преодолеть земное притяжение и выйти на околосолнечную орбиту со скоростью, необходимой для того, чтобы навсегда покинуть пределы Солнечной системы. Расчеты дают следующую формулу для нахождения величины этой скорости: - 1) -Ь &2 > (5) где V « 29,8" 10^ м/с — скорость Земли на круговой орбите движения вокруг Солнца. Подставляя значение второй космической скорости &2 в (5) и проведя расчет, получим, что тело должно иметь минимальную скорость &з « 16,7 • 10^ м/с, чтобы покинуть пределы Солнечной системы. 2. Орбиты космических аппаратов. Расчеты траекторий полетов космических аппаратов связаны с использованием законов небесной механики. Следует заметить, что движение космических аппаратов описывается по законам небесной механики только после выключения реактивных двигателей. На пассивном участке траектории (т. е. после выключения двигателей) космические аппараты движутся под действием притяжения Земли и других тел Солнечной системы. Элементы орбиты искусственных спутников Земли взаимосвязаны между собой формулой ч=см(|4). (в) где Vq — начальная скорость спутника, М — масса Земли, Гд — расстояние точки выхода спутника на орбиту от центра Земли, а — большая полуось орбиты спутника. Эксцентриситет орбиты е при горизонтальном запуске спутника равен: е = 1-|-, (7) где q — расстояние перигея (ближайшей точки орбиты от центра Земли). §11. Движение космических аппаратов 71 Рис. 46. Эллиптическая орбита искусственного спутника Земли В случае эллиптической орби- Г1 ты (рис. 46): q = а{\ - e) = R + где /гп — линейная высота перигея над поверхностью Земли. Расстояние апогея (наиболее удаленной точки орбиты от центра Земли): Q = а{\ + e) = R +hp^, где /гд — высота апогея над земной поверхностью, R — радиус Земли. На рисунке 47 показаны орбиты космических аппаратов без учета возмущений, т. е. когда аппараты остаются вблизи Земли. Но когда космический аппарат удалится от Земли на значительное расстояние, то на дальнейшее его движение будет оказывать влияние, прежде всего, притяжение Солнца. Радиус сферы действия Земли принимают равным примерно 930 тыс. км; на границе этой сферы влияние Солнца и Земли на космический аппарат одинаково. Момент достижения границы сферы действия Земли считается моментом выхода космического аппарата на орбиту относительно Солнца. При запуске космических аппаратов к другим планетам исходят из следующих основных соображений: 1) геоцентрическая скорость космического аппарата при выходе на орбиту относительно Земли должна превышать вторую космическую скорость; 2) гелиоцентрическая орбита космического аппарата должна пересекаться с орбитой данной планеты; 3) момент запуска необходимо выбрать так, чтобы орбита была наиболее оптимальной с точки зрения сроков полета, затрат топлива и ряда других требований. Рис. 47. Формы орбит космических аппаратов: 1 — круговая; 2 — эллиптическая; 3 — параболическая; 4 — гиперболическая 72 Раздел III. Движение небесных тел Рис. 48. Гомановская траектория перелета с Земли на Марс Одним из классов межпланетных траекторий являются энергетически оптимальные орбиты, которые соответствуют наименьшей геоцентрической скорости космических аппаратов в момент достижения границы сферы действия Земли. На рисунке 48 указана такая траектория перелета на Марс, построенная на предположении, что орбиты Земли и Марса круговые. Данная орбита носит название гомановской, так как названа в честь немецкого астронома Пальтеца/ожана, занимавшегося теорией межпланетных полетов. В момент запуска космического аппарата Земля находится в точке I. Гелиоцентрическая скорость &2 космического аппарата должна быть направлена так же, как и гелиоцентрическая скорость Земли, — по касательной к орбите Земли. Момент запуска следует подобрать так, чтобы космический аппарат и Марс, двигаясь по своим орбитам, достигли одновременно точки 2. Буквой S обозначено Солнце. Расчеты показывают, что время полета с Земли до Марса по указанной траектории составит 259 суток (не считая сравнительно короткого времени полета до границы сферы действия Земли). 3. Проблемы и перспективы космических исследований. Космонавтика — комплексная отрасль науки и техники, обеспечива-юш,ая исследование и использование космического пространства с помошцю автоматических и пилотируемых космических аппаратов. Главными задачами космонавтики (в порядке их достижения) являются: вывод искусственного спутника на орбиту Земли, полет человека в космос, полет человека на Луну, полет человека на другие планеты, полет к звездам. Первые три цели достигнуты. Начало космической эры было положено в СССР запуском первого искусственного спутника Земли 4 октября 1957 г. Вторая важнейшая дата космической эры — 12 апреля 1961 г. В этот день Ю. А. Гагарин впервые в истории человечества совершил полет в космос на космическом корабле «Восток». Третье историческое событие космонавтики — первая лунная экспедиция, осуш,ествленная §11. Движение космических аппаратов 73 Ю.А. Гагарин (1934 — 1968) П. И. Климук В. В. Коваленок 16—24 июля 1969 г. американскими астронавтами Н. Армстронгом, М. Коллинзом и Э. Олдрином. Значительный вклад в исследование космического пространства внесли и белорусские космонавты П. И. Климук и В. В. Коваленок, неоднократно проводившие исследования в период 1973—1981 гг. в составе различных экипажей. Полеты человека в космос для нас стали уже почти обыденным явлением. Современная теория космических полетов — астродинамика — основана на классической небесной механике и теории управления движением летательных аппаратов. Космонавтика нуждается в тш,ательной разработке оптимальных траекторий космических аппаратов с учетом ряда условий и ограничений. Создание ракетно-космических комплексов — также весьма сложная научно-техническая проблема. Большие ракеты-носители достигают стартовой массы до 3000 т и имеют длину свыше 100 м. Мош,ность двигательных установок измеряется десятками миллионов киловатт. При этом приходится решать сложные задачи охлаждения работаюш,его двигателя, добиваться устойчивости процесса горения, синхронности работы двигателей и т. д. Космические аппараты должны обладать способностью к длительному самостоятельному функционированию в условиях космического пространства, кроме того, возникает ряд дополнительных медико-биологических проблем (заш,ита от космической среды, жизнеобеспечение экипажа и т. д.). Все это требует разработки специальных систем. Обеспечение полета космических аппаратов осуш,ествляется широкой сетью наземных служб управления. 74 Раздел III. Движение небесных тел Главные выводы 1. Скорость, при которой космический аппарат выводится на круговую орбиту вокруг небесного тела, называется первой космической скоростью. 2. Скорость, необходимая для того, чтобы космический аппарат вышел из сферы гравитационного действия Земли и обращался вокруг Солнца, называется второй космической скоростью. 3. Скорость, при которой космический аппарат, запущенный с Земли, покинет Солнечную систему, называется третьей космической скоростью. 4. Орбиты космических аппаратов представляют собой элементы эллипсов, парабол и гипербол. 5. Космические исследования — совокупность отраслей науки и техники, обеспечивающая полеты и освоение космического пространства с целью всестороннего изучения Земли как планеты ближнего и дальнего космоса. Контрольные вопросы и задания 1. Опишите первую, вторую и третью космические скорости. 2. Как можно определить первую и вторую космические скорости для других планет, кроме Земли? 3. По каким орбитам могут двигаться космические аппараты? Каким геометрическим линиям соответствуют орбиты космических аппаратов для первой, второй и третьей космических скоростей? 4. Какие орбиты космических аппаратов называют гомановскими? 5. Расскажите об общих проблемах космонавтики. Раздел---------------------- Сравнительная планетология § 12. Общие характеристики планет. Происхоходение Солнечной системы 1. Строение и состав Солнечной системы. Под Солнечной системой понимается все космическое пространство и вся материя, находящаяся в сфере притяжения Солнца. Солнечная система включает в себя: звезду Солнце, расположенную в центре системы; планеты со спутниками; карликовые планеты; малые тела (астероиды, кометы, метеоритные и метеорные тела), а также межпланетную пыль, плазму и физические поля в указанных границах. В Солнечной системе находится 8 больших планет. По мере удаления от Солнца они расположены в следующем порядке: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун. Планетой называют небесное тело, движущееся вокруг звезды в ее гравитационном поле, имеющее форму, близкую к сферической, светящееся отраженным от звезды светом и расчистившее область своей орбиты от других мелких объектов. Выделяют планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля, Марс) и планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун). Массы планет слишком малы, чтобы внутри их могли протекать характерные для звезд ядерные реакции. Вокруг планет, кроме Меркурия и Венеры, обращаются спутники, которых сейчас известно уже больше 150. По гелиоцентрическим орбитам движутся карликовые планеты, астероиды (малые планеты) и метеоритные тела. Кроме того, по сильно вытянутым орбитам движутся ледяные тела — кометы. Планеты и другие тела Солнечной системы при своем движении по орбитам сталкиваются с метеорными телами, межпланетной пылью; взаимодействуют с электромагнитным излучением Солнца и плазмой, исходящей от Солнца. 2. Особенности строения Солнечной системы. Характерные черты строения Солнечной системы, известные по астрономическим наблюдениям и космическим исследованиям, заключаются в следующем. 1. Основная масса вещества Солнечной системы сосредоточена в Солнце, которое представляет собой рядовую звезду. На массу всех других составляющих системы приходится V750 часть массы Солнца (рис. 49). Таким образом, доминируюшцм в Солнечной системе является гравитационное поле Солнца. 76 Раздел IV. Сравнительная планетология 2. Орбиты планет и большинства астероидов лежат почти в одной плоскости, незначительно наклоненной к плоскости солнечного экватора. Наклон эклиптики к плоскости солнечного экватора составляет 7° 15'. Орбиты планет почти круговые, т. е. их эксцентриситеты мало отличаются от нуля. 3. Все планеты и астероиды обраш,аются вокруг Солнца в одном и том же направлении. Враш,ение Солнца вокруг своей оси происходит в ту же сторону, что и движение планет вокруг Солнца. Планеты враш,аются вокруг своих осей в направлении, совпадаюш,ем с направлением их обраш,ения вокруг Солнца. Исключение составляют Венера и Уран, которые враш,аются в противоположную сторону. Причем ось враш,ения Урана почти лежит в плоскости орбиты планеты. Наклон оси враш,ения других планет не превышают 60° к плоскостям их орбит. 4. Планеты разделяются на две различаюшцеся группы: планеты земного типа и планеты-гиганты. Планеты земной группы — твердые тела, сравнительно небольшие, маломассивные, но с большой средней плотностью, более медленным враш,ением и с малым числом спутников (или без них). Они расположены вблизи Солнца. Планеты-гиганты — Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун — массивнее планет земной группы, большие по размерам и с меньшей средней плотностью, большой скоростью враш,ения и многочисленными спутниками. Планеты-гиганты обладают мошцыми атмосферами, со-стояшнмн в основном из водорода и гелия. Солнце Рис. 49. Сравнительные размеры Солнца и планет § 12. Общие характеристики планет. Происхождение Солнечной системы 5. Момент количества движения {rif V г) между Солнцем и планетами распределяется неравномерно. На долю Солнца, в котором сосредоточена почти вся масса Солнечной системы, приходится только 2 % ее полного количества движения. 6. Орбиты большинства спутников планет близки к круговым. Движение большинства спутников по орбитам происходит в том же направлении, в каком планеты движутся вокруг Солнца. Орбиты крупных спутников в основном имеют малый наклон к плоскостям экваторов своих планет. Перечисленные особенности необходимо учитывать при построении модели (теории) формирования всего комплекса тел Солнечной системы миллиарды лет тому назад. 3. Происхождение Солнечной системы. Для построения теории происхождения Солнечной системы необходимо знать возраст небесных тел. Согласно современным представлениям, возраст древнейших пород Земли достигает 4,64 млрд лет. Анализ пород, доставленных с Луны, соответствует возрасту от 2 до 4,5 млрд лет. Возраст железных и каменных метеоритов оценивается от 0,5 до 5 млрд лет. Возраст Солнца и других отдельных звезд определяется на основе теории строения и эволюции звезд. Для Солнца это приблизительно 5 млрд лет, что совпадает с возрастом других тел системы. Последнее позволяет заключить, что Солнце и планеты сформировались из единого облака газа и пыли. 77 Рис. 50. Образование Солнечной системы по гипотезе Лапласа 78 Раздел IV. Сравнительная планетология Впервые вдея об образовании Солнца и планет из вещества единой газовой туманности была сформулирована И. Кантом в 1755 г. и доработана П. Лапласом в 1796 г. Согласно этой гипотезе, Солнечная система образовалась из вращающегося горячего газового облака, которое сжималось под воздействием гравитации и распадалось на фрагменты (рис. 50). Однако эта гипотеза оказалась несостоятельной из-за множества противоречий. Английский ученый Джеймс Джинс в 1919 г. выдвинул гипотезу, согласно которой планетное вещество было «вырвано» из Солнца под воздействием близко проходящей звезды. Вырванное солнечное вещество распалось на отдельные части, образуя планеты. Данные физико-химических исследований метеоритов и земных пород подсказывали, что эти тела образовались не из газовых сгустков, а из твердого вещества. В 1944 г. систематической разработкой теории образования планет из твердых частиц околосолнечного до-планетного облака занялся О. Ю. Шмидт. Эта теория развивается и в настоящее время. Можно выделить следующие основные этапы происхождения и ранней эволюции Солнечной системы. 1. Около 4,6 млрд лет назад произошел взрыв сверхновой звезды вблизи места рождения Солнечной системы. 1Дарная волна от взрыва распространилась в космическом пространстве. Под ее действием газопылевое облако, состоящее из водорода, гелия и других разных по составу частичек, содержащих как металлы, так и редкие изотопы тяжелых химических элементов, начало сгущаться. В нем образовались уплотнения, обогащенные веществом сверхновой звезды. Изначально медленно вращающееся уплотнение под действием сил гравитации начало сжиматься и превращаться в дискообразное газопылевое облако. В дальнейшем в центре этого облака образуется молодое Солнце. Именно образовавшийся протопланетный диск, а не молодое Солнце, поглощает большую часть момента количества движения. 2. Постепенно в диске газопылевого облака мельчайшие пылинки стали объединяться, захватывая газы из окружающего пространства. Из мелких частичек образовывались более крупные комки, а из них формировались зародыши будушцх планет (размерами в несколько километров) — планетезимали, а позднее и сами планеты. Во внутренней зоне легкие элементы (водород, гелий) под действием светового давления покидали центральные области диска. § 12. Общие характеристики планет. Происхождение Солнечной системы 79 уходя на периферию. Поэтому вблизи Солнца планетезимали формировались полностью из каменистых минералов и соединений металлов и в конце концов превратились в планеты земной группы. Частички в средней холодной зоне покрывались льдом, ядра будущих планет-гигантов быстро росли, захватывая окружающий газ. В самой холодной внешней части диска конденсирующее вещество почти все было ледяным. Множество отдельных ледяных планетезималий и глыб породили ядра комет и ледяные астероиды. Планеты земной группы почти достигли своих размеров примерно через 100 млн лет. 3. Последующее гравитационное сжатие поднимало температуру в недрах протопланет до температуры плавления железа. С этого времени тяжелые компоненты стали отделяться и стремиться к центру планет, а наиболее легкие вещества — подниматься к поверхности. В течение миллиардов лет шло образование коры — наружного слоя планет земной группы. Разогревание Земли, например, сопровождалось выделением газов и водяных паров. Постепенно водяные пары конденсировались и образовывали моря и океаны, а газы — атмосферу. По составу первичная атмосфера существенно отличалась от современной. Спутники планет, движутциеся в направлении вращения планет, образовались в результате тех же процессов, что и сами планеты. Спутники, обладаюшце обратным движением, были захвачены планетой. Главные выводы 1. Солнечная система — это материя и все космическое пространство, находящееся в сфере притяжения Солнца. 2. Солнечная система состоит из Солнца, больших и карликовых планет и их спутников, малых тел, межпланетной пыли, плазмы, физических полей. 3. Главными особенностями Солнечной системы является то, что ее основная масса сосредоточена в Солнце, орбиты планет и большинства астероидов лежат почти в одной плоскости, обращаются в том же направлении, что и Солнце. 4. Среди планет Солнечной системы различают планеты земной группы и планеты-гиганты. 5. Солнечная система произошла в процессе эволюции вращающегося газопылевого облака. 80 Раздел IV. Сравнительная планетология Контрольные вопросы и задания 1. Что понимают под Солнечной системой? 2. Что называют планетой? Какие планеты входят в состав Солнечной системы? 3. Укажите основные особенности строения Солнечной системы. 4. Какой возраст древнейших пород Земли; минералов, доставленных с Луны; метеоритов, упавших на Землю? 5. В чем состоит суть гипотез И. Канта, П. Лапласа, Дж. Джинса, О. Ю. Шмидта о происхождении Солнца и планет? 6. Укажите основные этапы происхождения и ранней эволюции Солнечной системы. § 13. Планеты земной группы 1. Меркурий. Меркурий — самая близкая к Солнцу планета (рис. 51). Она постоянно «прячется» в солнечных лучах, и поэтому ее очень трудно увидеть с Земли. По размерам и массе Меркурий ближе к Луне, чем к Земле. У Меркурия нет атмосферы, и его поверхность не защищена от палящих солнечных лучей днем и космического холода ночью. Днем на поверхности планеты температура поднимается до -ь430 °С, а ночью опускается до -170 °С. Перепад температур происходит медленно, потому что солнечные сутки на Меркурии равны 176 земным. Вся каменистая поверхность Меркурия покрыта многочисленными кратерами. Большинство из них образовались в результате падения метеоритов. Кратеры на картах Меркурия названы в честь вы-даюшцхся представителей мировой культуры: Бетховен, Гомер, Достоевский, Пушкин, Толстой и др. Угол наклона оси вращения Меркурия перпендикулярен его орбите, поэтому дно околополярных кратеров никогда не освещается Солнцем. Эти области служат хранилищами водяного льда, перемешанного с горной породой. Рис. 51. Меркурий § 13. Планеты земной группы 81 Таблица 2 Параметры Меркурия Звездная величина (максимальная) -2.2 Диаметр по экватору 4880 км Среднее расстояние до Солнца 57,9 млн км Масса (Земля = 1) 0,055 0,387 а. е. Средняя плотность 5.4-10" кг/м" Период обращения вокруг Солнца 88 земных суток Сила притяжения на экваторе (Земля = 1) 0,38 Период вращения вокруг оси 58,6 земных суток Температура поверхности От-170 до +430 °С Мантия —^ — Кора Горы, встречающиеся на Меркурии, достигают высоты всего 2—4 км. На планете обнаружены уступы высотой 2—3 км, тянущиеся на сотни километров (рис. 52). Вероятно, они появились при образовании планеты из-за неравномерного сжатия в ходе охлаждения. Вблизи поверхности Меркурия обнаружены атомы гелия и водорода, а также аргона и натрия. Их источниками являются солнечный ветер и вещество планеты, подверженное нагреванию и облучению Солнца. Магнитное поле планеты очень мало, его напряженность в 300 раз меньше, чем земного. Параметры Меркурия смотрите в таблице 2. Рис. 52. Крутые уступы на поверхности Меркурия 82 Раздел IV. Сравнительная планетология Рис. 53. Венера. Фотоснимок выполнен в ультрафиолетовых лучах Рис. 54. Венера. Район Гор Максвелла: отромный кратер диаметром около 100 км 2. Венера. Венера — вторая от Солнца планета Солнечной системы (рис. 53). Она почти такого же размера, как и Земля, а ее масса составляет более 80 % земной массы. На небе ее можно наблюдать утром или вечером в виде очень яркого светила. Густая атмосфера Венеры долго скрывала тайны ее поверхности. Ученые еще в середине XX в. думали, что планета покрыта тропическими лесами. Но достигшие планеты советские космические аппараты «Венера» сфотографировали безжизненную раскаленную пустыню. Температура поверхности достигает 470 °С и почти не изменяется в течение суток (см. табл. 3 на с. 84). Густые облака пропускают мало солнечного света и создают «сумеречную» освещенность даже тогда, когда Солнце находится высоко над горизонтом. Большую часть поверхности Венеры занимают равнины. Самые высокие горы поднимаются на 11 км над средним уровнем поверхности — Горы Максвелла. Обнаружены на Венере кратеры диаметром до сотен километров (рис. 54). Крупные кратеры названы в честь выдающихся женщин мира (Ахматова, Войнич, Дункан, Орлова) или просто женскими именами (Антонина, Валентина, Зоя, Ирина, Нана, Оля и др.). Обширные возвышенности-материки носят имена: Земля Афродиты, Земля Иштар, Земля Лады и др. Около 500 млн лет назад на Венере произошла глобальная геологическая катастрофа. Сотни тысяч действующих вулканов извергли огромное количество лавы, которая покрыла всю поверхность § 13. Планеты земной группы 83 Рис. 55. Гора Маат — потухший вулкан на Венере Рис. 56. Застывшие пузыри вулканической лавы на Венере. Радиолокационное изображение, переданное космическим кораблем «Магеллан» в 1991 г. планеты. Самый высокий потухший вулкан (рис. 55) — гора Маат, названная так в честь египетской богини истины и порядка, вздымается над окружаюгцей ее равниной почти на 8 км. Отдельные вулканы достигают высоты 3 км при ширине у подножия 500 км. Многочисленные застывшие пузыри лавы имеют куполообразную форму (рис. 56). Для исследования рельефа планеты был использован метод радиолокации. Автоматическая межпланетная станция «Магеллан» с 1990 по 1994 г. провела глобальную радиолокацию поверхности Венеры. На основе полученных данных были составлены рельефные карты, и появилась возможность воссоздать детали поверхности в объемном изображении (рис. 57). Атмосфера Венеры состоит в основном из углекислого газа. Давление у поверхности планеты в 95 раз выше, чем у поверхности Земли. Благодаря такому химическому составу, а также большой плотности атмосфера Венеры представляет собой огромный «парник». Парниковый эффект и обусловливает высокую температуру поверхности. Облака Венеры имеют слоистую структуру. Они располагаются на высотах от 48 до 70 км и содержат капель -ки серной кислоты. Скорость ветра у поверхности составляет около 1 м/с. В атмосфере наблюдаются молнии. -I \ I • : : - ■ л ‘ '.v'j. ■ fu# ■ л * ■ Рис. 57. Рельефная карта поверхности Венеры, составленная по данным радиолокационных исследований космического аппарата «Магеллан» 84 Раздел IV. Сравнительная планетология Таблица 3 Параметры Венеры Звездная величина (максимальная) -4.7 Диаметр по экватору 12 104 км Среднее расстояние до Солнца 108,2 млн км Масса (Земля = 1) 0,723 а. е. Средняя плотность 0,815 5,2-10® кг/м® Период обращения вокруг Солнца 224,7 земных суток Сила притяжения на экваторе (Земля =1) 0,9 Период вращения вокруг оси (обратное вращение) 243 земных суток Температура поверхности 470 °С Мантия Ядро Кора Магнитное поле Венеры очень мало по причине медленного вра-гцения планеты вокруг оси с востока на запад (ретроградное движение). Его напряженность в раз меныпе земного. Магнитосфера почти полностью отсутствует, поэтому поток заряженных частиц, идугций от Солнца, сталкивается с атмосферой планеты и увлекает за собой ее вегце-ство, формируя ионный гплейф. Космическая обсерватория ЗОЕЮ определила, что этот «хвост» растягивается на 45 млн км, т. е. достигает Земли. Е1араметры Венеры смотрите в таблице 3. 3. Земля. Земля — третья по счету планета Солнечной системы. Из космоса нагла планета выглядит красивым голубым гпаром (рис. 58). Рис. 58. Фотография Земли Сквозь облачный покров можно рас-из космоса смотреть материки и океаны. ,1 § 13. Планеты земной группы 85 Детали поверхности Земли и условия жизни хорошо вам известны, поэтому мы остановимся более подробно на строении недр. Модели внутреннего строения Земли и остальных планет земной группы примерно схожи. По записям колебаний земной поверхности при землетрясениях — сейсмограммам — было установлено, что внутреннее строение планеты по вертикали слоистое. По химическому составу и физическим характеристикам выделяют три основные сферические оболочки: твердая кора, мантия (оболочка) и ядро. Самый тонкий внешний слой — твердая кора. У Земли она простирается в среднем на глубину 35 км (океаническая кора — 10 км, континентальная кора — 70 км). По химическому составу земная кора состоит из кислорода (46,6 %) кремния (27,7 %), алюминия (8,1 %), железа (5 %), кальция (3,6 %) и др. химических элементов. Обгцая масса земной коры составляет всего 0,8 % обгцей массы Земли. Кора отделяется от следуюгцей за ней мантии отчетливой границей. Ядро — наиболее плотная часть планетных недр. В центре Земли плотность вегцества достигает 13 500 кг/м^, а температура оценивается в 6000 К- Радиус ядра составляет 55 % радиуса Земли, а масса — около 30 % массы планеты. Земное ядро подразделяется на внешнее и твердое внутреннее радиусом 1270 км. Переходная зона между внешней и внутренней частями ядра очень тонкая — около 5 км. У Венеры аналогичное ядро. Наиболее могцным ядром обладает Меркурий, радиус которого составляет 70 % радиуса планеты, а масса — 60 % массы всей планеты. У Марса небольшое ядро массой всего 7 % от всей массы планеты, а его радиус составляет 28 % радиуса Марса. Ядра планет в основном состоят из железа с примесью сернистого железа. Жидкий внешний слой ядра, вероятно, есть у Меркурия и Венеры. Источниками нагрева недр планет служат: 1) выделение тепла при распаде радиоактивных элементов; 2) энергия, выделяюгцаяся при ударах тел различного размера (астероидов и др.) о поверхность планеты; 3) нагревание за счет сжатия вегцества планеты и гравитационной дифференциации. Гравитационная дифференциация представляет собой процесс постепенного перераспределения вегцества по плотности — тяжелые элементы стремятся к центру, а легкие элементы поднимаются к поверхности. Этот процесс у Земли егце не завершился. Движения 86 Раздел IV. Сравнительная планетология Таблица 4 Параметры Земли Угол наклона экватора к плоскости орбиты 23,4° Диаметр по экватору 12 756 км Среднее расстояние до Солнца 149,6 млн км Масса 5,97 • кг 1 а.е. Средняя плотность 5,5 • 10® кг/м® Период обращения вокруг Солнца 365,26 земных суток Температура От-83 до 4-52 °С Период вращения вокруг оси 23,93 ч поверхности Мантия ^ ^— Кора Внутреннее ядро- Внешнее ядро вещества внутри планеты влияют на кору, вызывая землетрясения, горообразования, тектонические и вулканические процессы. Магнитное поле Земли генерируется в жидком металлическом слое ядра. Земная атмосфера состоит в основном из азота и кислорода. Параметры Земли смотрите в таблице 4. 4. Марс. Марс — четвертая по счету планета Солнечной системы по отношению к Солнцу (рис. 59). Для наблюдателя она предстает в виде яркого красного светила. С помощью любительских телескопов можно увидеть полярные шапки Марса и некоторые крупные детали его поверхности. Полученные с помощью космических аппаратов изображения поверхности Марса показали, что она представляет собой безжизненную пустыню, значительная часть которой покрыта крас- § 13. Планеты земной группы 87 Рис. 59. Марс Рис. 60. Снег на поверхности Марса. Фотография сделана спускаемым аппаратом «Викинг-2» новатым песком и усеяна камнями. Красный цвет поверхности Марса объясняется высоким содержанием в почве оксидов железа (см. рис. 59). На поверхности Марса атмосфера очень разрежена, поэтому существуют большие суточные колебания температуры: если днем на экваторе температура поднимается иногда до -ь15 °С, то ночью опускается до -65 °С. Зимой на поверхности Марса наблюдаются снег и иней (рис. 60), но вода в жидком состоянии там существовать не может. Давление у поверхности планеты в 100—170 раз меньше, чем на Земле. В условиях низкого атмосферного давления вода закипает при температуре +2 °С и сразу же испаряется. На Марсе очень много ударных кратеров большого размера. Это свидетельствует о том, что планета пережила множество катастроф, которые изменили условия ее поверхности. Кратеры на Марсе названы в честь ученых, посвятивших свою деятельность изучению Марса и планет Солнечной системы (например, кратер Тихон). Поверхность Марса характеризуется четко выраженной асимметрией. Южное гористое полушарие в среднем на 5 км выше Северного. На снимках марсианской поверхности хорошо видны многочисленные крупные и мелкие каньоны. Их ширина достигает 600 км, глубина — 5 км. Самый большой каньон — Долина Ма-ринера — тянется почти на 5000 км (на рис. 59 он виден как темная структура, пересекающая диск планеты). 88 Раздел IV. Сравнительная планетология Рис. 61. Гора Олимп на Марсе Рис. 62. Высохшие русла марсианских рек Поражают своими масштабами потухшие вулканы Марса. Самый высокий — гора Олимп (рис. 61) — поднимается над поверхностью на 27 км. Диаметр его основания достигает 600 км. Возраст данных структур — около 400 млн лет. Знаменитые полярные шапки Марса образованы толстыми, порядка 3 км, слоями льда, смешанного с пылью. Верхний слой полярных шапок состоит из «сухого льда» (замерзшего углекислого газа — СО2) с небольшой примесью обычного льда (Н2О). Температура здесь опускается ниже -110°С. Когда на одном из полушарий начинается зима, соответствуюьцая полярная шапка начинает расти и достигает 57° широты в Северном полушарии и 45° в Южном. С приходом весны шапки начинают таять. Осенью, когда формируются полярные шапки, можно наблюдать голубовато-белые облака в атмосфере планеты. Загадочные марсианские долины, похожие на высохшие русла рек (рис. 62), были созданы водными потоками, которые иссякли более миллиарда лет назад. Об обилии воды на Марсе в давние времена свидетельствуют многие факты. В 1999 г. были опубликованы исследования, доказываюьцие, что на Марсе раньше суьцествовал океан воды. Это удалось установить с помощью фотоснимков (переданных на Землю станцией «Марс Глобал Сур-вейер») по особенностям рельефа, представляюьцим древнюю береговую линию. Океан мог суьцествовать, пока температура поверхности Марса была достаточно высока. Планета начала охлаждаться около миллиарда лет назад. Тонкая атмосфера Марса не препятствовала «улетучиванию» воды в межпланетное пространство. При понижении температуры замерзшая вода вперемешку с песком образовала подповерхностную ледяную оболочку — кри- § 13. Планеты земной группы 89 Таблица 5 Параметры Марса Звездная величина (максимальная) -2.0 Диаметр по экватору 6794 км Среднее расстояние 228,0 млн км Масса (Земля = 1) 0,107 до Солнца 1,524 а. е. Средняя плотность 3.9 • 10" кг/м" Период обращения вокруг Солнца 1,88 земного года Сила притяжения на экваторе (Земля = 1) 0,38 Период вращения вокруг оси 24,62 ч Температура поверхности От-130 до + 15°С Мантия — Кора Ядро ^ Поверхность осферу. Криосфера Марса содержит количество воды, эквивалентное слою толщиной около 1 км по всей планете. Атмосфера Марса имеет низкую плотность и состоит в основном из углекислого газа. Скорость ветра у поверхности планеты не превышает 15 м/с. Марс — единственная планета, где наблюдаются глобальные пылевые бури. Они создают ан-типарниковый эффект, так как облака пыли не пропускают солнечное излучение к поверхности. Поэтому поверхность сильно охлаждается, а пыль и окружающая атмосфера, напротив, разогреваются. В атмосфере Марса наблюдаются песчаные вихри, закручивающие столбы пыли высотой до 8 км. Частички облаков состоят из силикатных и ледяных пылинок. Пыль на Марсе поднимается так высоко в атмосферу, что даже закрывает гору Олимп. Марс обладает слабым магнитным полем напряженностью в 500 раз меньше земного. Параметры Марса смотрите в таблице 5. 90 Раздел IV. Сравнительная планетология Главные выводы 1. Планеты земной группы сравнительно малы (их общая масса не превышает 0,5 % массы всех планет Солнечной системы) и представляют собой твердые тела с высокой средней плотностью. 2. Все планеты земной группы обладают сходным строением и состоят из ядра, мантии, твердой коры. 3. Для поверхностей планет земной группы характерны кратеры, горы, вулканы. 4. Планеты земной группы (кроме Меркурия) имеют внешние оболочки: атмосферу (Венера, Земля, Марс), гидросферу и биосферу (Земля), криосферу (Марс). Контрольные вопросы и задания 1. Из каких оболочек состоят планеты? 2. Перечислите источники нагрева недр планет. 3. Что называют гравитационной дифференциацией? 4. Из каких основных химических элементов состоит поверхность: Земли; Меркурия; Марса? 5. Опигпите поверхности планет земной группы. 6. Каковы особенности атмосфер планет земной группы? §14. Планеты-гиганты 1. Юпитер. Юпитер — самая большая из планет-гигантов (рис. 63). Его масса намного превышает массу всех других планет, вместе взятых. Юпитер представляет собой газообразное тело с чрезвычайно мош,ной атмосферой, состояш,ей главным образом из водорода и гелия, что характерно и для других планет этой группы. По средней плотности, преобладанию водорода и гелия Юпитер похож на звезды. В отличие от планет земной группы у гигантов нет твердой поверхности. То, что мы наблюдаем, — это вершины облаков, плаваюш,их в ат-Рис. 63. Юпитер. Фотография . .. ^ мосфере. Из-за быстрого вра-получена космическим аппа- ^ ^ ь н ратом «Кассини». Темное пят- Щения планет-гигантов и сильно — тень спутника Ио. ных ветров облака вытягиваются § 14.Планеты-гиганты 91 в полосы, параллельные экватору. Окраску облакам придают примеси аммиачных образований, метан и другие сложные соединения. Светлые и темные полосы атмосферы Юпитера объясняются различными зонами давления. Светлые зоны — это области высокого давления, а темные — низкого. Теплые газы поднимаются вверх в области зон и остывают, достигнув верхней границы облаков. Охлаждаясь, они падают в соседние полосы, где давление низкое. В экваториальной зоне (от -ь9 до -9°) газовые течения направлены строго с запада на восток. Скорость движения газовых масс достигает 180 м/с (по исследованиям межпланетной космической станции «Талилео»), Вблизи широт от -ь20 до -20° веш,ество движется в противоположную сторону, с востока на запад, со скоростью около 50 м/с. Между основными течениями суш,ествуют вихри и струи. Для Юпитера, как и для всех планет-гигантов, характерны светлые и темные овальные пятна. Наиболее примечательное из них — Большое Красное пятно (рис. 64), наблюдаюш,ееся в течение трех веков. Это огромный и очень устойчивый вихрь, похожий на земной ураган. В полярных облаках Юпитера наблюдается явление, подобное земному северному сиянию (рис. 65). Рис. 64. Большое Красное пятно на Юпитере Рис. 65. Полярные сияния на Юпитере. Фотография космического телескопа Хаббла 92 Раздел IV. Сравнительная планетология Рис. 66. Схема колец Юпитера Представления о внутреннем строении планет-гигантов получены на основе наблюдений и теоретических моделей, основанных на свойствах водорода. На дне уплотняющейся вглубь на 1500 км атмосферы Юпитера находится слой жидкого водорода. Затем атмосфера переходит в особое газожидкое состояние. На уровне примерно 0,77 радиуса планеты начинается оболочка, где водород приобретает свойства металла. Здесь он сжимается так сильно (4 • 10'^ Па), что электроны покидают свои атомы и свободно перемещаются. Это приводит к появлению магнитного поля Юпитера, напряженность которого на границе облачного слоя в 12 раз выше, чем у земного магнитного поля. В центре Юпитера находится твердое ядро, состоящее из оксидов кремния, магния и железа с примесями. Диаметр внутреннего ядра — около 25 тыс. км, температура в его центре составляет 23 000 К- Такая высокая температура объясняется медленным гравитационным сжатием планеты. В 1979 г. космические аппараты «Вояджер-1» и «Вояджер-2» обнаружили у Юпитера кольца (рис. 66). Они состоят из очень мелких пылинок (0,2—200 мкм). Эти пылинки постепенно падают в атмосферу Юпитера, а их место занимают другие, которые образуются при столкновении малых спутников, особенно Амальтеи, с метеоритными телами. Параметры Юпитера смотрите в таблице 6. § 14.Планеты-гиганты 93 Таблица 6 Параметры Юпитера Звездная величина (максимальная) -2,7 Диаметр по экватору 142 980 км Среднее расстояние до Солнца 778,6 млн км Масса (Земля = 1) 318 5,204 а. е. Средняя плотность 1,3-10" кг/м" Период обращения вокруг Солнца 11,87 земного года Сила притяжения на экваторе (Земля = 1) 2,2 Период вращения вокруг оси 9,92 ч Температура верхнего слоя облаков -133°С Жидкий водород Твердое ядро Газообразные водород и гелий Металлический водород 2. Сатурн. Сатурн — это вторая по величине планета-гигант, окруженная красивыми кольцами (67). Диск планеты заметно сплюснут у полюсов. Это вызвано тем, что у Сатурна самая низкая плотность изо всех планет Солнечной системы. Кольца Сатурна (рис. 68) заметил еще Галилео Галилей: в 1610 г. он обнаружил по обе стороны диска непонятные придатки. Но только Христиан Гюйгенс в 1656 г. различил тонкое плоское кольцо, не соприкасающееся с планетой. С Земли в телескоп можно увидеть несколько колец, отделенных друг от друга темными промежутками. На основе спектральных исследований в 1895 г. русский ученый А. А. Белопольский уста- Рис. 67. Сатурн. Фотография сделана космическим телескопом Хаббла 94 Раздел IV. Сравнительная планетология Рис. 68. Структура колец Сатурна (цвета ненатуральные — они подчеркивают различие минералогического состава колец) Рис. 69. Уран. Фотография получена космическим телескопом Хаббла новил, что кольца не монолитные, а состоят из отдельных мелких тел. Снимки, полученные космическим аппаратом «Вояджер-2», показали, что систему колец образуют тысячи тонких колец. Каждое из них состоит из бесчисленного множества обломков льда размером от мельчайших пылинок до нескольких метров. Толш,ина колец не превышает 2 км, а толш,ина отдельного кольца — больше 30 м. Таблица 7 Параметры Сатурна Звездная величина (максимальная) 0.7 Диаметр по экватору 120 536 км Среднее расстояние 1434 млн км Масса (Земля = 1) 95,2 до Солнца 9,56 а. е. Средняя плотность 0,7 • 10® кг/м® Период обращения вокруг Солнца 29,67 земного года Сила притяжения на экваторе (Земля = 1) 1.1 Период вращения вокруг оси 10,66ч Температура верхнего слоя облаков -170°С Ячейки с циркулирующими водородом и гелием Каменное ядро ^ Металлический водород с капельками гелия § 14.Планеты-гиганты 95 Плоскость колец расположена в плоскости экватора Сатурна, которая имеет наклон 27° к плоскости орбиты. При движении Сатурна по орбите кольца, сохраняя положение в пространстве, дважды за одно обращение планеты вокруг Солнца оказываются повернутыми к Земле своим ребром. А так как толщина их мала, то в небольшие телескопы они в это время не видны. Диаметр по наружному краю кольца составляет 272 тыс. км, а по внутреннему — 144 тыс. км. Суммарная масса колец составляет около 3 • 10“^ массы Сатурна. Напряженность магнитного поля Сатурна близка к земной. Параметры Сатурна смотрите в таблице 7. 3. Уран. Уран — третья по величине планета-гигант. Планета очень красивого зеленовато-голубоватого цвета (рис. 69). Причина этого кроется в составе атмосферы планеты и ее температуре. При температуре -217 °С в верхних слоях водородно-гелиевой атмосферы Урана образовалась метановая дымка. Метан хорошо поглощает красные лучи и отражает голубые и зеленые. Поэтому планета и приобрела красивый бирюзовый цвет. В атмосфере Урана не наблюдается никаких заметных возмущений. Таблица 8 Параметры Урана Звездная величина (максимальная) 5.5 Диаметр по экватору 51120 км Среднее расстояние до Солнца 2870 млн км Масса (Земля = 1) 14.5 19.18а. е. Средняя плотность 1.3-10® кг/м® Период обращения вокруг Солнца 84,0 земного года Сила притяжения на экваторе (Земля = 1) 0.9 Период вращения вокруг оси (обратное вращение) 17.24ч Температура верхнего слоя облаков -217°С Атмосфера из водорода, гелия и метана 'V Мантия из замерзших ^ Каменное воды, метана и аммиака '■ ядро 96 Раздел IV. Сравнительная планетология В 1977 г. были открыты кольца Урана. Снимки, сделанные «Во-яджером-2» в 1986 г., подтвердили их существование. Уран окружен одиннадцатью узкими кольцами, располагающимися в плоскости экватора на расстоянии от 42 до 51,4 тыс. км (или 1,65—2,02 радиуса) от центра планеты. Типичная ширина колец от 1 до 8 км, только у самого большого она меняется от 22 до 93 км. Толщина колец не превышает 1 км. Кольца Урана состоят из мелкой пыли и небольших твердых темных частиц. Магнитное поле Урана имеет одну интересную особенность. Ось вращения планеты почти совпадает с плоскостью орбиты, и линии магнитного поля скручены вращением Урана в длинный штопор позади планеты. Напряженность магнитного поля приблизительно равна земной. Параметры Урана смотрите в таблице 8 (с. 95). 4. Нептун. Нептун — самый маленький гигант. Находится почти на самом краю Солнечной системы и получает очень мало солнечной энергии. Но, несмотря на это, планета очень активна. На фотографиях Нептуна хорошо видны облака, появляющиеся и ис-чезаюшце в атмосфере планеты. Примечательной деталью Нептуна является и Большое Темное пятно (рис. 70), схожее по структуре с Большим Красным пятном Юпитера. Скорость ветра в атмосфере Нептуна достигает рекордного значения — 600 м/с. Предположение о существовании колец у Нептуна было выдвинуто в 1984 г. на основе наблюдений по покрытию звезд планетой. Три замкнутых и одно незамкнутое кольцо видны на снимках, полученных космическим кораблем «Вояджер-2» в 1989 г. Располагаются кольца на расстоянии от 1,7 до 2,5 радиуса планеты. Ширина колец — 1700, 15, 5000 и 50 км соответственно. Они состоят из мелких силикатных пылинок, отражающих 6 % солнечного света. Рис. 70. Нептун. Большое Тем- тт . ^ Напряженность магнитного по- ное пятно. Фотография сделана космическим аппаратом Нептуна в 3 раза меньше, чем «Вояджер-1» У Земли. § 14.Планеты-гиганты 97 Параметры Нептуна смотрите в таблице 9. Таблица 9 Параметры Нептуна Звездная величина (максимальная) 7.8 Диаметр по экватору 49 528 км 4491 млн км Масса (Земля = 1) 17,2 Среднее расстояние до Солнца 30,0 а. е. Средняя плотность 1.8-10" кг/м" Период обращения вокруг Солнца 164.5 земного года Сила притяжения на экваторе (Земля = 1) 1.1 Период вращения вокруг оси 16.11 ч Температура верхнего слоя облаков -214°С Рыхлая смесь из замерзших воды аммиака и метана Каменное ядро Атмосфера из водорода, гелия и метана Главные выводы 1. В отличие от планет земной группы планеты-гиганты представляют собой крупные массивные газообразные тела с малой плотностью, удаленные от Солнца на значительное расстояние (от 5 до 30 а. е.). 2. Планеты-гиганты очень быстро вращаются вокруг своих осей. 3. Все планеты-гиганты имеют кольца. 4. Основными компонентами атмосфер этих планет являются водород и гелий. Контрольные вопросы и задания 1. Укажите на отличие основных физических характеристик планет-гигантов от планет земной группы. 2. Какова особенность вращения планет-гигантов вокруг оси? 3. Расскажите об особенностях строения планет-гигантов. 4. Что представляют собой кольца планет? 5. Почему иногда даже в крупные телескопы не видны кольца Сатурна? 98 Раздел IV. Сравнительная планетология § 15. Луна. Спутники планет 1. Физические условия на Луне. Луна — единственный естественный спутник Земли. Это тело шарообразной формы диаметром 3475 км. Масса Луны всего в 81 раз меньше массы Земли. Средняя плотность Луны равна 0,6 плотности Земли, а ускорение свободного падения в 6 раз меньше земного, т. е. на лунной поверхности предметы весят в 6 раз меньше, чем на Земле. Солнечные сутки на Луне продолжаются синодический месяц (29,5 земных суток). На Луне нет воды в жидком виде и практически нет атмосферы. За лунный день, который длится около 15 земных суток, поверхность успевает нагреться до -ь130 °С, а ночью охладиться до -170 °С. При высоких температурах скорость газовых молекул превышает вторую космическую скорость для поверхности Луны, равную 2,38 км/с, поэтому газы, выделяюш,иеся из недр спутника Земли или образуюш,иеся при падении метеорных тел, быстро покидают Луну. Без газовой атмосферы Луна подвержена воздействию всех видов электромагнитного излучения Солнца, а также ударам метеорных тел разного размера. Невооруженным глазом на лунной поверхности различимы светлые и темные участки. На темные, относительно ровные области поверхности, названные «морями», приходится 16,9 % всей поверхности Луны. Более светлые гористые участки, так называемые «материки», занимают оставшуюся поверхность и характеризуются наличием горных хребтов, кольцевых гор, кратеров (рис. 71). Первую подробную лунную карту составил в 1647 г. польский астроном Ян Гевелий. С того времени до наших дней сохранились названия морей — Море Спокойствия, Море Кризисов и др. Названия горных хребтов, тянущихся обычно вдоль окраин морей, созвучны земным — Апеннины, Кавказ, Карпаты и др. Апеннины имеют максимальную высоту около 6 км, а Карпаты — лишь 2 км (рис. 72). Самыми многочисленными образованиями на лунной поверхности являются кратеры (рис. 73). Их размеры колеблются от микро- Рис. 71. Вид Луны в телескоп § 15. Луна. Спутники планет 99 Рис. 72. Карта-схема крупнейших деталей видимого в телескоп с Земли полушария Луны скопических до более 100 км в диаметре. Кратер состоит из кольцевого вала и внутренней равнины. У большинства «молодых» кратеров на дне возвышаются центральные горки. В полнолуние у «молодых» кратеров, имеющих метеоритное происхождение, можно видеть лучевые системы — светлые полосы, радиально отходяшце от кратера и тянущиеся на сотни километров. Рис. 73. Часть поверхности Луны. Фотография получена станцией «Зонд» 100 Раздел IV. Сравнительная планетология крупного метеорита или неболыпого астероида о поверхность Луны сопровождается взрывом. При этом происходит выброс лунного вегцества под разными углами. Значительная его часть попадает в космос, однако некоторая доля падает обратно на ее поверхность. Из струй измельченного вегцества формируются лучевые системы. Для наблюдателя лучи кажутся более светлыми потому, что они лучгпе отражают свет, чем плотное вегцество того же состава. Крупные и средние кратеры названы в честь выдаюгцихся ученых: Птолемей, Архимед, Платон, Коперник, Тихон, Шмидт и др. Космические исследования сугцественно углубили нагни знания о Луне. В 1959 г. советским аппаратом «Луна-3» была впервые сфотографирована обратная, невидимая сторона Луны. В 1965 г. появилась первая полная карта Луны, составленная под научным руководством Ю.Н. Липского. Американские астронавты Нил Армстронг и Эдвин Олдрин стали первыми людьми, ступивгпими на поверхность Луны 20 июля 1969 г. Астронавты, находясь на Луне, могли видеть на небе нагну Землю (рис. 74). Американские космические корабли серии «Аполлон» в течение последуюгцих трех лет гпесть раз доставляли в разные места Луны экспедиции (12 астронавтов занимались исследованиями в местах посадок, им удалось собрать более 360 кг лунных образцов). Лунные породы доставляли и советские автоматические станции «Луна». Рис. 74. Земля, видимая с поверхности Луны § 15. Луна. Спутники планет 101 Рис. 75. Основные типы частичек лунного реголита Поверхностный слой естественного спутника Земли состоит из мелкообломочного материала — реголита (рис. 75) и имеет толгцину около 10 м. В состав лунного реголита входят также стеклянные сферические микрочастицы. Дробление лунных пород происходит в основном из-за микрометеоритной бомбардировки и резких перепадов температуры. Реголит обладает малой плотностью (верхний слой 1200 кг/м^) и очень низкой теплопроводностью (в 20 раз меньгпе воздуха), поэтому уже на глубине около 1 м колебания температуры практически не огцутимы. По химическому составу лунные породы очень близки базальтовым породам Земли. Породы лунных морей отличаются высоким содержанием оксидов железа и титана, материковые — высоким содержанием оксидов алюминия. В последнее время космические станции обнаружили запасы водяного льда в полярных областях Луны. Поскольку угол наклона лунного экватора к эклиптике всего 1,5°, то дно даже неглубоких кратеров в полярных областях никогда не освегцается солнечными лучами. При постоянной температуре -200 °С дно полярных кратеров покрывает смесь реголита со льдом. Источником возникновения и накопления лунных полярных льдов могут быть упавгпие в эти области кометы, которые представляют собой ледяные тела. Внутреннее строение Луны изучено по записям сотрясений от ударов метеоритов, которые фиксировались доставленными на Луну сейсмографами. Под слоем реголита располагается кора, толгци-на которой на видимой (обрагценной к Земле) стороне составляет 60 км, а на обратной — 100 км. Под корой находится мантия, тол-гцина которой около 1000 км. Зона глубже 1600 км напоминает земную мантию, имеет толгцину 430 км и температуру около 1800 К. Последние исследования подтвердили, что в центре Луны сугцеству-ет металлическое ядро радиусом около 300 км, масса которого составляет около 3% от обгцей массы Луны. Сугцествует несколько гипотез образования Луны. По одной из самых популярных Луна образовалась вместе с Землей из одной планетезимали. Было предположение, что Земля могла разделиться 102 Раздел IV. Сравнительная планетология Таблица 10 Параметры Луны Звездная величина (максимальная) -12,7 Диаметр по экватору 3475 км Среднее расстояние до Земли 384,4 млн км Масса (Земля = 1) 0,012 60,3 радиуса Земли Средняя плотность 3,34 • 10® кг/м® Период обращения вокруг Солнца 27,32 земных суток Сила притяжения на экваторе (Земля = 1) 0,17 Период вращения вокруг оси 27,32 земных суток Температура поверхности От-170 до +130°С Верхняя мантия—— Кора Ядро Нижняя мантия на две части и что впадина Тихого океана — это «яма», оставшаяся после того, как Луна «вырвалась» из Земли. Некоторые ученые полагают, что Луна образовалась путем объединения крошечных камешков, обраш,авшихся вокруг Земли 4,5 млрд лет назад. Накопление частиц под действием сил гравитации, тействуюших вблизи Земли, стало «уменьшенным» вариантом такого же процесса, который происходил в первичной солнечной туманности и привел к рождению планет. Рассматривается и такой механизм образования Луны. Земля, прошедшая основные стадии дифференциации веш,ества, столкнулась с крупным небесным телом (размером с Марс). Косой удар разрушил только верхние слои земных недр. На околоземную орбиту было выброшено веш,ество земной коры и мантии, из которого путем слияния сформировался спутник Земли. Параметры Луны смотрите в таблице 10. 2. Спутники планет. В Солнечной системе на начало 2007 г. известно 156 естественных спутников планет. Семь спутников, включая Луну, имеют диаметр больше 2500 км, а Ганимед и Титан (табл. 11) даже превосходят по размеру Меркурий. § 15. Луна. Спутники планет 103 Крупные спутники планет Таблица 11 Характеристики Спутники 5 г S £ £ cd н £ 1 й О S cd £ >> cd с о о. со £ О н £ Планета Он О) н с 2 £ Он £ и Он О) Н С 2 Он О) н с 2 К 2 О) СО Он О) Н С 2 £ £ О) К Диаметр, км 5268 5150 4806 3640 3475 3130 2700 Масса, х10®®кг 1,49 1,35 1,08 0,892 0,735 0,485 0,215 Плотность, кг/м® 1930 1900 1830 3550 3340 3040 2100 Температура -140 94 -140 130 170-425 -140 38 поверхности, К Небольшие спутники размером в десятки километров представляют собой каменные или ледяные тела неправильной формы. Их поверхности усеяны кратерами и покрыты мелкой пылью. Средние спутники (в несколько сотен километров) в основном шарообразные и имеют малую плотность. По внешнему виду их поверхность напоминает лунную. Отличаются разнообразием 7 крупнейших спутников. По своему строению они больше похожи на планеты земной группы. Крупнейшие спутники Юпитера были открыты давно, еш,е в 1610 г., Галилеем. Однако основные сведения о природе крупных спутников планет-гигантов получены в результате исследований с помош,ью космических аппаратов. Модель внутреннего строения крупных спутников предусматривает наличие у них трех оболочек: коры, мантии и ядра. Ядром, содержащем соединения г. о Рис. 76. Ио — спутник Юпите-железа и занимающим от 0,6 до ^ ^ ^ рд Извержение вулкана. Фото- 0,6 радиуса спутника, обладают фафия, сделана межпланетным Ио (рис. 76), Европа (рис. 77) и аппаратом «Галилео». 104 Раздел IV. Сравнительная планетология ^ tVs * ' ^ i I • , V; .. V . f'** ,i - * 'T. ' Рис. 77. Европа — спутник Юпитера Рис. 78. Каллисто — спутник Юпитера Ганимед. У Тритона и Каллисто (рис.78) каменистые ядра такого же или даже большего размеров. Силикатная (каменистая) кора Ио имеет тольцину 30 км. Под ней на глубине 100 км находится жидкая магма, температура которой достигает 2000 К- Магма питает многочисленные вулканы Ио. Остальные спутники покрыты ледяной оболочкой разной толш,ины, под которой расположена каменистая мантия. На поверхности Тритона и Танимеда видны следы тектонической деятельности: разломы, сжатия, трешдны, мелкие хребты. Каллисто отличается от них наличием многочисленных кратеров ударного происхождения. Ледяную оболочку Европы пересекает сеть светлых и темных узких полос. Это трешдны в толстой ледяной коре, вызываемые приливными воздействиями Юпитера. Многолетние наблюдения за рисунком, который образуют треш,ины, показали, что ледяные массы немного смеш,аются относительно друг друга. Это значит, что подо льдом находится вода. В некоторых местах ледяного панциря Европы космический аппарат «Еалилео» сфотографировал странные хаотические нагромождения старых льдин, вмороженных в свежий лед. Эти структуры называются «хаосами» (рис. 79). Они свидетельствуют о том, что время от времени лед подтаивает, но потом снова застывает. Не успевшие растаять льдины оказываются вмороженными в новый лед. О том, что ледяная поверхность Европы молода, свидетельствует и почти полное отсутствие на ней ударных кратеров. § 15. Луна. Спутники планет 105 Рис. 79. Хаосы на спутнике Юпитера Европа Рис. 80. Спутник Сатурна — Титан — имеет очень плотную атмосферу На Ио нет признаков существования значительного количества воды ни внутри спутника, ни тем более на его поверхности. Зато там открыты многочисленные вулканические извержения. Выброшенные вулканами и оседающие на поверхности соединения серы придают спутнику окраску от белой до ярко-красной и черной (см. рис. 76). При этом цвет зависит от температуры вещества. Из жерла вулканов газы выбрасываются на высоту около 200 км со скоростью примерно 1 км/с. Газовые гейзеры замечены над полярной шапкой Тритона. Струи темного вещества вырываются вверх с его поверхности и достигают высоты 8 км. Наиболее мощную атмосферу имеет Титан (рис. 80). Она на 60% более плотная, чем на Земле, и примерно на 85 % состоит из азота. Давление у поверхности в 1,5 раза превышает земное. Метановые облака и дымка не позволяют разглядеть поверхность Титана. Разреженную атмосферу из азота и метана имеет Тритон (10“® земной). Слабая атмосфера из молекулярного кислорода окутывает Танимед и Европу (10“® и 10“" земной). Образуется она так: солнечный свет, космические лучи и микрометеориты выбивают с ледяной поверхности молекулы воды, которые под действием ультрафиолетового излучения распадаются на атомы водорода и кислорода. Атомы водорода сразу же покидают атмосферу, а атомы кислорода объединяются в молекулы. Разреженная атмосфера из углекислого газа есть у Каллисто, такой же разреженной атмосферой из оксидов серы и вулканических газов обладает Ио (10“® земной). 106 Раздел IV. Сравнительная планетология Рис. 81. Фобос — спутник Марса. На переднем плане кратер Стикни Рис. 82. Миранда — спутник Урана У нескольких крупных спутников обнаружены собственные магнитные поля. Из планет земной группы, кроме Земли, только Марс имеет два спутника, открытых в 1877 г. американским астрономом Асафом Холлом. Это небольшие каменистые тела неправильной формы размером 27 X 19 км — Фобос (рис. 81) и 16 х 11 км — Деймос. Изображения некоторых других спутников планет Солнечной системы представлены на рисунках 82 — 84. Рис. 83. Мимас — спутник Сатурна. Большой кратер имеет диаметр свыше 100 км Рис. 84. Энцелад — спутник Сатурна § 16. Карликовые планеты и малые тела Солнечной системы Главные выводы 1. Луна — спутник Земли и ближайшее к Земле небесное тело. 2. По своей природе Луна, как и другие крупные спутники планет, близка к планетам земной группы. 3. Небольшие спутники планет (размером в десятки километров) представляют собой каменистые или ледяные тела неправильной формы. Контрольные вопросы и задания 1. Охарактеризуйте физические условия на Луне. Чем они отличаются от привычных нам условий на Земле? 2. Какие детали на Луне видны невооруженным глазом, а какие — в телескоп? 3. Приведите примеры названий некоторых лунных кратеров, морей и горных хребтов. 4. Почему обратную сторону Луны удалось сфотографировать только при ее облете на космическом аппарате? 5. Что собой представляет лунный грунт? Отличается ли он от земного? 6. Опишите внутреннее строение Луны. Каким образом оно было изучено? 7. Какие гипотезы образования Луны вы знаете? 8. Назовите крупнейшие спутники планет Солнечной системы. Расскажите о некоторых характерных особенностях каждого из них. 107 § 16. Карликовые планеты и малые тела Солнечной системы 1. Карликовые планеты. В августе 2006 г. на Ассамблее Международного астрономического союза было принято новое определение планеты и впервые введено понятие — карликовая планета. Карликовыми планетами считаются объекты, вращающиеся вокруг звезды, имеющие гидростатически равновесную форму (шарообразную), но не расчистившие близлежащее пространство и не являющиеся спутниками больших планет. До августа 2006 г. Плутон, открытый Клайдом Томбо в 1930 г., считался девятой планетой Солнечной системы. Однако по динамическим и физическим характеристикам он существенно отличался от других планет. В 1978 г. у Плутона был открыт спутник — Харон. Его диаметр составляет 1205 км, чуть больше половины диаметра Плутона, а соотношение масс составляет 1 : 8. Некоторые астрономы причисляли Харон к спутникам, другие — систему Плутон—Харон считали двойной планетой. Согласно решению Международного 108 Раздел IV. Сравнительная планетология Эрида Харон Церера т • Санта Истербанни Седна Орк Квавар 2002 ТХЗОО ^ 0 0 ( 9 f 2002AW197 Вару на Иксион 0 € 9 Плутон Луна Веста Паллада Хигия 9 9* О Рис. 85. Сравнительные размеры Земли, Луны и некоторых карликовых планет астрономического союза, отличие двойной планеты от системы планета — спутник (например, Земля — Луна) кроется в расположении барицентра — общего центра масс. В первом случае этот центр находится в открытом космосе, во втором — внутри основной планеты, имеющей спутники. Стало очевидным, что Плутон — лишь один из наиболее крупных известных до настоящего времени объектов пояса Койпера, причем, по крайней мере, один из объектов пояса (Эрида) является более крупным телом, чем Плутон (рис. 85). Планеты и карликовые планеты — это два разных класса объектов Солнечной системы. Кроме Плутона, карликовыми планетами считаются Харон (прежде называвшийся спутником Плутона), «бывшие» астероиды Церера, Веста, Паллада, находяшцеся между орбитами Марса и Юпитера, и объекты пояса Койпера — Эрида, Седна и др., находяшцеся еще дальше от Солнца, чем Плутон. По мнению астрономов, в области пояса Койпера находятся десятки карликовых планет, подобных Плутону, их обнаружение лишь вопрос времени. § 16. Карликовые планеты и малые тела Солнечной системы 109 2. Астероиды. Все другие объекты, кроме карликовых планет, обращающиеся вокруг Солнца и не являющиеся спутниками, называются малыми телами Солнечной системы. К данному типу относятся большинство астероидов между Марсом и Юпитером, а также транснептуновые объекты пояса Койпера, кометы и все остальные тела, обращающиеся вокруг Солнца. После 1801 г. между орбитами Марса и Юпитера было обнаружено несколько карликовых планет и множество астероидов. Астероид (малая планета) — малое тело Солнечной системы, имеющее неправильную форму и находящееся на гелиоцентрической орбите. К началу XX в. было обнаружено около 500 астероидов с диаметрами от нескольких десятков километров и больше. В настоящее время каталог пронумерованных астероидов содержит более 160 тыс. объектов. Значительная часть (98 %) астероидов движется в плоскостях, близких к эклиптике, по орбитам с малым эксцентриситетом, располагаясь между орбитами Марса и Юпитера на расстоянии 2,2 — 4,5 а. е. от Солнца. Вокруг Солнца астероиды движутся в ту же сторону, что и большие планеты. Область пространства между орбитами Марса и Юпитера, где находится подавляющее большинство астероидов, называется Главным поясом астероидов. По одной из гипотез астероиды представляют собой остатки некогда существовавшего множества планетезималей. Процесс формирования их в планету был когда-то приостановлен из-за возмущений со стороны быстро вращающегося гиганта Юпитера. В результате этого объединение вещества сменилось на дробление. Возмущения планет-гигантов изменяют орбиты астероидов, заставляя их сталкиваться друг с другом, с планетами и их спутниками. По другой версии предполагается, что астероиды возникли в результате разрушения гипотетической планеты, находящейся между Марсом и Юпитером. В 1951 г. французский астроном Джерард Крйпер предсказал существование пояса астероидов за орбитой Нептуна. Теоретически этот пояс должен быть расположен на расстоянии 35—50 а. е. от Солнца. Возможно, это остаток первоначальной туманности, из которой сформировалась Солнечная система. Суммарная масса тел пояса Койпера сопоставима с массой Земли. Впервые сфотографировал поверхность астероидов межпланетный космический аппарат «Галилео». Следуя к Юпитеру, он 110 Раздел IV. Сравнительная планетология Рис. 86. Астероид Ида со спутником Дактиль сфотографировал астероиды Гаспра и Ида со спутником Дактиль (рис. 86). Первую мягкую посадку на поверхность астероида совершил космический аппарат NEAR 12 февраля 2001 г. Астероид Эрос оказался каменистым телом неправильной формы с размерами ЗЗх 1 Зх 13 км и плотностью 2700 кг/м^, близкой к плотности пород земной коры. Поверхность астероида покрыта пылью и усеяна кратерами и валунами (диаметром до 100 м). В настояьцее время в Солнечной системе на расстоянии, не пре-вышаюьцем 100 а. е., находится около 1 млн малых тел размерами до 1 км. Орбиты астероидов увеличивают свой эксцентриситет до 0,8 из-за гравитационных сил со стороны планет-гигантов. Благодаря этому некоторые астероиды проникают внутрь орбит Марса, Земли и даже Меркурия. Число астероидов, имеюшцх диаметр более 1 км и пересекаюгцих орбиту Земли, оценивается в 6500 объектов. Такие небесные тела могут сталкиваться с Землей не реже, чем один раз в 20 млн лет. Сугцествует не менее 200 тыс. астероидов с поперечником 100 м и более, орбиты которых могут пересекать орбиту Земли. Вероятность столкновения с таким телом — примерно 1 раз в 5 тыс. лет, при этом на Земле образуется кратер с поперечником около 1 км. 19 января 1996 г. на опасно близком расстоянии от Земли (450 тыс. км) пролетел астероид размером 1,5 км. Поэтому в США, России и других странах созданы Службы по слежению за опасными § 16. Карликовые планеты и малые тела Солнечной системы 111 астеровдами, чтобы в случае угрозы Земле какого-либо из них провести работу по изменению орбиты или его уничтожению. Первоначально астероидам давали имена мифологических богинь, потом просто женские имена. Когда иссякли и они, астероиды стали называть в честь известных ученых, различных стран и городов. Среди астероидов есть такие, названия которых связаны с Республикой Беларусь — Минск, Белоруссия, Брест, Хатынь, Шагал и др. 3. Метеориты. В межпланетном пространстве движется огромное количество каменных и железных тел самых разнообразных по размерам, форме и составу. Эти тела получили название метеоритных тел. При вторжении такого тела в атмосферу Земли с космической скоростью в результате трения о воздух оно нагревается, начинает плавиться и светиться — на небе появляется яркий огненный гпар. Это явление получило название болид (греч. «боли-дос» — метательное копье). В ночное время болид ярко осве-гцает местность на десятки и сотни километров вокруг. Очень яркие болиды видны даже днем при полном солнечном освегцении. За огненным гпаром вдоль его траектории остается след, представляюгций в своем начале свечение ионизированных молекул воздуха и закан-чиваюгцийся струями пыли. Пылинки — это продукты разругпения метеоритного тела во время его движения в атмосфере, так как при полете с огромной скоростью тело нагревается до нескольких тысяч градусов. Вегцество на его поверхности непрерывно расплавляется и частично испаряется: немедленно срывается потоками воздуха и разбрызгивается в виде мельчайгпих капелек. Они и составляют пылевой след болида. Нарастаюгцее уплотнение воздуха создает вокруг метеоритного тела ударную волну. Она вызывает такие звуковые явления, как грохот и гул. Уцелев глий от полного разругпения остаток метеоритного тела падает на поверхность Земли. Это и есть метеорит. Метеориты представляют собой обломки небесных тел Солнечной системы. Как правило, они получают свои названия по ближайгпему к месту падения населенному пункту или географическому объекту. Метеоритное тело, имеюгцее огромную начальную массу в десятки и сотни тысяч тонн, проходит всю толщу атмосферы, сохраняя космическую скорость в несколько километров в секунду. В результате удара происходит взрыв, на месте удара образуется метеоритный кратер. Он может иметь размеры от нескольких метров до 100 км. 112 Раздел IV. Сравнительная планетология Рис. 87. Метеоритный кратер в Аризоне (США) Наиболее известен Аризонский кратер диаметром 1200 м, глубиной 180 м и высотой вала около 50 м (рис. 87). Возможно, он появился 30 тыс. лет назад. Кратеры большого размера (хорошо сохранившиеся на поверхности Луны) на Земле обнаружить сложно. Они быстро разрушаются под воздействием воздуха, воды, ветра, растительности, заносятся слоем песка и грунта. Ученые с помош,ью космических снимков научились находить древние метеоритные кратеры на Земле. Сегодня обнаружено более 100 астроблем — «звездных ран», как их образно называют ученые. На территории Беларуси к астроблемам относят Логойскую впадину. Диаметр этого древнего кратера 17 км. Он расположен в 6—8 км северо-западнее города Логойска Минской области. Все метеориты по составу подразделяются на три основных класса: каменные, железо-каменные и железные. Каменные метеориты близки по составу к земным горным породам: содержат оксиды железа, кремния, магния. Около 85 % каменных метеоритов содержат хондры — сферические частицы размером от микроскопических зерен до горошины. Такие каменные метеориты называются хондритами, остальные каменные метеориты — ахондритами. Самый крупный метеорит найден в 1920 г. близ населенного пункта Гоба в Юго-Западной Африке. Это железный метеорит массой около 60 т. Однако такие крупные тела падают редко. На территории Республики Беларусь найдено шесть крупных метеоритов: например, в 1954 г. железный метеорит массой 300 кг найден у деревни Треск Слуцкого района Минской области. Как правило, массы большинства метеоритов колеблются от сотен граммов до нескольких килограммов. 4. Кометы. О кометах, «хвостатых звездах», было известно с давних времен. Первые китайские записи о кометах относятся к третьему тысячелетию до н. э. Вдали от Солнца комета выглядит слабым туманным объектом. По мере приближения к Солнцу она становится ярче, увеличивается в размерах, у нее появляется хвост, на- § 16. Карликовые планеты и малые тела Солнечной системы 113 й**»*» wxi'iri . /»"“**" •'•f"'* • Рис. 88. Древняя гравюра, рассказывающая о появлении кометы в Смоленске правленныи в противоположную от Солнца сторону. Неожиданное появление яркой кометы, нарушающей небесную гармонию, всегда привлекало внимание людей и внушало им суеверный ужас. Комета считалась предвестницей войн, эпидемий и других несчастий (рис. 88). За историю человечества уже наблюдалось около 3500 комет. Зарегистрированы в каталогах около 1000 таких малых тел Солнечной системы и определены элементы их орбит. Почти все кометы движутся по вытянутым орбитам с большим эксцентриситетом, близким к единице. Кометы подразделяются на короткопериодические (с периодом обращения меньше 200 лет) и долгопериодические. Первую периодическую комету обнаружил английский астроном Эдмунд Галлей. Он вычислил орбиты 24 ярких комет. Анализируя свой кометный каталог, Галлей заметил сходство элементов орбит комет 1531, 1607 и 1682 годов и предположил, что это последовательное возвращение одной и той же кометы, которая движется по сильно вытянутой эллиптической орбите с периодом почти 76 лет. В полном соответствии с предсказанием Галлея ее обнаружили в 1758 г. За этой кометой закрепилось название «комета Галлея» (рис. 89). Она движется по орбите с большей полуосью а =17,94 а. е. в направлении, противоположном движению Земли. В строении кометы выделяются следующие составные элементы: ядро, голова и хвост. Ядро кометы — это небольшое твердое ледяное тело, включаю- Рис. 89. Комета Галлея. 1985 г. 114 Раздел IV. Сравнительная планетология Рис. 90. Фотография ядра кометы Галлея, полученная космическим аппаратом «Джотто» щее тугоплавкие частички и органические соединения. До 80 % ядра кометы состоит из водяного льда, а также из замерзшего углекислого газа, угарного газа, метана, аммиака и вкрапленных в лед металлических частиц. Есть в кометных льдах и более сложные веш,ества, вплоть до аминокислот. По результатам исследований, выполненных космическими аппаратами, например, ядро кометы Галлея (рис. 90) представляет собой монолитное тело неправильной формы размерами 16x8 км, массой З" кг и малой плотностью порядка 600 кг/м^. При приближении к Солнцу, на расстоянии нескольких а. е., у кометы образуется голова. Она возникает в результате нагрева ядра, испарения и выделения с его поверхности газов и пыли. Видимые поперечники голов комет с приближением к Солнцу достигают размеров —10® км. Под действием давления солнечного излучения на газы, окружаюш,ие голову кометы, образуется хвост. Хвосты ярких комет тянутся на сотни миллионов километров. Например, хвост кометы Хиякутаки тянется примерно на 300 млн км. Плотность частиц в хвостах комет очень низкая, ее можно сравнить с межпланетной средой. В зависимости от своей формы кометные хвосты подразделяются на несколько типов'. 1. Хвост образуется при ускорении солнечным ветром кометных ионов и направлен в сторону, противоположную Солнцу. 2. Хвост несколько изогнут, состоит из пылинок, имеютиих размер от долей до десятков микрометров. 3. Хвост, состояш,ий из более крупной пыли, сильно изогнут под воздействием магнитного поля. 4. «Антихвост» — выброс из головы кометы направлен прямо к Солнцу. Каждое возвраш,ение кометы к Солнцу не проходит бесследно. Ядро кометы теряет около 1000 своей массы. Поэтому, например, § 16. Карликовые планеты и малые тела Солнечной системы 115 Рис. 91. Падение осколков кометы Шумейкеров — Леви на Юпитер время существования кометы Галлея оценивается в 20 тыс. лет. Но кометы могут существовать и меньше времени, так как они подвергаются разрушениям вследствие внутренних напряжений, возника-ютиих из-за нагрева их Солнцем или приливного воздействия Солнца и Юпитера. Погибают кометы также при столкновении с планетами и метеоритными телами. Документально зарегистрировано более 30 комет, распавшихся на отдельные компоненты на глазах наблюдателей. Так, в 1992 г. комета Шумейкеров—Леви сблизилась с Юпитером. В результате мощного гравитационного воздействия она раздробилась на 22 осколка. Спустя два года, обогнув по орбите Юпитер, осколки вошли в атмосферу планеты со скоростью 60 км/с (рис. 91). В результате возникли гигантские вихревые темные образования, сравнимые по размерам с размерами Земли. Существует и вероятность столкновения ядер комет с Землей. 5. Метеоры и метеорные потоки. При движении вокруг Солнца кометы распадаются. Вдоль их орбит вытягиваются шлейфы пыли, которые могут пересекать земную орбиту. Частичка, входя с космической скоростью в атмосферу Земли, сгорает и образует светяшцйся след. Это явление называется метеором (рис. 92). Сама частичка в этом случае называется метеорным телом. Рис. 92. Яркий метеор \ 116 Раздел IV. Сравнительная планетология Размеры метеорных тел, вызывающих явление метеора, находятся в пределах от нескольких микрон для пылинок (тогда их можно наблюдать только в телескоп) до нескольких сантиметров (дают очень яркое свечение). По некоторым оценкам приток метеорного вещества на Землю составляет около 50 тыс. тонн в год. Около 1 % метеорных тел, встречающихся с Землей, прилетают из межзвездного пространства. Метеорные тела вторгаются в земную атмосферу со скоростью от 11 до 72 км/с, встречая на своем пути сильное и быстро нарастающее сопротивление воздуха. Поверхность метеорного тела разогревается до нескольких тысяч градусов и превращается в раскаленный газ, который ионизирует окружающие молекулы воздуха. В результате чего наблюдатель на Земле видит светящийся огненный след. Свечение метеора начинается на высоте 120 км и исчезает на высоте 60—80 км от поверхности Земли, когда тело полностью испарится в земной атмосфере. Весь полет метеорного тела длится от десятых долей до нескольких секунд. Время наблюдения явления метеора зависит от скорости метеорного тела. Свойства и природу метеорного вещества помогают изучать визуальные, фотографические, спектральные и радиолокационные наблюдения. Исследования показали, что весь комплекс метеорного вещества подразделяется на случайные (спорадические) метеорные тела и метеорные частицы, принадлежащие к метеорным роям. Метеоры, появляющиеся в определенное время года и падающие десятками в час, принадлежат метеорным потокам, или «звездным дождям». Метеорные потоки наблюдаются, когда Земля пересекает орбиту метеорного роя. Видимые пути метеоров одного потока, спроектированные на небесную сферу и продолженные в обратном направлении, пересекаются в одной области на небе, называемой радиантом (рис. 93). Рис. 93. Радиант метеорного потока § 16. Карликовые планеты и малые тела Солнечной системы 117 Метеорный поток носит имя того созвездия или звезды, вблизи которых находится радиант, например Дракониды, Ориониды и др. Среди метеорных потоков встречаются такие, интенсивность которых из года в год не меняется. Это значит, что метеорные частички распределены почти равномерно вдоль орбиты роя. Наиболее известным таким потоком является «поток Персеидов», наблюдающийся ежегодно в августе. Орбита этого роя совпадает с орбитой кометы 1862 111. Один раз в 33 года наблюдаются метеорные дожди с радиантом в созвездии Льва, когда Земля встречается с самой плотной частью роя. Этот рой вызывает метеорный поток Леониды (рис. 94), наблюдающийся в середине ноября. Орбита данного метеорного роя практически совпадает с орбитой кометы 1866 1. Таким образом, точно установлено родство метеорных роев с кометами. Комета, разрушаясь, порождает метеорный рой. Рис. 94. «Звездный дождь» Леониды. Гравюра. 1833 г. Главные выводы 1. Карликовая планета — объект шарообразной формы, движущийся по гелиоцентрической орбите, но не расчистивший близлежащее пространство. 2. Тела Солнечной системы, обращающиеся вокруг Солнца и не являющиеся планетами, карликовыми планетами и их спутниками, называются малыми телами. 3. К малым телам Солнечной системы относятся: астероиды (малые планеты), метеорные и метеоритные тела, кометы. 4. Астероидно-кометная опасность — вероятность столкновения Земли с кометным ядром или астероидом, которое может привести к катастрофическим последствиям. 118 Раздел IV. Сравнительная планетология Контрольные вопросы и задания 1. Что понимают под карликовой планетой? Какие карликовые планеты вы знаете? 2. Расскажите, какие небесные объекты называют малыми телами. 3. Почему у астероидов нет атмосфер? 4. Какова связь комет с метеорами и астероидами? 5. Существует ли опасность столкновения Земли с астероидом? 6. Охарактеризуйте смысл понятий «метеор», «метеорит», «болид». 7. Какова природа происхождения «звездныхдождей»? 8. Что такое радиант метеорного потока? Раздел----------------------------- Методы исследования небесных тел § 17. Исследование электромагнитного излучения небесных тел 1. Электромагнитное излучение. В исследовании природы небесных тел большое внимание уделяется изучению их электромагнитного излучения. Небесные тела в зависимости от своего физического состояния излучают электромагнитные волны различной длины. В вакууме электромагнитные волны всегда распространяются с одинаковой для всех видов излучения скоростью с = 3-10^м/с. Очень важным свойством электромагнитного излучения является то, что скорость его распространения не зависит ни от длины волны, ни от скорости движения источника. Волны характеризуются частотой (v) и длиной (X), между которыми сугцествует зависимость: с = vX. Электромагнитные волны, имеюгцие разную длину волны, взаимодействуют с вегцеством по-разному. Соответственно методы исследования электромагнитного излучения отличаются. В связи с этим электромагнитное излучение условно делится на несколько диапазонов (табл. 12). Таблица 12 Диапазоны электромагнитного излучения Диапазоны Длина волны, X Радиоволны Больше 1 мм Инфракрасные лучи От 760 нм до 1 мм Видимые лучи От 390 до 760 нм Ультрафиолетовые лучи От 10 до 390 нм Рентгеновские лучи От 0,01 до 10 нм Гамма-лучи Меньше 0,01 нм Излучение с длиной волны от 390 до 760 нм человеческий глаз воспринимает как свет, причем разным длинам волн соответствуют разные цвета (от фиолетового до красного). Для обнаружения излучения в других диапазонах требуются специальные приборы. В зависимости от своего физического состояния одни небесные тела излучают энергию в узких интервалах частот спектра электромагнитных волн (например, светлые газовые туманности), другие — во всем его диапазоне: от гамма-лучей до радиоволн вклю- 120 Раздел V. Методы исследования небесных тел Гамма-лучи Рентгенов- Ультрафио- Видимый Инфракрасные Радиоволны ские лучи летовые t лучи Верхняя граница атмосферы Рентгеновские и гамма-лучи поглощаются верхними слоями атмосферы Озоновый Озоновый слой слои поглощает основную часть ультрафиолета Видимый свет проходит сквозь атмосферу, но часть его рассеив; окрашивая небосвод в голубой цвет лучи Микроволны Водяной пар поглощает основную часть инфракрасного излучения Радиоволны длиной около 1 о м проходят слой атмосферы Короткие радиоволны задерживаются в атмосфере Рис. 95. Распространение излучения небесных тел в атмосфере Земли чительно (например, звезды). Изучение физической природы небесных тел в широком диапазоне электромагнитного излучения привело к появлению в науке с,.тедуютиих разделов: гамма-астрономии, рентгеновской астрономии, инфракрасной астрономии, радиоастрономии и др. Изучение электромагнитных волн, испускаемых небесными телами, затрудняется из-за того, что атмосфера Земли пропускает излучение лишь в определенных диапазонах длин волн: от 300 до 1000 нм, от 1 см до 20 м и в нескольких «окнах» инфракрасного диапазона (рис. 95). Излучение, дрходдитее до поверхности Земли, исследуют с помошрю оптических телескопов (видимый свет) и радиотелескопов. Сильнее всего атмосфера по-глош,ает коротковолновую область диапазона электромагнитного излучения: ультрафиолетовые, рентгеновские и гамма-лучи. Наблюдения в этих диапазонах возможны только с помош,ью приборов, поднятых на большую высоту (на самолетах или зондах), либо установленных на межпланетных космических станциях, комплексах (рис. 96), искусственных спутниках Земли и ракетах. Рис. 96. Пилотируемый комплекс «Салют-7» — «Союз Т-5» на околоземной орбите § 17. Исследование электромагнитного излучения небесных тел 121 2. Телескопы и их характеристики. Изучать далекие недостижимые небесные объекты можно одним способом — собрав и проанализировав их излучение. Для этой цели и служат телескопы. При всем своем многообразии телескопы, принимающие электромагнитное излучение, решают две основные задачи: 1) собрать от исследуемого объекта как можно больше энергии излучения определенного диапазона электромагнитных волн; 2) создать по возможности наиболее резкое изображение объекта, чтобы можно было выделить излучение от отдельных его точек, а также измерить угловые расстояния между ними. В зависимости от конструктивных особенностей оптических схем телескопы делятся на: линзовые системы — рефракторы; зеркальные системы — рефлекторы; смешанные зеркально-линзовые системы, к которым относятся телескопы Б. Шмидта, Д. Д. Максутова и др. Телескоп-рефрактор в основном используется для визуальных наблюдений (рис. 97). Он имеет объектив и окуляр. Телескоп-рефрактор, совмещенный с фотокамерой, называют астрографом или астрономической камерой. Астрограф по сути представляет собой большой фотоаппарат: в фокальной плоскости его устанавливается кассета с фотопластинкой. Диаметр объективов рефракторов ограничен из-за трудностей отливки крупных однородных блоков оптического стекла, их прогибов и светопоглощения. Наибольший диаметр объектива телескопа-рефрактора, применяемого в настоящее время, — 102 см (Иеркская обсерватория, США). Недостатками такого типа телескопов считаются их значительная длина и искажение изображения. Для устранения оптических искажений используют многолинзовые объективы с просветленной оптикой. Телескоп-рефлектор имеет зеркальный объектив. В простейшем рефлекторе объектив — это одиночное, обычно параболическое зеркало; изображение получается в его главном фокусе. По сравнению с рефракторами современные телескопы-рефлекторы имеют намного большие объективы. В рефлекторах с диаметром зеркала свыше 2,5 м в главном фокусе иногда уста- Линза коррекции хроматической аберрации Линза объектива Окуляр Путь лучей света Рис. 97. Ход лучей в телескопе-рефракторе 122 Путь лучей света Раздел V. Методы исследования небесных тел Вогнутое главное зеркало навливают кабину для наблюдателя. С увеличением размеров зеркала в таких телескопах приходится применять специальные системы разгрузки зеркал, исключающие их деформации из-за собственной массы, а также принимать меры для предотвращения их температурных деформаций. Сооружение крупных рефлекторов (с диаметром зеркала 4—6 м) сопряжено с большими техническими трудностями. Поэтому разрабатываются конструкции с составными мозаичными зеркалами, отдельные элементы которых требуют точной настройки с помошцю специальной следящей аппаратуры, либо конструкции, содержашце несколько параллельных телескопов, сводящих изображение в одну точку. В небольших и средних по размерам рефлекторах для удобства наблюдения свет отражается дополнительным плоским (вторичным) зеркалом к стенке трубы, где находится окуляр (рис. 98). Рефлекторы используют преимущественно для фотографирования неба, фотоэлектрических и спектральных исследований. В зеркально-линзовых телескопах изображение получается с помошцю сложного объектива, содержащего как зеркала, так и линзы. Это позволяет значительно снизить оптические искажения телескопа по сравнению с зеркаль- Плоское вторичное зеркало Рис. 98. Ход лучей в телескопе-рефлекторе Мениск Плоское вспомогательное Рис. 99. Ход лучей в зеркальнолинзовом менисковом телескопе ными или линзовыми системами. В телескопах системы Б. Шмидта оптические искажения главного сферического зеркала устраняются с помощью специальной коррекционной пластинки сложного профиля, установленной перед ним. В телескопах системы Д. Д- Максутова искажения главного сферического или эллиптического зеркал исправляются мениском, установленным перед зеркалом (рис. 99). Me- § 17. Исследование электромагнитного излучения небесных тел 123 ниск — это линза с мало отличающимися радиусами кривизны поверхности; такая линза почти не влияет на общий ход лучей, но заметно исправляет искажения оптического изображения. Основными оптическими параметрами телескопа являются: видимое увеличение, разрешающая способность и проницающая сила. Видимое увеличение (G) оптической системы — это отношение угла, под которым наблюдается изображение, даваемое оптической системой прибора, к угловому размеру объекта при наблюдении его непосредственно глазом. Видимое увеличение телескопа можно рассчитать по формуле: G = ^, где и Gqk — фокусные расстояния объектива и окуляра. Для получения значительного увеличения объективы в телескопах должны быть длиннофокусными (фокусное расстояние в несколько метров), а окуляры — короткофокусными (от нескольких см до 6 мм). Неспокойная атмосфера Земли вызывает дрожание и искажение изображения, размывает его детали. Поэтому даже на крупных телескопах редко устанавливают увеличение более 500 раз. Под разрешающей способностью (гр) оптического телескопа понимают наименьшее угловое расстояние между двумя звездами, которые могут быть видны в телескоп раздельно. Теоретически разрешающая способность (в секундах дуги) визуального телескопа для желто-зеленых лучей, к которым наиболее чувствителен глаз человека, может быть оценена при помогци формулы: V = 140" D ’ где D — диаметр объектива телескопа в миллиметрах. На практике из-за постоянных перемещений воздушных масс разрешающая способность телескопов снижается. В итоге наземные телескопы, как правило, обеспечивают разрешаюгцую способность около 1", и только в редких случаях при весьма благоприятных атмосферных условиях удается достичь разрешающей способности в несколько десятых долей секунды. Также важной характеристикой телескопа является проницающая сила (т), которая выражается предельной звездной величиной светила, доступного наблюдению с помощью данного телескопа при идеальных атмосферных условиях. 124 Раздел V. Методы исследования небесных тел Для телескопов с диаметром объектива D (мм) проницающая сила т, выраженная в звездных величинах при визуальных наблюдениях, оценивается формулой: т = 2,0 -ь 5 IgD. С 1995 г. работают два одинаковых 10-метровых телескопа «Кек-1» и «Кек-2» в обсерватории Мауна-Кеа (США). Каждое зеркало телескопа состоит из 36 сегментов. Качеством изображения телескопов руководит адаптивная оптика, управляющая каждым сегментом зеркала. По разрешающей способности такой телескоп приближается к космическому. Обсерватория расположена на высоте 4250 м над Тихим океаном на Гавайских островах. Оптика космического телескопа им. Эдвина Хаббла (рис. 100) приближается к идеальной оптической системе. Вне атмосферы зеркало этого телескопа диаметром 2,4 м позволяет достичь разрешения 0,06". Значительными возможностями обладает телескоп VLT (англ. Very Large Telescope — очень большой телескоп), принадлежащий европейским странам и установленный на горе Параналь (высота 2635 м) на севере Чили. Телескоп VLT состоит из четырех телескопов, каждый из которых имеет диаметр 8,2 м. Крайние телескопы разнесены один от другого на расстояние 200 м, что позволяет всему комплексу работать в режиме оптического интерферометра. Это означает, что если телескопы направлены на одну и ту же звезду, то собранное ими излучение суммируется, а разрешающая способность совместно работающих телескопов эквивалентна применению зеркала диаметром 200 м. Количество построенных во всем мире телескопов с диаметром зеркала больше шести метров приближается к двадцати. Собранное объективом телескопа излучение регистрируется и анализируется приемником излучения. На протяжении первых двух с половиной веков с начала телескопической эры единственным приемником излучения служил человеческий глаз. Однако это не только не очень чувствительный, но и достаточно субъективный приемник излучения. С середины XIX в. в астрономии Рис. 100. Космический телескоп стали широко применяться фо-Хаббла (США) тографические методы. Фотогра- § 17. Исследование электромагнитного излучения небесных тел 125 фические материалы (фотопластинки, фотопленки) обладают рядом ценных преимуществ по сравнению с человеческим глазом. Фотоэмульсия способна суммировать падающую на нее энергию, т. е., увеличивая выдержку на негативе, можно собрать больше света. Фотография позволяет документировать события, так как негативы могут храниться в течение долгого времени. Фотопластинки обладают панорамностью, т. е. могут одновременно и точно фиксировать множество объектов. Самые крупные современные телескопы управляются компьютерами, а полученные изображения космических объектов фиксируются в форме, которая обрабатывается компьютерными программами. Фотография почти вышла из употребления. В последние десятилетия получили широкое распространение фотоэлектрические приемники излучения, сведения от которых передаются непосредственно на компьютер. К таким приборам относятся ПЗС-матрицы (приборы с зарядовой связью). ПЗС-матрица — это интегральная схема, размещенная на полупроводниковом материале, которая превращает световую энергию излучения в энергию электрического тока. Сила тока пропорциональна интенсивности светового потока. Такие приборы обладают высокой эффективностью в регистрации световых квантов (квантовым выходом): используется до 80 % от общего их количества. Компьютерная обработка изображения позволяет избавиться от помех и фона, создаваемых рассеянием света в атмосфере Земли и турбулентностью атмосферы. 3. Радиотелескопы. Изучением космических радиоисточников занимается радиоастрономия. Она зародилась в 1931 г., когда случайно было обнаружено радиоизлучение Млечного Пути. Спустя 15 лет в созвездии Лебедя нашли первый точечный источник радиоволн — слабую галактику, которую впоследствии удалось разглядеть в оптическом диапазоне. Доходящее до Земли радиоизлучение большинства небесных объектов очень слабое. Для обнаружения и приема космического радиоизлучения используются приборы, которые получили название радиотелескопов. Радиотелескопы состоят из антенного устройства и чувствительной приемной системы. Приемная система, или радиометр, усиливает принятое антенной радиоизлучение и преобразует его в удобную для дальнейшей обработки форму. 126 Раздел V. Методы исследования небесных тел Рис. 101. Радиотелескоп РАТАН-600 Рис. 102. Гигантский радиотелескоп в чаше кратера (Пуэрто-Рико) Основное назначение антенного устройства — собрать максимальное количество энергии, приносимой радиоволнами от объекта. В качестве антенны используется сплошное металлическое или сетчатое зеркало, имеюш,ее форму параболоида. Антенна радиотелескопа отличается от обычных антенн радиосвязи высокой направленностью, т. е. способностью выделять радиоизлучение небольшого участка неба. В фокусе параболоида помеш,ается облучатель — устройство, собираюш,ее радиоизлучение, направленное на него зеркалом. Облучатель передает принятую энергию на приемное устройство, где сигнал усиливается, детектируется и регистрируется. Радиотелескопы очень большого размера могут быть построены из отдельных зеркал, каждое из которых фокусирует принимаемое излучение на один облучатель. Примером является российский радиотелескоп РАТАН-600 (рис. 101). Антенна этого телескопа представляет собой замкнутое кольцо диаметром 576 м, состоягцее из 895 плоских зеркал размером 2,1 х 7,4 м, образуюгцих сегменты параболоида. Могцность радиосигнала, поступаюгцего на вход приемника, прямо пропорциональна плогцади антенны. Поэтому антенна большего размера с одним и тем же приемником дает лучшую чувствительность, т. е. позволяет обнаружить слабые источники с малой могц-ностью излучения. Антенны крупнейших радиотелескопов достигают сотен метров. Крупный радиотелескоп с врагцаюгцимся металлическим рефлектором диаметром 100 м находится недалеко от города Бонна в Германии. Неподвижная антенна в Аресибо (Пуэрто-Рико), располагаюгцаяся в кратере потухшего вулкана, имеет диаметр 305 м (рис. 102). Для того чтобы изменить направление приема излучения, в этом радиотелескопе делают перестановку облучателя. § 17. Исследование электромагнитного излучения небесных тел 127 Регистрирующая аппаратура Рис. 103. Схема работы радиоинтерферометра Рис. 104. Оптическое и радиоизлучение галактики Центавр А Если радиоизлучение источника одновременно воспринимается двумя и более антеннами, расположенными на некотором расстоянии друг от друга, и затем эти сигналы суммируются, то вследствие интерференции радиосигналов разрегпаюгцая возможность телескопов значительно возрастает. Такой инструмент называется радиоинтерферометром. На рисунке 103 показана схема работы радиоинтерферометра, состоягцего из двух радиотелескопов, находягцихся друг от друга на расстоянии D, которое может составлять сотни и даже тысячи километров. Например, многоэлементный радиоинтерферометр VLA (гитах Нью-Мексико, США) состоит из 27 индивидуальных 25-метровых параболоидов, разнесенных на 25 км друг от друга. Радиоинтерферометры со сверхдлинной базой объединяют радиотелескопы, разнесенные на тысячи километров. С их помогцью удалось получить угловое разрегпение порядка 0,0001". Радиоволны свободно проходят сквозь огромные межзвездные газопылевые облака и атмосферу Земли. Поэтому методы радиоастрономии очень важны для изучения, например, центральных районов Млечного Пути и других галактик, так как оптические волны, идущие из этих областей, полностью поглогцаются. В больгпей или меньгпей степени радиоизлучательной способностью обладают все галактики. Но некоторые из них отличаются повыгпенной активностью. На рисунке 104 показано совмегцение оптической фотографии и линий интенсивности радиогалактики Центавр А. 128 Раздел V. Методы исследования небесных тел Все известные радиоисточники в 80-х гг. XX в. были сведены в каталог, который насчитывает свыше 100 тыс. объектов. В 1958 г. астрономы США получили первое радарное эхо от другой планеты — Венеры. Отражения радарных сигналов от других планет дают самые точные измерения расстояний. Эти же методы позволили проникнуть через плотную атмосферу Венеры и исследовать рельеф ее поверхности. С помощью радара были точно определены периоды враш,ения Венеры и Меркурия. 4. Внеатмосферная астрономия. Молодой раздел астрономии — внеатмосферная астрономия — изучает небесные объекты при помош,и аппаратуры, вынесенной за пределы земной атмосферы. Различные приборы, установленные на искусственных спутниках Земли (ИСЗ) и автоматических межпланетных станциях (АМС), позволяют изучать космические объекты во всем диапазоне длин волн, начиная от жесткого гамма-излучения до километровых радиоволн. Поэтому современная астрономия стала всеволновой. Изучение инфракрасного излучения в астрономии началось с того, что с его помош,ью провели точные измерения температуры поверхности и атмосферы планет Солнечной системы. Так в атмосферах Марса, Венеры и Юпитера был обнаружен углекислый газ. Инфракрасные наблюдения планет-гигантов позволили узнать структуру их атмосфер и обнаружить лед на спутниках. Сенсационным открытием инфракрасной астрономии стала вода, обнаруженная в космосе в большом количестве. Она присутствует в газопылевых туманностях, кометах и на малых планетах. Так как земная атмосфера сильно экранирует ультрафиолетовое излучение, его приемники приходится размеш,ать на искусственных спутниках Земли. Проведенные в 1999 г. наблюдения дали очень интересные научные результаты. Оказалось, что в нашей Талактике широко распространены массы сильно нагретого (до полумиллиона градусов) межзвездного газа, нахотянтегося на расстоянии от 5 до 10 тыс. световых лет от центральной плоскости Млечного Пути. Этот газ нагревается, скорее всего, в результате вспышек сверхновых звезд. Источниками гамма-излучения являются вспышки на Солнце, ядра активных галактик, квазары. При помош,и рентгеновских космических обсерваторий исследуются сверхновые звезды, туманно- § 17. Исследование электромагнитного излучения небесных тел ста (рис. 105), нейтронные звезды, солнечная корона и вспышки на Солнце. На околоземные орбиты ИСЗ выводят уникальные ультрафиолетовые, инфракрасные и оптические телескопы. Постепенно увеличиваются диаметры их главных зеркал, совершенствуется светоприемная аппаратура, повышается чувствительность приборов, разрабатываются новые методы стабилизации телескопов на орбите. 129 Рис. 105. Крабовидная туманность в рентгеновских лучах Главные выводы 1. Атмосфера Земли пропускает электромагнитное излучение лишь в определенных диапазонах волн, поэтому излучение от космических объектов на поверхности Земли исследуют с помощью оптических телескопов и радиотелескопов. 2. Внеатмосферная астрономия позволяет исследовать небесные объекты во всем диапазоне электромагнитного излучения. 3. В зависимости от конструкции различают оптические телескопы следующих типов: линзовые (рефракторы), зеркальные (рефлекторы) и зеркально-линзовые. 4. Основные оптические параметры телескопов — видимое увеличение, разрешающая способность, проницающая сила. 5. Увеличение разрешающей способности оптических и радиотелескопов достигается за счет объединения их комплексов в интерферометры. Контрольные вопросы и задания 1. На какие диапазоны подразделяется весь спектр электромагнитного излучения? 2. Почему с поверхности Земли нельзя вести изучение небесных объектов во всех диапазонах электромагнитного излучения? 3. Какие основные задачи регпают в астрономии с помощью телескопов? 4. Как можно определить видимое увеличение оптической системы телескопа? 5. Докажите, что увеличение телескопа при визуальных наблюдениях равно отногиению фокусных расстояний объектива и окуляра. 130 Раздел V. Методы исследования небесных тел 6. Что понимают под разрешающей способностью телескопа? Проницающей способностью? 7. Чем отличаются: оптические телескопы от радиотелескопов; радиоинтерферометр от радиотелескопа? 8. Что понимают под внеатмосферной астрономией? § 18. Спектральный анализ в астрономии 1. Виды спектров. В 1666 г. Исаак Ньютон, пропуская пучок света через трехгранную стеклянную призму, заметил, что тот не только преломляется к основанию призмы, но и распадается на цветовые составляющие. Полученная на экране цветная полоска, состоящая из семи основных цветов, постепенно переходящих один в другой, была названа спектром. Для наблюдения и исследования спектров применяют прибор — спектроскоп. Для получения и регистрации спектров небесных тел используют специальный оптический прибор — спектрограф. Спектры сравнительно ярких светил фотографируют с помощью щелевых спектрографов, состоящих из коллиматора, призмы и фотокамеры (рис. 106). Фотографический снимок спектра небесного тела называется спектрограммой. Спектрограммой называют также график зависимости интенсивности (мощности) излучения небесного тела от длины волны или частоты. Любое светящееся тело создает спектр испускания. Спектры бывают сплогпные (непрерывные), линейчатые и полосатые. Сплошной спектр имеет вид непрерывной полосы, цвета которой постепенно переходят один в другой. Все твердые тела, расплавленные металлы, светягциеся газы и пары, находящиеся под очень большим давлением, дают сплошной спектр. Такой спектр можно, например, получить от дугового фонаря и горящей свечи. § 18. Спектральный анализ в астрономии 131 Иной вид имеет спектр, если в качестве источника света использовать раскаленные газы или пары, когда их давление мало отличается от нормального и газы находятся в атомарном состоянии. В этом случае говорят о линейчатом спектре (атомном). Он состоит из отдельных резких цветных линий, разделенных темными промежутками (рис. 107). Установлено, что каждый химический элемент в состоянии раскаленного газа, состоягцего из атомов, испускает присугций только ему одному линейчатый спектр с характерными цветными линиями, всегда расположенными на определенном месте. Полосатый спектр (молекулярный) состоит из отдельных линий, сливаюгцихся в полосы (четкие с одного края и размытые с другого), разделенные темными промежутками. Такой спектр испускают молекулы газов и паров. Наряду со спектрами испускания сугцествуют спектры погло-гцения. Сплогпной спектр, пересеченный темными линиями или полосами в результате прохождения белого света через раскаленные газы или пары, называется спектром поглощения. Исследование явления возникновения спектров поглогцения показало, что вещество поглощает лучи тех длин волн, которые оно может испускать в данных условиях (закон Кирхгофа). Рис. 107. Линейчатые спектры некоторых веществ (Нд, Ne, Не, Na, Н) 132 Раздел V. Методы исследования небесных тел Таким образом, для каждого химического элемента его линейчатый спектр испускания и спектр поглогцения обладают обратимостью. Это значит, что расположение темных линий поглогцения в точности соответствует расположению цветных линий испускания. Спектр содержит важнейгпую информацию об излучении. Обитий вид спектра и детальное распределение энергии в нем зависят от температуры, химического состава и физических свойств источника, а также от скорости его движения. Метод исследования химического состава тел и их физического состояния с помогцью спектров испускания и поглогцения называется спектральным анализом. 2. Химический состав небесных тел. В 1814 г. немецкий физик Йозеф Фраунгофер, наблюдая спектр Солнца при помогци изготовленного им спектроскопа с дифракционной регпеткой, обратил внимание на то, что сплогпной спектр Солнца содержит значительное число темных линий. Ученый установил, что эти линии (названные впоследствии его именем) не случайны и всегда присутствуют в спектре Солнца на строго определенных местах. Фраунгоферо-вы линии — не что иное, как линии поглогцения паров различных вегцеств, находягцихся вблизи источника сплогпного спектра — яркой поверхности Солнца (между фотосферой и спектральным прибором). Солнце окружено газовой оболочкой, имеюгцей более низкую температуру и меньгпую плотность, чем фотосфера. Таким образом, спектр Солнца есть, по сугцеству, спектр поглогцения этих паров. При детальной классификации фраунгоферовых линий один за другим на Солнце обнаружили все земные элементы. После осу-гцествления больгпой по объему работы по установлению соответствия фраунгоферовых линий определенным элементам оказалось, что несколько спектральных линий не принадлежит ни одному земному элементу. Так был открыт новый элемент — гелий (солнечный). И только через 26 лет гелий обнаружили на Земле. Сравнивая длины волн линий поглогцения, наблюдаемых в спектрах небесных тел, с полученными в лаборатории или рассчитанными теоретически спектрами различных вегцеств, можно определить химический состав излучаюгцего космического объекта, находягцего-ся на очень больгпом расстоянии. Спектральный анализ позволяет определить состав не только Солнца, но и других объектов — звезд, туманностей. Анализ спектров — основной метод изучения физической природы космических объектов, который используется в астрофизике. § 18. Спектральный анализ в астрономии 133 3. Температура. Законы Вина и Стефана—Больцмана. Всякое, даже слабо нагретое, тело излучает электромагнитные волны (тепловое излучение). При температурах, не превыгпаюгцих 10^ К, излучаются главным образом инфракрасные лучи и радиоволны. По мере дальнейгпего нагревания спектр теплового излучения меняется: во-первых, увеличивается обгцее количество излучаемой энергии, во-вторых, появляются лучи все более и более коротких длин волн — видимые (от красных до фиолетовых), ультрафиолетовые, рентгеновские и т. д. При тепловом излучении внутренняя энергия теплового движения атомов и молекул тела переходит в энергию испускаемых электромагнитных волн. При поглогцении света происходит обратный процесс перехода электромагнитной энергии во внутреннюю энергию тела. Распределение энергии в непрерывном спектре тел разной температуры можно представить в виде графика (рис. 108). С увели- Рис. 108. Распределение энергии в непрерывных спектрах тел, нагретых до разных температур. Утолщенная кривая линия — спектр Солнца 134 Раздел V. Методы исследования небесных тел чением температуры максимум излучения абсолютно черного тела смещается в коротковолновую область спектра. Длина волны которой соответствует максимум в распределении энергии, связана с абсолютной температурой Т соотношением, которое называют законом смещения Вина: ^шах Т=Ь, где Ь — постоянная Вина {Ь « 2,9* 10“^ м*К)- Данный закон выполняется не только для оптического, но и для любого другого диапазона электромагнитного излучения. В спектрограмме Солнца наибольшая интенсивность излучения приходится на длину волны X = 480 нм, поэтому температура солнечной фотосферы близка к 6000 К- По мере увеличения температуры меняется не только цвет излучения, но и его мошцость. В результате экспериментов и теоретических расчетов было обосновано, что мощность излучения абсолютно черного тела пропорциональна четверной степени температуры (закон Стефана—Больцмана). Каждый квадратный метр поверхности абсолютно черного тела излучает за 1 с по всем направлениям во всех длинах волн энергию: S = где S — мощность излучения единицы поверхности нагретого тела, Т — абсолютная температура, а — постоянная Стефана—Больцмана, которая равна 5,67 • 10“^ Вт/(м^ • К"'). Зная количество энергии, приходящей от звезды к земной поверхности, можно по закону Стефана—Больцмана определить ее температуру. Законы Вина и Стефана—Больцмана справедливы для излучения абсолютно черного тела. В первом приближении можно считать, что звезды, и в частности Солнце, излучают как абсолютно черное тело. 4. Эффект Доплера. В астрофизике широко используется эффект Доплера, возникаюшцй при движении источника излучения относительно наблюдателя. Суть эффекта Доплера заключается в следующем: если источник излучения движется по лучу зрения наблюдателя со скоростью называемой лучевой скоростью, то вместо длины волны 7-0, которую излучает источник, наблюдатель фиксирует волну длиной 7,, так что 7. = 7.о(1-ь- где с скорость света. § 18. Спектральный анализ в астрономии 135 Скорость положительна при удалении источника света от наблюдателя (АТ, = 7, - 7-0 > 0) и отрицательна при приближении к нему (АТ, = 7, - 7,0 < 0). С эффектом Доплера мы часто сталкиваемся в акустике. Например, если вы стоите на платформе, мимо которой проходит поезд, то можете заметить, что пока он приближался, звуковой сигнал был более высоким, а когда стал удаляться, высота звука сразу снизилась. Аналогичное явление наблюдается и в оптике: свет от приближающегося источника становится более синим (частота уменьшается), а от удаляющегося — более красным (частота уменьшается). Это изменение сказывается на положении спектральных линий в спектре: они смещаются в синюю или красную область спектра. Для измерения смещения спектральных линий рядом со спектром исследуемой звезды на ту же фотопластинку фотографируют спектр лабораторного источника, в котором имеются известные спектральные линии. Потом при помощи микроскопов, снабженных точными микрометрами, измеряют смещение линий объекта по отношению к лабораторной системе длин волн и тем самым находят величину АТ,. Затем по формуле которая следует из приведенной выше, вычисляют лучевую скорость v^. Приведенная выше формула Доплера пригодна лишь для скоростей в пределах до 0,1 скорости света. При движении источников излучения со скоростями, близкими к скорости света, необходимо учитывать законы теории относительности. Сдвиг спектральных линий теоретически предсказал в 1842 г. австрийский физик X. Доплер. Истинность его выводов подтвердил в 1899 г. лабораторными опытами и наблюдениями спектров звезд русский астрофизик А. А. Белопольский. Главные выводы 1. Все светящиеся тела создают спектры испускания, которые могут быть сплошными (непрерывными), линейчатыми и полосатыми. 2. Каждый химический элемент имеет свой, только ему свойственный, линейчатый спектр. Линейчатый спектр строго постоянен и не зависит от того, входит этот элемент в состав сложного вещества или взят в чистом виде. 136 Раздел V. Методы исследования небесных тел 3. При относительном перемещении источника излучения и наблюдателя происходит смещение спектральных линий в его спектре. Контрольные вопросы и задания 1. Что такое спектр? Какие явления доказывают сложный состав света? 2. Назовите и дайте определения трем основным видам спектров. 3. Что такое спектральный анализ? Какое применение он находит в астрономии? 4. Для чего предназначен и как устроен спектрограф? Что такое спектрограмма? 5. Сформулируйте и запигпите закон смещения Вина и закон Стефана— Больцмана. Какое значение эти законы имеют в астрономии? 6. В чем заключается эффект Доплера? Какое применение находит эффект Доплера в астрономии? 7. В каком случае смещение линий спектрограммы может не происходить, несмотря на движение объекта? Раздел-------------------- Солнце — дневная звезда § 19. Солнце как звезда 1. Общие сведения. Солнце занимает исключительное положение в жизни человека. Оно обеспечивает нас светом, теплом, является источником всех видов энергии, используемых людьми. Солнце влияет на магнитное поле и верхние слои атмосферы Земли, вызывая магнитные бури, ионизацию и циркуляцию атмосферы. Солнечная «погода» влияет на климат, биосферу и земную жизнь в целом. Значение Солнца человек осознал еще в древности. Солнце — центральное тело Солнечной системы, типичная звезда, представляющая собой раскаленный плазменный шар. Солнце — одна из 100 млрд звезд нашей Галактики. Детально изучая физическую природу Солнца, мы получаем важнейшие сведения о природе остальных звезд. Диск Солнца, видимый с Земли, — ослепительно желтый круг со средним угловым диаметром 32'. Свет от него доходит до Земли за 8 'Д мин. Диаметр Солнца равен 1 млн 392 тыс. км (109 диаметров Земли). Объем Солнца, таким образом, более чем в миллион раз превосходит объем Земли, а его масса составляет Л4© = 1,99 • 10^° кг, что примерно равно 330 000 земных масс. Измерения за пределами земной атмосферы показали, что на площадку 1 м^, расположенную перпендикулярно солнечным лучам, ежесекундно поступает 1,37 кВт энергии. Эта величина практически не меняется в течение длительного промежутка времени, поэтому она получила название солнечной постоянной. Максимум солнечного излучения приходится на оптический диапазон. Светимость Солнца, или полное количество энергии, излучаемое Солнцем по всем направлениям в единицу времени, определим следующим образом: величину солнечной постоянной умножим на площадь сферы с радиусом г в одну астрономическую единицу (1 а. е. = 149,6'10® м). Она получится равной: L© = 4тгг^ • 1370 Вт = 3,85 • 10®® Вт. На Землю попадает ничтожная часть солнечной энергии, составляющая около половины миллиардной доли, указанного выше значения. 138 Раздел VI. Солнце — дневная звезда 2. Спектр и химический состав. Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра. Химические элементы, которые присутствуют в атмосфере Солнца, поглогцают из непрерывного спектра, излучаемого фотосферой, свет определенной частоты. В результате в непрерывном спектре появляются темные линии. Как мы уже говорили, И. Фраунгофер впервые изучил и зарисовал 576 темных линий солнечного спектра. Ученый правильно указал, что источник темных спектральных линий — солнечная атмосфера. По положениям в спектре (т. е. длинам волн) и интенсивностям этих фра-унгоферовых линий можно установить, какие химические элементы присутствуют в солнечной атмосфере (рис. 109). Уже отождествлено свыше 30 тыс. линий для 70 химических элементов, присутствуюгцих в атмосфере Солнца. Фраунгоферовы линии по интенсивности и ширине чрезвычайно разнообразны. Анализ спектральных линий показал, что преобладаюгцим элементом на Солнце является водород — на его долю приходится свыше 70 % массы Солнца, около 25 % приходится на гелий и около 2 % на другие элементы. 1 1 1 1 1 ми 1 1 " 1ППП п п 1 1 JLJ и оп 0 1 1 п 0 1 1111 1 1 г : : 1 1 1 II 1 1 1 1 МП 1 1 1 1 1 1! 1 1 1 ■ ни 1 1 Солнце Водород Натрий Кальций Магний Железо Рис. 109. Соответствие между положением фраунгоферовых линий солнечного спектра и линиями химических элементов § 19. Солнце как звезда 139 3. Внутреннее строение. Основываясь на данных о радиусе, массе, светимости Солнца, на физических законах (которые в силу своей универсальности применимы и в условиях других небесных тел), можно получить данные о давлении, плотности, температуре и химическом составе на разных расстояниях от центра Солнца. При приближении к центру Солнца растут, достигая максимальных значений, температура, давление и плотность. Химический состав Солнца тоже различается: процентное содержание водорода меньгпе всего в центре. Высокое давление внутри Солнца обусловлено действием выгпе-лежагцих слоев. Силы тяготения стремятся сжать Солнце. Им противодействует упругость горячего газа и давление излучения, идугцие из недр. Эти силы стремятся расгпирить Солнце. Тяготение, с одной стороны, а упругость газов и давление излучения, с другой — урав-новегпивают друг друга. Равновесие имеет место во всех слоях от поверхности до центра Солнца. Такое состояние Солнца и звезд называется гидростатическим равновесием. Эта простая идея была выдвинута в 1924 г. английским астрофизиком Артуром Эддингтоном. Она позволила составить уравнения, по которым рассчитывают модели внутреннего строения Солнца, а также других звезд. Такие модели представляют собой совокупность параметров звездного вегцества (температура, давление, плотность и т. д.) на разных глубинах. В таблице 13 приведена так называемая модель внутреннего строения Солнца, т. е. зависимость его физических свойств от глубины. Модель внутреннего строения Солнца Таблица 13 Расстояние от центра Температура Давление Плотность R/Re Т, К Р, Па р. х10® кг/м® 0 1.5-10" 2.2 - 10‘® 150 0.2 1.0-10" 4.6- 10‘® 36 0.5 3.4 - 10® 6.1 - 10‘® 1.3 0.8 1.3 - 10® 6.2-10" 0.035 0.98 1.0-10® 1.0-10® 0.001 Как видно из таблицы, температура в центре Солнца (^R/Rq =0 достигает 15 млн градусов. Именно в этой области генерируется энергия Солнца. 140 Раздел VI. Солнце — дневная звезда лучнстон Энергии Ядро — echfa Ацерных* peaKuHH^jjjl Зона KOhiseKpHH ПратуйБрайе!^ )(рсмй£фера Корона" Мы уже знаем, что солнечное вещество в основном состоит из водорода. При огромных давлениях и температурах протоны (ядра водорода) движутся со скоростями в сотни километров в секунду. Внутри Солнца (на расстояниях до 0,3 радиуса от центра создаются условия, благоприятные для протекания термоядерных реакций превращения атомов легких химических элементов в атомы более тяжелые (рис. ПО). Из ядер водорода образуется второй из легчайших элементов — гелий. Для образования одного ядра гелия требуется 4 ядра водорода. На промежуточных стадиях образуются ядра тяжелого водорода (дейтерия) и ядра изотопа Не^. Эта реакция называется протон-протонной (рис. 111). При реакции небольшое количество массы реагирующих ядер водорода теряется, преобразуясь в огромное количество энергии. Выделившаяся энергия поддерживает излучение Солнца. Через слои, окружающие центральную часть звезды, эта энергия передается наружу. В области от 0,3 до 0,7 радиуса от центра Солнца находится зона лучистого равновесия энергии, где энергия распространяется через поглощение и излучение у-квантов. Рис. 110. Внутреннее строение Солнца Рис. 111. Схема протон-протонной реакции: р — протон; п — нейтрон; D — ядро дейтерия; Не^, Не"^ — ядра изотопов гелия; е* — позитрон; V — нейтрино § 19. Солнце как звезда 141 Рис. 112. Энергия передается излучением от ядра Солнца. Главным переносчиком энергии у поверхности становится конвекция Q.0 о {О ■'■'"О 0^ Рождающиеся в центре Солнца гамма-кванты имеют энергию в миллионы раз болыпую, чем энергия квантов видимого света. Длина волны гамма-квантов очень мала. В процессе поглощения квантов атомами и дальнейгпего их переизлучения происходит постепенное умень-гпение их энергии и увеличение длины волны. Количество квантов во время этого процесса возрастает. Мощные гамма-кванты постепенно дробятся на обладаюгцие меныпей энергией: возникают рентгеновские, ультрафиолетовые и, наконец, видимые и инфракрасные лучи. В области последней трети радиуса Солнца находится конвективная зона. Здесь энергия передается не излучением, а посредством конвекции (перемеитиваиия рис. 112). Причина возникновения конвекции в наружных слоях Солнца та же, что и в кипящем сосуде с водой: количество энергии, поступающее от нагревателя, гораздо болыпе того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому вещество приходит в движение и само начинает переносить тепло. Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы). 4. Источники энергии. Анализ химического состава земных, лунных пород и метеоритов указывает на то, что Солнечная система образовалась около 4,7 млрд лет назад. Солнце, по современным данным, существует около 5 млрд лет. За последние 3 млрд лет светимость его почти не изменилась. Полная энергия Солнца, выделенная за это время, равна К© «А©^ = 3,5 • Ю'^^Дж. Разделив эту величину на полную массу Солнца, получим, что каждый килограмм солнечного вещества выделил около 1,8 • 10'^ Дж энергии. Реально эта величина еще болыпе, так как мы не учли еще первые 2 млрд лет. Ни одно химическое горючее не может обеспечить такую величину внутренней энергии, выделяемой 1 кг солнечного вещества. В среднем Солнце теряет примерно 4 млн тонн водорода в секунду. На первый взгляд эта величина может показаться огромной. Однако она ничтожна по сравнению с полной массой Солнца. Расчеты показывают, что водорода в недрах достаточно для поддержания свечения на современном уровне еще на протяжении 5 млрд лет. 142 Раздел VI. Солнце — дневная звезда 2. 3. 4. 1. 2. 3. 4. 5. Главные выводы Солнце — единственная звезда в Солнечной системе, представляющая собой горячий плазменный шар, диаметр которой больше диаметра Земли в 109 раз и масса которой в 330 тыс. раз больше массы Земли. Количество лучистой энергии, ежесекундно поступающей от Солнца на единицу площади земной поверхности — солнечная постоянная — практически не меняется на протяжении миллиардов лет. Преобладающими химическими элементами на Солнце являются водород и гелий. Источником энергии Солнца являются реакции термоядерного синтеза, протекающие в его недрах. Контрольные вопросы и задания Что такое солнечная постоянная? Как ее определили? Что понимают под светимостью Солнца? Чему она равна? Какие химические элементы являются преобладающими для Солнца? Опишите внутреннее строение Солнца. На какие зоны условно подразделяются недра Солнца? Какие процессы происходят в каждой из этих зон? 6. Что является источником солнечной энергии? § 20. Строение солнечной атмосферы 1. Фотосфера. Диск Солнца кажется резко очерченным. Это происходит потому, что практически все видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя — фотосферы. Слабое излучение более высоких слоев Солнца можно наблюдать во время полного солнечного затмения, когда диск Луны полностью закрывает фотосферу и становятся видны хромосфера и корона. Фотосфера, хромосфера и корона образуют атмосферу Солнца (рис. ИЗ). Рис. 113. Строение солнечной атмосферы: 1 — фотосфера; 2 — пятна; 3 — протуберанец; 4 — вспышка; 5 — хромосфера; 6 — солнечная корона; 7 — корональные лучи § 20. Строение солнечной атмосферы Толщина фотосферы не превышает 300 км. Самые приметные объекты на Солнце — это темные пятна (см. рис. 110, 112), одно из которых в увеличенном виде показано на рисунке 113. Диаметры пятен иногда достигают 200 тыс. км. Совсем маленькие пятна называют порами. Вся фотосфера Солнца выглядит как совокупность ярких пятен — гранул, разделенных между собой узкими и менее яркими промежутками. Размер каждой из гранул — около 700 км. Рисунок, который образуют гранулы, постоянно изменяется (буквально за 5—10 мин они успевают появиться и исчезнуть). Плазма в гранулах поднимается вверх, а в межгранульных пространствах опускается вниз. Поэтому разность температур гранул и темных промежутков достигает 600 К- Процесс постоянного возникновения и исчезновения гранул в фотосфере называется грануляцией. Картина солнечных пятен, хотя и несколько медленнее, также постоянно меняется: пятна появляются, растут и распадаются (рис. 115). Время жизни групп пятен составляет два или три оборота Солнца вокруг своей оси. Пятна холоднее фотосферы на 2—2,5 тыс. градусов, поэтому на общем фоне солнечного диска они выглядят 143 Рис. 114. Одно из солнечных пятен и фотосферная грануляция ч Рис. 115. Динамика изменения размеров и формы группы солнечных пятен. Вследствие вращения Солнца группы пятен кажутся перемещающимися по диску 144 Раздел VI. Солнце — дневная звезда темнее. Солнечные пятна обычно появляются группами в пределах небольшой области, вытянутой параллельно экватору. По размерам в группе выделяются два пятна: головное (западное) пятно, идуш,ее впереди по враш,ению Солнца, и хвостовое. Систематические наблюдения солнечных пятен показывают, что Солнце враш,ается в направлении движения планет и плоскость солнечного экватора наклонена к плоскости эклиптики под углом 7°15'. Также обнаружено, что угловая скорость враш,ения Солнца убывает от экватора к полюсам. Период враш,ения Солнца изменяется от 25 суток на экваторе до 30 суток у полюсов. Многолетние наблюдения образования пятен на Солнце показали, что имеются циклические колебания числа пятен. Иногда их не бывает совсем, а иногда одновременно возникают десятки крупных пятен. Средняя продолжительность такого цикла составляет примерно 11 лет. Кроме пятен, в фотосфере наблюдаются факелы — яркие образования, видимые в белом свете преимутцественно вблизи края диска Солнца. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, их температура на несколько сотен градусов превышает температуру фотосферы. Образование пятен и факелов связано с магнитным полем Солнца. Как показывают исследования, индукция магнитного поля Солнца в среднем в два раза выше, чем на поверхности Земли, однако в местах появления солнечных пятен она увеличивается в тысячи раз, достигая 0,5 Тл. Это приводит к ослаблению конвекции и уменьшению температуры внутри солнечного пятна. 2. Температура фотосферы. В непрерывном спектре Солнца максимальная энергия излучения приходится на длину волны 'k^^x= 470 нм. Тогда по закону смеш,ения Вина получаем температуру: Т = откуда Т= 6170 К- 3. Внешние слои атмосферы: хромосфера и корона. Над фотосферой находится хромосфера Солнца. Обш,ая ее протяженность 10—15 тыс. км. Температура в хромосфере с высотой не падает, а растет от 4500 К до нескольких десятков тысяч. Излучение хромосферы в сотни раз меньше фотосферного, поэтому для ее наблюдения применяют специальные методы, позволяюш,ие выделять слабое излучение. Хромосфера весьма неоднородна и представляется наблюдателю в виде продолговатых вытянутых язычков или зуб- § 20. Строение солнечной атмосферы 145 %r^ Рис. 116. Изменения протуберанца, наблюдавшегося в течение нескольких часов чиков — спикул — длиной порядка 10 тыс. км, придающих ей вид горящей травы. Спикулы выбрасываются из нижней хромосферы со скоростями до 30 км/с; время их жизни составляет несколько минут. Одновременно на Солнце существует до 250 тыс. спикул. На краю солнечного диска хорошо видны протуберанцы (см. рис. 110, 113) — гигантские арки или выступы, как бы опираюшцеся на хромосферу. Изменение и форма протуберанцев (рис. 116) тесно связаны с магнитным полем Солнца. Протуберанцы выделяются на фоне короны, так как имеют более высокую плотность и температуру порядка К. Скорость движения вещества активных протуберанцев достигает 200 км/с, а высота подъема — до 40 радиусов Земли. В хромосфере наблюдаются мощные и быстро развиваюшцеся процессы — вспышки (рис. 117). Эти яркие образования существуют от нескольких минут до 3 часов. Обычно солнечные вспышки проходят вблизи быстро развивающихся групп солнечных пятен. Они сопровождаются выбросами вещества со скоростью до 100 тыс. км/с. Солнечная корона — самая разреженная и горячая оболочка Солнца, распространяющаяся от него на несколько солнечных радиусов и имеющая температуру плазмы до 1 млн градусов (рис. 118). Рис. 117. Хромосферная вспышка на Солнце Рис. 118. Солнечная корона во время затмения Солнца 146 Раздел VI. Солнце — дневная звезда Рис. 119. Солнце в рентгеновских лучах. Наиболее яркие места — области проявления солнечной активности Яркость солнечной короны в миллион раз меньше, чем фотосферы. Поэтому наблюдать солнечную корону можно (как это уже было сказано) во время полных солнечных затмений или с помоьцью специальных телескопов-коронографов. Высокая температура и разреженность короны подтверждена спектральным анализом, а также по ее радио- и рентгеновскому излучению. Нагревание короны до высоких температур осуш,ествляется за счет передачи энергии колебательных (конвективных) движений веш,ества из фотосферы. Волны (с частотой звуковых колебаний) в короне, где плотность веш,ества быстро убывает, становятся ударными. Они быстро затухают, происходит преобразование механической энергии волн в тепло. Из-за высокой температуры плотность короны убывает медленно, поэтому самые внешние слои атмосферы Солнца тянутся вплоть до орбиты Земли. 4. Магнитные поля и активные образования. Масса, радиус, количество энергии, излучаемой Солнцем, остаются практически постоянными, но на всех уровнях солнечной атмосферы наблюдаются структурные образования, изменяюш,ие свои физические параметры во времени. Совокупность нестационарных процессов, периодически возникающих в солнечной атмосфере, называется солнечной активностью. Проявлением солнечной активности являются пятна, факелы в фотосфере, протуберанцы, вспышки и выбросы веш,ества в атмосфере и короне. Места, где они возникают, называются активными областями (рис. 119). Все активные образования взаимосвязаны между собой с помош,ью изменяюшцхся магнитных полей, которые всегда присутствуют в активных областях Солнца. Центры активности, зарождаясь на некоторой глубине под фотосферой, простираются в виде ярусов далеко в солнечную корону. Не только появление пятен, но и солнечная активность в целом имеют 11-летнюю цикличность (колебание циклов фактически проходит в пределах от 7,5 до 16 лет). § 21. Влияние Солнца на жизнь Земли 147 Главные выводы 1. Внешняя газовая оболочка Солнца — атмосфера — состоит из фотосферы, хромосферы и короны. 2. Локальные, периодически возникающие изменения магнитных полей, порождают активные процессы в атмосфере Солнца. 3. Активные процессы на Солнце являются причиной возникновения в слоях атмосферы пятен, факелов, протуберанцев, вспышек и др. 4. Солнечные вспышки — наиболее мощные взрывные процессы в атмосфере Солнца. 5. Солнечная активность имеет 11-летнюю цикличность. Контрольные вопросы и задания 1. Из каких оболочек состоит атмосфера Солнца? 2. Что такое фотосфера Солнца? 3. Какие объекты характерны для фотосферы Солнца? 4. Почему солнечные пятна темнее, чем фотосфера? 5. Что понимают под грануляцией? 6. Что понимают под хромосферой и короной Солнца? 7. Какие явления наблюдаются в хромосфере и короне Солнца? 8. Что такое солнечная активность и какова ее цикличность? § 21. Влияние Солнца на жизнь Земли 1. Интенсивность солнечного излучения вне оптического диапазона. Электромагнитное излучение Солнца, максимум которого приходится на видимую часть спектра, проходит строгий отбор в земной атмосфере. Она «прозрачна» только для видимого света и частично ультрафиолетового и инфракрасного излучений, а также для радиоволн в сравнительно узком диапазоне. В ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах мощность солнечного излучения резко уменьшается — в сотни тысяч раз по срав -нению с мощностью излучения в оптическом диапазоне. Но если в оптическом диапазоне Солнце является постоянной звездой, то излучение в коротковолновой области спектра зависит от солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего солнечного цикла. Сильно возрастает поток коротковолнового излучения во время хромосферных вспышек. Из нижних слоев хромосферы исходит ультрафиолетовое излучение, максимальная интенсивность которого может в 2 раза превышать 148 Раздел VI. Солнце — дневная звезда минимальное значение в 11 -летнем цикле. Основное рентгеновское излучение исходит от короны Солнца. Рентгеновское и ультрафиолетовое излучение Солнца поглощается в верхних слоях атмосферы Земли. Оно ионизирует газы земной атмосферы. Ионизированный слой верхней атмосферы Земли называется ионосферой. Ионосфера Земли полностью определяет распространение коротких радиоволн между удаленными пунктами земной поверхности. При сильных всплесках солнечного рентгеновского излучения из-за хромосферных вспышек нарушается связь на коротких радиоволнах. Длинноволновое (мягкое) ультрафиолетовое излучение Солнца способно проникать до высоты 30—35 км в атмосферу Земли. Там оно разделяет молекулы кислорода О2 на два составляющих ее атома. Свободные атомы, соединяясь с молекулами кислорода, образуют новое вещество — озон, каждая молекула которого состоит из трех атомов кислорода. Озоновый слой поглощает практически все ультрафиолетовое излучение Солнца, оставляя лишь малую долю, достигающую поверхности Земли и вызывающую у людей загар. Когда толщина озонового слоя уменьшается, солнечное ультрафиолетовое излучение может возрасти в 1,5—2 раза. Тогда это излучение становится очень активным и может вызывать заболевания раком кожи. 2. Солнечный ветер. Непрерывный расширяюшцйся поток разреженной плазмы, радиально исходящий от Солнца вдоль линий напряженности магнитного поля и заполняющий собой межпланетное пространство, называется солнечным ветром. В его состав входят протоны, электроны, а также а-частицы и в незначительных количествах ряд высокоионизированных атомов (кислород, кремний, сера, железо). Скорость частиц солнечного ветра увеличивается по мере их удаления от Солнца. Вблизи Земли скорость солнечного ветра достигает 450 км/с, а плотность составляет несколько частиц в кубическом сантиметре. Поток солнечной плазмы не может преодолеть противодействие магнитного поля Земли и обтекает его. При этом образуется полость — магнитосфера (рис. 120). Магнитосфера имеет каплеобразную форму. Со стороны Солнца магнитосфера сжата давлением солнечного ветра. Граница магнитосферы, обращенная к Солнцу, находится на расстоянии, равном в среднем 10—12 радиусов Земли. С противоположной (ночной) стороны магнитосфера вытянута § 21. Влияние Солнца на жизнь Земли 149 Магнитная ось .О' Солнечный ^ ветер Магнитная экваториальная плоскость Направление силовых линий магнитного поля Ударная■ волна Хвост магнитосферы Радиационные пояса Рис. 120. Схема образования магнитосферы Земли подобно хвосту кометы, и ее протяженность достигает расстояния, равного 6000 радиусов Земли. С изменением скорости и плотности частиц солнечного ветра изменяется и форма магнитосферы. 3. Солнечно-земные связи. Солнечная активность оказывает сильное влияние в первую очередь на внешние оболочки Земли — магнитосферу и ионосферу. Во время мошцых солнечных вспышек частицы могут разгоняться до 100 000 км/с, т. е. возникают космические лучи солнечного происхождения. Под воздействием солнечных космических лучей образуется окись азота N0, которая, взаимодействуя с озоном, активно его разрушает за счет реакции N0 -ь Оз ^ N02-b О2. После мощных вспышек на Солнце наблюдается понижение содержания озона в стратосфере над полярными шапками Земли. С помошцю коронографов, установленных на космических аппаратах, регистрируют грандиозные выбросы веш,ества из возмуш,ен-ной короны Солнца. Оторвавшийся от Солнца сгусток корональной плазмы, несущий внутри себя замкнутую петлю магнитного поля, называется корональным выбросом массы. Столкновение плазменного облака с магнитосферой Земли приводит ее к сильным возмуш,ениям. Воздействие коронального выброса приводит к возникновению сильных магнитных бурь, к ра- 150 Раздел VI. Солнце — дневная звезда Рис. 121. Полярное сияние зогреву и ускорению плазмы внутри магнитосферы. При этом быстрые протоны и электроны, сталкиваясь с молекулами воздуха на высоте 100—200 км, ионизуют их и заставляют светиться. При подобной ионизации воздуха на определенной частоте начинается свечение. В результате ионизации на Земле, преимущественно в околополярных широтах, наблюдаются полярные сияния (рис. 121). При высокой геомагнитной активности полярные сияния появляются на высоте 300—400 км, и их можно наблюдать даже на широтах Республики Беларусь. Во время магнитной бури изменяются электрические поля над поверхностью Земли. Это, во-первых, приводит к возникновению перегрузок в линиях электропередачи (до нескольких сотен ампер) и их отключению. Во-вторых, к наведению сильных токов в трубах газо- и нефтепроводов и к выходу из строя их систем управления. Последствия магнитной бури сказываются на бортовых электронных системах космических аппаратов. Магнитные бури приводят к изменению давления в тропосфере (нижнем слое атмосферы Земли), в результате чего развиваются циклоны. На тот факт, что Солнце влияет на биологические объекты, в том числе и на здоровье человека, впервые еще в 1915 г. обратил внимание Александр Леонидович Чижевский. Проанализировав исторические документы, ученый пришел к выводу, что в прошлом массовые стихийные бедствия, социальные «взрывы» и вспышки эпидемий приходились преимущественно на годы максимумов солнечной активности. На основании выведенной связи А. Л. Чижевский попытался предсказать некоторые эпидемии на 35 лет вперед. Его прогнозы сбылись в семи случаях из восьми. А. Л. Чижевский является одним из основателей гелиобиологии. Эта наука, возникшая на стыке физики Солнца и биологии, изучает влияние циклической активности Солнца на биологические объекты, здоровье человека и социальные катаклизмы. К колебаниям солнечной активности особенно чувствительна нервная система человека. Достоверно установлено, что число боль- § 21. Влияние Солнца на жизнь Земли 151 ных, поступающих в клиники, резко увеличивается в дни подъема солнечной активности. Предполагается, что солнечная активность влияет на человека через возмущения магнитного поля Земли. Чтобы всесторонне исследовать явления, происходящие на Солнце, ученые проводят непрерывные наблюдения Солнца, которые называют Службой Солнца. Главные выводы 1. Мощность радио-, коротковолнового и корпускулярного излучений Солнца значительно возрастает при активных процессах в солнечной атмосфере. 2. Озоновый слой атмосферы Земли является защитной оболочкой от вредного для человека и живых организмов ультрафиолетового излучения Солнца. 3. Солнечный ветер — непрерывный поток разреженной плазмы, радиально исходящий от Солнца. 4. Неоднородность солнечного ветра вызывает на Земле магнитные бури, полярные сияния, радиовсплески. 5. Гелиобиология — наука, изучающая влияние активности Солнца на биологические объекты и человечество. Контрольные вопросы и задания 1. Как земная атмосфера влияет на прохождение различных видов солнечного излучения к поверхности Земли? 2. Почему на Земле часто наблюдается наругиение связи на коротких радиоволнах? 3. Какова роль озонового слоя в атмосфере Земли? Каким образом активность Солнца может влиять на толщину озонового слоя Земли? 4. Что такое солнечный ветер? Как он возникает? 5. Что называют магнитосферой Земли? Какое влияние на нее оказывает солнечный ветер? 6. Каковы причины и последствия магнитных бурь на Земле? 7. Каковы причины происхождения полярных сияний? VII Раздел — Звезды § 22. Основные характеристики звезд. Светимость 1. Видимая звездная величина. При первоначальном знакомстве со звездным небом (§ 2) мы рассмотрели понятие «звездная величина» (т). Вы уже знаете, что звезды 1 -й звездной величины создают в 2,5 раза большую освеш,енность (точнее в 2,512 раза), чем звезды 2-й звездной величины, которые, в свою очередь, дают световые потоки в 2,5 раза больше, чем звезды 3-й звездной величины, и т. д. Таким образом, за интервал в одну видимую звездную величину (обозначается 1™) принято отношение освеш,енностей (Е) в 2,512 раза. Данное число выбрано для удобства так, чтобы его десятичный логарифм в точности равнялся 0,4, а интервал в 5™ соответствовал бы отношению в 100 раз. В виде формулы эти отношения выразил Н. Погсон: ^ = 2,512'^"'”'. Е2 (1) Измеряя при помошд фотометра отношение блеска звезд, можно определить разность звездных величин по формуле Погсона. Нуль-пунктже выбирают условно, по соглашениям. При этом договорено, чтобы стандартная звезда первой звездной величины (средняя из 20 самых ярких звезд) давала бы в 100 раз больше света, чем звезда шестой звездной величины, нахотянтаяся на пределе зрения. Видимая звездная величина Луны в полнолуние равна -12,7™, а в фазе первой четверти составляет -9,0™. По формуле (1) можем найти, что освеш,енность Луны в полнолуние (Е^) больше освеш,ен-ности Луны в фазе первой четверти (Д) в 30 раз: ^ = 2,512™'-™^ =2,512- = 2,512^'" =30. Видимую звездную величину Солнца определил Витольд Карлович Цераский. Она оказалась равной -26,8™. Шкала звездных величин позволяет выражать в звездных величинах блеск слабых светил, невидимых невооруженным глазом. В настояш,ее время крупнейшие телескопы с диаметром зеркал 8—10 м и современной приемной аппаратурой позволяют регистрировать объекты до 28-й звездной величины. §22. Основные характеристики звезд. Светимость 153 Рис. 122. Параллактическое смещение звезды на протяжении года: С — Солнце; S — звезда; а — полуось земной орбиты; ж — годичный параллакс 2. Определение расстояний до звезд. Ученые давно предполагали, что звезды имеют такую же физическую природу, как и Солнце. Из-за колоссальных расстояний диски звезд не видны даже в сильные телескопы. Чтобы сравнивать звезды между собой и с Солнцем, необходимо найти методы определения расстояний до них. Основным методом является метод параллактического смегцения звезд, рассмотренный нами ранее. Так как радиус Земли слигпком мал по сравнению с расстоянием до звезд, необходимо выбрать больгпий базис для измерения параллактического смегцения звезд. Егце Н. Коперник понимал, что, согласно его гелиоцентрической системе, близкие звезды на фоне далеких звезд должны описывать эллипсы в результате годового движения Земли вокруг Солнца. Кажугцееся перемегцение более близкой звезды на фоне очень далеких звезд происходит по эллипсу с периодом в 1 год и отражает движение наблюдателя вместе с Землей вокруг Солнца (рис. 122). Положение Земли на орбите и видимые с Земли положения звезды на небе на данном рисунке обозначены одинаковыми цифрами. Маленький эллипс, описываемый звездой, называется параллактическим эллипсом. В угловой мере больгпая полуось этого эллипса равна величине угла, под которым со звезды видна больгпая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол называется годичным параллаксом (%). Параллактические смегцения звезд служат неопровержимым доказательством обрагцения Земли вокруг Солнца. Расстояния до звезд определяются по их годичному параллактическому смегцению, которое обусловлено перемегцением наблюдателя (вместе с Землей) по земной орбите. Из рисунка 123 видно, что если СГ = а есть средний радиус земной орбиты, SC = г — расстояние до звезды S от Солнца С, а угол % — годичный параллакс звезды, то г = ■ Рис. 123. Годичный параллакс звезды: С — Солнце; S — звезда; Т— Земля 154 Раздел VII. Звезды Так как годичные параллаксы звезд оцениваются десятичными долями секунды, а 1 радиан равен 206 265", то расстояние до звезды можно определить из соотногпения г=20^а.е. (2) При измерении расстояний до звезд астрономическая единица СЛИП1КОМ мала. Поэтому для удобства определения расстояний до звезд в астрономии применяется специальная единица длины — парсек (пк), название которой происходит от слов «параллакс» и «секунда». Парсек — это расстояние, с которого радиус земной орбиты был бы виден под углом в 1". Согласно формуле (2), 1 пк = 206 265 а. е. = 3,086 • 10'^ км. Таким образом, расстояние до звезд в парсеках будет определяться выражением (3) г = --- ПК. в астрономических единицах обычно выражаются расстояния до тел Солнечной системы. Расстояния до небесных тел, находягцихся за пределами Солнечной системы, обычно выражаются в парсеках, килопарсеках (1 кпк=10^ пк) и мегапарсеках (1 Мпк=10® пк), а также в световых годах (1 св. г. = 9,46 • 10'^ км = 63 240 а. е. = = 0,3067 ПК или 1 ПК = 3,26 св. г). Световой год — расстояние, которое электромагнитное излучение (в вакууме) проходит за 1 год. Нижний предел измерений параллаксов не превыгпает 0,005", что позволяет определять расстояния не свыгпе 200 пк. Расстояния до егце более далеких объектов определяются менее точно и иными методами. 3. Абсолютная звездная величина. Видимый блеск звезд не характеризует их реального излучения. Он определяется двумя факторами: истинным излучением звезды и расстоянием до нее. Солнце, например, гораздо ближе к Земле, чем любая другая звезда, поэтому оно — самое яркое светило на небе. Следовательно, для сравнения истинного блеска звезд необходимо вычислять их звездную величину на определенном одинаковом расстоянии. За такое одинаковое (или стандартное) расстояние принято 10 пк. Видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии 10 парсек, называется абсолютной звездной величиной. Пусть видимая звездная величина звезды на расстоянии г равна т, а освегценность, создаваемая этой звездой, — Е. По опре- §22. Основные характеристики звезд. Светимость 155 делению, видимая звездная величина с расстояния Го = 10 пк будет равна абсолютной звездной величине М, — освещенность (или излучение) звезды с расстояния 10 пк. Тогда, используя формулу (1), можем записать: Е о C 1 ctM-m ^ = 2,512" £о (4) Из физики известно, что освещенности, создаваемые одним и тем же источником излучения, обратно пропорциональны квадратам расстояний до него, т. е. (5) Пролога- £о б 100 ,2 ■ Подставляя (5) в (4), получим, что 2,512"" ™ рифмировав данное равенство и упростив его, получим: М = т + Б - 51gr. (6) Учитывая, что г = —, формулу (6) можно записать в виде: я" Л4 = m + 5 + 51g7T". (7) По формуле (6) вычислим абсолютную звездную величину Солнца. Расстояние до Солнца г = 1 а. е. = ®тцимая звездная величина Солнца равна -26,8™. После подстановки этих значений в формулу получим, что Л4© = -26,8™-ь 5™-ь 26,6™ = 4,8™. Это означает, что со стандартного расстояния в 10 пк Солнце выглядит слабой звездочкой почти 5-й звездной величины. Абсолютные звездные величины звезд колеблются от -9™ до 19™, т. е. отличаются на 28™, или по освещенности в 160 миллиардов раз, друг от друга. 4. Светимость звезд. Зная абсолютную звездную величину звезды, можно вычислить действительное общее излучение звезды или ее светимость. Светимостью называется полная энергия, излучаемая звездой за 1 с. Светимость звезды можно выразить в ваттах, но чаще ее выражают в светимостях Солнца. Напомним, что светимость Солнца равна 3,85 • 10^® Вт (см. § 19). Используя формулу (1), можно записать соотногпение между светимостями и абсолютными звездными величинами какой-либо звезды и Солнца: = 2,512""®-"", (8) Аз 156 Раздел VII. Звезды где LhLq — светимости звезды и Солнца; М и Л4© — соответственно их абсолютные звездные величины. Если принять L© = 1 и с учетом того, что М =4,8™, формула (8) примет вид: L = 2,512^®-^ или L = 2,512^-®-^. Звезды-сверхгиганты, имеюгцие М = -9™, обладают могцностью излучения больгпе нагпего Солнца в 330 тыс. раз, а самые неяркие звезды с абсолютной звездной величиной Л4 = 19™ излучают свет в 480 тыс. раз слабее нагпего Солнца. Главные выводы 1. Звезды движутся в пространстве и находятся от нас на различных расстояниях. 2. Видимая звездная величина — мера наблюдаемого блеска (освещенности, создаваемой светилом на приемнике лучистой энергии) небесного объекта, видимого с Земли. Интервал в одну звездную величину соответствует разности освещенностей в 2,512 раза. 3. Расстояние до недалеких звезд определяется методом годичного параллакса, основанного на измерении угла, под которым виден радиус земной орбиты с исследуемой звезды. 4. Единицами измерения расстояний до звезд являются парсек и световой год. 5. Абсолютная звездная величина — видимая звездная величина, которую имела бы звезда, находясь на стандартном расстоянии 10 ПК. 6. Полная энергия, излучаемая звездой по всем направлениям за единицу времени, называется ее светимостью. Обычно светимость звезды выражается в единицах светимости Солнца. Контрольные вопросы и задания 1. Что понимают под годичным параллаксом звезды? 2. Что такое парсек и световой год? 3. Чем отличается абсолютная звездная величина от видимой звездной величины? 4. Как можно определить абсолютную звездную величину звезды, если известно расстояние до нее или годичный параллакс? 5. Что понимают под светимостью звезды? Какова светимость Солнца? 6. Какая зависимость существует между светимостью звезды и ее абсолютной звездной величиной? 7. Определите расстояние (в парсеках и световых годах) до звезды, имеющей годичный параллакс 0,5". § 23. Температура и размеры звезд 157 § 23. Температура и размеры звезд 1. Температура звезд. В первом приближении можно считать, что звезды излучают как абсолютно черные тела. Температуру Т поверхности (фотосферы) звезд можно определить, воспользовавшись законом Стефана—Больцмана, так же, как мы это уже делали при определении температуры Солнца (см. § 18): 7’ = .4, 4т1/?^сг (1) Подсчитанную таким методом температуру называют эффективной температурой. Однако этот метод применяется ограниченно, так как достаточно точное значение радиусов измерено примерно у нескольких десятков ярких гигантских звезд. Температуры звезд сильно различаются. Холодные красные звезды имеют температуру около 3000 К- Наше Солнце с температурой фотосферы 6000 К относится к желтым карликам. Температура горячих звезд достигает 50 000 К- Основная часть излучения горячих звезд приходится на ультрафиолетовую часть спектра, и мы их воспринимаем как звезды голубого цвета. Наиболее горячими являются немногочисленные молодые звезды типа Вольфа — Райе. Температуры фотосфер у них очень высоки: от 60 000 до 100 000 К- 2. Спектральная классификация звезд. Звезды отличаются большим разнообразием, однако среди них можно выделить отдельные группы, обладаюгцие обгцими свойствами. При первом знакомстве со звездным небом обрагцает на себя внимание тот факт, что звезды разнятся по цвету. Гораздо сильнее это заметно при рассмотрении спектров. Важнейшие различия спектров звезд заключаются в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий, а также в распределении энергии в непрерывном спектре. С учетом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звезд, которая утвердилась в 20-е гг. XX в. В Гарвардской обсерватории (США) была разработана классификация спектров звезд, в которой последовательность спектральных классов обозначается заглавными буквами латинского алфавита. Основные характеристики спектральных классов помегцены на форзаце 4. Тонкие различия внутри каждого класса дополнительно подразделяют на 10 подклассов — от 0 до 9. Например, Солнце принадлежит к спектральному классу G2. Данная последовательность спектральных классов отражает уменьшение температуры атмосфер (фотосфер) звезд от класса О к 158 Раздел VII. Звезды классу L. Спектральная последовательность одновременно является и цветовой: звезды класса О имеют голубоватый цвет, класса В — голубовато-белый, А — белый и т. д. Для запоминания этой последовательности используется следующая фраза (мнемоническое правило): А F G K^m[^L Англичанин Финики Жевал Как Мелкий Лук О В Один Бритый Химический состав атмосфер большинства звезд почти одинаков. Наружные слои звезд состоят из водородно-гелиевой смеси с очень малой добавкой более тяжелых элементов. Например, аналогично Солнцу другие звезды содержат в своих атмосферах 73 % водорода, 25 % гелия и 2 % всех остальных элементов. Различия в спектрах звезд определяются главным образом различиями температуры. В фотосферах холодных звезд могут существовать простейшие молекулы. Поэтому характерными деталями спектров звезд классов М и L являются широкие полосы поглощения молекул, например СгН. При более высоких температурах молекулярные соединения распадаются. В таких спектрах пропадают спектральные полосы молекулярных соединений, зато появляются линии, соответствующие нейтральным металлам. Таким образом, спектральная классификация звезд — это температурная классификация звездных спектров, основанная на оценках относительной интенсивности и вида спектральных линий. В настоящее время спектральной классификацией охвачено более 500 тыс. звезд. 3. Размеры звезд. Линейный радиус R звезды можно определить, если известны ее угловой радиус р" и расстояние до звезды г или годичный параллакс %" по формуле 7? = г • sin р". 205265’ . „ р" Так как г=------- а. е., для углового радиуса sin р" = , „ 71 206265 ТО имеем R = — а.е. 71 Линейные радиусы звезд принято выражать в радиусах Солнца. В радиусах Солнца 1 а. е. равна 149,6 • 10® км : 0,696 • 10®км = 215. Используя это соотношение, получим формулу для определения линейных радиусов звезд в радиусах Солнца в следующем виде: R=215^^. % Звезды настолько далеки от нас, что их угловые размеры меньше предела разрешения крупнейших телескопов. Для ярких близких звезд угловой радиус находят по интерференционной картине, ко- § 23. Температура и размеры звезд 159 торая получается в результате перекрытия изображений звезды, при помощи двух широко расставленных телескопов. Например, с помо-пщю оптического интерферометра, состоящего из двух сферических зеркал диаметром 6,6 м каждое, разнесенных на максимальное расстояние 180 м, удалось измерить угловой диаметр s Ориона. Он оказался равным 0,00072", а так как годичный параллакс звезды равен 7г" = 0,0024", то./?= 215х 0,00036" = 32 R. 0,0024" Радиусы звезд могут быть вычислены по их мощности излучения (светимости) и температуре. Запишем значение полной мощности излучения для какой-либо звезды и для Солнца: L = 4TzR^aT\ Lq = A%R^oTq\ где L и L©, R и Rq, 7 и 7© — соответственно светимости, линейные радиусы и абсолютные температуры звезды и Солнца. Принимая 7© = 1 и 7?© = 1, получим: или окончательно в линейных радиусах Солнца: ^ = vi(^ т \2 (2) Размеры звезд сильно отличаются: от диаметров, сравнимых с диаметром орбиты Юпитера (красные сверхгиганты), до размеров планет солнечной системы (белые карлики) или даже до нескольких километров у нейтронных звезд (рис. 124). Нейтронная * звезда '' Звезда Лейтена Звезда Вольф 457 Звезда 40 Эри дан а Рис. 124. Размеры некоторых звезд в сравнении с размерами Земли (на рис. слева) и Солнца (на рис. справа) 160 Раздел VII. Звезды Главные выводы 1. Спектральная классификация звезд основана на оценках относительной интенсивности и вида спектральных линий. 2. Размеры звезд пропорциональны расстояниям до них и видимым угловым размерам. 3. Зная мощность излучения звезды (светимость), температуру звезды и температуру Солнца, можно определить ее размер (в радиусах Солнца). Контрольные вопросы и задания 1. Каким образом можно определить температуру звезды, используя законы Стефана—Больцмана и Вина? 2. По каким принципам производится спектральная классификация звезд? 3. К каким классам принадлежит основное количество звезд? К какому классу и подклассу спектральной классификации звезд относится наше Солнце? 4. Из каких химических элементов состоят в основном звезды? 5. Опишите способы определения линейных радиусов звезд. § 24. Двойные звезды. Масса звезд 1. Типы двойных звезд. Наблюдения показывают, что многие звезды во Вселенной образуют пары или являются членами сложных систем. Двойными звездами называют близко расположенные пары звезд. Различают оптические и физические двойные звезды. Оптические двойные звезды (пары) составляются из весьма далеких друг от друга в пространстве звезд, которые случайным образом проектируются на небесную сферу по лучу зрения. Физические двойные звезды представляют собой системы близко расположенных в пространстве звезд, связанных силами тяготения и обращающихся около общего центра масс. Звезды физических двойных пар часто имеют различный цвет. Так, у Антареса — очень яркой красной звезды в созвездии Скорпиона — имеется слабый зеленый (при наблюдении в телескоп) спутник. Первая, известная еще в древности звездная пара — это Мицар (конь) и Алькор (Всадник). Мицар — средняя звезда ручки «ковша» созвездия Большой Медведицы, которая имеет видимую звездную величину 2,2™. На угловом расстоянии 12' от нее расположена слабая звезда Алькор со звездной величиной 4,0™. Звездная пара Мицар и Алькор — пример оптической двойной звезды. В свою §24. Двойные звезды. Масса звезд 161 очередь, даже в школьный телескоп хорошо видно: Мицар состоит из двух очень близких звезд, неразличимых невооруженным глазом. Компоненты звездной пары Мицар А и Мицар В отстоят друг от друга на расстоянии 14" и имеют звездные величины 2,4™ и 4,0™ соответственно. Звездная пара Мицар — пример физической двойной звезды. Физические двойные звезды в зависимости от способа их наблюдений подразделяются на визуально-двойные звезды (их компоненты можно увидеть при помош,и телескопа визуально или сфотографировать), затменно-двойные звезды (их компоненты периодически загораживают друг друга от наблюдателя), спектрально-двойные звезды (двойственность проявляется в периодических смеш,ениях или раздвоениях линий их спектров), астрометрически-двойные звезды (одна звезда не видна и возмуш,ает правильное движение соседней). Первый список двойных звезд составил в 1803 г. английский астроном Уильям Гершель. Этот перечень содержал несколько сотен объектов. К настояш,ему времени известно около 100 тыс. визуально-двойных звезд. Периоды обраш,ения компонентов у визуально-двойных систем заключены от нескольких лет до нескольких тысяч лет. Двойные звезды являются частным случаем кратных звезд, со-стояших иногда из нескольких компонентов. Суш,ествуют звезды тройные, четверные и даже более высокой кратности. К кратным звездам принято причислять звезды, имеюш,ие менее 10 компонентов. Системы с большим числом звезд называются звездными скоплениями. Двойственность и кратность в звездном мире — широко распространенное явление. 2. Затменно-двойные звезды. Затменно-двойные, или зат-менно-переменные, звезды представляют собой тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких лет по орбитам, большая полуось которых сравнима с самими звездами. По этой причине мы не можем увидеть отдельно их компоненты, так как угловое расстояние между звездами очень мало. Судить о двойственности системы можно лишь по периодическим колебаниям блеска. Так как луч зрения при наблюдении таких звезд и плоскости их орбит практически совпадают, у таких звезд обнаруживается явление затмений, когда один из компонентов проходит впереди или сзади I 162 Раздел VII. Звезды етЛщаЛ<9» Кривая светимос|и затмейно-пере1\(1енной зйезды I Двойная звезда станови[гся туск/|ой, , когда закрыталюверхиосхь-----j------ яркого компонента i '^1 I I ______!_______!_______I I Пе|риод обфщения j_ j_ j_ Время ------>~ Рис. 125. Изменение блеска затменно-двойной звезды другого относительно наблюдателя. Рассмотренную ситуацию поясняет рисунок 125, на котором приводится кривая изменения блеска т затменно-двойной звезды, связанного с периодическими затмениями одного компонента другим. Цифры на графике относятся к соответствуюгцим положениям одного из компонентов звезды на орбите. Разность звездных величин в минимуме и максимуме блеска называется амплитудой, а промежуток времени между двумя последовательными наименьгпими минимумами — периодом переменности. Типичный пример затменно-переменной звезды — звезда р Персея (Алголь), которая регулярно затмевается на 9,6 ч с периодом 2,867 суток. Падение блеска в минимуме у этой звезды составляет 2,3'". Всего известно около 4000 затменно-двойных звезд. 3. Спектрально-двойные звезды. Звезды, двойственность которых устанавливается лигпь на основании спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными. Предположим, что наблюдатель находится в плоскости орбиты двойной системы, состоягцей из более массивной и яркой звезды А и менее яркой и массивной звезды В (рис. 126). Каждый из компонентов — А и В, обрагцаясь вокруг центра масс системы, то приближается к наблюдателю, то удаляется от него. Вследствие эффекта Доплера в первом случае линии в спектре звезды будут сдвинуты к фиолетовой области спектра, во втором — к красной, причем период этих смегцений равен периоду обрагцения. На рисунке §24. Двойные звезды. Масса звезд 163 римские цифры обозначают со- IV ответствие спектров положениям ^ ® звезд на орбитах. Постоянное совершенствование методики определения сдвига спектральных линий позволило в 1995 г. обнаружить у звезды 51 Пегаса спутник массой в половину массы Юпитера. К настоягцему времени методом лучевых скоростей у более чем 200 звезд обнаружены планетные системы. Они получили обгцее название — экзопланеты. 4. Астрометрически-двойные звезды. Встречаются такие тесные звездные пары, когда одна из звезд или очень мала по размерам, или имеет низкую светимость. В этом случае такую звезду рассмотреть не удается, но обнаружить двойственность все же можно. Яркий компонент будет периодически отклоняться от прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону (рис. 127), как будто по прямой движется центр масс системы. Такие воз-мугцения пропорциональны массе спутника. Исследования одной из ближайших к нам звезд, известной под названием Росс 614 (ее блеск 11,4™ и параллакс 0,25"), показали, что амплитуда отклонений звезды от ожидаемого направления достигает 0,36". Период обрагцения звезды относительно центра масс равен 16,5 года. Среди близких к Солнцу звезд обнаружено около 20 астрометрически-двойных звезд. Рис. 126. Смещение линий в спектре двойной звезды Рис. 127. Отклонение в движении Сириуса, вызванное гравитационным возмущением спутника 164 Раздел VII. Звезды 5. Масса звезд. Длительные наблюдения визуально-двойных звезд убедили астрономов, что относительное видимое движение компонентов совершается по эллипсу и удовлетворяет закону пло-ш,адей. Из этого следует, что в двойных системах обраш,ения звезд происходят в соответствии с законами Кеплера и подчиняются закону всемирного тяготения Ньютона. По данным наблюдений двойных звезд получены оценки масс для звезд различных типов. Анализ этих данных привел к следуюш,им результатам. 1. Массы звезд заключены в пределах от 0,03 до 60 масс Солнца. Наибольшее количество звезд имеют от 0,4 до 3 масс Солнца. 2. Суш,ествуюш,ая зависимость между массами звезд и их светимостью дает возможность оценивать массы одиночных звезд по их светимостям. В интервале масс 0,5Л4©<Л4< 10Л4© светимость звезды пропорциональна четвертой степени ее массы L»M При М > 10Л4© показатель степени равен 2, т. е. L «Л4 3. Масса звезды в момент ее формирования является важнейшим параметром, определяюш,им ее последующую эволюцию. 4. Радиусы звезд имеют весьма широкие пределы, поэтому средняя плотность звезд колеблется от 5 • 10“^ до 3 • 10^ кг/м^ (сравните с Солнцем — 1400 кг/м^). Главные выводы 1. Две звезды, выделяющиеся на фоне других близостью своих видимых положений, называются двойной звездой. Двойные звезды являются частным случаем кратных звезд. 2. Физические двойные звезды — система двух звезд, связанных силами тяготения и обращающихся около общего центра масс. 3. В зависимости от метода наблюдения двойные звезды подразделяются на визуально-двойные, затменно-двойные, спектрально-двойные, астрометрически-двойные. 4. Компоненты физических двойных звезд совершают видимое относительное движение по эллипсу в соответствии с законами Кеплера и подчиняются закону всемирного тяготения. Контрольные вопросы и задания 1. Какие звезды называются двойными? Приведите их классификацию. 2. Что такое амплитуда и период переменности затменно-переменных звезд? 3. Дайте объяснение: почему происходит смещение линий в спектрах спектрально-переменных звезд? §25. Эволюция звезд 165 § 25. Эволюция звезд 1. Диаграмма «спектр-светимость». Существует зависимость между основными физическими характеристиками звезд. На основе наблюдений определяются спектральные классы звезд, а по известному расстоянию — абсолютные звездные величины, или светимости звезд. В начале XX в. независимо друг от друга датский астроном Эй-нар Герцшпрунг и несколько позже американский астрофизик Генри Рессел установили связь между этими характеристиками. Эту зависимость можно представить в виде диаграммы: по горизонтальной оси откладывается спектральный класс (или температура) звезд, а по вертикальной — их светимость (в абсолютных величинах или в единицах светимости Солнца). Каждой звезде соответствует точка на этой диаграмме. Такая диаграмма называется диаграммой Герцш-прунга—Рессела или диаграммой «спектр-светимость» (см. форзац 4). Звезды на диаграмме не распределяются случайным образом по всей ее площади, а образуют несколько групп, называемых последовательностями. Большинство звезд на диаграмме лежат в пределах четко выраженной полосы, простирающейся от левого верхнего до правого нижнего угла, которая называется главной последовательностью. В левой верхней части главной последовательности находятся массивные горячие звезды спектрального класса О, которые в десятки тысяч раз превышают по светимости Солнце. Такие звезды называют горячими сверхгигантами. По мере уменьшения температуры светимость звезд падает. Затем полоса главной последовательности проходит через область, где находятся похожие на Солнце звезды класса G. И наконец, главная последовательность опускается к нижней правой части диаграммы. Здесь находятся звезды класса М и L с малой массой и относительно низкой температурой. Эти звезды называют красными карликами. К звездам главной последовательности относятся хорошо известные звезды — Сириус (а Большого Пса), Вега (а Лиры), наше Солнце. Звезды с относительно низкой температурой фотосферы (3-ь5 • 10^ К) и светимостью в 100—1000 раз большей светимости Солнца образуют последовательность красных гигантов. К данной последовательности относятся, например, Арктур (а Волопаса), Альдебаран (а Тельца). 166 Раздел VII. Звезды М 05 ВО В5 АО А5 F0 F5 GO G5 КО К5 МО М5 Спектр Рис. 128. Диаграмма «спектр-светимость» с указанием классов светимости В верхней части диаграммы «спектр-светимость» располагается последовательность сверхгигантов (рис. 128). Это звезды с очень высокой светимостью, низкой плотностью, в десятки и сотни раз большими диаметрами, чем у Солнца. К сверхгигантам причисляют звезду Бетельгейзе (а Ориона). В левой нижней части диаграммы расположены горячие звезды слабой светимости — последовательность белых карликов. Их размеры сравнимы с размерами Земли, а массы близки к массе Солнца. Поэтому средняя плотность белых карликов превышает плотность земных пород в сто тысяч раз. С другой стороны, средняя плотность звезд-сверхгигантов очень низкая — в тысячи раз меньше плотности земной атмосферы. Плотность веьцества в атмосфере звезды влияет на ширину спектральных линий. Поэтому, например. §25. Эволюция звезд 167 у красных карликов спектральные линии шире, чем у гигантов и сверхгигантов. Значит, по виду спектральных линий определяется, к какой последовательности принадлежит звезда (главная, карлики, гиганты). По последовательности оценивается абсолютная звездная величина, а затем и расстояние (см. формулу 6, § 22). Этот метод определения расстояний называется методом спектральных параллаксов. Наиболее многочисленными звездами являются красные карлики: на 10 млн красных карликов приходится около 1 млн белых карликов, примерно 1000 гигантов и только 1 сверхгигант. На Иеркской обсерватории разработана двумерная спектральная классификация, в которой каждый спектр звезды учитывает особенности спектральных линий и светимость звезд (см. рис. 128). Эта классификация разделяет все звезды на несколько классов светимости (от 1 до VII). 1а-0 — самые яркие сверхгиганты; 1а — яркие сверхгиганты; \аЬ — средние сверхгиганты; \Ь — слабые сверхгиганты; II — яркие гиганты; III — слабые гиганты; IV — субгиганты; V — главная последовательность; VI — субкарлики; VII — белые карлики. 2. Рождение звезд. Процесс звездообразования идет в Галактике непрерывно — с момента ее возникновения. Подтверждением рождения звезд в настояьцее время является суьцествование массивных горячих звезд классов О и В, время жизни которых не превосходит 10 млн лет. Продолжительность жизни звезд составляет от миллионов до десятков миллиардов лет. Это время слишком велико, чтобы проследить жизненный путь звезд, или их эволюцию. Поэтому основным методом исследования эволюции звезд служит построение моделей внутреннего строения звезд. При построении модели задают начальные условия физического состояния газа: химический состав, давление (плотность), температуру, массу. Затем на основании физических законов (газовых за- 168 Раздел VII. Звезды :: V Рис. 129. Образование звезд из газопылевого облака конов, законов тяготения) рассчитывают изменения этих параметров с течением времени. По современным представлениям звезды образуются в результате сжатия (гравитационной конденсации) вещества межзвездной среды (рис. 129, I). Звезды рождаются группами из гигантских газопылевых комплексов размерами до 100 пк и массой в десятки, а иногда и сотни тысяч солнечных масс. Газ в этих комплексах находится в молекулярном состоянии с температурой около 10 К. Под действием гравитационных сил комплекс сжимается, плотность его растет, и он распадается на отдельные сгустки, или газопылевые облака (рис. 129, 2). В газопылевом облаке случайно или под действием внегпних причин возникают гравитационно-неустойчивые фрагменты, которые продолжают сжиматься. Внегпними причинами, стимулирующими звездообразование, могут служить столкновения молекулярных облаков; звездный ветер от молодых горячих звезд; ударные волны, порожденные вспыгпками сверхновых звезд. Если масса фрагмента достаточно велика, то происходит дальнейгпий распад на отдельные фрагменты-сгустки (рис. 129, 3). Фрагменты звездной массы, сжимаюгицеся под действием собственного тяготения, называют протозвездами. При гравитационном сжатии газ в протозвезде разогревается, и она начинает излучать в инфракрасном диапазоне спектра. Вещество, окружающее ядро протозвезды, падает на него, увеличивая его массу и температуру. Когда давление, создаваемое излучением звезды, становится достаточно больгпим, падение вещества прекращается. Давление излучения ограничивает массу бупуитих звезд величиной в несколько десятков масс Солнца. Длительность стадии сжатия зависит от мае- §25. Эволюция звезд 169 сы протозвезды: при массе меньше солнечной — сотни миллионов лет, при большей — сотни тысяч лет. Враш,ение протозвезд играет важную роль в их дальнейшей эволюции. Часто у врагцаюгцейся протозвезды образуется вокруг центрального сгугцения протяженный газопылевой диск, из которого потом образуется планетная система. Формируюгцаяся звезда в конце стадии сжатия имеет значительные размеры при егце относительно низкой температуре поверхности. Сжатие протозвезды прекрагцает-ся, когда температура в центре ядра достигнет нескольких миллионов градусов, тогда включаются термоядерные источники энергии, реакции протон-протонного цикла. Момент начала термоядерных реакций есть момент рождения звезды. Теперь температура и плотность внутренних слоев становятся такими, что сила их упругости может противодействовать весу наружных слоев. После начала водородных реакций и установления равновесного состояния звезда попадает на главную последовательность диаграммы «спектр-светимость». Новорожденные звезды появляются на главной последовательности по всей ее длине (в зависимости от их массы). 3. Эволюционные перемещения. От массы в первую очередь зависит, какую температуру будет иметь ядро звезды в момент установления устойчивого равновесия. Чем больше масса сжимаюгце-гося газопылевого комплекса, затем протозвезды и наконец звезды, тем больший вес вышележашцх слоев приходится выдерживать ее ядру. Поэтому нужна более высокая температура, чтобы газовое давление могло противостоять этому весу. Наблюдения показывают, что светимость звезд пропорциональна массе в четвертой степени. Самые массивные звезды (размером в 30—50 масс Солнца), порождают наиболее горячие звезды класса О. Температура центральных областей таких звезд составляет 30—35 млн градусов. Большую часть времени звезда находится на главной последовательности. Но так как запасы водорода пропорциональны массе, а расход энергии (светимость) пропорционален четвертой степени массы, то водород в массивных звездах выгорает быстрее. Время пребывания звезды на главной последовательности определяется простой зависимостью ^ = 10'° Дг (лет). где М — масса звезды в массах Солнца. 170 Раздел VII. Звезды • • Рис. 130. Эволюция звезд различной массы По приведенной выше формуле можно подсчитать, что Солнце исчерпает свой запас водородного топлива примерно за 10 млрд лет (таким образом, Солнце, возраст которого оценивается около 5 млрд лет, «прожило» на главной последовательности лишь половину своей жизни). Звезды с массами, равными 10 массам Солнца, исчерпают всего за 10 млн лет. Слабо излучаюш,ие красные карлики массой около 0,5 масс Солнца — за 80 млрд лет. Горячих молодых звезд-гигантов наблюдается меньше из-за малого времени сутцествования. Поэтому наиболее заполнена правая нижняя часть главной последовательности диаграммы «спектр-светимость». После выгорания водорода в недрах звезды образуется горячее гелиевое ядро. Дальнейшая эволюция звезды зависит от массы этого ядра. Если она меньше 1,4 массы Солнца, то под действием гравитационного сжатия гелиевое ядро снова разогревается (температура повышается до 100 млн градусов). Внешние слои звезды при этом расширяются и охлаждаются. Звезда словно разбухает. Светимость ее возрастает, а температура падает. Звезда сходит с главной последовательности и в зависимости от массы становится красным гигантом (рис. 130) или сверхгигантом. Разрастаюш,аяся атмосфера звезды постепенно удаляется от ядра, образуя планетарную туманность. Конечной стадией эволюции этих звезд являются белые карлики. Белый карлик — компактная звезда с массой, равной примерно массе Солнца, радиусом примерно в 100 раз меньше Солнца. Плотность таких звезд более чем в 100 тыс. раз превосходит плотность воды. Стадии эволюции, как и все звезды, проходит и Солнце. Через 5—8 млрд лет оно превратится сначала в красный гигант, затем, сбросив оболочку, станет белым карликом. Звезды намного массивнее Солнца превраш,аются в ходе эволюции в нейтронные звезды (при массе от 1,4 до 2,5 масс Солнца) или черные дыры (при массе более 2,5 масс Солнца). §26. Нестационарные звезды 171 Главные выводы 1. Между различными физическими характеристиками звезд существует связь. Диаграмма зависимости спектральных классов звезд (или температур) от их светимости называется диаграммой «спектр-светимость». 2. Эволюция звезд — постепенное изменение с течением времени физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд. 3. Звезды образуются в результате гравитационного сжатия вещества из газопылевых комплексов. 4. Звезды в процессе эволюции проходят стадии от протозвезд до конечных стадий (в зависимости от массы) — белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр. 5. Переход звезд с различной массой на диаграмме «спектр-светимость» с одной последовательности на другую в ходе изменения их параметров со временем называется эволюционным перемещением. 6. Классы светимости — звездные группы, учитывающие особенности спектральных линий и светимость звезд. Контрольные вопросы и задания 1. По какому принципу строится диаграмма «спектр-светимость» (диаграмма Герцгппрунга—Рессела)? 2. Как на диаграмме «спектр-светимость» располагаются звезды различного размера? 3. Дайте краткую характеристику звездам: сверхгиганты, красные гиганты, белые карлики, красные карлики. 4. Что понимают под эволюцией звезд? 5. Опигпите в общих чертах процесс образования звезд. 6. Что понимают под классами светимости? § 26. Нестационарные звезды 1. Общая характеристика переменных звезд. Многие звезды изменяюг свои физические харакгерисгики в течение относительно короткого периода времени. Такие звезды называются нестационарными. В отличие от затменно-переменных звезд (см. § 24) они меняют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самих звездах. По этой причине их называют физическими переменными звездами. 172 Раздел VII. Звезды В зависимости от характера протекающих внутри звезды процессов физические переменные звезды бывают пульсирующими и эруптивными. Пульсирующие переменные звезды — физические переменные звезды, у которых происходят периодические колебания блеска (например, цефеиды, звезды типа RR Лиры, мири ты). Эруптивные звезды — физические переменные звезды, проявляющие свою переменность в виде вспышек, которые объясняются выбросами вещества (например, новые и сверхновые звезды). Все переменные звезды имеют специальные обозначения, если им не были присвоены раньше буквы греческого алфавита. В каждом созвездии первые 334 переменные звезды обозначаются последовательностью букв латинского алфавита R, S, Т, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, ..., ZZ, АА, ..., AZ, QQ... с добавлением названия соответствующего созвездия. Следующие переменные, которым не хватило комбинации этих букв в созвездии, обозначаются V 335, V 336 и т. д. 2. Пульсирующие переменные звезды. Первая пульсирующая звезда была открыта немецким астрономом Давидом Фабрициусом в 1596 г. в созвездии Кита и названа Мирой. Период изменения блеска этой звезды составляет 331,6 суток. Долгопериодические переменные звезды (с периодами от нескольких недель до года и более; звезды типа Миры Кита) называются миридами. Практически все звезды этого типа — старые красные гиганты огромных размеров и большой светимости. Амплитуды изменения блеска таких звезд могут достигать десяти звездных величин. При эволюционном превращении звезды в звезду-гиганта происходит увеличение ее объема и уменьшение средней плотности вещества. В это время внутреннее строение звезды изменяется коренным образом, что может сопровождаться нарушением равновесия между силами гравитационного притяжения и лучевого давления. Это приводит к периодическим колебаниям объема звезды: ее оболочка то расширяется, то сжимается (возвращается к своему прежнему объему). Такие периодические колебания переменных звезд называются пульсационными. Обширный класс очень ярких переменных звезд-гигантов и сверхгигантов классов F и G называется цефеидами. Это пульси-руюитие переменные звезды, блеск которых плавно и периодически §26. Нестационарные звезды 173 Кривая лучевой ‘ скорости ь Кривая температуры меняется (от 0,5 до 2 звездных | Кривая блеска величин). Период изменения блеска составляет от нескольких до 70 суток. Название происходит от звезды 5 Цефея — одной из наиболее типичных для данного класса переменных звезд. Одновременно с видимой звездной величиной у цефеид меняется их спектр. По смещению его интенсивности обнаружено, что у цефеид периодически (с периодом изменения блеска) изменяется температура в среднем на 1500 градусов (рис. 131). Теоретические расчеты и практические наблюдения показывают, что только звезды-гиганты и сверхгиганты проходят через стадию цефеид. Период пульсаций звезды зависит от средней плотности ее вещества и подчиняется следующей закономерности: Р I Рис. 131. Графики изменения блеска, лучевой скорости и температуры цефеид Р = const 0,12 где Р — период пульсаций в сутках, р — средняя плотность (в единицах средней плотности Солнца). Средняя плотность вещества цефеид составляет около 10“^ кг/м^. Цефеиды с большей массой имеют большую светимость, больший радиус, но меньшую плотность и, соответственно, больший период пульсации, т. е. цефеиды обладают важной зависимостью «период-светимость» (рис. 132). Эта зависимость описывается выражением: Л4 =-1,25 - 3,001gP, где Р— период изменения блеска в сутках, а Л4 — средняя абсолютная звездная величина. Таким образом, по известному из наблюдений периоду можно определить абсолютную звездную величину или светимость звезды. Сравнивая ее с наблюдаемой видимой звездной величиной, можно определить расстояние до цефеиды. Высокая светимость и переменность блеска позволяют обнаруживать цефеиды вплоть до расстояний 20 Мпк. Их наблюдают в ближайших галактиках, определяя таким образом расстояния до этих звездных систем. 174 Раздел VII. Звезды IgP Рис. 132. График зависимости абсолютной звездной величины от периода изменения блеска звезд у цефеид и звезд типа RR Лиры Цефевды образно называют маяками Вселенной. К настоящему времени в нашей Галактике известно свыше 800 цефеид. Другой разновидностью пульсирующих переменных звезд являются звезды типа RR Лиры, имеющие более короткие периоды от 0,2 до 1,2 суток. Практически все звезды этого типа — гиганты спектрального класса А. Они очень быстро меняют блеск. Амплитуда изменения блеска достигает 1-й звездной величины. У этих звезд, как и у цефеид, существует зависимость между периодом и светимостью (см. рис. 132). 3. Новые звезды. Звезды, блеск которых внезапно увеличивается в тысячи и миллионы раз за несколько суток, после чего их блеск ослабевает до первоначального блеска в течение года и более, называются новыми звездами. Термин «новая звезда» не подразумевает, что звезда родилась. Так называют звезды, которые раньше были тусклыми, а затем внезапно их блеск увеличился. Например, одна из новых звезд, вспыхнувшая в июне 1918 г., увеличила свой блеск за четыре дня с 11-й до -0,5-й звездной величины (т. е. в 40 тысяч раз), а затем приняла прежнее значение блеска за период чуть более 1,5 года. Наблюдения показывают, что вспыхивающими новыми звездами являются горячие белые карлики спектральных классов О — В, имеющие абсолютную звездную величину порядка 4™ -ь 5™. Во время вспышки эти звезды увеличивают свой блеск на 7™ -ь 16™ звездных величин (рис. 133). За время вспышки новая звезда излучает энергию около 10^^ Дж (такая энергия излучается Солнцем примерно за 100 тыс. лет!). Причиной взрыва новых звезд является обмен вещества между компонентами тесных двойных пар, к которым принадлежат все достаточно детально исследованные бывшие новые звезды. Многие новые звезды вспыхивают неоднократно. Если вспышка повторяется, такую звезду называют повторной новой. 175 Рис. 133. График изменения блеска новой звезды 4. Сверхновые звезды. Сверхновые звезды — одно из самых грандиозных и захватывающих космических явлений. Сверхновыми называются звезды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абсолютной звездной величины от -18™ до -19™. Отдельные сверхновые в максимуме блеска превышают светимость Солнца в десятки миллиардов раз, достигая абсолютной звездной величины Л4 = -20™ ^ -21™ В китайских летописях упоминается о внезапном появлении в 1054 г. в созвездии Тельца и наблюдавшейся китайскими и японскими астрономами «звезды-гостьи», которая казалась ярче Венеры и была видна даже днем. Спустя два месяца эта звезда начала угасать, а еще через несколько месяцев совершенно исчезла из поля зрения. В наше время с помощью достаточно мощных телескопов в этом созвездии можно видеть туманность причудливой формы, напоминающую плывущего в воде краба. Туманность так и назвали — Крабовидная (рис. 134). Наблюдения показали, что она расширяется. С учетом скорости расширения можно заключить, что Крабовидная туманность — это остаток взрыва сверхновой 1054 г. Впервые термин «новая звезда» применил Т. Браге при описании по- „ ^ Рис. 134. Крабовидная туман- явившеися яркой звезды в 1572 г. _ остаток от взрыва в созвездии Кассиопеи. Несмотря сверхновой звезды 176 Раздел VII. Звезды Рис. 135. Сверхновая SN 1987А в Большом Магеллановом Облаке (указана стрелкой) на то, что по нынешним представлениям это название оказалось не совсем удачным (вспышка означает не рождение звезды, а ее гибель), оно до сих пор используется в астрономии. Наиболее мощные взрывы гибнущих звезд стали по аналогии называть сверхновыми. В нашей Галактике за последнее тысячелетие зарегистрировано несколько случаев вспышек сверхновых звезд. Наиболее яркая сверхновая звезда, наблюдавшаяся с помош,ью современной техники, появилась в 1987 г. в одной из ближайших галактик — Большом Магеллановом Облаке (рис. 135). Звезда вспыхивает вследствие коллапса (схлопывания) своего массивного ядра. Происходит это следуюш,им образом. На разных этапах жизни массивной звезды в ее ядре протекают термоядерные реакции, при которых сначала водород превраш,ается в гелий, затем гелий в углерод и т. д. до образования ядер элементов группы железа (Fe, Ni, Со). Постепенно звезда все больше и больше «расслаивается» (рис. 136). Ядерные реакции с образованием еш,е более тяжелых химических элементов идут с поглош,ением энергии, поэтому звезда начинает охлаждаться и сжиматься. Внутренние слои словно обрушиваются к Рис. 136. Расслоение массивных звезд 10' Расстояние от центра, км Рц=10 12 Водород Гелий Углерод Кислород Кислород Неон Магний Кремний Кальций Сера Железо Никель Кобальт кг/м^ §26. Нестационарные звезды 177 центру звезды; возникает ударная волна, движущаяся обратно от центра. В итоге наружные слои звезды выбрасываются с огромной скоростью. В результате катастрофического изменения структуры звезды происходит вспышка сверхновой. При взрыве освобождается энергия порядка Дж. Такую энергию наше Солнце способно излучить лишь за миллиарды лет. От огромной звезды остаются только расширяющаяся с большой скоростью газовая оболочка и нейтронная звезда (или пульсар). Пульсар представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду, для которой характерно радиоизлучение, пульсирующее с периодом, равным периоду вращения звезды. Если звездная масса невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. При очень высокой плотности вещества электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы — нейтроны. Вскоре почти вся звезда будет состоять из одних нейтронов, настолько тесно прижатых друг другу, что огромная звездная масса будет сосредоточена в очень небольшом шаре, размером порядка десяти километров (рис. 137). Плотность этого шара нейтронной звезды чудовищно ве- лика: она может составлять 10'^-е 10'^ кг/м^ Если в недрах звезды отсутствуют силы, противодействуюшце ее сжатию под действием сил гравитации, то звезда и дальше будет продолжать сжиматься. Плотность вещества будет продолжать увеличиваться. В результате массивная звезда на заключительном этапе своей эволюции превращается в неудержимо сжимающийся объект — черную дыру (рис. 138). Поле тяготения на границе черной дыры настолько велико, что сиг- Рис. 137. Относительные размеры белого карлика и нейтронной звезды Рис. 138. Относительные размеры нейтронной звезды и черной дыры 178 Раздел VII. Звезды налы от этого объекта не выходят наружу (отсюда происходит ее название). Другими словами: гравитационное поле черной дыры настолько сильное, что даже свет не в состоянии его преодолеть. Критический радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в черную дыру, называется гравитационным радиусом (fg) или радиусом Шварцшильда. Для массивных звезд составляет несколько десятков километров и может быть рассчитан по формуле: Рис. 139. Схема черной дыры в двойной системе г„ = 2GM где G — гравитационная постоянная, М — масса звезды, с — скорость света. Теория относительности приводит к выводу, что вещество должно быть сжато в микроскопически малом объеме пространства в центре черной дыры. Это состояние называется сингулярностью. Границу черной дыры именуют горизонтом событий. Так как черные дыры непосредственно наблюдать нельзя, поиски их сопряжены с большими трудностями. Чаще всего черную дыру удается обнаружить двумя способами. Во-первых: если дыра образовалась в двойной системе звезд, то ее положение можно определить по обращению второго компонента вокруг «пустого места» (рис. 139). Во-вторых: при падении вещества на черную дыру должно возникать мощное рентгеновское излучение. Источники такого излучения (Лебедь Х-1, Скорпион Х-1 и др.) зарегистрированы как бы «кандидатами» в черные дыры. Черные дыры также могут существовать и наблюдаться как постоянно взаимодействующие с веществом в ядрах галактик и в квазарах. Главные выводы 1. Звезды, которые изменяют свои физические характеристики в течение относительно короткого периода времени, называются нестационарными. Они бывают пульсирующими и эруптивными. §26. Нестационарные звезды 179 2. Физические переменные звезды — это пульсирующие звезды, которые меняют свою светимость за короткие промежутки времени в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. 3. Эруптивные звезды — физические переменные звезды, проявляющие свою переменность в виде вспышек. К ним относятся новые и сверхновые звезды. 4. Нейтронные звезды образуются при взрывах сверхновых звезд. Некоторые из них наблюдаются как пульсары, для которых характерно мощное узконаправленное пульсирующее радиоизлучение. 5. Черная дыра — область замкнутого пространства, созданная гравитационным полем массивного тела, которую не могут покинуть ни частицы, ни излучение. 6. В ходе эволюции звезд (в результате термоядерных реакций и взрывов) происходит образование химических элементов. Контрольные вопросы и задания 1. Чем отличаются физические переменные звезды от затменно-переменных звезд? 2. Какова причина пульсаций цефеид? 3. В чем состоит отличие новой звезды от сверхновой? 4. Как часто наблюдаются новые и сверхновые звезды? 5. Как образовалась Крабовидная туманность? 6. Каковы причины взрыва новых и сверхновых звезд? 7. Объясните механизм радиоизлучения пульсара. 8. Какой объект называют черной дырой? Какими свойствами обладает черная дыра? 9. Что понимают под гравитационным радиусом? Раздел-------------------------- Строение и эволюция Вселенной § 27. Наша Галактика 1. Структура Галактики. На осеннем ночном небе в ясную безлунную ночь с запада на восток через зенит (широты Беларуси) тянется хорошо заметная светяьцаяся полоса — Млечный Путь. Древние греки Млечный Путь, т. е. молочную дорогу, назвали Галактикой (греч. «гала» — молоко). Егце Галилео Галилей в 1609 г. в телескоп обнаружил, что Млечный Путь состоит из огромного количества слабых звезд. Млечный Путь проходит через оба полушария по большому кругу небесной сферы (рис. 140). Линия, идугцая вдоль середины Млечного Пути, названа галактическим экватором, а образуюгцая его плоскость — галактической плоскостью. Галактическая плоскость наклонена к плоскости небесного экватора под углом 63°. Следует понимать, что термин «Галактика» относится к звездной системе, а термин «Млечный Путь» — к ее светягцейся проекции на небесную сферу. Количественные подсчеты звезд в разных направлениях от галактического экватора предпринял егце У. Гершель в 70-х гг. XV111 в. Выборочные подсчеты показали, что число звезд резко убывает по обе стороны от галактической плоскости. Дальнейшими исследованиями было установлено, что все звезды неба образуют единую звездную систему. В Млечном Пути сосредоточено подавляюгцее число звезд Галактики — огромной звездной системы, имеюгцей форму плоского линзообразного диска (рис. 141) Рис. 140. Млечный Путь Рис. 141. Строение нашей Галактики. Стрелка указывает положение Солнечной системы §27. Наша Галактика 181 поперечником около 30 и толщиной около 4 кпк (или соответственно около 100 и 12 тыс. световых лет). Звездный диск Галактики имеет структуру в виде спиральных ветвей (рукавов). Шарообразное утолщение в середине диска получило название балдж (англ. bulge — вздутие). Наиболее плотная и компактная центральная часть Галактики расположена в созвездии Стрельца, называется ядром. Ядро Галактики — малоисследованная область, так как скрыта от нас газопылевыми облаками и звездами. Эта часть наглей звездной системы обладает очень высокой активностью и излучает в радио-, инфракрасном и рентгеновском диапазонах длин волн. Масса ядра оценивается в несколько десятков миллионов масс Солнца. Исследование процессов, происходящих в центральной области Галактики, позволяет предположить, что в ядре расположена сверхмассивная черная дыра. Часть звезд наглей Галактики не входит в состав диска, а образует сферическую составляюгцую — звездное гало, радиус которого не менее 20 кпк. Гало окружает очень разряженная и больгпая по размерам (50—60 кпк) внешняя часть Галактики — корона. Солнечная система в Галактике находится далеко от центра на расстоянии около 8 кпк и лежит почти в галактической плоскости. 2. Звездные скопления. Структурными составляющими Галактики являются звездные скопления. Звездные скопления — это гравитационно-связанные группы звезд, которые имеют общее происхождение. Звездные скопления движутся в поле тяготения Галактики как единое целое. По внешнему виду они подразделяются на рассеянные и шаровые. Рассеянное звездное скопление — это не имеющая правильной формы сравнительно неплотная группа звезд, содержащая от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд. Размеры таких скоплений — 6 -г 14 ПК. Ближайшие к нам рассеянные звездные скопления — Плеяды и Гиады — находятся в созвездии Тельца. Невооруженным глазом можно различить в Плеядах 5—7 слабых „ п Рис. 142. Рассеянное звездное звездочек, располагаюгцихся в ви- скопление Плеяды в созвездии де маленького ковша (рис. 142). Тельца 182 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной Рис. 143. Шаровое звездное скопление М5 (NGC 5904) в созвездии Змеи Скопление Гиады не столь компактное, но содержит более яркие звезды. Сейчас известно около 1200 рассеянных звездных скоплений. Все они концентрируются у галактической плоскости и, подобно другим объектам плоской составляющей Галактики, участвуют во вращении вокруг ее центра. Общее же число рассеянных скоплений в Галактике оценивается в 2 • объектов. Шаровые звездные скопления имеют сферическую или эллипсоидальную форму (рис. 143), они насчитывают от десятков тысяч до миллионов звезд. Диаметры таких звездных скоплений лежат в пределах от 20 до 100 пк. Пространственная концентрация звезд резко возрастает к центру скопления, достигая десятков тысяч в кубическом парсеке (в окрестностях Солнца — 0,13 пЩ^). Шаровые скопления образуют протяженное гало вокруг центра Галактики, сильно концентрируясь к нему. Всего в Галактике открыто около 150 шаровых скоплений, а их общее число оценивается около 500. Звездное население шаровых скоплений состоит из давно проэволюционировавших звезд — красных гигантов и сверхгигантов. Шаровые скопления нашей Галактики — одни из старейших. Их возраст составляет 10 -ь 15 млрд лет. 3. Движение звезд. В 1718 г. английский астроном Эдмунд Галлей сравнил наблюдавшиеся в его время положения звезд с теми, которые были приведены в каталогах Гиппарха (11 в. до н.э.). Ученый заметал смещение ярких звезд Сириуса и Проциона на 0,7°, Арктура более чем на 1°. На основании этого факта был сделан вьшод о пространственном движении звезд относительно Солнца. Так впервые бьшо обнаружено, что звезды движутся. Скорость движения небесного объекта (звезды) в пространстве относительно Солнца называется пространственной скоростью данного объекта. В общем случае пространственная скорость о (рис. 144) Рис. 144. Пространственная (и), лучевая (ц) и тангенциальная скорости (Vf) §27. Наша Галактика 183 D Рис. 145. Определение тангенциальной скорости звезды направлена под некоторым углом к лучу зрения наблюдателя. Вектор пространственной скорости разложим на две составляющие: по направлению луча зрения (лучевая скорость v^) и перпендикулярную лучу зрения (тангенциальная скорость 14). Модули пространственной, тангенциальной и лучевой скоростей связаны друг с другом соотношением: 7 V = Да + ц Лучевая скорость звезды определяется по доплеровскому смещению (А Я.) линий в ее спектре: У. = АХ С. Тангенциальную скорость определяют по смещению звезды на небесной сфере. Такое смещение у сравнительно близких (к наблюдателю) звезд составляет несколько секунд за десятки лет: Vf = 4,74-!^ км/с. где р, — собственное движение (видимое угловое смещение звезды на небесной сфере за один год). Оно выражается секундами дуги в год (рис. 145). Анализ собственных движений звезд привел к обнаружению также движения Солнца среди звезд. Та точка небесной сферы (а = 270°, 5 = +30°, созвездие Теркулеса), по направлению к которой движется Солнце (со скоростью 19,4 км/с по отношению к соседним звездам), называется апексом Солнца (лат. apex — вершина), а диаметрально противоположная точка неба называется солнечным антиапексом. 184 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной а) С' б) ■■к в) Y »----------^ ------IV \ ^------ S S т'ь--—о —;:=о“ Р Рис. 146. Изменение относительного расположения звезд в «ковше» Большой Медведицы за 100 тыс. лет: а — 50 тыс. лет назад; б — настоящее время (стрелками указаны направления тангенциальных скоростей звезд); в — через 50 тыс. лет Вследствие собственных движений звезд по истечении десятков тысяч лет вид созвездий меняется (рис. 146). 4. Вращение Галактики. Способ для доказательства вращения Галактики был разработан в 1859 г. профессором Казанского университета М. А. Ковальским. Изучение лучевых скоростей звезд в различных направлениях от Солнца позволило сформулировать законы вращения Галактики. 1. Все звезды диска Галактики обращаются вокруг ее ядра по орбитам, близким к круговым. Это вращение происходит по часовой стрелке, если смотреть на Галактику со стороны ее северного полюса, находящегося в созвездии Волосы Вероники. 2. Угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра. Однако это убывание происходит несколько медленнее, чем требуют законы Кеплера. 3. Линейная скорость вращения сначала возрастает с удалением от центра Галактики, достигая максимума (около §27. Наша Галактика 185 220 км!с) на расстоянии Солнца, после чего очень медленно убывает. 4. Полный период обращения Солнца вокруг ядра Галактики составляет примерно 220 млн лет (галактический год). 5. Звезды и скопления звезд сферической составляющей Галактики движутся по сильно вытянутым и наклоненным к плоскости диска под разными углами орбитам (рис. 147). Такие звезды имеют относительно Солнца очень большие скорости (до 200—300 км/с). Как видим, движение звезд в Галактике несколько напоминает движение тел Солнечной системы. Зная скорость обраш,ения и радиус круговой орбиты, можно вычислить массу внутренней части Галактики. Из формулы для круговой скорости (см. § 9) следует: Л4 = г!г. G Подставляя значения о = 2,2* 10® м/с, г = 2,5'10^°м и G = 6,7'10“" Н'мУкг^, получим, что Л4=1,8'10''' кг, или около 100 млрд масс Солнца. Масса Галактики в пределах объема радиусом 15 КПК оценивается около 200 млрд масс Солнца. С учетом остальной части Галактики ее масса оценивается примерно в 10'^ масс Солнца. Рис. 147. Траектории звезд в Галактике (диск Галактики — тонкие линии, сферическая составляющая — утолщенные линии) Главные выводы 1. Наша Галактика — гравитационно-связанная система, состоящая из сотен миллиардов звезд и межзвездной среды. 2. Млечный Путь — это слабо светящаяся полоса, протянувшаяся через все звездное небо, является проекцией огромного количества звезд Галактики. 3. Структурными составляющими Галактики являются гравитационно-связанные группы звезд (шаровые скопления, рассеянные скопления), имеющие общее происхождение и движущиеся в поле тяготения Галактики как единое целое. 186 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной 4. Солнечная система относительно ближайших звезд Галактики движется со скоростью около 20 км/с в направлении созвездия Геркулеса. 5. Наша звездная система обладает дифференциальным вращением, т. е. угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра. Контрольные вопросы и задания 1. Навдите на звездной карте созвездия, через которые проходит Млечный Путь. 2. Почему наблюдателю, находящемуся на Земле, Млечный Путь представляется прерывистым и клочковатым? 3. Как устроена наша Галактика? 4. Каково положение Солнечной системы в Галактике? 5. Чем отличаются звезды диска Галактики от звезд гало? 6. Как распределены шаровые скопления в Галактике? Чем они отличаются от рассеянных скоплений? 7. Как было доказано, что звезды движутся? 8. Что понимают под пространственной, лучевой и тангенциальной скоростями звезды? 9. Каковы особенности вращения нашей Галактики? 10. Сколько раз за время существования Солнце успело обернуться вокруг центра Галактики? § 28. Межзвездная среда 1. Межзвездный газ. Звездное небо содержит много туманных объектов. Они бывают светящиеся и темные, поглощающие свет. Широкое применение фотографии в астрономии позволило более объективно обнаружить, описать и составить каталоги темных туманностей. На фоне светлых областей Млечного Пути отчетливо выделяются темные пятна неправильной формы и различных угловых размеров. Эти темные пятна и области доказывают существование вблизи галактической плоскости холодной разреженной материи. Межзвездная среда — это вещество и поля, заполняющие межзвездное пространство внутри Галактики. Большая часть массы межзвездного вещества приходится на разреженный газ и пыль. Вся межзвездная среда пронизывается магнитными полями, космическими лучами, электромагнитным излучением. Основной компонент межзвездной среды — межзвездный газ, который состоит из водорода (70 % массы) и гелия (28 %). Остальная часть массы межзвездного вещества приходится на более тяжелые химические элементы (О, С, N, Ne, S, Ат, Fe и др.). §28. Межзвездная среда 187 Общая масса межзвездного вещества нашей Галактики (не считая короны) оценивается в 2 % от общей массы всей Галактики. В зависимости от температурных условий и плотности межзвездный газ может находиться в трех различных состояниях: ионизированном, атомарном и молекулярном. Основные данные о межзвездном газе получены радиоастрономическими методами, после того как в 1951 г. было обнаружено радиоизлучение нейтрального атомарного водорода на волне 21 см. Оказалось, что атомарный водород, имеюшцй температуру 100 К, образует в диске Галактики тонкий слой толшцной 200—300 пк, увеличивающийся до нескольких килопарсек на расстоянии 15—20 кпк от ее центра. Основная часть межзвездного газа сосредоточена в спиральных ветвях Галактики, где он распределен также неравномерно: собран в клочковатые образования размерами в десятки и сотни парсек со средней концентрацией частиц несколько атомов в 1 см^. Около половины массы межзвездного газа содержится в гигантских молекулярных облаках со средней массой 10® масс Солнца и диаметром около 40 ПК. Из-за низкой температуры (около 10 К) и повышенной плотности (до 10® частиц в 1 см®) водород и другие элементы в этих облаках объединены в молекулы. Таких молекулярных облаков в Галактике насчитывается около 4000. Областа ионизированного водорода с температурой 8000—10 000 К проявляют себя в оптическом диапазоне как светлые диффузные туманности. Их свечение возбуждается ультрафиолетовым излучением близкорасположенных горячих звезд (спектральных классов В и О). Светлая туманность излучает свет, если ее освещает близлежащая звезда (рис. 148). Звезды класса W, О, В способны вызвать ионизацию атомов водорода на расстоянии примерно 500 световых лет. Звезда Земля Туманность Рис. 148. Туманность излучает свет, если ее освещает близлежащая звезда 188 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной Рис. 149. Большая туманность Ориона Светлые диффузные туманности, имеющие неправильную, клочковатую форму, достигают размеров до 10 пк, а их плотность колеблется от 10“'^ до 10“^° кг/м^. Распределяются области такого ионизированного водорода в плоской подсистеме Галактики, и они являются указателями мест протекающего в настоящее время звездообразования. Так, в Большой туманности Ориона (рис. 149) с помопщю космического телескопа Хаббла обнаружены протозвезды, окруженные протопланетными дисками. Большая туманность Ориона — самая яркая газовая туманность. Она видна в бинокль или небольшой телескоп чуть ниже трех звезд, расположенных в одну линию, которые образуют Пояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет. Некоторые из туманностей при наблюдении через фильтр оказываются состоящими из отдельных волокон. Таковой, например, является известная Крабовидная туманность в созвездии Тельца (см. рис. 134), являющаяся остатком взорвавшейся сверхновой звезды. Если близлежащие звезды не столь горячи и не могут ионизировать водород, то туманность светится за счет отражения звездного света (рис. 150). Данные туманности содержат много пыли. Примером такой светлой туманности является туманность в скоплении Плеяды в созвездии Тельца (см. рис. 150). Особым типом туманностей являются планетарные туманности, которые выглядят как слабо светяшцеся диски или кольца, напоми- Земля Рис. 150. Туманность светит отраженным светом близлежащей звезды §28. Межзвездная среда 189 Рис. 151. Планетарная туманность Песочные Часы нающие диски планет. Они были открыты в 1783 г. У. Гершелем, а сейчас их насчитывается более 1200. Планетарные туманности представляют собой светящуюся расширяющуюся оболочку ионизированного газа, сброшенного красным гигантом на конечной стадии своей эволюции. В центре планетарной туманности находится остаток погибшего красного гиганта — горячий белый карлик или нейтронная звезда. Под действием внутреннего давления газа планетарная туманность расширяется примерно со скоростью 20—40 км/с, при этом плотность газа падает. Эти объекты обогаш,ают межзвездную среду веш,еством. Планетарная туманность Песочные Часы (рис. 151) показывает, какие сложные процессы могут происходить на последней стадии эволюции звезды. 2. Межзвездная пыль. В межзвездном пространстве рассеяны мелкие твердые частицы (металлические, силикатные или графитовые), размерами от 0,01 до 1 мкм. Тугоплавкие частички образуются и поставляются в межзвездную среду за счет расширения оболочек новых и сверхновых звезд, планетарных туманностей, холодных красных гигантов и сверхгигантов. В межзвездном пространстве пыль везде сопутствует газу. На ее долю приходится около 1 % от массы газа. Межзвездная пыль, как и межзвездный газ, концентрируется в галактической плоскости, образуя газопылевые облака клочковатой структуры. В межзвездных облаках мелкие пылинки быстро обрастают оболочками из наиболее распространенных элементов (Н, С, N, О). За миллионы лет даже при низкой температуре в оболочках происходят сложные химические процессы с образованием молекул воды, этилена, синильной кислоты, этилового спирта и др. Зарегистрировано около 90 типов молекул, некоторые из них содержат до 13 атомов. Из-за пыли самые плотные газовые образования — молекулярные облака — практически непрозрачны и выглядят на небе как 190 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной Рис. 152. Облака межзвездной пыли в направлении на центр Галактики Рис. 153. Темная туманность заслоняет свет звезд, находящихся на большом расстоянии от Земли темные области, почти лишенные звезд (рис. 152). Такие газопылевые образования называются темными диффузными туманностями (рис. 153). Благодаря развитию внеатмосферной астрономии появилась возможность наблюдать межзвездную пыль не только в нашей (рис. 154), но и в соседних галактиках. В результате учеными был сделан вывод, что свойства пыли во Вселенной мало чем отличаются от свойств пылинок Млечного Пути. Таким образом, межзвездная пыль — это мелкие твердые частички неправильной формы размером от 0,01 до 1 мкм. Они состоят из тугоплавкого ядра и оболочки из летучих соединений. Пыль играет активную роль и участвует как суш,ественный компонент в протекающих во Вселенной процессах. 3. Космические лучи и межзвездное магнитное поле. Кроме разреженного газа и пыли, в межзвездном пространстве с огромными скоростями, близкими к световой, движется большое количество элементарных частиц и ядер различных атомов. Потоки этих частиц называют космическими лучами. Они про- Рис. 154. Комплекс туманностей в созвездии Ориона. В центре — темная туманность — Конская Голова §28. Межзвездная среда 191 низывают все межпланетное и межзвездное пространство. На площадку в 1 м^ ежесекундно попадает в среднем около 10 тыс. различных частиц. В составе космических лучей присутствуют электроны, ядра гелия и более тяжелых элементов, но в основном преобладают протоны (более 90 %), которые имеют среднюю энергию 1,6-10-'° Дж. Не все частицы, образующие космические лучи, приходят к нам из глубин Вселенной. Многие из них имеют солнечное происхождение, рождаясь при вспышках (см. § 21). Основными источниками космических лучей в Галактике служат остатки сверхновых звезд и пульсары (см. § 26). Первое свидетельство существования межзвездного магнитного поля бьшо получено итальянским физиком Энрико Ферми и американским ученым Эдвардом Теллером при изучении космических лучей. Электроны, входящие в состав космических лучей, постепенно тормозятся в магнитном поле, теряя энергию на излучение радиоволн. Такое излучение называется синхротронным. Оно регистрируется радиотелескопами. Мошцыми источниками синхротронного излучения являются остатки сверхновых звезд. Наблюдения показывают, что синхротронное излучение приходит к нам из областей межзвездного пространства, где нет остатков сверхновых звезд. Следовательно, магнитное поле существует и там. Главные выводы 1. Межзвездная среда — это вещество и поля, заполняющие межзвездное пространство внутри Галактики. 2. Большая часть массы межзвездной среды приходится на разреженный газ и пыль, общая масса которых оценивается в 2 % от общей массы Галактики. Контрольные вопросы и задания 1. Что понимают под межзвездной средой? Чем она заполнена? 2. Какова масса межзвездного вещества нашей Галактики? 3. Что понимают под туманностями? Назовите основные виды туманностей. Почему одни туманности светлые, другие — темные? 4. Что собой представляет межзвездная пыль? 5. Из каких наблюдений можно сделать вывод о существовании межзвездной пыли? 6. Каково происхождение газопылевых туманностей и молекулярных облаков? 7. Что представляют собой космические лучи? Какими свойствами они обладают? 192 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной § 29. Звездные системы — галактики 1. Типы галактик. В 1924 г. с помощью крупнейшего в то время телескопа (обсерватория Маунт Вилеон, США) Эдвин Хаббл установил, что туманность Андромеды образована огромным числом звезд, сливающихся в сплошное туманное пятно из-за огромной удаленности. Большинство других известных туманностей оказались такими же удаленными гигантскими системами, состоящими из миллионов и миллиардов звезд. Гигантские гравитационно-связанные системы звезд и межзвездного вещества, расположенные вне нашей Галактики, стали называть галактиками. Современные мощные телескопы сделали доступной регистрацию сотен миллиардов галактик. Фотоснимки показали, что галактики различаются по внешнему виду и структуре. Хаббл предложил классифицировать галактики по их форме. Позднее его классификация стала основой современной классификационной схемы. Согласно современной классификации, различают галактики следующих основных типов: эллиптические (Е), спиральные (S), неправильные (1г) и линзовидные (SO) — рисунок 155. Зллнгтмческие ЕО ЕЗ Е5 Е7 SQ Рис. 155. Классификация галактик Э. Хаббла §29. Звездные системы — галактики 193 Рис. 156. Эллиптическая галактика М 87 в созвездии Девы Эллиптические галактики в проекции на небесную сферу выглядят как круги или эллипсы (рис. 156). Число звезд в них плавно убывает от центра к краю. Звезды вращаются в такой системе в разных плоскостях. Сами эллиптические галактики вращаются очень медленно. Они содержат только желтые и красные звезды, практически не имеют газа, пыли и молодых звезд высокой светимости. Физическим характеристикам этих галактик свойствен довольно широкий диапазон: диаметры — от 5 до 50 кпк, массы — от 10® до 10'® масс Солнца, светимости от 10® до 10'^ светимостей Солнца. Около 25 % изученных галактик принадлежат к галактикам эллиптического типа. Около половины изученных галактик относятся к спиральному типу. Спиральные галактики — это сильно сплюснутые системы с центральным уплотнением (в котором находится ядро галактики) и с заметной спиральной структурой. Размеры этих галактик достигают 40 КПК, а светимости — 10" светимостей Солнца. В окружающем уплотнение диске имеются две или более клочковатые спиральные ветви (рис. 157). Так, к хаббловским типам спиральных галактик относится галактика М81, тип Sa, система с туго закрученными спиральными ветвями, шарообразная часть яркая и протяженная (рис. 157, а). Галактикам 51 относится к типу Sh, имеетбо.тее моишые и четкие спирали, центральная часть менее выделяется (рис. 157, б). Галактика NGC 2997 принадлежит к типу Sc, система с развитой % 1#^ а б в Рис. 157. Спиральные галактики: а — М81; б— М51; в — М 101 194 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной ■Ф Рис. 158. Спиральная галактика с перемычкой (баром) NGC 1365 Рис. 159. Туманность Андромеды клочковатой спиральной структурой, шарообразная часть которой слабо просматривается на обш,ем фоне (рис. 157, в). Примерно у половины спиральных галактик в центральной части имеется почти прямая звездная перемычка — бар, от которой начинают закручиваться спиральные рукава (рис. 158). Такие галактики называются спиральными с перемычкой. В спиральных ветвях галактик сосредоточены самые яркие и молодые звезды, яркие газопылевые туманности, молодые звездные скопления и звездные комплексы. Поэтому спиральный узор отчетливо виден даже у далеких галактик, хотя на долю спиральных рукавов приходится всего несколько процентов массы всей галактики. Наша Галактика является спиральной. Ближайшая звездная система, похожая по структуре и типу на нашу Галактику, — это туманность Андромеды (рис. 159). Свет от этой галактики доходит до нас примерно за 2 млн лет. К неправильным галактикам относят маломассивные галактики неправильной структуры. У них не наблюдается четко выраженного ядра и враш,ательной симметрии. Видимая яркость таких галактик создается молодыми звездами высокой светимости и областями ионизированного водорода. Массы неправильных галактик составляют от 10^ до 10'° масс Солнца, размеры этих галактик достигают 10 КПК, а светимости их не превышают 10'° светимостей Солнца. В таких галактиках содержится много газа — до 50 % их обш,ей массы. Ближайшими к нам яркими неправильными галактиками являются Магеллановы Облака (Большое и Малое). Они выглядят как два туманных облачка, серебристо светяш,ихся в хорошую погоду на ночном небе. Они расположены в Южном полушарии и поэтому §29. Звездные системы — галактики 195 Рис. 160. Большое Магелланово Облако — одна из близких к нам галактик невидимы с территории Беларуси. Большое Магелланово Облако (рис. 160), имеюгцее в диаметре 7 КПК, расположено от нас на расстоянии 52 КПК. По мнению некоторых астрономов, в Магеллановых Облаках можно различить зачатки спиральной структуры. Линзовидные галактики внешне (если видны плашмя) очень похожи на эллиптические, но имеют сплюснутый звездный диск. По структуре подобны спиральным галактикам, однако не имеют плоской составляюш,ей и спиральных ветвей. От спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, линзовидные галактики отличаются отсутствием полосы темной материи. Немецкий астроном Карл Шварцшильд выдвинул теорию, согласно которой линзовидные галактики могут образовываться из спиральных в процессе «выметания» газопылевой материи. 2. Расстояния до галактик. Закон Хаббла. Расстояния до ближайших галактик определяется по оценкам видимых звездных величин цефеид (см. § 26). Для долгопериодических цефеид установлена зависимость «период колебаний — светимость». С помош,ью этой зависимости определяют абсолютную звездную величину по длительности колебаний блеска: чем короче период колебаний блеска, тем цефеида слабее по абсолютной звездной величине. Расстояние г вычисляется по формуле: Igr = 0,2(m - М) + \, (1) где т я М — видимая и абсолютная звездные величины. Для галактик, где не обнаружены цефеиды или их невозможно увидеть, в качестве индикаторов расстояний используют ярчайшие звезды — сверхгиганты, новые и сверхновые звезды, шаровые звездные скопления. Расстояния определяют также по формуле (1). Видимую звездную величину оценивают из наблюдений, а абсолютную — считают известной (средней) для данного класса объектов. Например, сверхновые звезды, как это следует из наблюдений, имеют примерно одинаковую абсолютную величину в максимуме блеска. 196 2000 4000 6000 Скорость , км/с 8000 10 000 Рис. 161. Зависимость скорости удаления галактик от расстояний до них Расстояния до далеких галактик определяют также по их угловым размерам или по видимой звездной величине, а до очень далеких галактик — исключительно по величине красного смещения в их спектре. Красное смещение (z) обычно измеряется относительным изменением длины волны спектральных линий: X — Хп г = ■^0 X, •о Еще в 1912 —1914 гг. американский астроном Весто Слайфер обнаружил, что линии в спектрах далеких галактик смещены относительно их нормального положения в сторону красного конца спектра. Это означало, что галактики удаляются от нас со скоростями в сотни километров в секунду. Позже Э. Хаббл определил расстояния до некоторых галактик и их скорости. Из наблюдений следовало, что, чем дальше от нас находится галактика, тем с большей скоростью она удаляется (графически данная зависимость представлена на рисунке 161). Закон, по которому скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию до нее, получил название закона Хаббла. Закон Хаббла можно сформулировать таким образом: относительное увеличение длин волн линий в спектрах галактик пропорционально расстоянию г до них, т. е. % — Хп §29. Звездные системы — галактики 197 Предполагая, что явление красного смещения обусловлено движением галактик со скоростью v,. по лучу зрения в направлении от наблюдателя, можем найти лучевую скорость галактики по измеренному относительному смещению длины волны спектральных линий: (2) Xq С учетом закона Хаббла зависимость (2) можно записать в виде: V, = Hr, (3) где Н — коэффициент пропорциональности, называемый постоянной Хаббла. Коэффициент Хаббла показывает, на сколько километров в секунду возрастает скорость галактик с увеличением расстояния до них на 1 Мпк. Значение //постоянно уточняется, по различным оценкам оно заключено в пределах от 50 до 80 км/(с • Мпк). При расчетах чаще всего принимают Н =75 км/(с • Мпк). Необходимо отметить, что закон Хаббла выполняется только для далеких галактик, расстояние до которых превышает 5—10 Мпк. 3. Массы галактик. Массы галактик можно оценить на основании линейных скоростей вращения их внешних частей. Скорости вращения v устанавливают путем сравнения смещений спектральных линий в различных частях галактики. Предположим, что вся масса М галактики сконцентрирована в ее центре и вращение происходит по законам Кеплера. Тогда из второго 2 закона Ньютона К = та (а= — — центростремительное ускорение) с учетом движения тел в поле сил тяготения F= GH— получим: GM ^ ^ R ’ где R — радиус галактики. После преобразований получим выражение для нахождения массы галактики: М = G (4) Для галактик, как и для звезд, имеется определенная зависимость между массой и светимостью. Эта зависимость используется для вычисления масс галактик. Однако оценки масс галактик по их светимостям получались значительно меньше, чем по вращению галактик. Это явление было названо «парадоксом скрытой массы». Чтобы объяснить его, нужно предположить, что где-то в галактике расположена несветящаяся, темная материя. 198 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной Рис. 162. Ядра галактик содержат массивные черные дыры. Нижний ряд фотографий получен с помощью космического телескопа Хаббла В 70-х гг. XX в. с помощью методов рентгеновской астрономии был открыт горячий межгалактический газ. По температуре газа можно оценить массу его скоплений. Первые результаты рентгеновских наблюдений горячего газа в группах галактик подтвердили присутствие в них скрытой массы, не входягцей в состав отдельных галактик. Сегодня астрономы достаточно уверенно заключают: Вселенная в основном заполнена невидимым вегцеством. Оно образует протяженные гало галактик и заполняет межгалактическое пространство, концентрируясь в скоплениях галактик. Спектральные наблюдения, проделанные с использованием космического телескопа Хаббла и крупных современных наземных телескопов, подтвердили наличие больших масс (около 50 млн масс Солнца) несветягцегося вегцества в ядрах ряда галактик. 4. Галактики с активными ядрами. У большинства галактик можно выделить яркую центральную часть — ядро (рис. 162). Эта область отличается большой звездной плотностью, достигаюгцей 10®—10® пк“®. Но, несмотря на это, столкновений ядер и звезд в этой области не происходит. Исследования последних лет показали, что ядро — не просто более плотное место галактики: в самом центре его можно обнаружить егце одно уплотнение — ядрышко. Так, при наблюдении ядра туманности Андромеды (его размеры около 100 пк) удалось выделить яркое ядрышко поперечником 1 —14 пк. Оно врагцается как твердое тело (с периодом обрагцения 500 тыс. лет). Масса ядрышка со- §29. Звездные системы — галактики 199 ff. v> / ■ Г'гм5|, ;■ - Рис. 163. Ядро галактики выбрасывает газовые струи — джеты ставляет примерно 13 млн солнечных масс. Плотность — около 1500 солнечных масс на 1 пк®, т. е. в 20 тыс. раз больше, чем около Солнца. Ядрышко ведет себя таким образом, как будто это самостоятельное образование, «вложенное» в галактику. Радиоисследования нашей Галактики показали, что в ее центре также имеется ядрышко размером примерно в 6 ПК. В ядрах некоторых галактик происходит колоссальное выделение энергии, которое нельзя объяснить излучением или взрывами обычных звезд. Такие галактики получили название галактик с активными ядрами, или сейфер- товских галактик (по имени американского астронома Карла Сейферта, впервые описавшего их в 1943 г). Формы проявления активности ядер сейфертовских галактик, или просто Сейфертов, различны. Это может быть большая мощность излучения в инфракрасной, оптической или рентгеновской области спектра, причем меняюгцаяся за сравнительно небольшое время (за несколько лет, месяцев или даже дней). В некоторых случаях наблюдается быстрое движение газа в ядре (со скоростями « 1000 км/с). Иногда газ образует длинные прямолинейные газовые струи (джеты) — рисунок 163. Наиболее вероятная гипотеза, объясняюгцая активность ядер, предполагает наличие черной дыры в центре галактики. 5. Взаимодействующие галактики. Близко расположенные одна к другой галактики иногда бывают связаны между собой полосой светящейся материи. Часто эти светящиеся голубоватого цвета полосы являются продолжением спиральных ветвей. Полосы состоят из горячих молодых звезд. Нередко галактики погружены в общий «звездный туман», тогда их называют взаимодействующими. В большинстве случаев особенности форм взаимодействующих галактик объясняются возмущающими приливными силами, действу- 200 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной Рис. 164. Так, возможно, будет выглядеть на небе туманность Андромеды через несколько миллиардов лет ющими на звезды одной галактики со стороны другой. Многие исследователи считают, что вза-имодействуюгцие галактики сближаются, а наблюдения в современные крупные телескопы показывают, что среди таких галактик очень много сталкиваюгцихся. Даже нагла Галактика является вза-имодействуюгцей. В настоящий момент она поглогцает одну карликовую галактику, находящуюся на противоположной от нас стороне галактического диска. Через несколько миллиардов лет наша Галактика «проглотит» Магеллановы Облака, а через 5 млрд лет столкнется с туманностью Андромеды (М 31) — рисунок 164. Но при этом очень мала вероятность того, что будут сталкиваться отдельные звезды, так как они удалены одна от другой на расстояния, в сотни миллионов раз превышаюгцие их диаметр. Ближе всего к нам находится пара сталкиваюгцихся крупных галактик NGC 4038 и NGC 4039 в созвездии Ворона (рис. 165). Эта взаимодействуюгцая система удалена на 63 млн световых лет. Под влиянием сил тяготения у галактик появились длинные «антенны», состоягцие из газа и звезд, поэтому их часто называют «антенными» галактиками. Эти образования возникли в результате соударения звездных систем. Астрономы открыли в антенных галактиках более тысячи недавно образовавшихся звездных скоплений. В каждом из них содержится до миллиона звезд. Возраст скоплений не превышает 100 млн лет. Они образовались под действием приливных сил, возбужденных сближением двух систем. Рис. 165. Сталкивающиеся галактики NGC 4038 и NGC 4039. Красным цветом светятся газопылевые облака, падающие на черные дыры в ядрах галактик, голубым — молодые горячие звезды, рождающиеся благодаря возмущениям газопылевых масс §29. Звездные системы — галактики 201 6. Квазары. В начале 60-х гг. XX в. по радиоизлучениям были обнаружены объекты, подобные активным ядрам галактик, — квазары. Слово «квазар» образовано от словосочетания «квазизвезд-ные радиоисточники», т. е. подобные на радиоизлучаюгцие звезды. Спектры квазаров содержат яркие эмиссионные линии, сильно сме-гценные в красную сторону, как у далеких галактик. Расстояния, определенные по красному смегцению, оказались более 5 млрд световых лет. На фотографиях квазары выглядят очень яркими по сравнению с удаленными галактиками и в радиодиапазоне излучают так же сильно, как близкие радиоисточники. Природа активности радиоизлучения квазаров точно пока не установлена, однако с определенной уверенностью можно сказать следуюгцее: 1) квазары — самые далекие объекты, наблюдаемые во Вселенной; 2) значительная часть квазаров — это ядра далеких галактик, которые находятся в состоянии очень высокой активности; 3) квазары — самые могцные из известных в природе источников видимого и инфракрасного излучений, т.е. это космические объекты с колоссальной поверхностной яркостью излучения. Изучение больгпого количества квазаров с помогцью космического телескопа Хаббла в 1995 г. привело ученых к выводу, что недалекие квазары (с красным смегцением г = 0,5) связаны с взаимо-действуюгцими эллиптическими галактиками. Многие квазары располагаются в центрах подобных звездных систем. Это подтверждает предположение, что квазары являются массивными черными дырами в центрах галактик, на которые происходит падение вегцества. Главные выводы 1. Галактики — гигантские гравитационно-связанные системы звезд и межзвездного вещества, расположенные вне нашей Галактики. 2. Мир галактик чрезвычайно разнообразен. По внешнему виду и структуре галактики классифицируются на основные типы: эллиптические, спиральные, неправильные и линзовидные. 3. Спектральные линии в спектрах далеких галактик заметно смещены в сторону красного конца спектра. 4. Относительное увеличение длин волн линий в спектрах галактик пропорционально расстоянию до них (закон Хаббла). 202 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной 5. Постоянная Хаббла — коэффициент пропорциональности между скоростью удаления внегалактических объектов и расстоянием до них, принимаемый в расчетах 75 км/ (с • Мпк). 6. Квазары — квазизвездные объекты — самые мощные по электромагнитному излучению объекты во Вселенной, считающиеся активными ядрами далеких галактик. Контрольные вопросы и задания 1. Охарактеризуйте типы галактик по классификации Э. Хаббла. Чем эллиптические и неправильные галактики отличаются от спиральных? К какому типу относится нагла Галактика? 2. Каким образом определяют расстояния до галактик? Объясните метод красного смещения, который применяется для определения расстояний до галактик. 3. Сформулируйте и объясните закон Хаббла. 4. Как оценивают массы галактик? 5. Как, основываясь на наблюдениях, можно отличить звезды от квазаров? 6. Какими особенностями обладают квазары? § 30. Расширяющаяся Вселенная 1. Пространственное распределение галактик. Галактики, как и звезды, образуют группы и скопления. Известно около 7000 скоплений галактик. Около 40 ближайгпих галактик, из которых наиболее массивные — нагла Галактика и туманность Андромеды, — образуют систему галактик размерами в несколько сотен килопарсек, которая получила название Местной группы галактик. Более крупные объединения галактик группируются в системы галактик. Они содержат до тысячи галактик, и их размер составляет несколько мегапарсек. Бли-жайгпее крупное объединение галактик размером примерно 5 Мпк находится в направлении созвездия Девы на расстоянии около Рис. 166. Скопление галактике ^0 Мпк (рис. 166). В его состав созвездии Девы входят гигантские эллиптические §30. Расширяющаяся Вселенная 203 и спиральные галактики, например радиогалактика Дева А, спиральная галактика «Сомбреро» (рис. 167) и др. Самое удаленное скопление галактик, до которого определено расстояние (5200 Мпк), располагается в созвездии Волосы Вероники. Только с помощью самых крупных телескопов можно различить его ярчайшие галактики. Комплексы скоплений галактик размерами 30—60 Мпк, со-держагцих десятки скоплений, называются сверхскоплениями галактик. Скопление галактик в созвездии Девы является центральным сгугцением в сверхскоплении галактик, в которое входит и наша Местная группа галактик. Обгцее число галактик нашего сверхскопления, исключая карликовые, — около 2000, а размер — около 60 Мпк. Пока выявлено около 50 сверхскоплений. Скоплений более высокого ранга не обнаружено. Сверхскопления и скопления галактик образуют в пространстве волокноподобные структуры, напоминаюгцие собой ячейки или пчелиные соты (рис. 168). В «волокнах» собраны скопления галактик, на пересечении «сот» — сверхскопления галактик. Раз- Рис. 167. Галактика «Сомбреро» Z, Мпк 40 о - ■40 - Наша Галактика • • *•< . ..А*;./”* •. дева ;..*••• —V* • $. /.. • : /"-v- . / • • • Волосы •• • . . . .Ч.’ Вероники ... ^ v-.. • • •• • ,гл1 • •I*. • • с. * ••• • • lI^ •• •• _1_ -40 о 40 80 120 Y, Мпк Рис. 168. Ячеистое распределение галактик в пространстве (в разрезе, проходящем через скопление в созвездии Волосы Вероники) 204 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной меры пустот «ячеек» составляют около 100—150 Мпк, толщина «волокон» — около 10 Мпк. Средняя плотность вещества в «волокнах» — порядка кг/м^. Крупномасштабная структура Вселенной имеет ячеисто-сотовый вид. Средняя плотность светящегося вещества в масштабах больше 300 Мпк равна 3 • 10“^^ кг/м^. Это и есть среднее значение плотности светящегося вещества в наблюдаемой части Вселенной, т. е. в больших масштабах Вселенная в среднем однородна. 2. Расширение Вселенной. Совокупность наблюдаемых галактик всех типов и их скоплений, квазаров, межгалактической среды образует Вселенную. Одно из важнейших свойств Вселенной — ее постоянное расширение, «разлет» скоплений галактик, о чем свидетельствует красное смещение в спектрах галактик. Вселенная находится в состоянии приблизительно однородного и изотропного расширения. Однородность означает одинаковость всех свойств материи всюду в пространстве, а изотропия — одинаковость этих свойств в любом направлении. Однородность свидетельствует об отсутствии выделенных областей пространства, а изотропия — об отсутствии выделенного направления. Предположение об однородности и изотропии Вселенной называют космологическим принципом. Гипотезу о расширении Вселенной на основе общей теории тяготения А. Эйнштейна и строгих расчетов выдвинул в 1922 г. русский учеяъш Александр Александрович Фридман. Расчеты показали, что Вселенная не может быть стационарной; в зависимости от средней плотности вещества во Вселенной она должна либо расширяться, либо сжиматься. Нестационарная модель Вселенной утвердилась в науке лишь после того, как Э. Хаббл обнаружил разбегание галактик (см. закон Хаббла в § 29). Из расчетов Фридмана вытекали три возможных следствия: Вселенная и ее пространство расширяются с течением времени; Вселенная через определенное время начнет сжиматься; во Вселенной чередуются через большие промежутки времени циклы сжатия и расширения. Возникает вопрос: какой из трех вариантов реализуется в нашей Вселенной? Ответить на него предстоит наблюдательной астрономии, которая должна оценить современную среднюю плотность вещества во Вселенной и уточнить значение постоянной Хаббла. Почему важно уточнение этих двух постоянных величин? §30. Расширяющаяся Вселенная 205 При создании модели расширяющейся Вселенной было показано, что существует некоторое значение критической плотности р^р Вселенной, определяемое по формуле: Ркр - 8tiG ' где G — гравитационная постоянная, Н — постоянная Хаббла. Расчеты по данной формуле дают, что р^р = 10“^® кг/м^. По современным оценкам, плотность вещества Вселенной близка к критическому значению: она либо немного больше, либо немного меньше (не решен окончательно вопрос об учете межгалактического газа и «скрытой массы»). Если фактическая средняя плотность вещества во Вселенной больше критической, то в будущем расширение Вселенной должно смениться ее сжатием. Если средняя плотность вещества во Вселенной меньше критической, то расширение продолжится. Постоянная Хаббла позволяет оценить время, в течение которого продолжается процесс расширения Вселенной. Определено, что оно не меньше 10 млрд и не более 19 млрд лет. Наиболее вероятное значение среднего возраста Вселенной — около 15 млрд лет. Эта величина не противоречит оценкам возраста наиболее старых звезд. 3. Модель горячей Вселенной. В основе современной астрономической картины мира об эволюции Вселенной лежит модель горячей Вселенной. В соответствии с ней на ранних стадиях расширения Вселенная характеризовалась не только высокой плотностью вещества, но и его высокой температурой. Гипотезу «горячей Вселенной» выдвинули Ж Леметр и Г. А. Гамов. Она получила название Большого взрыва. Согласно этой теории, предполагается, что Вселенная возникла спонтанно в результате взрыва из состояния с очень высокой плотностью материи, обладающей огромной энергией. Это начальное состояние материи называется сингулярностью — точечный объем с бесконечной плотностью. Расширение Вселенной нельзя рассматривать как расширение сверхплотной вначале материи в окружающую пустоту, ибо окружающей пустоты не было. Вселенная — это все существующее. Вещество Вселенной с самого начала однородно заполняло все безграничное пространство. И хотя давление было огромным, оно не создавало расширяющей силы, так как везде было одинаковым. Причины начала расширения Вселенной до конца не известны. По мере ее расширения температура падала от очень 206 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной Ф" 10^° 10^10^ 10^ Расстояние, световые годы У Д У Щ е J е Солнечная Галак- Скопле- Сверхсистема тика ние скопление Атомы Нуклоны Фотоны Образование галактик Пептоны Пространство Адроны Сингулярность Большого взрыва 2-10''° лет (сегодня) 1 о® лет 1 о® лет 10® лет 10® с 1 с 10“®с Рис. 169. Схема развития Вселенной от Большого взрыва до настоящего времени большой до очень низкой, что и обеспечило благоприятные условия для образования звезд и галактик. На основании моделей Фридмана была разработана поэтапная физическая картина эволюции веш,ества начиная с момента взрыва (рис. 169). Чуть более трех минут спустя формирование ранней Вселенной закончилось и начался процесс соединения протонов и нейтронов в составные ядра. Затем почти 500 тыс. лет шло медленное остывание. Когда температура Вселенной упала примерно до 3 тыс. градусов, ядра водорода и гелия уже могли захватывать §30. Расширяющаяся Вселенная 207 свободные электроны и превращаться в нейтральные атомы. Через миллион лет после начала расширения наступила эра вещества, когда из горячей водородно-гелиевой плазмы с малой примесью других ядер стало развиваться многообразие нынешнего мира. Неоднородности во Вселенной, из которых впоследствии возникли все структурные образования, зародились в виде ничтожных случайных отклонений (флуктуаций), а затем усилились в эпоху, когда ионизированный газ во Вселенной стал превращаться в нейтральный, т.е. когда излучение «оторвалось» от вещества. После того как вещество стало прозрачно для электромагнитного излучения, в действие вступили гравитационные силы. Они стали преобладать над всеми другими взаимодействиями между массами практически нейтрального вещества, составлявшего основную часть материи Вселенной. Гравитационные силы создали галактики, скопления звезд и планеты. Какова судьба Вселенной? Существуют две теоретические модели будущего Вселенной — закрытая и открытая. Закрытая модель предполагает, что Вселенная может быть представлена как грандиозная закрытая система, испытывающая множество эволюционных циклов. Цикл расширения сменяется циклом последующего сжатия до возвращения в сингулярное состояние, затем новый взрыв и т. д. Полный цикл расширения и сжатия Вселенной составляет примерно 100 млрд лет. Каждый раз, возвращаясь к сингулярности. Вселенная теряет «память» о прошлом состоянии и может снова «родиться» с совершенно новым набором физических констант. В открытых моделях Вселенной рассматриваются разные варианты ее «тепловой смерти». Предполагается, что уже через лет многие звезды остынут, и это в последующем приведет к отрыву планет от своих звезд, а те, в свою очередь, начнут покидать галактики. Затем центральные части галактик коллапсируют, образуя черные дыры, и тем самым прекращают свое существование. Главные выводы В охваченной астрономическими наблюдениями части Вселенной существуют миллиарды галактик. В пространстве галактики распределены неравномерно, образуя группы, скопления и сверхскопления галактик. Основное свойство Вселенной — ее расширение. 208 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной 3. На современном этапе развития науки рассматривается модель эволюционной Вселенной, которая изменяет свою структуру и свойства со временем. Контрольные вопросы и задания 1. Опишите пространственное распределение галактик во Вселенной. 2. Как объясняется красное смещение и о чем оно свидетельствует? 3. В чем состоит сущность теории расширяющейся Вселенной? 4. К каким выводам о стационарности Вселенной пришел А. А. Фридман? 5. Что такое критическая плотность Вселенной? В какой взаимосвязи критическая плотность находится с расширением или сжатием Вселенной? 6. Опишите модель горячей Вселенной. 7. Что понимается под закрытой и открытой моделями Вселенной? § 31. Жизнь и разум во Вселенной 1. Антропный принцип и проблемы существования разумных цивилизаций. Сущность антропного принципа заключается в том, что появление жизни, разума является неотъемлемой частью Вселенной, естественным следствием ее эволюции. Наша Вселенная удивительно приспособлена к возникновению и развитию в ней жизни. Так, из бесконечного разнообразия начальных условий и значений физических постоянных, которые, вероятно, возникали в ранней Вселенной, реализовались только пригодные для существования разумной жизни. Приведем несколько примеров. 1. Мы живем в пространстве трех измерений. Но только в таком пространстве возможны устойчивые планетные движения (гравитационное взаимодействие). 2. Если бы гравитационная постоянная была в несколько раз больше, то время жизни Солнца как устойчивого горячего плазменного шара измерялось бы несколькими десятками миллионов лет. 3. Если бы масса электрона была в 3 раза больше современной, то время жизни протона было бы малым. При взаимодействии протона с электроном протон распадался бы на нейтрон и нейтрино. Тогда звезды и галактики состояли бы из нейтронов, а более сложных форм не существовало бы. 4. Если бы средняя плотность вещества во Вселенной была значительно меньше, то силы инерции (разлета) преобладали бы над силами тяготения. Поэтому не успели бы образоваться звезды и галактики. §31. Жизнь и разум Вселенной 209 И этот иллюстративный ряд можно продолжить. Следовательно, вывод один: наша Вселенная представляет собой единое связное целое, согласованную систему, удивительно приспособленную к существованию жизни. Другие вселенные с иными физическими параметрами развивались бы, как отметил советский космолог А. Л. Зель-манов, без свидетелей. 2. Поиски жизни в Солнечной системе. Интерес к иным формам жизни в Солнечной системе преследует человечество с давних пор. Когда-то люди думали, что обитаемы все планеты, даже Луна. Но чем больше исследователи узнавали о планетах, тем менее оптимистичными становились их прогнозы. В итоге главными «претендентами» остались только Венера и Марс. Однако изучение поверхности Венеры показало, что ничто живое не может выжить на этой планете. Тогда все надежды стали связывать с самой загадочной планетой — Марсом. Главная цель полетов автоматических орбитально-посадочных станций «Викинг» к Марсу состояла в поиске жизни на этой планете. Были выполнены несколько сложных биологических экспериментов. В ходе анализа марсианского грунта не было обнаружено никаких следов органических соединений — продуктов жизнедеятельности микроорганизмов. Для сравнения: такой же прибор при пробах антарктического грунта нашел значительное количество ископаемых органических соединений. В 1976 г. станция «Викинг» передала на Землю фотографию загадочного объекта (из области Сидония) размером около полутора километров, который назвали «головой сфинкса» (рис. 170). Была выдвинута гипотеза, что это архитектурное сооружение древней цивилизации. Но исследователи Марса заявили: это природный объект. Споры не утихали до 2001 г., пока космический аппарат «Марс Глобал Сурвейор» не передал на Землю более подробный снимок этого объекта Рис. 170. Фотография «головы сфинкса» на Марсе, полученная в 1976 г. 210 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной Рис. 171. Фотография «головы сфинкса», полученная с лучшим разрешением в 2001 г. (рис. 171). На новом изображении хорошо видно, что «голова сфинкса» — природная структура. Оптимизм ученых иссяк, и посылаемые к Марсу в последуюшде годы посадочные аппараты не содер -жали на борту приборов, которые могли бы найта признаки жизни. В то время как поиски жизни на Марсе зашли в тупик, космический аппарат «Галилео», изуча-юш,ий систему Юпитера, передал сообш,ение, что на одном из больших спутников — Европе — обнаружен океан теплой воды, нахо-дяш,ийся под ледяным панцирем. Поверхность Европы покрыта молодым водяным льдом, который испеш,рен трешииами и «хаосами» (см. рис. 79). Анализ полученных в разное время изображений показал, что лед несколько смеш,ается (подобную картину можно наблюдать на земных полярных морях во время весеннего таяния льда). Исходя из размеров и геометрии ледяных треш,ин, ученые предположили, что на спутнике Европа тонкий ледяной слой закрывает воду или талый лед. Вероятной причиной появления таких структур может быть действие гидротермальных источников (гейзеров). Следовательно, если на Европе есть теплая вода, то могут суш,ествовать и какие-либо формы жизни. Однако обнаружить их можно только «приземлившись» на поверхность. 3. Поиски жизни в Галактике. Современная наука определяет внеземные цивилизации как гипотетические обш,ества разумных существ, которые могут возникнуть и суш,ествовать вне Земли. Для оценки числа внеземных цивилизаций в Галактике американский радиоастроном Фрэнсис Дрейк предложил следующую формулу: N = R- f- n- k- d- q-L, где N — число внеземных цивилизаций в Галактике; R — скорость образования звезд в Галактике, усредненная по всему времени ее суш,ествования (около 10 звезд в год); / — доля звезд, обладаюш,их планетными системами; п — среднее число планет, вхотяших в планетные системы и экологически пригодных для жизни; k — доля планет, на которых действительно возникла жизнь; d — доля пла- §31. Жизнь и разум Вселенной 211 нет, на которых после возникновения жизни развились ее разумные формы; q — доля планет, на которых разумная жизнь достигла фазы, обеспечивающей возможность связи с другими мирами, цивилизациями; L — средняя продолжительность существования таких внеземных (космических, технических) цивилизаций. В формуле Дрейка все величины, кроме первой, имеют очень неопределенный характер и определяются на основе экспертных оценок ученых. Поэтому создается значительная неопределенность в оценке общей величины N. Одни подсчеты показывают, что сейчас всего лишь несколько геоподобных цивилизаций Галактики (в которой 10" звезд) готовы к контакту с нами. Согласно другим, более оптимистическим, — таких цивилизаций может быть значительно больше. Как один из аргументов в пользу того, что внеземные цивилизации — явление весьма редкое, выдвигается отсутствие видимых проявлений их деятельности. Первые работы по поиску сигналов внеземных цивилизаций провел в 1960 г. Ф. Дрейк (США). Он исследовал радиоизлучение бли-жайитих звезд (х Кита и s Эридана) на волне 21 см. Искусственные сигналы обнаружить не удалось, но эра поисков сигналов внеземных цивилизаций была открыта. В настоящее время космическое пространство прослугпивается одновременно на многих частотах. Принятые радиотелескопом сигналы обрабатываются компьютерами. Параллельно ведется работа по сообщению внеземным цивилизациям информации о наглей земной цивилизации. В 1974 г. с радиоастрономической обсерватории в Аресибо в сторону гпарового скопления М31 (созвездие Геркулеса), находящегося от Земли на расстоянии 24 тыс. световых лет, было направлено послание, содержащее закодированный текст о жизни и цивилизации на Земле. Информационные сообщения (пластинки с нанесенными рисунками, видеодиски с записями изображений, звуков и человеческой речи на разных языках) не раз помещались на космические аппараты, траектории которых выходили за пределы Солнечной системы (рис. 172). Рис. 172. Табличка с посланием, адресованная представителям внеземных цивилизаций, помещена на борту «Пионера-10» 212 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной В последнее время среди ученых и философов все больше утверждается мнение, что человечество одиноко, если не во всей Вселенной, то во всяком случае в нашей Галактике. Из этого вытекает важнейший вывод о значении, ценности и уникальности нашей цивилизации. Человечество, таким образом, в огромной степени ответственно не только за нашу планету, но и за Вселенную в целом. Главные выводы 1. Разумная жизнь во Вселенной является следствием ее фундаментальных свойств — в этом заключается сущность антропного принципа. Данный принцип поставил на научную основу вопрос: почему наш мир устроен таким, каким мы его наблюдаем? 2. В Солнечной системе на небесных телах пока не обнаружено жизни, кроме Земли. 3. Поиск внеземных цивилизаций пока не привел к положительным результатам. 4. На человечестве лежит огромная ответственность за сохранение жизни и разума на Земле и во Вселенной в целом. Контрольные вопросы и задания 1. В чем заключается сущность антропного принципа? 2. На каких планетах Солнечной системы ученые подозревают существование жизни? 3. Каким образом можно оценить число внеземных цивилизаций в наглей Галактике? 4. Почему формула Ф. Дрейка дает значительную неопределенность в оценке количества цивилизаций в Галактике, готовых к контакту с нами? 5. Каким образом человечество пытается установить контакты с внеземными цивилизациями? Содержание Предисловие.................................................. 3 Раздел I. Введение § 1. Предмет астрономии ................................... 4 Раздел II. Основы практической астрономии § 2. Звездное небо......................................... 14 § 3. Небесные координаты .................................. 21 § 4. Определение географической широты..................... 26 § 5. Измерение времени. Определение географической долготы ... 29 Раздел III. Движение небесных тел § 6. Гелиоцентрическая система Коперника.................... 40 § 7. Видимое движение Солнца и Луны. Затмения.............. 46 § 8. Законы Кеплера ....................................... 55 § 9. Закон всемирного тяготения Ньютона ................... 58 § 10. Определение размеров небесных тел и расстояний до них в Солнечной системе........................................... 63 § 11. Движение космических аппаратов....................... 68 Раздел IV. Сравнительная планетология § 12. Общие характеристики планет. Происхождение Солнечной системы..................................................... 75 § 13. Планеты земной группы ............................... 80 § 14. Планеты-гиганты ...................................... 90 § 15. Луна. Спутники планет ................................ 98 § 16. Карликовые планеты и малые тела Солнечной системы .... 107 Раздел V. Методы исследования небесных тел § 17. Исследование электромагнитного излучения небесных тел. . . 119 §18. Спектральный анализ в астрономии...................... 130 Раздел VI. Солнце — дневная звезда § 19. Солнце как звезда.................................... 137 § 20. Строение солнечной атмосферы......................... 142 § 21. Влияние Солнца на жизнь Земли ....................... 147 Раздел VII. Звезды § 22. Основные характеристики звезд. Светимость ........... 152 § 23. Температура и размеры звезд.......................... 157 § 24. Двойные звезды. Масса звезд.......................... 160 § 25. Эволюция звезд....................................... 165 § 26. Нестационарные звезды................................ 171 Раздел VIII. Строение и эволюция Вселенной § 27. Наша Галактика..................................... 180 § 28. Межзвездная среда.................................. 186 § 29. Звездные системы — галактики ...................... 192 § 30. Расширяющаяся Вселенная ........................... 202 § 31. Жизнь и разум во Вселенной......................... 208 Учебное издание Галузо Илларион Викторович Голубев Владимир Александрович Шимбалев Александр Альбертович Астрономия Учебное пособие для 11 класса общеобразовательных учреждений с русским языком обучения с 11 -летним сроком обучения 2-е издание, доработанное Зав. редакцией В. Г. Бехтина. Редактор Л. Н. Ясницкая. Оформление В.Я- Нога. Художественный редактор А. Н. Хилькевич, Л. И. Мелов. Технический редактор М. И. Чепловодская. Компьютерная верстка Е. Ю. Гурче-нок. Корректоры Д. Р. Лосик, В. С. Бабеня, Т. Н. Ведерникова, Е. П. Тхир, А. В. Алешко. Подписано в печать 26.01.2009. Формат OOxOOVig. Бумага офсетная. Гарнитура литературная. Офсетная печать. Уел. печ. л. 13,5 + 0,25 форз. Уч.-изд. л. 11,6 -Ь 0,33 форз. Тираж 129 615 экз. Заказ Издательское республиканское унитарное предприятие Министерства информации Республики Беларусь. ЛИ № 02330/0131732 от 01.04.2004. Пр.Победителей, 11, 220004, Минск. < Народная асвета>: Республиканское унитарное предприятие «Минская фабрика цветной печати > ЛП № 02330/0056853 от 30.04.2004. Ул. Корженевского, 20, 220024, Минск. (Название и номер школы) Учебный год Фамилия и имя ученика Состояние учебного пособия при поступлении Оценка ученику за пользование учебным пособием 20 / 20 / 20 / 20 / 20 /