Первые звезды образовались очень быстро

Люди самых далеких от нас по времени цивилизаций считали, что Солнце и Луна — боги. Землю они считали плоской, а небо в их понимании было огромным шатром, который опирается на горы или прочные столбы.

Первые астрономы — древние греки, начиная с 600 года до н. э. по 200 год сумели отойти от таких причудливых представлений. Они смогли доказать, что Земля имеет форму шара, а живший в III веке до н. э. математик Эратосфен с большой точностью рассчитал размер её окружности. Эратосфен установил, что когда в Сиене (S) Солнце находится прямо над головой наблюдателя, в Александрии (А) оно расположено на расстоянии 7,2 градуса от зенита. Угол между А и S должен быть равен 7,2 градуса. Взяв известное ему расстояние между А и S, Эратосфен вычислил размер Земли. Греки считали, что Солнце, Луна и планеты вращаются вокруг Земли по круговым орбитам, звезды же, как им казалось, закреплены неподвижно на громадной сфере, совершающей за день один оборот. Обо всем этом можно узнать в главном труде Птолемея «Альмагест».

В 1543 году польский астроном и священник Николай Коперник рассудил иначе, предположив, что Земля вместе с остальными планетами обращается вокруг Солнца. Хотя эта мысль постепенно приобретала все больше сторонников, все же она встретила серьезное сопротивление со стороны церковных властей. Для большинства верующих католиков Земля обладала особой значимостью, что подтверждалось ее положением в центре, вокруг которого обращались все остальные небесные тела.

Тем не менее, поиски в указанном Коперником направлении продолжались. Датский астроном Тихо Браге сделал множество точных измерений меняющихся положений планет. Его результатами воспользовался немецкий ученый Иоганн Кеплер, доказавший, что все планеты обращаются вокруг Солнца, причем движутся они не по правильным круговым орбитам, а по вытянутым, в форме эллипса. Кеплер открыл свои законы движения планет в период с 1609 по 1619 год.

Первые телескопы

Вначале первые астрономы использовали только телескопы-рефракторы, то есть такие оптические инструменты, в которых одна линза (объектив) собирает лучи, а другая, называемая окуляром, служит для увеличения объекта. Недостатки, присущие линзам, очень скоро привели к тому, что астрономы стали строить огромные телескопы без трубы. В отличие от рефракторов, в телескопах-рефлекторах лучи собираются с помощью зеркала, что обеспечивает ряд преимуществ. Стоунхендж (Англия) древнее сооружение из поставленных по кругу камней, использовался для наблюдения за звездным небом. Различные виды телескопов подробно описаны в статье Оптические телескопы — виды, классификация, оптические схемы.

Следующий важный шаг был сделан, когда астрономы стали применять телескоп. Его изобрел в 1608 году голландский мастер Ганс Липпершей, занимавшийся изготовлением очков. Но для наблюдения неба телескоп впервые использовал итальянский астроном Галилео Галилей. В 1609 году он построил несколько телескопов, с помощью которых ему удалось открыть многое из того, о чем раньше никто не догадывался. Ученый увидел кратеры на Луне, пятна на Солнце, наблюдал фазы Венеры и обнаружил, что вокруг Юпитера обращаются четыре спутника.

Английский ученый Исаак Ньютон, в свою очередь, доказал, что все тела притягиваются друг к другу и что сила их взаимного тяготения, гравитации, зависит от массы и расстояния. Благодаря своему открытию Ньютон объяснил, почему Луна обращается вокруг Земли, а планеты в соответствии с законами Кеплера движутся вокруг Солнца по эллиптическим орбитам. Имя Ньютона связывают также с изобретением нового типа телескопа — рефлектора.

Астролябия

С помощью астролябии, изобретенной древними греками, можно определить, где находится та или иная звезда, узнать время восхода и захода звезд, а также в какой точке неба следует искать звезду в определенный момент. Прибор состоял из неподвижного диска и вращающейся рамки, на которой были отмечены самые яркие звезды. Поворотом рамки воспроизводилось движение звезд. Направив визир на звезду, определяли ее высоту.

Исторические вехи астрономии:

1543 год. Коперник обнародует свою гелиоцентрическую теорию.

1576-1596 годы Тихо Браге наблюдает движение планет.

1608 год Липперсгей изобретает телескоп.

1609 год Кеплер формулирует свои первый закон, согласно которому планеты движутся по эллиптическим орбитам.

1609-1610 годы Галилей наблюдает небо с помощью телескопа.

1668 год Ньютон создает первый телескоп-рефлектор.

1687 год Ньютон формулирует свои законы тяготения и механического движения.

В древности первые астрономы считали, что все звезды закреплены на огромной сфере, которая за сутки совершает полный оборот вокруг Земли. Теперь всем известно, что небесные светила по-разному удалены от нас и их кажущееся движение вокруг Земли объясняется вращением нашей планеты вокруг своей оси. Тем не менее, для простоты описания положения звезд, их восходов и заходов, удобно считать их находящимися на внутренней поверхности шара, которая называется небесной сферой. Земля вращается в направлении с запада на восток, но нам кажется, что вращается -в противоположную сторону — небесная сфера, поэтому Солнце, Луна, звезды и планеты восходят на востоке и заходят на западе. Солнце, Луна и планеты к тому же медленно перемещаются на фоне звезд.

Как измерили диаметр звезд

В начале 1610 г. Галилей навел на небо только что построенный им телескоп. В первые же ночи наблюдений он увидел много интересного: увидел, что Луна имеет горы и равнины, что планеты имеют заметные диски, открыл четырех спутников Юпитера, смог различить фазы Меркурия и Венеры, подобные фазам Луны, а на дисках Юпитера и Марса мог заметить даже некоторые детали. Но, направив телескоп на звезды, Галилей, вероятно, был несколько разочарован. Правда, звезды в телескоп были видны более яркими, их стало больше, но каждая звезда осталась такой же точкой, как была видна глазом, и даже наоборот: яркие звезды стали как бы меньше, они потеряли те лучи, которые окружали их при рассматривании невооруженным глазом.

Обсерватория в Барселоне.

Рис. 1. Дифракция волн на воде. Волны огибают препятствие.

Рис. 2.

Рис. 3. Простейший звездный интерферометр-телескоп, на объектив которого одета крышка с двумя отверстиями.

Рис. 4. Ход лучей в 6-метровом звездном интерферометре.

Рис 5. Большой телескоп обсерватории Моунт-Вильсон.

Рис. 6, 2,5-метровое зеркало обсерватории Моунт-Вильсон.

Рис. 7. Вид дифракционного диска звезды и полос на нем при разных расстояниях между зеркалами интерферометра. Полосы слабее всего видны на средних изображениях, когда расстояние между зеркалами близко к тому, которое соответствует видимому диаметру звезды

Рис. 8. Расположение зеркал в 15-метровом звездном интерферометре.

Рис. 9. Сравнительная величина диаметров некоторых звезд и орбит Земли и Марса.

Наука и жизнь // Иллюстрации

Рис. 10. Обсерватория Моунт-Вильсон.

С тех пор прошло 300 лет. Современные телескопы неизмеримо превосходят и по величине и по качеству оптики первый телескоп Галилея, однако до сих пор никто не видел в телескоп диск звезды. Правда, звезда при рассматривании в телескоп, особенно при сильном увеличении, кажется кружочком, но диаметры этих кружочков одинаковы для всех звезд, чего не могло бы быть, если бы мы видели реальный диск звезды, — ведь звезды различны по величине и находятся на различных расстояниях от нас. К тому же при увеличении диаметра объектива телескопа диаметр этих кружочков уменьшается, звезды становятся ярче, но меньше.

В оптике доказывается, что видимые нами диски звезд ничего общего с действительными размерами звезд не имеют и являются следствием самой природы света, получаются вследствие «дифракции» света. Границу видимости в телескоп ставит сам свет.

Но, как часто бывает в науке, те же самые свойства света, умело использованные, дали возможность измерить действительные диаметры звезд.

Немного о свойствах света

Электромагнитная теория света учит, что световой луч можно рассматривать как совокупность электромагнитных колебаний — волн, распространяющихся в пространстве с колоссальной скоростью — 300 000 км/сек. Колебания имеют определенную периодичность во времени и в пространстве. Это значит, во-первых, что они совершаются с определенной частотой — порядка 600 биллионов раз в секунду для видимого света, во-вторых. что имеются точки вдоль луча на некотором определенном расстоянии друг от друга, которые находятся в одинаковом состоянии. Расстояние между двумя такими точками называется длиной волны и для видимого света составляет около 0,0005 мм. Частота и длина волны определяют цвет луча.

Чтобы лучше понять дальнейшие явления, представим себе волны на поверхности воды. Они бьют о берег определенное число раз в минуту, — это их частота; гребень за гребнем идет на некотором постоянном расстояния,— это длина волны. И так же, как посредине между двумя гребнями на воде лежит впадина, — между двумя точками луча, разделенными расстоянием в одну длину волны, расположится точка, отклонение которой от состояния равновесия будет противоположно отклонению двух первых точек. Принято говорить, что две точки на расстоянии длины волны находятся в одинаковых фазах, а на расстоянии полуволны — в противоположных фазах, как гребень и впадина волн на воде (фазой называется величина, характеризующая состояние колеблющейся точки в данный момент). Нужно помнить, что сходство снеговых воли и волн на воде относится лишь к закономерностям, определяющим то и другое явление, и не пытаться представать себе световой луч как механическое «дрожание» какого-то вещества, — такое расширение аналогии было незаконно и неверно.

Если на пути водяных воли лежит какое-нибудь препятствие, например камень, то можно заметить (рис. 1), что волны как бы огибают его края и заходят за камень. То же происходит и со световыми волнами. Встречая какое-либо препятствие, волны света огибают его края, отклоняясь от прямолинейного распространения; однако, так как величина препятствия всегда во много раз больше длины волны, заметить эти «загнувшиеся» лучи не так легко. Они и дают явление дифракции света — появление света там, где его не могло бы быть, если бы луч был геометрической прямой линией. Так, смотря в микроскоп на тень от острого края экрана, можно заметить светлые и темные полосы, в центре тени от маленького кружочка можно увидеть светлую точку, образованную световыми волнами, обогнувшими края кружка, и т. д.

Дифракция происходит и с лучами света звезды, входящими в объектив телескопа. Крайние лучи пучка испытывают отклонение («загибание») на краю оправы объектива и дают в фокусе телескопа маленький диск, тем меньший, чем больше диаметр объектива при данном его фокусном расстоянии. Следовательно, если источник света даже геометрическая точка в полном смысле слова, то телескоп из-за дифракции всегда покажет его в виде маленького кружочка. И эти «дифракционные диски» не дают возможности видеть действительные диски звезд.

Второе явление, существенное для нас,— интерференция света. Представим себе, что в берег бьют две системы волн равной силы и одинаковой частоты, например волны, разбегающиеся от двух орошенных в воду камней. В некоторые точки берега гребни обеих волн будут приходить одновременно, волны сложатся, и колебание воды будет сильным; в другие, наоборот, гребень одной волны будет приходить одновременно с впадиной другой, волны уничтожат друг друга, и вода останется спокойной. В промежуточных точках волны будут в разной степени усиливаться и ослабляться.

То же явление, только более осложненное, будет происходить и с световыми волнами. При некоторых определенных условиях, освещая белый экран двумя лучами одного и того же цвета, можно получить «интерференцию» света. В тех точках, где колебания приходят в одинаковых фазах, они должны складываться, и яркость света повышаться; в других точках экрана, где волны обоих лучей приходят в противоположных фазах, с разностью в полволны, они взаимно уничтожатся, и два луча, сложившись, дадут темноту.

Такой опыт сделал около 1820 г. французский физик Френель. Он поставил стеклянную призму Р (рис. 2) с очень тупым углом между источником света S и белым экраном Е. На экране вместо ровного освещения получилась картина, состоящая из чередующихся светлых и темных полос. Произошло это потому, что призма разделила пучок лучей на два одинаковых по составу пучка, как бы идущих от двух воображаемых источников, S1 и S2. Точка а находится на равном расстоянии от обоих этих источников, «гребни» и «впадины» (говоря чисто условно, пользуясь аналогией с волнами воды) в обоих лучах совпадают, колебания складываются и усиливают друг друга; будет наблюдаться яркий свет. Иначе обстоит дело в точке b: она на половину длины волны ближе к S2, чем к S1, колебания приходят в противоположных фазах, «гребни», накладываясь на «впадины», взаимно уничтожаются, колебаний нет, и наблюдается темная полоса. Рассуждая так же, найдем, что по обе стороны светлой центральной полосы а будут чередоваться светлые и темные полосы, что и подтверждается на опыте.

Так будет наблюдаться явление в том случае, если все лучи источника света имеют одну и ту же длину волны. Обычный белый свет состоит из смеси лучей различных цветов, т. е. с разными длинами волн. Лучи каждого цвета дадут свою систему светлых и темных полос, системы эти наложатся друг на друга, и на экране по обе стороны от центральной белой полосы расположатся полосы, окрашенные в разные цвета.

Каковы же диаметры звезд?

Представьте себе, что вы смотрите на шарик диаметром в 1 мм с расстояния 206 м. Рассмотреть его, конечно, не удается, диаметр шарика будет виден под углом в одну секунду дуги.

Современные большие телескопы могут при большом увеличении показать отдельно две светящиеся точки на угловом расстоянии в десятые доли секунды. Можно рассчитать, что диаметр дифракционного диска звезды у наибольшего в мире 2,5-метрового рефлектора (отражательный телескоп с диаметром главного зеркала 2,5 м), находящегося на обсерватории Моунт-Вильсон (США, Калифорния) равен теоретически О’’45. И так как даже в этот телескоп все звезды кажутся одинаковыми, — реальные угловые диски их, очевидно, еще меньше.

Угловой диаметр звезд можно оценить косвенными методами. Есть звезды, меняющие свою яркость строго периодически, вследствие того что эти звезды двойные и более яркая затмевается менее яркий спутником при каждом обороте пары вокруг общего центра тяжести. Исследование закона изменения яркости этих звезд в соединении с спектроскопическими наблюдениями скоростей их движения дает возможность определить линейные размеры обеих звезд, а отсюда, если известно расстояние до звезды, — вычислить ее угловой диаметр.

Исследуя распределение энергии в звездном спектре, можно узнать температуру звезды; измерив полное излучение, приходящее от звезды на Землю, можно вычислить угол, под которым виден диаметр звезды, даже и не зная его расстояния.

Оказалось, что видимые диаметры даже самых больших звезд всего около 0″,05,— того же размера, что и дифракционный диск у 2,5-метрового рефлектора. Поэтому-то даже в величайший телескоп мира все звезды кажутся одинаковыми. Лишь с новым гигантским телескопом, который строится сейчас в Америке и будет иметь главное зеркало диаметром 5 м, можно будет увидеть, что некоторые звезды больше других, увидеть реальные диски звезд.

Дифракционный диск этого телескопа будет иметь диаметр 0″,022.

Но еще 70 лет тому назад, в 1868 г., Физо указал на возможность применения явления интерференции света к измерению диаметров звезд. Основная идея метода очень проста. Представим себе, что перед призмой Френеля (рис. 2) расположен не один, а два источника света. Каждый из них дает свою систему светлых и темных полос на экране. Передвигая источники света, можно расположить их так, что светлые полосы от одного источника лягут на темные полосы от другого, и наоборот. На экране получится ровное освещение. Зная данные взятой для опыта установки, можно вычислить угол, под которым видно из центра экрана расстояние между источниками в момент исчезновения полос.

Подобным образом можно поступить и с телескопом. Если на объектив телескопа одеть крышку с двумя отверстиями (рис. 3), то лучи света, пройдя объектив, дадут прежде всего обычное изображение звезды, дифракционный диск. Но, кроме того лучи идущие от обоих отверстий, встречаясь в главном фокусе телескопа, будут интерферировать, как лучи за призмой Френеля и дадут полосы на диске звезды. Закрыв одно из отверстий, увидим, что диск останется, но полосы на нем исчезнут. Расстояния между полосами тем меньше, чем дальше друг от друга отверстия в диафрагме. Такой прибор называется звездным интерферометром.

Предположим теперь, что звезда двойная, т. е. на самом деле там две, расположенные настолько близко, что они даже в телескоп видны как одна. Каждая из звезд даст свою систему полос на диске; системы эти наложатся одна на другую, Меняя расстояние между отверстиями в диафрагме, можно подобрать его так, что полосы на диске перестанут быть видимыми: светлые полосы, даваемые одной звездой, совпадут с темными, даваемыми другой, и диск будет освещен равномерно. Зная расстояние между отверстиями в диафрагме и фокусное расстояние телескопа, можно будет вычислить угол, под которым видно расстояние между составляющими двойной звезды, хотя различить их отдельно и не удастся.

Физо сделал и следующий шаг. Рассуждения его, на самом деле несколько более сложные, можно упрощенно изложить так: если звезда не точка, а маленький диск, то ее можно представить себе как бы состоящей из двух «полудисков» и рассматривать далее каждый из них как самостоятельный источник света, дающий свою систему полос. Тогда, меняя расстояние между отверстиями в диафрагме телескопа, можно добиться исчезновения полос, равномерного освещения дифракционного диска звезды. По расстоянию отверстий в диафрагме можно вычислить расстояние между «центрами тяжести» обоих «полудисков», а отсюда по формулам геометрии найти диаметр звезды.

Идеи Физо были использованы Стефеном.

На 80-сантиметровом рефракторе обсерватории в Марселе он наблюдал интерференционные полосы от многих звезд, но ни разу не смог добиться их исчезновения. Затем работы Физо и Стефена были забыты.

Идеи эти высказал снова в 1890 г. известный американский физик Майкельсон. Пользуясь различными телескопами, он показал, что с помощью интерференции можно измерять расстояния между составляющими очень тесных двойных звезд, диаметры спутников Юпитера и т. д. Результаты хорошо совпадали с результатами обычных измерений точным микрометром. Однако астрономы не сразу обратили внимание на результаты Майкельсона. Лишь около 1920 г. эти опыты были повторены на обсерватории Моунт-Вильсон, сначала на полутораметровом, а затем на 2,5-метровом рефлекторах. Удалось измерить расстояния в некоторых очень тесных звездных парах, например расстояние между составляющими двойной звезды Капеллы, равное всего 0»,045.

Но обнаружилось, что даже при расположении отверстий диафрагмы на краях 2,5-метрового зеркала полосы на дифракционных дисках звезд не исчезают, — расстояние это еще слишком мало. Объектива или зеркала диаметром более 2,5 м тогда не существовало, нет еще и сейчас, и, казалось бы, дальше идти некуда.

Однако Майкельсон чрезвычайно просто и остроумно решил задачу, как бы искусственно увеличив размеры 2,5-метрового зеркала еще в 2,5 раза. На рис. 4 показан ход лучей в звездном интерферометре Майкельсона, расположенном на главном телескопе обсерватории Моунт-Вильсон. На стальной балке длиною 6 м, укрепленной на конце рефлектора, расположены два плоских зеркала 1 под углом 45° к оси телескопа. Лучи от этих зеркал идут к двум плоским зеркалам 2, главному вогнутому зеркалу рефлектора 3 и после отражения от выпуклого зеркала 4 и плоского 5 в окуляр 6. Встречаясь в фокусе телескопа, лучи дают ту же картину, что и при двух отверстиях в крышке на объективе, т. е. дифракционный диск и систему полос на нем. Расстояние между зеркалами может меняться от 2,5 до 6 м.

13 декабря 1920 г. давно поставленная цель была достигнута. Первой звездой, для которой удалось добиться исчезновения полос (рис. 7) при расстоянии между зеркалами интерферометра в 3 м, была альфа Ориона (Бетельгейзе). Для ее диаметра получилась величина 0″,047, в хорошем согласия с теоретическими подсчетами. Тем же интерферометром были измерены видимые диаметры еще нескольких звезд.

Но даже расстояние 6 м между зеркалами интерферометра слишком мало для огромного большинства звезд. Так как для измерения диаметров звезд не важно, чтобы главное зеркало телескопа имело максимальный диаметр, а существенно расстояние между подвижными зеркалами, — в 1930 г. был построен новый интерферометр с главным зеркалом диаметром 100 см и балкой длиной 15 м (рис. 8). Этот интерферометр уже является не насадкой на телескоп, а вполне самостоятельным инструментом. С ним при помощи улучшенной методики наблюдений (наблюдалось не только расстояние, при котором полосы исчезают, но и оценивалась степень видимости полос при других расстояниях между зеркалами путем сравнения с искусственными полосами) удалось измерить диаметры довольно большого числа звезд. Часть результатов этих измерений приведена в табличке. Можно заметить, что согласие между наблюденными и вычисленными теоретически диаметрами звезд очень хорошее.

Разумеется, что сейчас могут быть измерены диаметры лишь наиболее близких к нам и очень больших звезд, — диаметры остальных звезд значительно меньше и недоступны даже 15-метровому интерферометру. В последней строке таблицы приведена Вега, одна из наиболее ярких звезд нашего северного неба. Чтобы измерить ее диаметр, пришлось бы раздвинуть зеркала интерферометра на 50 м.

В последнем столбце таблички приведены действительные диаметры звезд, причем диаметр Солнца принят за единицу. Действительные размеры звезды легко вычислить если известен ее угловой диаметр и расстояние до нее. Из этого столбца видно, как огромны некоторые звезды. Если бы, например, Антарес оказался на месте нашего Солнца, то не только орбита Земли, но и орбита Марса лежала бы внутри него (рис. 9); Марс, среднее расстояние которого от Солнца равно 228 млн. км, двигался бы внутри Антареса. Зная размеры Антареса и его массу, можно вычислить среднюю плотность его вещества. И оказывается что плотность эта в три миллиона раз меньше плотности вещества нашего Солнца.

Для Бетельгейзе в табличке приведены два значения величины измеренного диаметра, из которых одно в 1,5 раза более другого. Это не ошибка в измерениях. Уже давно известно, что Бетельгейзе — переменная звезда, меняющая яркость и цвет Измерения показывают, что, по-видимому, меняется и ее диаметр — звезда «пульсирует» то сжимаясь, то расширяясь. Но для полной разгадки происходящих на этой звезде явлений необходимы длительные и тщательные наблюдения.

Небесная сфера

У небесной сферы есть северный, южный полюс и экватор. Половина небесной сферы в любое время суток скрыта от наблюдателя за горизонтом. В результате видимого вращения неба звезды описывают круги различных размеров вокруг полюсов.

Звезды, находящиеся вблизи полюса, называют околополярными, они никогда не уходят за горизонт. Ответить на вопрос, какие из наблюдаемых звезд являются околополярными, можно, зная широту, на которой находится наблюдатель. Звезды, расположенные рядом с другим полюсом, никогда не восходят. Остальные, из средней части сферы, в определенный час появляются над горизонтом и через некоторое время заходят. Солнце медленно перемещается на небесной сфере по большому кругу, который называется эклиптикой.

Если объектив фотоаппарата направить на полюс и сделать большую выдержку, то на снимке получатся круги, очерченные звездами полюса благодаря вращению Земли.

Восходы и заходы

Земля вращается с запада на восток: против часовой стрелки, если смотреть со стороны Северного полюса. На пяти рисунках видно, как по мере вращения Земли меняется положение телескопа. Стрелки компаса показывают направления на север, восток, юг и запад из точки, где находится телескоп. (1) Телескоп направлен на восток, и звезда только начинает подниматься над восточной частью горизонта. (3) Теперь звезда достигла своей высшей точки. (5) Телескоп направлен на запад, и звезда уже заходит в западной части горизонта. На диаграмме внизу показан видимый путь звезды на небе.

Определение расстояний

По мере движения Земли вокруг Солнца положение близкой к нам звезды на небесной сфере меняется. Более отдаленная от нас звезда тоже перемещается, но менее заметно. Такое видимое смещение называется параллаксом. Измеряя параллаксы, астрономы могут, зная расстояние между Землей и Солнцем, вычислить, насколько та или иная звезда удалена от Солнца.

Большой Ковш изменяет форму

Каждая звезда передвигается в космическом пространстве, но звезды так настолько от нас, что невооруженным глазом невозможно увидеть эти изменения даже в течение жизни человека. На верхней части рисунка видно знакомую нам современную форму Большого Ковша, а на нижней части рисунка показано, каким он будет примерно через 100 тыс. лет. Такое изменение расположения звезд в пространстве называют собственным движением. Слабая красная звезда Барнарда в 6 световых годах от нас имеет самое большое собственное движение из известных звезд. За 180 лет она проходит на небе расстояние, равное размеру Луны.

Ланиакея и еще 10 терминов из астрономии, которые необходимо знать

Представляем вашему вниманию несколько терминов, с которыми ваши познания в астрономии станут более глубокими.

Видимая звездная величина

Количество звезд на ночном небе, доступных невооруженному взгляду, не так велико, как кажется. Если иметь хорошую остроту зрения и выбраться за город, подальше от уличного освещения, то для наблюдения будут доступны около 6000 звезд. При этом половина из них всегда будет скрыта от наблюдателя за горизонтом. Но даже этого количества достаточно, чтобы заметить, насколько звезды отличаются по своей яркости. Замечали это и античные ученые. Живший во II веке до нашей эры древнегреческий математик и астроном Гиппарх разделил все наблюдаемые им звезды на шесть величин. Самые яркие он отнес к первой величине, самые тусклые – к шестой. В целом, этот принцип используется и сейчас. Но сегодня возможности астрономии позволяют наблюдать бесчисленное количество звезд, большинство из которых настолько тусклые, что наблюдать невооруженным взглядом их невозможно. А само понятие звездной величины применяется не только для далеких звезд, но и для других объектов – Солнца, Луны, искусственных спутников, планет и так далее. Поэтому и считается, что звездная величина – это безразмерная числовая характеристика яркости объекта.

Как следует из вышесказанного, видимая звездная величина самых ярких объектов будет отрицательная. Для сравнения, звездная величина Солнца равна –26,7, а звездная величина ближайшей к нашему светилу, но не видимой невооруженным взглядом звезды Проксима Центавра составляет +11,1. Максимальная звездная величина Марса равна ? 2,91. Спутник «Маяк», который создали и планируют отправить на орбиту молодые российские ученые, как запланировано должен иметь звездную величину не более ?10. И если все удастся, он на некоторое время станет самым ярким объектом на ночном небе, если, конечно, не считать Луны в полнолуние (?12,74).

Абсолютная звездная величина

Денеб – одна из самых больших звезд, известных науке, имеет звездную величину +1,25. Ее диаметр примерно равен диаметру орбиты Земли и больше диаметра Солнца в 110 раз. Расстояние до этого исполина – 1 640 световых лет. Хотя ученые еще спорят по этому вопросу, уж очень это далеко. Большинство звезд, находящихся на таком удалении, можно увидеть только в телескоп. Если бы мы были к этой звезде ближе, то и яркость Денеба на небе была бы куда выше. Тем самым видимая звездная величина зависит как от светимости объекта, так и от расстояния до него. Чтобы можно было сравнить светимость разных звезд между собой, используют абсолютную звездную величину. Для звезд она определяется как видимая звездная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Если расстояние до звезды известно, то абсолютную звездную величину рассчитать несложно.

Абсолютная звездная величина Солнца составляет +4,8 (видимая, напомним, ?26,7). Сириус – самая яркая звезда ночного неба – имеет видимую величину ?1,46, но абсолютную всего +1,4. Что, впрочем, неудивительно, ведь бриллиант ночного неба (как называют эту звезду) находится близко от нас: на расстоянии всего 8,6 световых лет. А вот абсолютная звездная величина уже упомянутого Денеба составляет ?6,95.

Параллакс

Никогда не задумывались, как ученые определяют расстояние до звезды? Ведь лазерным дальномером это расстояние не измеришь. На самом деле, все просто. В течение года положение звезды на небе изменяется вследствие обращения Земли по орбите вокруг Солнца. Такое изменение называется годичным параллаксом звезды. Чем ближе звезда к нам, тем больше ее смещение на фоне звезд, которые находятся дальше. Но даже у ближайших звезд такое смещение чрезвычайно мало. Невозможность обнаружить параллакс у звезд в свое время была одним из аргументов против гелиоцентрической системы мира. Удалось это сделать только в XIX веке. В нынешнее время для измерения параллаксов, а следовательно и расстояний до звезд, на орбиты выводят специальные космические телескопы. Телескоп Hipparcos Европейского космического агентства (названный в честь того самого Гиппарха, который классифицировал звезды по яркости) позволил измерить параллаксы более 100 тысяч звезд. В декабре 2013 года выведен на орбиту его преемник Gaia.

Параллактическое смещение близких звезд на фоне далёких

Собственно, параллакс (а это не только астрономическое понятие) представляет собой изменение видимого положения объекта относительно удаленного фона (в нашем случае более дальних звезд) в зависимости от положения наблюдателя. Используется он и в геодезии. Имеет значение для фотографии. Измеряется параллакс в угловых секундах (секундах дуги).

Световой год

Мерить расстояния в космическом пространстве в километрах совсем не удобно. К примеру, расстояние до ближайшей к нам звезды Проксима Центавра ? 4,01?1013километров (40,1 триллиона километров). Достаточно сложно представить это расстояние. Но если измерить это расстояние в световых годах, единице длины, равной расстоянию, проходимому светом за один год, то получится 4,2 световых года. Свет от этого красного карлика идет к нам примерно 4 года и 3 месяца. Все просто.

Парсек

А вот с другой единицей длины, применяемой в астрономии, не все так просто. Расстояние до звезды Проксима Центавра, измеренное в парсеках, составляет 1,3 единицы. Само слово «парсек» образовано из слов «параллакс» и «секунда» (имеется в виду угловая секунда, равная 1/3600 градуса, вспомните школьный транспортир). Тот самый параллакс, благодаря которому мы можем измерять расстояния до звезд. Парсек (обозначается «пк») ? это расстояние, с которого отрезок длиной в одну астрономическую единицу (радиус земной орбиты), перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую секунду.

Парсек

Галактический рукав

Наш Млечный Путь имеет диаметр 100 000 световых лет. Он относится к одному из основных типов галактик. Млечный Путь – это спиральная галактика с перемычкой. Все звезды, которые мы видим на небе невооруженным взглядом, находятся в нашей Галактике. Всего Млечный Путь содержит, по разным оценкам, от 200 до 400 миллиардов звезд. Как же сориентироваться и узнать, где среди этих миллиардов звезд находится Солнце?

Млечный Путь – спиральная галактика, и она имеет спиральные галактические рукава, расположенные в плоскости диска. Галактический рукав – это структурный элемент спиральной галактики. Основное количество звезд, пыли и газа содержится именно в галактических рукавах.

Галактические рукава Млечного Пути

Таких рукавов несколько, но основные это рукав Стрельца, рукав Лебедя, рукав Персея, рукав Центавра и рукав Ориона. Такие названия они получили по имени созвездий, в которых можно наблюдать основной массив рукавов. Рукав Ориона, по сравнению с другими, небольшой. Иногда его даже называют Шпора Ориона. Его длина всего около 11 000 световых лет. Но для нас этот рукав примечателен тем, что Солнце и небольшая Голубая планета, обращающаяся вокруг него и являющаяся нашим домом, находятся именно в нем.

Апоцентр и перицентр

Большинство из известных орбит искусственных спутников и небесных тел эллиптические. А для любой эллиптической орбиты всегда можно указать точку, ближайшую к центральному телу и наиболее удаленную от него. Ближайшая точка называется перицентром, а наиболее удаленная – апоцентром.

Апоцентр (справа) и перицентр (слева)

Но, как правило, вместо слова « или «апо-», подставляют название тела, вокруг которого происходит движение. Так, для орбит искусственных спутников Земли (Гея – на древнегреческом языке) и орбиты Луны применяют термины апогей и перигей. Для окололунной (Луна – Селена) орбиты иногда применяются апоселений и периселений. Ближайшая к Солнцу (Гелиос) точка орбиты нашей планеты или другого небесного тела Солнечной системы – перигелий, дальняя – афелий или апогелий. Для орбит вокруг других звезд (астрон – звезда) – периастр и апоастр.

Астрономическая единица

Перигелий орбиты нашей планеты (ближайшая точка орбиты к Солнцу) составляет 147 098 290 км (0,983 астрономических единиц), афелий – 152 098 232 км (1,017 астрономических единиц). А вот если взять среднее расстояние от Земли до Солнца, то получается удобная единица измерения в космосе. Для тех расстояний, где в километрах мерить уже неудобно, а в световых годах и парсеках еще неудобно. Такая единица измерения называется «астрономической единицей» (обозначается «а. е.») и применяется для определения расстояний между объектами Солнечной системы, внесолнечных систем, а также между компонентами двойных звезд. После нескольких уточнений астрономическая единица признана равной 149597870,7 километрам.

Тем самым Земля удалена от Солнца на расстояние 1 а. е., Нептун, самая далекая от Солнца планета, – на расстояние около 30 а. е. Расстояние от Солнца до самой близкой к нему планеты – Меркурия – всего 0,39 а. е. А в момент следующего великого противостояния Марса и Земли, 27 июля 2020 года, расстояние между планетами сократится до 0,386 а. е.

Предел Роша

В космосе нет ничего постоянного. Просто для изменения привычного нам порядка требуются миллионы лет. Так, если некий наблюдатель через несколько миллионов лет будет наблюдать Марс, то он может не обнаружить у него одного или даже двух его спутников. Как известно, больший из спутников красной планеты – Фобос – приближается к ней на 1,8 метра за столетие. Фобос движется на расстоянии всего около 9 000 км от Марса. Для сравнения, орбиты навигационных спутников находятся на высоте 19 400–23 222 км, геостационарная орбита – 35 786 км, а Луна, естественный спутник нашей планеты, находится от Земли на расстоянии 385 000 км.

Пройдет еще 10–11 миллионов лет, и Фобос перейдет свой предел Роша, в результате чего разрушится. Предел Роша, названный так по имени Эдуарда Роша, впервые рассчитавшего такие пределы для некоторых спутников, – это расстояние от планеты (звезды) до ее спутника, ближе которого спутник разрушается приливными силами. Как было установлено, сила притяжения планеты компенсируется центробежной силой только в центре масс спутника. В других точках спутника такого равенства сил нет, что и является причиной образования приливных сил. В результате действия приливных сил спутник сначала приобретает эллипсоидальную форму, а при прохождении предела Роша разрывается ими. А вот орбита другого спутника красной планеты – Деймоса (высота орбиты около 23 500 км) – с каждым разом все дальше. Рано или поздно он преодолеет притяжение Марса и отправится в самостоятельное странствие по Солнечной системе.

Ланиакея

Сможете ли вы сказать, где во Вселенной находится наша планета? Конечно, планета Земля находится в Солнечной системе, которая, в свою очередь, находится в Рукаве Ориона – небольшом галактическом рукаве Млечного Пути. Ну а дальше? Наша Галактика, ближайшие к нам галактика Андромеды, галактика Треугольника и еще более 50 галактик входят в так называемую Местную группу галактик, которая является составной сверхскопления Девы.

Ланиакея и Млечный путь

А вот уже сверхскопление Девы, называемое также Местное сверхскопление галактик, сверхскопления Гидры-Центавра и Павлина-Индейца, а также Южное сверхскопление образуют сверхскопление галактик, называемое Ланиакея. Оно содержит в себе примерно 100 тысяч галактик. Диаметр Ланиакеи – 500 миллионов световых лет. Для сравнения, диаметр нашей Галактики – всего-то 100 тысяч световых лет. В переводе с гавайского Ланиакея означает «необъятные небеса». Что в целом точно отражает тот факт, что в обозримом будущем долететь до края этих «небес» мы вряд ли сможем.

Ланиакея и соседнее сверхскопление галактик Персея-Рыб

Источник

Рейтинг
( 1 оценка, среднее 5 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: