/
Автор: Фатиева И.Ю.
Теги: справочных издания звезды солнце детские книги детская литература астрономия солнечная система серия эрудит
ISBN: 5-486-00845-7
Год: 2006
Текст
МИР
книги
ББК 92
Э74
Использование текста и иллюстраций, в том числе выдержек и фрагментов,
без разрешения правообладателя запрещается
и преследуется по закону.
Серия «Эрудит». Астрономия. — М.: ООО «ТД «Издательст-
Э74 во Мир книги», 2006. — 192 с.: ил.
Серия «Эрудит» — универсальное справочное издание, в котором
удобно и наглядно представлены основные достижения всех областей
знаний. Увлекательно и доступно изложенный тематический мате-
риал включает сведения высокого научного уровня и содержит боль-
шое количество таблиц, схем, фото, рисунков, значительно облегчаю-
щих усвоение материала школьниками и абитуриентами.
Книги данной серии незаменимы для учащихся; кроме того, они
содержат огромный энциклопедический материал, необходимый лю-
бому образованному человеку.
Эта книга познакомит читателей с основами астрономии, метода-
ми изучения планет и созвездий, расскажет об эволюции Солнца
и звезд, квазарах и многом другом.
ББК 92
ISBN 5-486-00845-7
© ООО «ТД «Издательство Мир книги», 2006
СОДЕРЖАНИЕ
ВВЕДЕНИЕ ............5
ФИЗИКА И АСТРОНОМИЯ...6
ОСНОВНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ
ЗАКОНЫ ..............8
АСТРОНОМИЯ, КВАНТОВАЯ
МЕХАНИКА
И КОСМОФИЗИКА.......14
ТЕЛЕСКОПЫ
И ИХ ОПТИЧЕСКИЕ СХЕМЫ . . .16
ИЗЛУЧЕНИЕ СВЕТИЛ .....26
И ЕГО ИЗМЕРЕНИЕ.......26
АСТРОНОМИЯ
И СПЕКТРАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ . . .28
СОЗВЕЗДИЯ...........34
ВИДИМЫЕ ДВИЖЕНИЯ ЗВЕЗД.
НЕБЕСНАЯ СФЕРА .......40
ВИДИМОЕ ДВИЖЕНИЕ СОЛНЦА.
ВРЕМЕНА ГОДА..........46
ДВИЖЕНИЕ И ФАЗЫ ЛУНЫ ... .50
ВИДИМОЕ
ДВИЖЕНИЕ ПЛАНЕТ.....52
СОЛНЕЧНЫЕ И ЛУННЫЕ
ЗАТМЕНИЯ............54
ПРЕЦЕССИЯ ..........58
3
Содержание
ВРЕМЯ И ЕГО ИЗМЕРЕНИЕ.60
КАЛЕНДАРЬ............62
КАК ИССЛЕДУЮТ ПЛАНЕТЫ . . .68
ПЛАНЕТЫ СОЛНЕЧНОЙ
СИСТЕМЫ ..............74
ЗЕМЛЯ ................76
ЛУНА..................82
МЕРКУРИЙ..............86
ВЕНЕРА .............88
МАРС .................92
САТУРН................96
УРАН..................98
НЕПТУН................100
МАЛЫЕ ТЕЛА
СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ...102
КОМЕТЫ..............106
МЕТЕОРЫ..............ПО
АСТЕРОИДЫ ..........114
МЕТЕОРИТЫ...........118
ОБРАЗОВАНИЕ
И ЭВОЛЮЦИЯ ПЛАНЕТ ..122
СОЛНЦЕ ...............128
СОЛНЕЧНАЯ АТМОСФЕРА...132
СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР.
СОЛНЕЧНО-ЗЕМНЫЕ СВЯЗИ .. .136
РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЕЗД ..140
ОСНОВНЫЕ
ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД .142
КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД ..146
ДВОЙНЫЕ
И КРАТНЫЕ ЗВЕЗДЫ .....150
ОБРАЗОВАНИЕ
И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД .....154
СКОПЛЕНИЯ ЗВЕЗД.......158
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА.....164
ОСТАТКИ ВСПЫШЕК
СВЕРХНОВЫХ ЗВЕЗД......172
МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ .........174
ЭВОЛЮЦИЯ ГАЛАКТИКИ....178
БЛИЖАЙШИЕ ГАЛАКТИКИ ... .182
ЯДРА ГАЛАКТИК. КВАЗАРЫ ... .186
ПРИЛОЖЕНИЕ............190
4
Введение
Название науки «астрономия» произошло от двух гречес-
ких слов — «астрон» — звезда и «номос» — закон.
При этом под звездой понималось любое светило, так что
Солнце, Луна, кометы тоже попадали в сферу интереса ас-
трономии. Постепенно накапливались данные об измене-
ниях относительного положения звезд и планет, отмеча-
лись и описывались редкие события - затмения, вспышки
звезд, появление комет. Особенно редкие явления рассма-
тривались как предвестники серьезных катаклизмов.
Астрономические наблюдения позволили людям разрабо-
тать системы счета больших и малых промежутков време-
ни (календарь), а уже в наше время составили теорети-
ческую основу космической деятельности человека
с неоценимым практическим результатом — от слежения
за всевозможными природными процессами на Земле из
околоземного пространства до космических методов нави-
гации, спутниковой телевизионной связи и Интернета.
Многие глобальные земные проблемы решаются только
с использованием космической техники, и эта космичес-
кая, внеземная деятельность человека, начавшаяся в сере-
дине XX в., продолжает очень быстро развиваться.
Современная астрономия — это одна из естественных наук
физико-математического цикла. Она имеет свой предмет
исследования, чаще всего называемый «Вселенная». Она
переживает новую эпоху великих открытий, которые пре-
восходят сделанные в свое время Галилеем. Они приводят
к радикальным изменениям в научной картине мира.
Теория раздувающейся Вселенной, квантовая космоло-
гия расширили границы мегамира. Объектом интенсивно-
го изучения стали черные дыры, существование которых
во Вселенной предсказано общей теорией относительнос-
ти. А моделирование возможных сценариев развития
Вселенной позволяет по-новому, с космической точки зре-
ния оценить перспективы нашей собственной цивилиза-
ции, пути разрешения глобальных проблем современ-
ности. □
ИЗИКА И АСТРОНОМИЯ
В основе взаимосвязи ме-
жду силами в природе ле-
жат следующие физиче-
ские законы и принципы:
принцип общей относи-
тельности (все фундамен-
тальные законы физики
всегда одинаковы в любых
системах отсчета и долж-
ны одинаково действовать
везде во Вселенной); прин-
цип постоянства скорости
света (в вакууме) в любых
системах отсчета; принцип
эквивалентности(никаки-
ми экспериментами невоз-
можно отличить поведе-
ние тел в системе отсчета,
движущейся с ускорением
от их нахождения в одно-
родном поле тяжести). □
Космическое пространство подобно гигантской физичес-
кой лаборатории, где эксперименты ставит сама Приро-
да, а результаты экспериментов можно наблюдать астроно-
мическими методами. □
Все, из чего состоит окружающий нас материальный мир,
принято разделять на вещество и поля. Вещество —это мо-
лекулы, атомы, а также элементарные частицы, которые
имеют определенную (ненулевую) массу в состоянии покоя
(электроны, протоны, нейтроны и многие другие частицы).
Из вещества состоим мы сами, а также планеты, звезды, га-
лактики, разреженная газовая среда между ними и т. д. Фи-
зические условия, в которых может находиться вещество
во Вселенной, исключительно разнообразны. Астрономы
исследуют и невероятно разреженный газ с плотностью
1 атом на тысячи кубических сантиметров, и нейтронные
звезды с плотностью сотни миллиардов килограммов на
1 см3, наблюдают излучение холодных облаков газа с темпе-
ратурой в несколько кельвинов (К) и сверхгорячие газовые
диски вокруг черных дыр с температурой в сотни милли-
онов кельвинов. Все эти среды изучаются физическими ме-
тодами. Существующие физические теории позволяют
описывать свойства вещества во всех этих гигантских диа-
пазонах плотностей и температур, которые невозможно
воспроизвести в земных лабораториях.
Поля — это особые виды материи. Они не осязаемы, но так-
же способны переносить энергию и взаимодействовать с ча-
стицами вещества. При определенных условиях поля могут
рождаться этими частицами и, в свою очередь, рождать их.
Примерами полей служат поле ядерных сил взаимодействия
между частицами внутри атомных ядер, электрические поля
зарядов, магнитные поля токов или (в общем случае) элек-
тромагнитные поля (электромагнитные колебания), к кото-
рым относятся и видимый свет, и рентгеновские лучи, и ра-
диоволны... Носители электромагнитных полей —кванты
излучения, или фотоны, всегда имеющие в вакууме одну и ту
же скорость — скорость света (300 тыс. км/с). Почти вся ин-
6
Физика и астрономия
формация об астрономических объек-
тах получена благодаря приему испус-
каемых ими электромагнитных волн.
Особое место в физике и астрономии
занимает гравитационное поле: толь-
ко гравитация (тяготение) присуща
всем видам материи, без исключе-
ния,—и частицам, и полям. В одних
случаях гравитационное взаимодей-
ствие настолько слабо, что им можно
пренебречь (например, при рассмотре-
нии процессов внутри атомов), а в дру-
гих случаях, когда речь идет о больших
массах, именно гравитация определяет
свойства вещества (например, в звез-
дах) . Пока в науке еще не создано еди-
ной теории поля, которая объединила
бы физико-математические описания
всех видов полей, однако уже сейчас
достаточно развиты теории различ-
ных полей, объясняющие весьма ши-
рокий класс многих наблюдаемых яв-
лений. В реальном мире взаимодействия вещества и полей
часто настолько сложны, что им трудно дать качественную,
а тем более количественную оценку, поэтому ученые обыч-
но создают упрощенные модели наблюдаемых явлений. □
Для прямой регистрации
гравитационных волн
необходимы
высокочувствительные
детекторы.
ВЕЩЕСТВО И ПОЛЯ находятся в состоянии непрерывного
взаимодействия. В физике известны всего четыре типа вза-
имодействия: гравитационное, электромагнитное, слабое
и сильное. Гравитационное взаимодействие универсально.
Оно существует между любыми формами материи — части-
цами и полями и не требует наличия каких-либо специфи-
ческих свойств (например, электрического или так называ-
емого «цветового» заряда). Второе по распространенности
в природе — электромагнитное взаимодействие — осущест-
вляется между электрически заряженными элементарны-
ми частицами с помощью квантов электромагнитного по-
ля—фотонов (частиц, движущихся со скоростью света).
Слабым взаимодействием называют процессы с участием
нейтрино (от ит. neutrino, уменьшит, отneutrone — нейтрон),
которые происходят между элементарными частицами, на-
зываемыми лептонами (электронами, мюонами, нейтрино),
и тяжелыми частицами — адронами (к ним относятся прото-
ны, нейтроны и т. д.). Это взаимодействие существует толь-
ко на малых расстояниях (<1013 см) между частицами.
Сильное взаимодействие возникает между частицами ядер
атомов и действует только внутри ядер. □
Основные
ФИЗИЧЕСКИЕ ЗАКОНЫ
Основной силой, с кото-
рой приходится иметь де-
ло физикам и астрономам
при изучении наблюдае-
мых явлений в космосе,
является гравитация.
Сформулированный Нью-
тоном закон всемирного
тяготения - фунда-
ментальный закон приро-
ды, который оказался
действительно универ-
сальным: он выполняется
как на Земле, так и на лю-
бых расстояниях от нее.
Тела падают на поверх-
ность Земли под действи-
ем той же силы, которая
удерживает Луну на ее
околоземной орбите, а
ускорения, с которыми
движутся планеты или ко-
меты, оказались строго
пропорциональными ве-
личине, обратной квадра-
ту их расстояния от цент-
ра Солнца. Однако
астрономам пришлось
иметь дело со столь силь-
ными гравитационными
полями (вблизи нейтрон-
ных звезд и черных дыр),
что ньютоновский закон
тяготения для них оказы-
вается уже непримени-
мым. В этом случая ас-
трономы используют
более общую физиче-
скую теорию гравитации
(ОТО). □
По своей сути законы физики являются феноменологиче-
скими, т.е. представляют собой обобщение данных, полу-
ченных в ходе эксперимента. Здесь вы познакомитесь с не-
которыми наиболее яркими проявлениями законов физики
в космосе, связанных с различными физическими взаимо-
действиями. □
НАБЛЮДАЯ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ЯВЛЕНИЯ, исследова-
тели сделали ряд важнейших физических открытий. Самый
известный пример — открытие закона всемирного тяготе-
ния, который был сформулирован Исааком Ньютоном на
основе изучения движений Луны и планет. Закон всемирно-
го тяготения широко используется в астрономии. На знании
этого закона основаны, например, прямые методы опреде-
ления масс космических объектов всех типов (от астерои-
дов до гигантских скоплений галактик), расчеты движения
в космосе как для естественных тел, так и для искусственно
созданных объектов, современные теории внутреннего
строения звезд и планет, а также космогонические теории
образования планет, звезд, галактик и крупномасштабной
структуры Вселенной.
В XIX в. триумфом закона всемирного тяготения Ньютона
стало предсказание и обнаружение новой планеты — плане-
ты Нептун по расчетам Джона Кауча Адамса и Урбена Ле-
верье.
Конечно, любой закон физики имеет ограниченную об-
ласть применения. Так, например, уравнения газового со-
стояния, полученные для идеальных газов, «не работают»
в недрах исключительно плотных звезд — белых карли-
ков и нейтронных звезд, да и вся классическая механика
Ньютона малопригодна для описания взаимодействия эле-
ментарных частиц, анализа внутриатомных процессов или
расчетов движения тел с околосветовыми скоростями. Уже
в первой половине XX в. ученые пришли к выводу, что за-
кон всемирного тяготения Ньютона можно рассматривать
лишь как предельный случай (пригодный только для слабых
гравитационных полей) более общей теории.
Основные физические законы
В 1916 г. Альберт Эйнштейн (1879—1955) на основе прин-
ципов эквивалентности и относительности обобщил тео-
рию тяготения Ньютона и сформулировал общую теорию
относительности (ОТО). Согласно ОТО, любая форма ма-
терии и ее движение являются источником гравитации, ко-
торая математически интерпретируется как изменение
геометрических свойств, как «искривление» простран-
ства-времени. Правильность представлений ОТО о тяго-
тении стала подтверждаться уже вскоре после ее создания.
В 1919 г. английский астрофизик Артур Стэнли Эддингтон
(1882—1944) наблюдал отклонения лучей света звезд в поле
тяготения Солнца, которые можно измерить, только когда
свет Солнца не мешает видеть звезды рядом с ним, т. е.
во время полного солнечного затмения. Измеренный угол
отклонения вблизи солнечного диска оказался равным око-
ло 2 (угловых секунд), как и следовало по теории Эйнштей-
на (по теории Ньютона этот угол должен быть вдвое мень-
шим). Более тонкий пример — объяснение наблюдаемого
смещения перигелия орбиты Меркурия на 43 в столетие
(перигелий — ближайшая к Солнцу точка орбиты небесного
тела, обращающегося вокруг него). В рамках теории Нью-
тона такое смещение объяснить не удавалось. Правда,
предлагалось искать еще одну внутреннюю планету, кото-
рой в действительности нет. На самом деле этот эффект но-
сит чисто релятивистский характер (слово «релятивист-
К электромагнитным кос-
мическим явлениям, не
понятым до сих пор, от-
носятся космические гам-
ма-всплески, когда на
очень короткое время
в небе появляются и ис-
чезают источники гам-
ма-лучей, которые, как
выяснилось, связаны
с далекими галактиками.
Если источник излучает
по всем направлениям,
а не как прожектор, то
в этих всплесках за
10-100 с выделяется
электромагнитное излу-
чение с энергией, сравни-
мой с энергией покоя все-
го Солнца (около 1047Дж).
Не исключено, что меха-
низм генерации этой
энергии тесно связан
с наличием сверхсильных
магнитных полей в кос-
мической плазме вблизи
нейтронных звезд или
черных дыр. □
ский» означает, что
эффект может быть
правильно описан
только с использова-
нием теории относи-
тельности) и связан
с тем, что в ОТО си-
ла тяготения убыва-
ет с расстоянием не-
сколько медленнее,
чем по закону обрат-
ных квадратов.
На основе ОТО до-
казано существова-
ние гравитационных
волн —малых возму-
щений простран-
ства-времени, рас-
пространяющихся со
скоростью света. До-
казано, что гравита-
ционные волны пере-
Эдвин Хаббл
у 48-дюймового
телескопа
в обсерватории
Маунт-Паломар.
Астрономия
По мере приближения ра-
диуса тела к Rg роль ре-
лятивистских эффектов
возрастает, а при R = Rg
возникает качественно
новая ситуация: удален-
ный наблюдатель пере-
стает получать с поверх-
ности тела какую-либо
информацию, так как для
этого ее следовало бы пе-
редавать со скоростью,
большей скорости света.
Для удаленного наблюда-
теля образуется, как го-
ворят, горизонт событий.
Появление горизонта со-
бытий означает образова-
ние черной дыры. □
Число типов релятивист-
ских частиц, т. е. частиц,
движущихся со световой
скоростью (какими явля-
ются легкие нейтрино),
определяет скорость па-
дения температуры веще-
ства в «ранней Вселен-
ной» со временем, а от
этого в конечном счете
зависит соотношение ме-
жду числом атомов сфор-
мировавшегося гелия и
водорода в «первые три
минуты» после начала
расширения. □
носят энергию и момент импульса. Они столь слабы, что зна-
чительную мощность излучения могут создавать лишь косми-
ческие тела больших (звездных) масс, движущиеся с околос-
ветовыми скоростями.
Наиболее известный пример космических источников гра-
витационных волн —двойные звездные системы, состоя-
щие из двух нейтронных звезд, вращающихся по вытяну-
тым орбитам вокруг общего центра тяжести с периодами
в несколько часов. Такие системы обнаружены среди двой-
ных нейтронных звезд, где одна нейтронная звезда из пары
является радиопульсаром, т. е. ее радиоизлучение имеет
импульсный характер.
Изучая периоды прихода импульсов от пульсара, можно
с помощью эффекта Доплера исследовать особенности
движения такой нейтронной звезды (этот эффект основан
на смещении длины волны спектральных линий в сторону
красного конца спектра при удалении источника излуче-
ния и в сторону синего конца спектра — при приближении
источника). Вследствие уноса энергии гравитационными
волнами орбитальный период этих систем должен постоян-
но уменьшаться. Такая закономерность была обнаружена
у ряда двойных пульсаров, хотя орбитальный период у них
изменяется на крайне малую величину — около одной деся-
титысячной доли секунды в год!
Именно общая теория относительности из-за универсаль-
ного характера тяготения легла в основу описания строе-
ния и эволюции Вселенной как целого. Еще в начале 20-х гг.
XX в. выдающийся советский математик и геофизик Алек-
сандр Александрович Фридман (1888—1925) показал, что
уравнения тяготения А. Эйнштейна имеют нестационар-
ные решения, которые легли в основу современной космо-
логии и позволили сделать вывод о нестационарности Все-
ленной как целого. Это означает, что расстояние между
любыми удаленными объектами, не связанными гравита-
ционно (например, удаленными галактиками), должно не-
прерывно изменяться во времени. Этот революционный
вывод вскоре подтвердил американский астроном Эдвин
Хаббл (1889—1953) результатами наблюдений красных
смещений в спектрах далеких галактик. □
ОСНОВНУЮ ИНФОРМАЦИЮ о космических объектах
несет переменное электромагнитное поле — электрома-
гнитные волны (фотоны), которые регистрируются на Зем-
ле. Генерация электромагнитных волн связана с ускорен-
ным движением электрических зарядов, в основном
электронов. В отличие от гравитационных волн, генерация
которых требует движения больших масс вещества, рожде-
10
Оснсзные физические законы
ние электромагнитных волн в космосе происходит при хао-
тическом (тепловом) движении отдельных заряженных ча-
стиц космической плазмы, при энергетических переходах
возбужденных атомов и при захвате свободных электронов
ионами. Кроме того, важным источником электромагнит-
ного излучения во многих космических объектах являются
релятивистские (т. е. имеющие околосветовые скорости)
электроны, движущиеся в магнитном поле (синхротронное
излучение).
Нет ни одного свойства электромагнитных волн, которое
не проявилось бы в космических условиях. Например,
по эффекту «расщепления» спектральных атомных линий
в магнитном поле — хорошо известный в физике эффект Зе-
емана — определяют величину магнитного поля звезд. Сла-
бое магнитное поле в межзвездной среде (с напряженнос-
тью, в 1 млн раз меньшей, чем поле Земли) может быть
измерено путем наблюдения поворота плоскости поляриза-
ции электромагнитных волн от источников, «просвечиваю-
щих» межзвездную среду (так называемый эффект Фара-
дея, хорошо изученный в лабораторных экспериментах). □
Слабое взаимодействие играет исключительно важную
роль в эволюции звезд. Именно медленность основной
ядерной реакции в центре Солнца (взаимодействие двух
протонов, приводящее к образованию изотопа водоро-
да—дейтерия, позитрона и электронного нейтрино) объяс-
няет «долголетие» звезд типа Солнца (более 10 млрд лет).
Если бы эта реакция шла значительно быстрее, то судьба
звезд, их строение и продолжительность жизни были бы
совсем иными.
Нейтрино — слабо взаимодействующие с веществом части-
цы, поэтому для нейтрино звезды «прозрачны». Нейтри-
но — прямой свидетель ядерных реакций в центре Солнца,
поскольку поток частиц, рождающийся в солнечном ядре,
беспрепятственно распространяется по всем направлени-
ям со скоростью света. За 1 секунду Солнце покидают 1038
нейтрино, уносящих несколько процентов генерируемой
Ось
Пульсар - вращающаяся
нейтронная звезда.
Радиоизлучение
генерируется
в узком конусе, идущем
от ее магнитных
полюсов.
Периодически попадая
в этот конус,
наблюдатель фиксирует
последовательность
радиоимпульсов
с периодом Р.
Астрономия
Отклонение луча
в гравитационном поле.
Видимое положение
звезды смещено на
малый угол по
сравнению с ее
положением
в отсутствие
тяготеющего тела (на
рисунке - Солнца).
Впервые
экспериментально
измерено в 1919 г.
Если на пути света от да-
лекого квазара к наблюда-
телю встречается другая
галактика, может возни-
кать эффект гравитацион-
ной линзы - вместо одно-
го изображения квазара
вокруг галактики-линзы
наблюдается несколько
его изображений («обра-
зов»), иногда заметно вы-
тянутых в дуги. Свет от
разных «образов» идет
разное время, поэтому,
изучая переменность в от-
дельных изображениях,
можно получить инфор-
мацию о массе галактики-
линзы и других физиче-
ских параметрах. □
Кажущееся положение
К звезды
+- ..................
Земля
Истинное положение звезды
Солнце
в термоядерных реакциях энергии. Поток нейтрино от
Солнца в настоящее время достоверно зарегистрирован,
однако он оказался примерно вдвое меньше ожидаемого.
Это различие, видимо, можно объяснить фундаментальны-
ми свойствами нейтрино как элементарной частицы.
В ходе эволюции звезд роль нейтрино в излучении энергии
усиливается, а у массивных звезд становится определяю-
щей на финальных этапах их существования. Нейтрино
уносит основную энергию массивной звезды на стадии
сверхновой, когда силам гравитации, сжимающим ядро
звезды, не могут противостоять ни давление горячей звезд-
ной плазмы, ни даже квантово-механическое давление
электронов. Происходит процесс нейтронизации вещества,
когда протоны соединяются с электронами, в результате че-
го образуются нейтроны и нейтрино. В процессе катастро-
фического сжатия (коллапса) центра звезды формируется
компактная нейтронная звезда с массой, приблизительно
равной массе Солнца, и радиусом около 10 км, а нейтрино
уносят практически всю освободившуюся энергию (при-
мерно 1046 Дж).
Правильность наших представлений о процессах слабого
взаимодействия при коллапсе ядра звезды подтвердилась
регистрацией потока нейтрино от вспышки Сверхновой
1987Ав Большом Магеллановом Облаке. □
Сильные (ядерные) взаимодействия обусловливают многие
важные ядерные реакции в недрах звезд и образование тя-
желых элементов. По современной теории «горячей Все-
ленной», возникновение основных химических элемен-
тов—водорода и гелия — завершилось еще на дозвездной
стадии эволюции Вселенной в эпоху, когда температура
плазмы была около 1 млрд градусов. Более тяжелые элемен-
ты появились позже в ходе термоядерных реакций синтеза
в недрах звезд. Однако в результате этих реакций могут об-
разовываться химические элементы только до элементов
группы железа (кобальт, никель, железо). Дальнейший рост
атомного веса требует затрат энергии.
Более тяжелые элементы рождаются путем захвата ядрами
нейтронов (протон захватить невозможно из-за огромных
сил кулоновского отталкивания). Эти процессы происходят
Основные физические законы
во время вспышек сверхно-
вых звезд. Расчеты показы-
вают, что путем последова-
тельного захвата нейтронов
можно «сконструировать»
все стабильные элементы
таблицы Менделеева.
Ядерные силы определяют
специфическое состояние
сверхплотной материи ней-
тронных звезд. Действи-
тельно, при массе, прибли-
зительно равной массе
Солнца, и радиусе около
10 км средняя плотность
нейтронной звезды сравни-
ма с плотностью атомного
ядра (почти 1014 г/см3). В не-
котором смысле нейтронная звезда представляет собой ги-
гантское электронейтральное атомное ядро. Принципиаль-
ное отличие, однако, состоит в том, что обычное ядро от
распада на составные части удерживают ядерные силы,
а нейтронная звезда существует благодаря колоссальной
гравитации собранного в ней вещества. Точного описания
Эдвин Хаббл
у 48-дюймового
телескопа
в обсерватории
Маунт-Паломар.
Излучение нейтрино было
открыто не астрономами,
а в физической лаборато-
рии. Поскольку эта части-
ца уносила энергию, но
упорно ускользала от ре-
гистрации, сначала физи-
ки допускали «крамоль-
ную» мысль о том, что,
может быть, они обнару-
жили нарушение зако-
на сохранения энергии.
Прошло довольно много
времени, прежде чем ней-
трино заняло свое место
среди других элементар-
ных частиц, известных
науке. Считается, что оно
относится к тем частицам,
скорость которых всегда
равна скорости света. □
поведения частиц вещества при таких плотностях в настоя-
щее время не получено: это невероятно сложная задача.
Однако на основе астрофизических наблюдений пульсаров
и рентгеновских источников удается восстановить многие
макроскопические свойства нейтронных звезд —их массы,
радиусы, скорости осевого вращения. В конечном счете,
зная эти характеристики, физика гравитационных и силь-
ных взаимодействий дает возможность теоретически опи-
сать физическое состояние недр нейтронных звезд. □
Фундаментальные взаимодействия и силы
Взаимодействие Носитель На что действует Сила
Гравитационные Любая форма материи Дал ь н о де й ству ю щая
Электромагнитные (фотоны) Электрически заряженные частицы Дал ь н оде й ству ю щая
Слабое (W± 20-бозоны) Реакции между нуклонами и лептонами с участием нейтрино Короткодействующая (s10-*cm)
Сильное (глюоны) Между нуклонами и ядром Короткодействующая (<1013см)
В физике известно всего
четыре вида
фундаментальных
взаимодействий
и связанных с ними сил
(см. табл.).
Астрономия, квантовая
МЕХАНИКА И КОСМОФИЗИКА
Известны три типа ней-
трино (нейтрино - это ча-
стица, очень слабо взаимо-
действующая с веществом)
и соответствующих анти-
нейтрино - электронное,
мюонное и тау-нейтрино.
До недавнего времени
(середина 90-х гг. XX в.) в
прямом эксперименте не
удавалось получить точ-
ные ограничения возмож-
ного числа существую-
щих типов нейтрино.
Однако еще в 1969 г.
В.Ф. Шварцман доказал,
что это ограничение мо-
жет быть получено на ос-
нове анализа химическо-
го состава первичного
вещества, которое сущес-
твовало в природе до того,
как появились звезды. □
Исследуя звезды и изучая ранние стадии расширения Все-
ленной, астрономы столкнулись с необычным состояни-
ем вещества, которое нельзя понять и описать без использо-
вания квантовой теории и теории элементарных частиц. □
ЗАКОНЫ КВАНТОВОЙ МЕХАНИКИ приходится прини-
мать во внимание во многих случаях. Например, без учета
этих законов нельзя не только количественно рассчитать,
но и качественно объяснить, как выделяется энергия при
термоядерных реакциях в недрах звезд, а также понять
процессы, происходящие с вырожденными звездами —бе-
лыми карликами и нейтронными звездами.
В начале 30-х гг. XX в. благодаря работам крупнейших фи-
зиков (Чандрасекара, Фаулера, Ландау) стало ясно, что са-
мо существование компактных горячих звезд —белых кар-
ликов, открытых в начале XX в., обусловлено проявлением
специфических квантово-механических свойств вещества.
Действительно, любая звезда находится в состоянии равно-
весия, при котором действию силы тяжести, стремящейся
сжать звезду, противостоит сила давления упругого горяче-
го газа звезды. Так, в Солнце давление создается хаотичес-
ким движением частиц солнечной плазмы (протонов
и электронов), которая может рассматриваться как идеаль-
ный газ. Иное дело — белые карлики. Эти звезды с массой,
приблизительно равной массе Солнца, могут иметь радиу-
сы в сотни раз меньше солнечного! Следовательно, средняя
плотность вещества белых карликов иногда в миллион раз
(!) выше солнечной. Простые оценки показывают, что при
высоких плотностях просто необходимо учитывать кванто-
во-механические эффекты. Именно они объясняют устой-
чивость белых карликов.
Дело в том, что, согласно принципу Паули, в одном и том
же квантово-механическом состоянии могут находиться не
более двух электронов. В нормальных звездах число воз-
можных квантово-механических состояний во много раз
больше числа электронов, и они ведут себя так, как если бы
принципа Паули не существовало. По мере повышения
Астрономия, квантовая механика и космофизика
плотности вещества электроны постепенно занимают все
возможные квантовые состояния. Число этих состояний
велико, но не бесконечно: оно определяется плотностью ве-
щества. Пока остается много свободных состояний, элек-
тронный газ может рассматриваться как идеальный, одна-
ко когда «вакансий» для электронов не хватает, возникает
огромное давление, называемое квантово-механическим
давлением, которое, в отличие от давления идеального газа,
не связано с хаотическим движением частиц (т. е. с их тем-
пературой), а зависит только от плотности вещества. Такое
состояние называют вырожденным, а газ электронов — вы-
рожденным электронным газом. Именно давление вырож-
денного электронного газа противостоит силам гравитации
в белых карликах. Похожая физическая картина имеет ме-
сто в нейтронных звездах: для них, по принципу Паули, то-
же существует эффект квантово-механического вырожде-
ния, но уже не электронов, а нейтронов. □
Астрономические наблю-
дения показывают, что в
современную эпоху рас-
ширение Вселенной про-
исходит с ускорением.
Такое возможно, если
большая часть энергии во
Вселенной находится в
необычной форме — ее
называют космологиче-
ской постоянной или
энергией вакуума, кото-
рая в больших масштабах
действует как отталкива-
ющая сила (антигравита-
ция). □
С ФИЗИКОЙ ЭЛЕМЕНТАРНЫХ ЧАСТИЦ астрономия тесно
соприкасается и при исследовании Вселенной на ранних эта-
пах ее расширения. Согласно современным космологичес-
ким представлениям, миллиарды лет назад, до того, как в при-
роде появились первые поколения звезд и галактик, вещество
Вселенной представляло собой горячую плазму, плотность
и температура которой быстро падали по мере ее расшире-
ния. Уходя все глубже в прошлое, мы, таким образом, попада-
ем в эпоху очень высоких температур вещества (иными слова-
ми, в область весьма высоких энергий частиц). Это именно то,
чего добиваются физики-экспериментаторы, строя гигант-
ские ускорители элементарных частиц. Многое из того, что
пока недоступно проверке в земных условиях, может быть ко-
свенно проверено по следам процессов, происходивших на
ранних этапах существования Вселенной. Большую роль
в эволюции «ранней Вселенной» могли сыграть элементар-
ные частицы, еще не открытые в земных экспериментах.
Теория «ранней Вселенной» и современная физика элемен-
тарных частиц оказались, таким образом, тесно связанными
между собой. На стыке космологии и физики высоких энер-
гий возникло целое научное направление — космофизика,
изучающая поведение материи на начальных стадиях рас-
ширения Вселенной. В условиях сверхвысоких плотностей
и температур могли рождаться, распадаться и взаимодей-
ствовать между собой частицы, еще не открытые наукой.
Есть предположение, что такие частицы, слабо взаимодей-
ствующие с веществом, могут в настоящее время заключать
в себе основную массу во Вселенной — ее так называемую
скрытую массу. □
Темные пятна на диске
Луны («лунные моря»)
хорошо видны в бинокль
или даже
невооруженным глазом.
Т ЕЛЕСКОПЫ
И ИХ ОПТИЧЕСКИЕ СХЕМЫ
Расстояние от объектива
до изображений беско-
нечно удаленных источ-
ников (в данном случае
звезд) называется фокус-
ным расстоянием объек-
тива (F), а расстояние от
окуляра до изображений
звезд выбирается равным
фокусному расстоянию
окуляра (f). Пользуясь
законами преломления
света, можно вывести
формулу, по которой вы-
числяется увеличение те-
лескопа (V):
В зависимости от окуляра
с одним и тем же объекти-
вом можно получать раз-
личные увеличения. Чем
больше увеличение, тем
(до определенного преде-
ла) более мелкие детали в
изображении можно уви-
деть, однако яркость изо-
бражения будет ниже. На
практике редко использу-
ют увеличения больше
150-200 раз. При наблю-
дениях с большими теле-
скопами свет фиксируется
различными приборами и
понятие увеличения вооб-
ще теряет смысл. □
Телескоп — основной прибор астрономических исследова-
ний. Большие телескопы представляют собой самые
крупные оптические устройства, с которыми работают уче-
ные. Любители астрономии имеют в своем распоряжении
маленькие телескопы, как правило сконструированные для
наблюдений небесных тел глазом. Все телескопы объединя-
ет общая задача: они созданы для изучения космических тел
в подробностях, не доступных невооруженному глазу. □
Невооруженному глазу доступны лишь несколько тысяч
астрономических объектов на небе —это неизмеримо ма-
лая часть всех космических тел, изучаемых астрономами.
Так что же необходимо сделать для того, чтобы увидеть бо-
лее слабые объекты?
Ответить на этот вопрос несложно, если вспомнить, что мы
видим окружающие предметы только потому, что они излу-
чают или отражают световые волны. Волны распространя-
ются во все стороны, часть их попадает в зрачок глаза, про-
ходит внутрь и вызывает ощущение света. Общеизвестно,
что, если света мало, наблюдаемый предмет виден плохо,
а если света будет еще меньше, предмет вообще перестанет
быть видимым. Следовательно, если каким-либо образом
увеличить количество света, попадающего в глаз от данно-
го источника, его видимость улучшится.
Прибором, позволяющим увеличить количество света,
и является телескоп. Свет попадает в глаз через зрачок,
размер которого бывает от 2 до 8 мм (он меняется в зависи-
мости от освещенности: чем меньше освещенность, тем
больше зрачок. Когда мы наблюдаем ночное небо, зрачок
расширяется до 6 — 8 мм).
Телескопы имеют большие диаметры объективов (объек-
тив—это система линз или вогнутое зеркало), которые со-
бирают свет со всей своей поверхности и направляют его
на светочувствительные приемники или непосредственно
в глаз. Это и позволяет наблюдать очень слабые звезды
и другие объекты Вселенной. Самые слабые из них в сотни
миллионов раз слабее, чем видимые невооруженным гла-
Телескопы и их оптические схемы
зом. Правда, столь слабые светила наблюдают уже не визу-
ально, а с помощью специальных приборов, присоединен-
ных к телескопу.
При наблюдении небесных тел обычно стремятся увидеть
в них как можно более мелкие детали. Посмотрев на Луну
невооруженным глазом, мы видим на ее поверхности тем-
ные пятна. Сказать что-либо об их природе по внешнему
виду довольно трудно; хочется разглядеть на Луне более
мелкие подробности. Это стало бы возможно, если види-
мый размер Луны был гораздо больше. Пользуясь научной
терминологией, скажем: чтобы удалось рассмотреть более
мелкие детали, угол зрения, под которым видна Луна, дол-
жен увеличиться.
Угол зрения — это угол между прямыми линиями, проведен-
ными к краям наблюдаемого предмета. Самый простой спо-
соб увеличить угол, под которым виден предмет, — это при-
близиться к нему, но для астрономов такой путь нереален
(за исключением тех случаев, когда к телам Солнечной си-
стемы посылаются космические аппараты, снабженные оп-
тической аппаратурой).
Способность телескопа показывать (или регистрировать
с помощью приборов) слабые звезды называется его про-
ницающей силой, а способность различать мелкие дета-
ли — разрешающей силой, или разрешающей способнос-
тью. □
СХЕМА САМОГО ПРОСТОГО ТЕЛЕСКОПА показана на
рисунке (нижнее изображение). Объектив и окуляр телес-
копа — простые линзы из стекла, показанные в разрезе. Да-
леко слева нужно вообразить себе две звезды. Параллель-
ные пучки света от каждой из звезд проходят через
объектив, преломляются в нем и сходятся в точки в фокаль-
ной плоскости. Эти точки — изображения звезд. Далее пуч-
ки света вновь расходятся, проходят через окуляр, прелом-
ляются в нем и опять выходят из телескопа параллельными
пучками. Однако их свойства изменились: угол между ни-
ми стал больше, чем был до вхождения в объектив, а шири-
на уменьшилась. Далее пучки света входят в глаз наблюда-
теля (показанный также условно, в разрезе), преломляются
в хрусталике и других прозрачных средах глаза и сходятся
в точку на светочувствительной поверхности глаза —сет-
чатке, что и позволяет наблюдателю видеть две звезды.
Над схемой изображен ход пучков света от двух звезд при
их непосредственном наблюдении невооруженным глазом.
Видно, что расстояние между изображениями в глазу мень-
ше, чем при наблюдении в телескоп, меньше и ширина пуч-
ков, перехватываемых зрачком, поэтому эта пара звезд при
Слово «телескоп» ино-
странного происхождения,
его можно перевести как
«смотрю вдаль». С момен-
та изобретения телескопа в
1609 г. и до середины
XIX в. астрономы действи-
тельно наблюдали только
глазом. Такие наблюдения
называются визуальными.
С 1839 г. астрономы нача-
ли использовать фотогра-
фию, а в XX в. и фото-
электрические приемники
света. □
В первых телескопах
(в том числе сделанных
Галилеем) в качестве оку-
ляра использовалась не
положительная, а отрица-
тельная (т. е. рассеиваю-
щая свет) линза. Такой
окуляр давал прямые, не-
перевернутые изображе-
ния далеких объектов, но
качество изображения ос-
тавалось невысоким, а
поле зрения - маленьким.
Переход к собирающей
линзе в качестве окуляра
позволил значительно
расширить возможности
астрономических наблю-
дений. □
17
Астрономия
Пучки света
Объектив
Схема самого простого
телескопа:
F- фокусное расстояние
объектива;
f- фокусное расстояние
окуляра.
Глаз наблюдателя таком наблюдении будет ка-
заться более «тесной», а са-
ми звезды — более слабыми.
Впервые телескоп был при-
менен для астрономических
наблюдений в 1609 г. италь-
янским ученым Галилео Га-
лилеем. Зрительную трубу
изобрели немного раньше.
Первые телескопы содержа-
ли всего две линзы —объек-
тив и окуляр. Линзы в те-
лескопах (как и в других
оптических приборах) ис-
пользуются для того, чтобы изменить ход лучей света
в нужном направлении. Для этой цели можно применять
и другие оптические элементы — зеркала. В современных
крупных телескопах они —главный оптический элемент,
а линзы используются как вспомогательные части оптичес-
кой системы. Телескопы, в которых основная оптическая
деталь — объектив состоит из линз, называются рефракто-
рами (от лат. refractio — преломление), или преломляющими
телескопами. Телескопы с объективом из одного или не-
скольких зеркал называются рефлекторами (от лат.
reflecto — отражаю), или отражательными телескопами. Все
современные большие телескопы — рефлекторы. Если объ-
ектив телескопа состоит и из линз, и из зеркал, такой теле-
скоп называют катадиоптрической системой (отражатель-
но-преломляющей).
Ни один телескоп не дает идеального изображения наблю-
даемого участка неба. Искажения, вносимые телескопом,
называются аберрациями. Существуют аберрации различ-
ных типов. Они сводятся к окрашиванию изображения
(хроматическая аберрация), к его размыванию (потере рез-
кости) или искажению формы. За четырехсотлетнюю исто-
рию телескопических наблюдений было изобретено много
оптических систем телескопов, специально рассчитанных
таким образом, чтобы уменьшить аберрации. Мы рассмот-
рим главные системы телескопов. На рисунках оптические
части показаны в разрезе. Окуляр не изображен, предпола-
гается, что в фокальной плоскости находится фотопластин-
ка или другой приемник света.
Телескоп-рефрактор с двухлинзовым объективом. Оди-
ночная линза не может собрать в одну точку лучи света раз-
ных цветов вследствие того, что они преломляются в стекле
линзы по-разному. Говорят, что такой телескоп обладает
18
Телескопы и их оптические схемы
сильной хроматической аберраци-
ей. Здесь возникает вопрос: нельзя
ли, комбинируя одну или несколько
линз, уменьшить окраску изобра-
жения? Математик Леонард Эйлер
(1707-1783) теоретически показал
в 1747 г., что такой объектив можно
построить из двух линз — положи-
тельной и отрицательной, сделан-
Объектив
ных из различных сортов стекла.
Впервые изготовил его англичанин Доллонд в 1758 г. Две
линзы позволяют собрать в одну точку лучи двух цветов,
а остальные лучи собираются поблизости. Качество изо-
бражения в таких телескопах намного улучшилось, и, что
не менее важно, стало возможным делать телескопы более
короткими. Благодаря изобретению такого ахроматическо-
го (не дающего окраски) объектива телескопы-рефракторы
получили широкое распространение в XIX в. С их помо-
щью были открыты, например, спутники Марса, ближай-
шая плотная звезда — белый карлик
Рефлектор Кассегрена,
или Ричи - Кретьена.
Рефлекторы Ньютона
и Кассегрена использу-
ются для наблюдений от-
дельных объектов, когда
не требуется большого
поля зрения, а нужно за-
регистрировать предель-
но слабые или предельно
малые объекты.
(спутник Сириуса) и многие другие
астрономические объекты.
Рефлектор Ньютона изобретен
в 1668 г. английским ученым Исаа-
ком Ньютоном. Объектив телеско-
па —вогнутое зеркало, имеющее
Коррекционная пластинка
Телескоп Шмидта.
Линзы-мениски
Двухменисковый
телескоп Максутова.
Зеленая вертикальная
черта - фокальная
плоскость.
в разрезе форму участка сферы или
параболы (параболическое зеркало
дает более четкое изображение,
но такое зеркало труднее изгото-
вить). Чтобы вывести пучок света
на приемник, на его пути ставят
плоское, «диагональное» зеркало.
Если главное зеркало велико по
сравнению с приемником света,
можно обойтись и без диагонального зеркала, расположив
приемник перед зеркалом, в точке фокуса. Такой телескоп
дает очень хорошее изображение звезды, но только в том
случае, если звезда находится на оси симметрии зеркала
и наблюдатель видит звезду в центре поля зрения. Если те-
лескоп навести так, что звезда окажется не в центре поля,
ее изображение станет плохим — размытым и несиммет-
ричным. С удалением от центра качество изображения
ухудшается очень быстро. Лучи света всех цветов отража-
ются от зеркала одинаково, поэтому рефлектор не имеет
хроматической аберрации.
Астрономия
Рефлектор Ричи — Кретьена был изобретен американ-
ским ученым Джорджем Уиллисом Ричи (1864 —1945) и (не-
зависимо) французским ученым Анри Кретьеном
(1879—1956). У этого рефлектора оба зеркала — гиперболи-
ческие. Такой телескоп не дает идеального изображения ни
в одной точке поля зрения, но зато качество изображения
по сравнению с рефлекторами Ньютона и Кассегрена ста-
Так выглядит современ-
ный полупроводниковый
приемник излучения
(ПЗС-матрица), способ-
ный «чувствовать» от-
дельные фотоны, попа-
дающие на его
светочувствительные
элементы.
ПЗС-матрица обычно
устанавливается в фоку-
се телескопа, так что
объектив «строит» на ней
изображение исследуе-
мого объекта.
Прибор охлаждается
до низких температур
для уменьшения помех.
Данная матрица была ус-
тановлена на телескопе
новится удовлетворительным на большем поле зрения.
Большинство современных крупных рефлекторов, включая
космический телескоп «Хаббл», построены по этой схеме.
Телескоп Шмидта (катадиоптрическая система). Изобретен
в 1932 г. эстонским оптиком Бернхардтом Шмидтом
(1879—1935). Передняя линза (коррекционная пластинка)
имеет сложную форму, но малую оптическую силу ввиду
большого фокусного расстояния. Телескоп может быть со-
ставной, как ахроматический объектив. Главное зеркало
имеет форму сферы. Центр передней линзы совпадает
с центром сферы главного зеркала. Такая комбинация по-
зволяет получить хорошие изображения на значительном
поле зрения. Телескоп Шмидта применяется для фотогра-
фирования объектов, имеющих значительный угловой раз-
мер (например, туманности), или для получения снимков
больших областей неба. Все современные фотографиче-
ские обзоры неба выполнены на телескопах системы
VLT. Она содержит около
4 млн отдельных элемен-
тов (пикселов) размером
по 24 мкм каждый.
Ее полный размер -
49 х 49 мм. Для сравне-
ния слева помещена мо-
нета.
Изображение,
воспринимаемое матри-
цей, воспроизводится
и обрабатывается с по-
мощью компьютера.
Шмидта.
Телескоп Максутова (катадиоптрическая система) был изо-
бретен в 1941 г. советским оптиком Дмитрием Дмитриеви-
чем Максутовым (1896—1964). Существует большое число
разновидностей этой оптической системы. Мы рассмотрим
двухменисковый телескоп Максутова, состоящий из четы-
рех компонентов. Сначала свет проходит через две линзы,
называемые менисками (отрицательные линзы с малой оп-
тической силой). Поверхности менисков сферические. Да-
лее свет отражается от главного зеркала, а перед самой фо-
кальной плоскостью проходит еще через
одну линзу. Эта конструкция обладает все-
ми достоинствами телескопа Шмидта и,
кроме того, имеет плоскую фокальную по-
верхность. Система Максутова очень попу-
лярна среди любителей, однако такой теле-
скоп не может быть изготовлен столь же
крупных размеров, как телескоп Шмидта. □
САМЫЕ КРУПНЫЕ из существующих те-
лескопов имеют зеркальные объективы
размером 8—10 м. Строятся и проектиру-
ются новые телескопы еще больших разме-
20
Телескопы и их оптические схемы
ров. Основная сложность здесь — изготовление зеркала
с формой поверхности, которая с очень высокой степенью
точности следует расчетной. Чем больше площадь зеркала,
тем труднее этого достичь, особенно если учесть, что при
изменении температуры или при изменении положения
зеркального объектива его поверхность может деформиро-
ваться. Для больших телескопов задача изготовления высо-
кокачественного объектива довольно непроста, даже если
учитывать возможности современной оптической техники.
Однако качественно изготовленный объектив еще не га-
рантирует эффективной работы телескопа. Обеспечить
нормальную работу наземного телескопа могут только на-
дежная механическая конструкция и правильная установ-
ка телескопа, ведь телескоп —это не только оптический,
но и сложный механический прибор. Объекты наблюдения
могут находиться в любой точке неба. Все они в своем су-
точном движении перемещаются по небу с востока к запа-
ду. Механическая конструкция телескопа должна позво-
лять быстро найти нужное место на небе, навести на него
телескоп и сохранять направление на движущийся объект
все время экспозиции, которая может составлять несколь-
ко часов. При этом необходимо, чтобы конструкция телес-
копа дала возможность сохранять взаимное расположение
всех его частей в любом положении трубы телескопа, не-
смотря на неизбежную деформацию деталей при измене-
нии наклона трубы. Постройка крупного телескопа требует
использования самых совершенных технологий в машино-
строении.
Проницающая и разрешающая силы телескопа зависят от
размера изображения звезд в фокусе объектива. Свет от
звезд проходит сквозь атмосферу, которая никогда не быва-
ет абсолютно спокойной. В результате изображение звезды
выглядит как размытое, волнующееся, часто разноцветное
пятно. Размер этого пятна намного больше, чем тот, что со-
здает оптическая система самого телескопа в отсутствие ат-
мосферы. Стало быть, именно атмосфера ограничивает воз-
можности любого сколько-нибудь крупного и даже среднего
телескопа. Прежде чем строить обсерваторию, специалисты
выбирают место с наилучшими атмосферными условиями,
позволяющими реализовать высокую разрешающую спо-
собность инструмента. Как правило, обсерватории строят
в горных районах.
Существуют оптические системы, которые «чувствуют»
изменения направления лучей в атмосфере и компенсиру-
ют это с помощью специальных оптических устройств, ме-
няющих направление лучей от звезды внутри телескопа
До второй ПОЛОВИНЫ
XIX в. астрономические
наблюдения производи-
лись исключительно ви-
зуально. Глаз - отличный
приемник света, создан-
ный природой. В обычных
условиях глаз реагирует
на поток света примерно
1000 фотонов в секунду.
В полной темноте чувст-
вительность глаза увели-
чивается еще в несколько
раз. С другой стороны,
при большой освещенно-
сти чувствительность гла-
за понижается в десятки
тысяч раз. Это свойство
глаза дает возможность
человеку получать зри-
тельную информацию
в огромном диапазоне ос-
вещенностей (максимальная
воспринимаемая глазом ос-
вещенность больше ми-
нимальной воспринимае-
мой глазом освещенности
в 100 млрд раз). Ни один со-
зданный человеком прибор
не может здесь сравниться
с глазом, поэтому зрение иг-
рает незаменимую роль
в жизни человека. □
Астрономия
Космический телескоп
«Хаббл», работающий
на околоземной орбите,
в момент его запуска
с грузового отсека
космического корабля.
Размер зеркального объ-
ектива этого телескопа -
2,4 м.
Разрешающая способность
телескопа - около 0,1.
так, чтобы они «сходились» в фокусе в кружок как можно
меньшего размера. Такие системы называют адаптивной
оптикой (слово «адаптивный» можно перевести как «при-
спосабливающийся»). Адаптивные системы заметно улуч-
шают качество изображения, но не могут применяться при
всех видах наблюдений.
Второй фактор, связанный с атмосферой и ограничиваю-
щий возможности телескопа, обусловлен низкой прозрач-
ностью или даже полной непрозрачностью атмосферы для
лучей определенных длин волн. Хорошо проходит через ат-
мосферу только видимый свет (хуже — фотоны инфракрас-
ного света с длинами волн до 8 — 13 мкм). Через атмосферу
проникают и радиоволны с длинами волн от 1 см до 10 м,
но для их приема используют не оптические, а радиотелес-
копы.
С развитием космической техники у астрономов появилась
возможность выносить телескопы за пределы атмосферы.
Такие космические телескопы по внешнему виду мало похо-
жи на наземные, хотя часто имеют сходные оптические схе-
22
Телескопы и их оптические схемы
мы. В космосе работали и работают астрономические обсер-
ватории самого различного назначения.
Первое и самое главное преимущество космических
телескопов заключается в том, что за пределами атмосфе-
ры могут приниматься излучения, не доходящие до Земли
или доходящие в сильно ослабленном виде. Только косми-
ческие телескопы позволили исследовать небо в гамма-,
рентгеновском, жестком ультрафиолетовом и далеком ин-
фракрасном диапазонах спектра. Было обнаружено много
источников излучения, о существовании которых раньше
даже не подозревали. Вообще наше представление о мире
было бы очень неполным, не будь у нас возможности на-
блюдать из космоса не доходящее до Земли излучение кос-
мических тел. Второе преимущество наблюдений из космо-
са—возможность реализовать высокую разрешающую
и проницающую силу из-за отсутствия атмосферных по-
мех. Так, космический телескоп «Хаббл», работающий на
околоземной орбите с 1994 г., позволил наблюдать объекты
до звездной величины 29 — 30. Его разрешающая способ-
ность около 0,Г' (угловой секунды). Наблюдать столь сла-
бые объекты с поверхности Земли практически невоз-
можно. □
Чтобы правильно выбрать телескоп для выполнения тех или
иных научных программ, необходимо знать его оптические
характеристики. Очень важная характеристика — размер
поля зрения, т.е. размер той области неба, резкое изобра-
жение которой телескоп может построить в фокусе объек-
тива (точнее, в его фокальной плоскости, проходящей через
точку фокуса). Большую роль играет освещенность изобра-
жения протяженного объекта, например туманности, в фо-
кальной плоскости телескопа. (Освещенность — это мощ-
ность световой энергии, приходящей на единицу площади
изображения.)
Возможности телескопа наблюдать мелкие детали небес-
ных тел и очень слабые источники света на небе во многом
зависят от того, насколько высоко создаваемое объективом
качество изображения. Показателем качества является уг-
ловой размер изображения бесконечно удаленной светя-
щейся точки (звезды): чем он меньше, тем изображение луч-
ше. Телескоп «видит» звезду не как бесконечно малую
точку, а как светящийся диск определенного углового раз-
мера. Главные причины, ограничивающие качество изобра-
жения — волновые свойства света и атмосферные условия.
Вот почему огромное значение уделяется выбору такого ме-
ста установки телескопа, где отрицательное влияние атмо-
сферы на качество изображения было бы минимальным.
Регистрация электриче-
ских зарядов, накаплива-
ющихся в пикселах ПЗС
представляет собой слож-
ную задачу. Приложив
электрическое поле, мож-
но «передвигать» свобод-
ные заряды от пиксела к
пикселу вдоль ряда пик-
селов, а также и от ряда к
ряду. В результате на вы-
ходе электронной изме-
рительной схемы появля-
ются импульсы, величина
каждого из которых про-
порциональна заряду со-
ответствующего пиксела.
Эти величины можно за-
писать с помощью компь-
ютера, а затем обработать
данную информацию. □
Приемник света - неотъе-
млемая часть телескопа,
определяющая успех ис-
следования не в меньшей
степени, чем собственно
телескоп. Например, поя-
вление ПЗС позволило
наблюдать в десятки раз
более слабые объекты
чем это было возможно с
помощью фотографии, а
также в два-три раза уве-
личить точность опреде-
ления параллаксов (т. е.
расстояний до звезд) с
помощью тех же самых
телескопов. На большин-
стве крупных телескопов
фотография уже не при-
меняется. □
23
Астрономия
БТА (Большой телескоп
азимутальный) -
крупнейший телескоп
в России.
В правой нижней части
снимка видны силуэты
людей: на фоне такой
громадной конструкции
они едва различимы.
Диаметр зеркального
объектива телескопа -6 м.
Установлен на высоте
около 2 км в северном
предгорье
Большого Кавказского
хребта (Нижний Архыз,
Карачаево- Черкесия).
Телескоп используется
в основном для спект-
ральных наблюдений сла-
бых небесных объектов.
Еще одна характеристика — проницающая сила телеско-
па, т.е. предельная звёздная величина звезд, различимых
с помощью данного телескопа при наблюдениях в зените.
С помощью современных телескопов получаются фотогра-
фии звёздного неба, на которых видны звезды 22 — 24-й
звёздной величины.
ОТЛИЧИТЕЛЬНОЙ ОСОБЕННОСТЬЮ профессиональ-
ных астрономических наблюдений является то, что они не
производятся визуально. Для визуальных наблюдений из-
готавливаются только небольшие —любительские или
учебные —телескопы. Как правило, объекты, исследуемые
астрономами, слишком слабы, чтобы их можно было уви-
деть в телескоп, предназначенный для визуальных наблю-
дений, поэтому на смену визуальным телескопическим на-
блюдениям сначала пришла астрономическая фотография,
а затем появились различные фотоэлектрические прием-
ники излучения.
Астрономическая фотогра-
фия используется до настоя-
щего времени. Основа фото-
графии — способность света
вызывать химические реак-
ции. Роль светочувствитель-
ного вещества в фотографии
играет бромистое серебро.
При изготовлении фотогра-
фической эмульсии малень-
кие (около 0,002 мм) крис-
таллы бромистого серебра
распределяют в жидкой мас-
се прозрачного органическо-
го вещества (желатины). За-
тем эмульсию наносят на
подложку (стекло или про-
зрачную пленку), где она
затвердевает. Астрономы ис-
пользуют, как правило, фото-
пластинки: на них проще про-
извести точные измерения и,
кроме того, они лучше сохра-
няются.
Если на фотоэмульсию пада-
ет свет, некоторые молекулы
бромистого серебра разру-
шаются и образуют атомы
серебра. Чем больше фото-
24
Телескопы и их оптические схемы
нов упало на данный участок пластинки, тем больше атомов
серебра возникло. Говорят, что на пластинке образовалось
скрытое изображение.
Чтобы его увидеть, фотопластинку проявляют: ее погружа-
ют в специальный раствор, где происходит химическая ре-
акция между бромистым серебром и проявителем, в ре-
зультате которой все молекулы бромистого серебра
разрушаются и образуются отдельные частицы металличе-
ского серебра. Главная особенность проявления состоит
в том, что кристаллы, в которых уже есть атомы серебра,
образовавшиеся под действием света, проявляются быст-
рее тех, где таких атомов нет. Если вовремя прекратить
проявление, те места фотопластинки, на которые падал
свет, окажутся почерневшими, а другие — еще нет. Для за-
крепления изображения необходима операция фиксирова-
ния, при которой оставшиеся непроявленными кристаллы
бромистого серебра удаляются и в эмульсии остаются толь-
ко мелкие частицы серебра — зерна. Чем интенсивнее было
первоначальное скрытое изображение на участке пластин-
ки, тем более черным он выглядит после проявления. Такое
изображение называется негативом: чем светлее был учас-
ток неба, тем темнее он выглядит на фотопластинке.
Для получения нормальной фотографии (позитива) в быто-
вой фотографии повторяют фотографический процесс, как
бы фотографируя негатив. Астрономы работают непосред-
ственно с негативами.
Для астрономических целей выпускаются специальные фо-
тоэмульсии. Астрономические объекты имеют малую яр-
кость, поэтому при фотографировании приходится делать
длинные выдержки, иногда больше часа. Обычные эмульсии
в таких условиях теряют чувствительность в несколько раз.
У астрономических эмульсий эта потеря намного меньше.
Если действие фотографии основано на возбуждении све-
том в фотоэмульсии определенных химических реакций,
продукты которых могут быть проявлены и зафиксирова-
ны, то фотоэлектрические приемники используют взаимо-
действие света с электронами атомов. Энергия фотона, па-
дающего на светочувствительную поверхность приемника,
может быть поглощена электроном. Такой электрон спосо-
бен оторваться от атома или кристаллической решетки
и стать «электроном проводимости» или вообще вылететь
из вещества. Освободившиеся электроны можно «разо-
гнать» до значительных энергий электрическим полем и за-
регистрировать.
Наиболее распространены два вида фотоэлектрических
приемников света — фотоэлектронные умножители (ФЭУ)
и приборы зарядовой связи (ПЗС). □
Изображение звезды в
фокусе объектива - это
не только «смесь» фото-
нов, пришедших в данное
место через разные уча-
стки объектива, но и
«продукт» волнового вза-
имодействия фотонов -
интерференции волн. Ес-
ли два фотона, прошед-
шие через разные части
объектива, попали в изо-
бражение в один и тот же
момент, то в результате
их интерференции дости-
гается наибольшая интен-
сивность света (разность
фаз между волнами рав-
на нулю). Однако, если
один фотон запаздывает
на время, за которое он
проходит половину дли-
ны волны, результатом
взаимодействия будет ну-
левая интенсивность све-
та в данной точке. При
дальнейшем увеличении
разности времен интен-
сивность будет вновь воз-
растать и снова достигнет
максимума, когда раз-
ность времен будет соот-
ветствовать целой длине
волны. □
Излучение светил
И ЕГО ИЗМЕРЕНИЕ
Звездные величины
различных
астрономических
объектов, m
и соответствующие им
световые потоки на
Земле, выраженные
в единицах освещенности
от звезды Вега (от).
Важнейшая задача астрономии — изучение физической при-
роды и эволюции космических объектов, включая всю Все-
ленную как целое. Приступить к решению этой задачи ученые
смогли только в начале XVII в. благодаря изобретению теле-
скопа, а затем благодаря использованию замечательных от-
крытий в физике, таких, как открытие природы света и меха-
низмов его излучения. В настоящее время созданы мощные
телескопы, раздвинувшие горизонты наблюдаемой Вселенной
до миллиардов световых лет. □
АСТРОНОМИЯ — прежде всего наблюдательная наука,
ведь объекты ее исследования находятся слишком далеко,
чтобы человек мог на них воздействовать. Только в некото-
рых случаях астрономические исследования базируются
на эксперименте, когда, например, изучаются доставлен-
ные на Землю пробы лунного грунта, анализируется с по-
мощью спускаемых аппаратов состав атмосфер или грунта
других планет, изучается околоземная или межпланетная
среда или определяется состав упавших на Землю метео-
ритов.
Ясное ночное небо, особенно когда оно не подсвечено Луной,
представляет собой источник важнейшей информации о ко-
смосе. Невооруженным глазом видны тысячи звезд и неболь-
шое число незвездных объектов. С помощью крупных теле-
скопов становятся потенциально доступными наблюдениям
многие сотни миллионов отдельных объектов (главным обра-
зом слабых звезд и далеких галактик). Каждый из них ис-
пускает видимый свет и другие виды излучения, различаю-
щиеся энергией частиц, которые ее переносят (физики
называют их квантами или, в случае видимого света, фотона-
ми). Совокупность квантов разных энергий несет определен-
ную информацию о физических условиях излучающей сре-
ды, а также о скоростях движения атомов или молекул,
излучающих кванты. Следовательно, главная задача астроно-
мических наблюдений — это прием (детектирование) излуче-
ния и измерение его энергии, переносимой различными
квантами (фотометрия).
26
Излучение светил и его измерение
Другая задача, решаемая астрономиче-
скими наблюдениями, — точное измере-
ние относительного положения источни-
ков (координат) и их изменений во
времени, т. е. видимых перемещений, ес-
ли они могут быть отслежены. Такие из-
мерения называются угломерными. С их
помощью, например, составляют точные
карты выбранных областей неба, изуча-
ют движение звезд в пространстве или
определяют траектории движения ко-
мет, астероидов и других тел Солнечной
системы. Благодаря точным угломерным
измерениям находят расстояния для
большого количества звезд методом го-
дичного параллакса. □
В основе фотометрического анализа ле-
жат два подхода: измерения энергии
световых лучей, т. е. числа пришедших
световых квантов в определенном интервале длин волн,
или выделение лучей одного цвета (монохроматических),
соответствующих той или иной спектральной линии с
последующим измерением их длин волн. Первую попытку
оценить относительную энергию излучения звезд сделал
знаменитый греческий астроном Гиппарх еще во II в. до н.
э. Он разделил все видимые невооруженным глазом звезды
на шесть классов и назвал их звездными величинами (са-
мые яркие звезды отнес к 1-й величине, а едва различимые
невооруженным глазом —к 6-й величине). Современные
оценки звездных величин основаны на объективных и точ-
Электрофотометр
для измерения блеска
звезд
в нескольких диапазонах
спектра, установленный
на телескопе Цейсс-600
(Майдановская
обсерватория).
ных измерениях энергии в определенных участках спект-
ра. Астрономы обычно измеряют звездные величины от-
дельных объектов при помощи специальных приборов
(фотометров, или детекторов изображения, на которые па-
дает свет, собираемый телескопом). Главный элемент этих
приборов — приемник излучения, заменяющий глаз на-
блюдателя при визуальных наблюдениях. Таким устройст-
вом может быть и простая фотографическая камера, заря-
женная фотопластинкой или пленкой, что в основном и
было использовано при составлении многих звездных ката-
логов положений и видимых потоков излучения от звезд.
Однако гораздо точнее звездные величины определяются
при помощи фотоэлектрических приемников излуче-
ния — фотоумножителей и приборов с зарядовой связью
(ПЗС), подобных тем, которые широко используются в сов-
ременных цифровых видеокамерах. □
Мощность приходящего
радиоизлучения настоль-
ко мала, что в качестве
единицы измерения часто
используют 10~26 Вт на 1 м2
в интервале частот в 1 Гц.
Эта единица называет-
ся один Янский (по имени
ученого К. Янского) и обо-
значается Ян. Приходящее
излучение от слабых ра-
диоисточников может со-
ставлять доли Янского. □
Астрономия
И СПЕКТРАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ
Наиболее интенсивные
линии в спектре источника
вовсе не обязательно от-
носятся к самому распро-
страненному химическому
элементу в веществе. На-
пример, самая мощная
спектральная линия (фио-
летовая) видимого спект-
ра Солнца принадлежит
ионизованному кальцию,
которого на Солнце срав-
нительно мало. В некото-
рых ситуациях весьма ин-
тенсивными становятся
линии, которые в «обыч-
ных» условиях либо сов-
сем не наблюдаются, либо
очень слабы. Отсюда яс-
но, что определять хими-
ческий состав небесных
тел на основе изучения их
спектров - очень сложная
задача, требующая как
знания физических усло-
вий в исследуемом теле
(особенно температуры),
так и умения применять
методы теоретической ас-
трофизики. □
Почти Bcef что мы знаем об окружающей нас Вселенной,
получено по результатам наблюдений электромагнитно-
го излучения астрономических объектов, которое представ-
ляет собой не только видимый свет, но и невидимое излуче-
ние, относящееся к различным областям электромагнитного
спектра. □
ВИДИМЫЙ СВЕТ, воспринимаемый глазом человека, — это
всего лишь разновидность электромагнитных волн, кото-
рые излучаются и поглощаются в виде отдельных порций
энергии (квантов). Каждый квант обладает своим значени-
ем энергии, которому соответствуют определенная длина
волны и частота электромагнитного излучения. Зависи-
мость излучаемой источником или принимаемой от него
энергии от длины волны, частоты или энергии квантов, на-
зывается спектром электромагнитного излучения данного
источника. Именно на основе анализа спектров излучения
астрономы получают главную информацию о физических
свойствах небесных тел.
За единицу измерения энергии квантов обычно принима-
ют электронвольт (эВ), т. е. энергию, которую приобретает
свободный электрон, ускоренный электрическим полем
Полярное сияние.
28
Астрономия и спектральный анализ
300
280 -
260 -
240 -
220 -
200 -
180 -
160 -
140 -
120 -
100 -
90 -
80 -
40 -
20 -
Космические аппараты
Поглощение
Полярные
сияния
Поглощение
пГ“ -----------т---------т---»---г
[IO-4 10’2 ! 1
! Инфракрасные I
• Видимое ЛУЧИ
' излучение
Метеоры
у-лучи
10“8
Рентгеновские
лучи
10'6
Ультра-
фиолетовые
лучи
Космические
лучи
Эверест
—-----------Т-------
102 103
Радиоволны
X, СМ
с разностью потенциалов в 1 В (вольт). Кванты видимого
света обладают энергиями 2 — 3 эВ и занимают лишь не-
большую область исследуемого в астрономии электрома-
гнитного спектра, который простирается от значений энер-
гии в несколько мегаэлектронвольт (МэВ), т. е. миллионов
электронвольт, для гамма-излучения до одной миллионной
электронвольта (10-6 эВ) для метровых радиоволн.
Между этими крайними видами электромагнитного излу-
чения последовательно располагаются рентгеновское, уль-
трафиолетовое, визуальное (видимое) и инфракрасное из-
лучения.
Электромагнитное излучение обладает волновыми свой-
ствами, проявляющимися в интерференции (сложении
волн в пространстве) и дифракции (огибании волнами раз-
личных препятствий), поэтому, как и всякие волны, элек-
тромагнитное колебание можно характеризовать длиной
волны А и частотой г, произведение которых Лу равно ско-
рости распространения колебаний (т. е. скорости света с).
Xv = с.
У всех электромагнитных волн скорость распространения
в вакууме одинакова и составляет почти 300 тыс. км/с. Дли-
ны световых волн очень малы (менее тысячной доли мил-
лиметра), поэтому их обычно выражают в специаль-
ных единицах: нанометрах (1 нм = 109 м) и ангстремах
Прохождение
электромагнитного спек-
тра через земную атмо-
сферу.
Ордината кривой
изображает высоту
в атмосфере, до которой
доходит космическое
излучение в данной
области спектра.
Геофизики, изучающие
метеоры, собственное
излучение верхних слоев
атмосферы, а также
полярные сияния,
получают сведения
о свойствах атмосферы
на высотах более 80 км.
Астрономия
Изображение
Млечного Пути,
полученное
а-в длинноволновой
инфракрасной области
спектра;
б -в ближней
инфракрасной области
спектра;
в-в радиолинии
излучения
межзвездного
водорода;
г - карта неба в гамма-
лучах (космическая
обсерватория Egret).
г
(1А = 10 "10 м). Частоты же световых волн очень велики (де-
сятки миллионов гигагерц).
Разную длину волны излучения наш глаз воспринимает как
разный цвет источника. Области видимого излучения про-
стираются по длинам волн примерно от 390 нм (фиолетовая
граница видимого спектра) до 700 нм (красная граница).
Между ними располагаются все цвета видимого спектра:
фиолетовый (390 — 450 нм), синий (450 —480 нм), голубой
(480 — 510 нм), зеленый (510 —570 нм), желтый (570 —
585 нм), оранжевый (585 — 630 нм) и красный (620 — 700 нм).
Эти названия цветов не отражают всех оттенков, посколь-
ку в действительности цвета излучений плавно переходят
друг в друга.
Наблюдение в видимой области спектра играет большую
роль в астрономии, и не только потому, что его чувствует
глаз. Дело еще и в том, что земная атмосфера сравнительно
хорошо пропускает видимый свет. В остальных участках
спектра поглощение сказывается значительно сильнее, так
что космическое излучение проникает только до некоторо-
го уровня земной атмосферы и практически не доходит до
Земли. Сильнее всего атмосфера поглощает коротковолно-
вую область спектра, т. е. ультрафиолетовое, рентгено-
вское и гамма-излучения. Эти области, кроме близкого уль-
трафиолета (310 — 390 нм), доступны наблюдениям только
с ракет и искусственных спутников, оснащенных специ-
альной аппаратурой. Часть инфракрасного излучения, на-
30
Астрономия и спектральный анализ
а
б
чиная примерно с длины волны 1 мкм, поглощается молеку-
лами воздуха, главным образом молекулами водяных паров
и углекислого газа.
Наблюдения с поверхности Земли здесь возможны только
в некоторых, довольно узких «окнах» видимости между по-
лосами молекулярного поглощения. Остальные участки ин-
фракрасного спектра становятся доступными наблюдени-
ям со сравнительно небольших высот и могут изучаться
с аэростатов и шаров-зондов. Они исследуются на некото-
рых высокогорных обсерваториях, а также из космоса.
Помимо видимого света земная атмосфера прозрачна и для
радиоволн в диапазоне примерно от 1 см до 20 м. Волны ко-
роче 1 см, за исключением узких областей, например на 1,
4,5 и 8 мм, полностью поглощаются нижними слоями зем-
ной атмосферы, а волны длиннее нескольких десятков мет-
ров отражаются и поглощаются самими верхними ее слоя-
ми — ионосферой. К концу XIX в. астрономы освоили
ближние инфракрасный и ультрафиолетовый участки
спектра, а в середине XX в. и радиодиапазон. С началом
эры космических исследований стали доступны далекий
ультрафиолет, рентгеновское и гамма-излучения. Таким
образом, во второй половине XX в. астрономия стала уже
всеволновой, т. е. появилась возможность изучать самые
экзотические объекты во всех диапазонах излучаемого ими
спектра. □
АНАЛИЗ СПЕКТРОВ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ - наиболее важный
метод в астрономии, с помощью которого получена основ-
ная часть знаний о Вселенной. Всякое, даже слабо нагретое
тело создает тепловое излучение в виде электромагнитных
волн. При низких температурах, не превышающих 1000 К,
излучаются главным образом инфракрасные (тепловые)
лучи и радиоволны. По мере нагревания спектр теплового
излучения меняется. Во-первых, увеличивается общее ко-
личество излучаемой энергии, а во-вторых, усиливается из-
Спектры некоторых
космических тел:
a - спектр Солнца.
Темные линии поглоще-
ния возникают в солнеч-
ной атмосфере и принад-
лежат различным
химическим
элементам (водороду,
железу, кальцию,
магнию и др.);
б - спектр газовой
туманности.
Спектральные линии
прозрачного газа уже
не темные, как в спект-
рах звезд, а светлые.
Они принадлежат различ-
ным химическим элемен-
там, способным излучать
свет при той же темпера-
туре и плотности, кото-
рую имеет газ.
Астрономия
Источники света даже
одинаковой мощности
могут сильно различаться
по спектральному составу
своего излучения. Так, на-
пример, Солнце ярче все-
го светит в желто-зеленой
области спектра, а неко-
торые звезды излучают
преимущественно в голу-
бой и синей. С другой сто-
роны, имеются объекты
(например, так называе-
мые радиогалактики), ко-
торые в некоторых случа-
ях в диапазоне радиоволн
излучают в несколько раз
сильнее, чем во всех ос-
тальных областях спект-
ра. Таким образом, срав-
нивать излучение двух
объектов имеет смысл
только в одной и той же
спектральной области. □
лучение все более и более коротких длин волн. Сначала
растет видимое (от красного до фиолетового) излучение,
затем ультрафиолетовое, рентгеновское и т. д. При каждом
значении температуры нагретое тело сильнее всего излуча-
ет в определенной области спектра. Так, например,
при температуре 2000 К, как правило, наиболее интенсивно
красное излучение, при 6000 К — желто-зеленое, а при бо-
лее высоких температурах (10 000 — 20 000 К) — голубое, си-
нее и фиолетовое. Газ, нагретый до миллионов кельвинов,
преимущественно должен излучать в рентгеновском диапа-
зоне спектра. Однако точное распределение энергии и кон-
кретный вид спектра в общем случае зависят не только от
температуры, но и от химического состава и физического
состояния излучающей среды.
Спектры космических источников могут быть совершенно
не похожими друг на друга. Так, звезды дают непрерывный
спектр (так называется спектр, в котором присутствует из-
лучение на всех длинах волн), на его фоне видны многочис-
ленные темные линии, или линии поглощения. Разрежен-
ные газы (например, диффузные туманности) дают
линейчатый спектр, в котором излучение сосредоточено
в узких участках — ярких (эмиссионных) спектральных ли-
ниях с определенными значениями длин волн. Расположе-
ние и число спектральных линий в различных участках
спектра газа прежде всего зависят от его химического со-
става, плотности и температуры.
Следовательно, по спектру, проведя количественный ана-
лиз, можно в конечном счете определить, из каких химиче-
ских элементов состоит излучающий газ, а также узнать
его основные физические свойства (температуру, плот-
ность и многие другие). Более глубокий анализ позволяет
установить, как движутся атомы газа, находятся ли они
в магнитных или электрических полях, какова напряжен-
ность этих полей и т. д.
Если в спектре источника обнаруживаются линии како-
го-либо химического элемента, это свидетельствует о нали-
чии этого элемента в веществе изучаемого объекта. Одна-
ко, если линии данного химического элемента и не видны,
это вовсе не означает, что его нет в изучаемом веществе:
спектральные линии могут находиться в ненаблюдаемой
части спектра, или же данные атомы входят в состав моле-
кул, спектр которых имеет иной вид, или у атомов «сорва-
ны» электроны, вследствие чего они потеряли способность
излучать и поглощать в обычных спектральных линиях. На-
конец, атомов может быть так мало, что их линии просто
недоступны прибору.
Астрономия и спектральный анализ
Больше всего линий в спектрах астрономических объектов
приходится на ультрафиолетовый и видимый диапазоны
электромагнитных воли, но астрономические наблюдения
позволили обнаружить линии и в радиодиапазоне, где они
излучаются холодным межзвездным газом, и в рентгено-
вском диапазоне, в спектрах очень горячего газа.
Если измерить мощность излучения атомов в определенной
спектральной линии, то по ней можно судить об их количе-
стве, т. е. в конечном счете о массе светящегося газа или да-
же о его плотности. Это относится прежде всего к разре-
женному прозрачному газу. У непрозрачных объектов
(например, звезд) мы не видим всех излучающих слоев, по-
этому давление и температура, определенные по спектру,
будут относиться не к звезде в целом, а лишь к ее наблюда-
емым слоям атмосферы.
На форму спектральных линий влияет также различное
движение отдельных частей источника, например его вра-
щение или наличие газовых выбросов (скажем, протубе-
ранцев на Солнце). Так, по форме спектральных линий уз-
нают, с какой скоростью вращаются звезды и даже целые
галактики.
К спектральным линиям, излучаемым подавляющим чис-
лом астрономических объектов, относятся линии водоро-
да. Это дало основание предполагать, что водород —наибо-
лее распространенный химический элемент в природе
(факт, подтвержденный количественным анализом хими-
ческого состава различных небесных тел).
Второе место по распространенности в природе после во-
дорода занимает гелий, хотя принадлежащие ему спек-
тральные линии значительно труднее наблюдать в видимом
диапазоне спектра. Так, например, линии гелия почти не
заметны среди линий поглощения в солнечном спектре, од-
нако в спектре внешних слоев Солнца (в частности, в спек-
тре сравнительно плотных облаков — протуберанцев) вид-
ны яркие эмиссионные линии гелия, что свидетельствует
о наличии на Солнце этого элемента. Именно поэтому ге-
лий (с греч. helios — Солнце) был обнаружен на Солнце
раньше, чем на Земле.
В спектре солнечной короны (внешней разреженной и го-
рячей оболочки) совсем не видны линии водорода, хотя за-
ведомо известно, что вещество короны имеет тот же со-
став, что и Солнце, и, следовательно, должно содержать
водород. Причина отсутствия линий — высокая температу-
ра короны (атомы водорода там ионизованы и не излучают
спектральных линий). □
Любой приемник излуче-
ния (например, фотопла-
стинка, фотоэлектричес-
кий приемник или просто
глаз наблюдателя) не мо-
жет одинаково реагиро-
вать на излучение различ-
ных длин волн, поэтому
результаты измерения ко-
личества света зависят от
его спектральной чув-
ствительности. Для каж-
дого прибора существует
определенный интервал
спектра, на который он
реагирует. Эта область
спектра называется обла-
стью спектральной чув-
ствительности или поло-
сой пропускания данного
приемника □
Максимум чувствительно-
сти глаза человека прихо-
дится на желто-зеленый
диапазон спектра, но при
низкой освещенности он
смещается к зеленым лу-
чам. Обычные астрономи-
ческие фотопластинки
чувствительнее всего к си-
не-фиолетовым лучам и
совсем не реагируют на
красные, а у фотоэлектри-
ческих приборов спек-
тральная чувствитель-
ность может быть самой
различной - все зависит
от материала, из которого
сделан фотокод или све-
точувствительные элемен-
ты приемника. □
33
Созвездия
Птолемей создал первые
научные карты Земли
и звездного неба.
Чтобы лучше ориентироваться среди огромного количе-
ства звезд, вся небесная сфера исторически поделена на
отдельные участки — созвездия. Многие из них включают
яркие звезды, которые легко найти при наблюдении невоо-
руженным глазом. Они помогают ориентироваться в ри-
сунке созвездия. □
ЛЮБАЯ ЗВЕЗДА, видим ли мы ее в телескоп или невоору-
женным глазом, входит в какое-нибудь созвездие. Созвез-
дие — это участок звездного неба. Всего — 88 созвездий. Од-
ни из них занимают огромную площадь и включают много
ярких звезд. Другие, наоборот, маленькие. Есть созвездия
с такими неяркими звездами, что их нелегко отыскать. Са-
мое крупное созвездие —Гидра, на небе оно занимает пло-
щадь 1300 кв. градусов. Без телескопа в нем можно увидеть
около 130 звезд. Созвездие Девы имеет площадь 1290 кв.
градусов и содержит 95 звезд. Большая Медведица — соот-
ветственно 1280 кв. градусов и 125 звезд. Самые маленькие
созвездия — Южный Крест (68 кв. градусов, 30 звезд), Ма-
лый Конь (72 кв. градусов, 10 звезд), и Стрела (80 кв. граду-
Созвездия Ворона,
Чаши и Гидры
из атласа Гевелия.
34
Созвездия
сов, 20 звезд). Для сравнения следует отметить, что види-
мый диск Луны занимает на небе примерно 1/5 кв. гра-
дуса. Больше всего звезд, видимых невооруженным гла-
зом, в созвездиях Лебедь и Центавр (Кентавр) — по 150,
в созвездиях Геркулес и Корма —по 140. А в созвездиях
Треугольник, Ворон, Сетка и Столовая Гора можно уви-
деть по 15 звезд. В южном созвездии Резец — 10 звезд.
Первым составил карту звездного неба грек Евдокс
Книдский (IV в. до н. э.). На ней созвездия, как зодиа-
кальные, так и расположенные вне пояса Зодиака, были
представлены фигурами различных животных и героев
древнегреческих мифов.
В III в. до н. э. древнегреческий поэт Арат Солийский
в своей астрономической поэме «Явления» изложил од-
ноименный трактат Евдокса, т. е. описал деление звезд-
ного неба на созвездия. Поэма Арата —древнейшее из
дошедших до нас полное описание греческих созвездий.
В «Альмагесте» Птолемея (II в. н. э.) указаны 48 созвез-
дий (в основном Северного полушария неба) с названия-
ми, взятыми из древнегреческих мифов.
В 1603 г. немецкий астроном Иоганн Байер издал атлас
звездного неба «Уранометрия». В нем каждое созвездие
изображено как легендарная фигура из мифоло-
гических сюжетов. В атласе появились новые на-
звания открытых южных созвездий, такие, как
Павлин, Тукан, Летучая Рыба, Южная Гидра, Золо-
тая Рыба, Райская Птица, Индеец и др. Эти названия
отражают эпоху Великих географических открытий.
В атласе Байера впервые звезды каждого созвездия бы-
ли обозначены буквами греческого алфавита a, fi, у, 6, £
и т. д. в порядке убывания их яркости. Однако позже
время внесло свои поправки. Например, в созвездии
Близнецов, как выяснилось, звезда Кастор обозначена
буквой а, но она слабее звезды Поллукс, обозначенной
буквой /3. То же со звездами в Орионе — Бетельгейзе (а)
и Ригель (Р). Для обозначения более слабых звезд, если
не хватало греческих букв, использованы латинские.
В XVII в. польский астроном Ян Гевелий выделил и дал на-
звания еще 11 созвездиям. На карте появились Гончие Псы,
Жираф, Ящерица, Малый Лев, Единорог, Лисичка, Рысь
и др.
В XVIII в. французский астроном Никола Лакайль добавил
еще 14 южных созвездий, в названиях которых получил от-
ражение технический прогресс: Скульптор, Печь, Часы,
Каждое столетие
налагало на изображение
небесных фигур свой
отпечаток. Кассиопея
из атласа Флемштеда,
атласа Байера (1603 г.)
и атласа Гевелия
(1690 г.).
Компас, Насос, Циркуль, Телескоп, Микроскоп и др.
Постепенно карта звездного неба заполнилась созвездия-
ми. Между ними появились извилистые границы, которые
Астрономия
Рисунки созвездий
из атласа Гевелия.
были опубликованы в 1842 г. в книге немецкого астронома
Фридриха Аргеландера «Новая Уранометрия». В ней более
точно указаны звездные величины звезд. Аргеландер впер-
вые ввел десятые доли в оценке звездных величин.
Окончательное разделение неба на 88 созвездий было при-
нято в 1922 г. на первом съезде Международного астрономи-
ческого союза. Границы созвездий на картах обозначены ли-
ниями вдоль небесных параллелей и кругов склонения
относительно координатной сетки на период 1875 г. Из-за
прецессии координатная сетка со временем постепенно
смещается и границы созвездий перестают совпадать с на-
правлением кругов склонения и небесных параллелей.
В Северном полушарии неба полностью находятся 28 со-
звездий, 15 экваториальных созвездий расположены в обо-
их полушариях. В Южном полушарии неба — 45 созвездий.
В средних широтах России наблюдаются лишь некоторые
из них. □
ВИДИМОСТЬ СОЗВЕЗДИЙ зависит от времени года и су-
ток. Солнце в течение года проходит по зодиакальным со-
звездиям. Ясно, что само зодиакальное созвездие, в кото-
ром находится Солнце и соседние с ним созвездия, увидеть
нельзя. Зато лучше всего в середине ночи видны созвездия
в противоположной стороне неба, там, где Солнце было
полгода назад.
В результате суточного вращения звездного неба изменяет-
ся положение созвездий относительно горизонта: в восточ-
ной части неба созвездия поднимаются, в западной — опус-
каются. Граница между ними — небесный меридиан. Когда
созвездие проходит через меридиан, оно наблюдается вы-
36
Созвездия
ше всего над горизонтом (верхняя кульминация) или, на-
оборот, ниже всего (нижняя кульминация), находясь по
другую сторону полюса мира.
По условиям наблюдений в средних широтах принято раз-
делять звездное небо на три области: область незаходящих
звезд, невосходящих звезд и область, в которой звезды вос-
ходят и заходят. □
НЕЗАХОДЯЩИЕ ЗВЕЗДЫ — те звезды, у которых верхняя
и нижняя кульминации проходят над горизонтом. Такие
звезды можно наблюдать в любую ясную ночь независимо
от времени года. Известно, что высота полюса мира над го-
ризонтом равна широте места наблюдения. Значит, те звез-
ды, у которых угловое расстояние от полюса не больше чем
широта места, не будут заходить за горизонт.
В центре области незаходящих звезд — Полярная звезда.
Она находится в рукоятке ковша Малой Медведицы.
В средних широтах к незаходящим созвездиям относятся
также ковш Большой Медведицы, Дракон, Цефей, Кассио-
пея и малоизвестные Жираф, Рысь и Ящерица. У других со-
звездий только часть звезд не заходит под горизонт. Среди
них такие яркие звезды, как Вега (а Лиры), Капелла (а Воз-
ничего), Денеб (а Лебедя), часть звезд Персея и др. Расска-
жем о некоторых из них.
Малая Медведица принадлежит
к небольшим созвездиям, в нем
всего только 20 звезд, видимых не-
вооруженным глазом. Путеводная
звезда — Полярная — расположена
рядом с Северным полюсом мира.
Но так было не всегда. Вследствие
прецессии полюс мира медленно
перемещается среди звезд. Около
3 тыс. лет назад он был недалеко
от звезды 2-й звездной величи-
ны — /3 Малой Медведицы.
Большая Медведица принадлежит
к наиболее крупным созвездиям.
Семь звезд ковша Большой Мед-
ведицы—самое известное сочета-
ние звезд на небе.
Рядом со звездой Мицар (£) чело-
век с нормальным зрением видит
золотистую звездочку 4-й звезд-
ной величины — Алькор. Мицар
и Алькор — самые известные
и наиболее доступные для наблю-
37
Астрономия
дения близкие звезды. В созвездии находятся три галакти-
ки, которые можно наблюдать в небольшой телескоп.
Приходилось ли вам видеть, как вдали вспыхивает и гаснет
морской маяк? Вот так же регулярно, только во много раз
медленнее, словно далекий звездный маяк, вспыхивает <5
Цефея. В ее честь все звезды, ритмично меняющие свой
блеск, называются цефеидами — маяками Вселенной. Соз-
вездие Цефея относительно Полярной звезды расположе-
но симметрично Большой Медведице. Значительная часть
его лежит в полосе Млечного Пути. Как раз там и находят-
ся четыре наиболее яркие звезды, образующие ромб.
Из них самая дальняя от Полярной и есть знаменитая пере-
менная звезда д Цефея. Ярчайшая звезда созвездия —Аль-
дерамин — а Цефея. Если соединить ее прямой с £ Цефея,
то почти посередине, но чуть в стороне, можно увидеть ин-
тересную звезду//. Как прозрачный гранат, сияет эта тем-
но-красная звездочка в полосе Млечного Пути. «Гранато-
вая» — самая красивая из всех звезд, доступных для
наблюдения невооруженным глазом.
Созвездие Кассиопеи выделяется на фоне Млечного Пути.
Пять наиболее ярких звезд образуют несколько растяну-
тую букву М. Любопытно, что из района самой близкой
к нам звезды Толимана (а Центавра) наше Солнце яркой
желтоватой звездой сияет в созвездии Кассиопеи, как бы
продолжая «зигзаг» Кассиопеи в сторону созвездия Пер-
сея. □
НЕВОСХОДЯЩИЕ ЗВЕЗДЫ —те звезды, которые при су-
точном вращении небесной сферы не появляются над гори-
зонтом. Для Северного полушария Земли невосходящие
звезды —это звезды вблизи Южного полюса мира. Их по-
лярное расстояние от Южного полюса мира не больше чем
широта места наблюдения. Южный полюс мира лежит в со-
звездии Октанта, где нет звезд даже 3-й звездной величи-
ны. Не случайно поэтому мореплаватели в южных морях
ориентировались по созвездию Южный Крест. Его боль-
шая диагональ указывает на одну из ярчайших
Рисунок созвездия
из атласа Гевелия.
звезд неба —Ахернар (а Эридана).
В списке ярчайших звезд
Ахернар занимает десятое
место, звездная величина
у него 0,5т. Примерно по-
середине между Южным
Крестом и Ахернаром ле-
жит Южный полюс мира.
В созвездии Центавра (Кен-
тавра) находятся две (располо-
38
Созвездия
женные близко друг от друга) яркие звезды а и /3. У пер-
вой—два имени: Ригиль-Центаврус и Толиман. Вторая тоже
имеет два имени: Атена и Хадар. Звездные величины у них
соответственно 0,1m и 0,6т. Толиман — самая близкая к Зем-
ле звезда. Ее свет к нам идет 4,3 года.
Почти 300 лет назад было обнаружено, что а Центав-
ра—двойная звезда. Она состоит из двух звезд, разделен-
ных чуть большим расстоянием, чем расстояние от Солнца
до Урана. Главная звезда пары —копия Солнца. Второй
компонент пары меньше и слабее Солнца. Обе звезды об-
ращаются вокруг общего центра масс за 80 лет. В 1917 г. в 2°
от Толимана был обнаружен третий компонент систе-
мы — слабенькая звездочка 11т. Ее назвали Проксима, что
значит «ближайшая». Вокруг главных звезд системы Прок-
сима обращается за 800 тыс. лет.
Рисунок созвездия
из атласа Гевелия.
Созвездие Южный Крест очень маленькое. Его площадь
68 кв. градусов, но в нем 30 звезд, видимых невооружен-
ным глазом. По количеству звезд на единицу площади
созвездие Южный Крест почти в два раза превосхо-
дит такие созвездия, как Киль или Большой Пес.
В созвездии Киль находится звезда Канопус, за-
нимающая по яркости второе место после Си-
риуса.
У Канопуса отрицательная звездная величина
-0,75т. Эту звезду выбрали в качестве опор-
ной для ориентирования в пространстве кос-
мических аппаратов, запускаемых к плане-
там. Выбор сделан потому, что Канопус не просто
яркая звезда, но она лежит в направлении, перпен-
дикулярном плоскости эклиптики, т. е. всегда нахо-
дится на расстоянии око-
ло 90° от Солнца.
Достопримечательностью
этого района неба явля-
ются две галактики, види-
мые невооруженным гла-
зом,—Большое и Малое
Магеллановы Облака. Ма-
лое лежит в созвездии Ту-
кана, Большое — на грани-
це созвездий Золотой
Рыбы и Столовой Горы.
Видимый диаметр Малого
Облака — 8°, поперечник
Большого Облака — 12°. □
Видимые движения
звезд. Небесная сфера
Северный Зенит
Основные точки и круги
небесной сферы.
Небо — это космическое пространство, которое мы ви-
дим с земной поверхности сквозь атмосферу. Из лю-
бой точки Земли небо нам кажется огромной полусфе-
рой, простирающейся над горизонтом. Для удобства
указания местоположения на небе астрономы говорят
о небесной сфере. □
ПОСКОЛЬКУ НАМ КАЖЕТСЯ, что все звезды находят-
ся как бы на внутренней поверхности небосвода, то
в астрономии было введено понятие небесной сферы.
Реально никакой сферы над Землей нет, но, чтобы
удобнее делать угловые измерения на небе и описы-
вать движение небесных светил, принято вводить по-
нятие небесной сферы. Итак, небесная сфера —это
сфера произвольного радиуса, в центре которой нахо-
дится наблюдатель. Проецируя на ее внутреннюю по-
верхность любые небесные светила, мы получаем не-
кую картину наблюдаемой Вселенной.
Если в течение нескольких часов фотографировать непо-
движной камерой северную часть неба, можно получить
снимок, на котором звезды нарисуют светлые концентри-
ческие дуги. Общий центр этих дуг называется Северным
полюсом мира. Недалеко от него находится хорошо види-
мая невооруженным глазом звезда 2-й звездной величи-
ны— а Малой Медведицы. За ее близость (около 1°) к Се-
верному полюсу мира она называется Полярной звездой.
Наблюдая в течение некоторого времени за звездами вбли-
зи полюса мира, можно заметить, что все звезды вращают-
ся вокруг него против часовой стрелки. При этом отдель-
ные звезды не отстают друг от друга и не уходят вперед.
Это кажущееся вращение неба называется суточным.
На самом деле оно является отражением действительного
вращения Земли вокруг своей оси. Под горизонтом в про-
тивоположной точке небесной сферы находится другой по-
люс мира —Южный. Среди общего движения неподвиж-
ными остаются только полюсы. Воображаемая ось, вокруг
которой вращается небесная сфера, называется осью мира
40
Видимые движения звезд. Небесная сфера
(РР1 на схемах). Она проходит через наблюдателя и через
полюсы мира, Северный и Южный, причем Северный по-
люс находится вблизи Полярной звезды, и этим объясняет-
ся ее почти неизменное положение на небе.
Расскажем о других точках, кругах и линиях небесной сфе-
ры. Вертикальная (отвесная) линия, проходящая через
центр сферы, пересекает ее в двух точках Z Z1. Точка, нахо-
дящаяся над головой наблюдателя, называется точкой зе-
нита Z, противоположная — точкой надира Z1. Вертикаль-
ный круг, проходящий через вертикальную линию
и светило, — это вертикал светила. Плоскость, проходящая
через центр сферы перпендикулярно отвесной ли-
нии,—плоскость математического горизонта. Плоскость,
проходящая через отвесную линию и ось мира, — плоскость
небесного меридиана. Большой крут, образованный пере-
сечением этой плоскости с небесной сферой, есть небес-
ный меридиан (отлат. meridianus — полуденный). Мериди-
ан проходит через полюсы мира, зенит и надир. Точки его
пересечения с горизонтом — это точки юга Ю и севера
С. Меридиан делит небесную сферу на два полуша-
рия — Восточное и Западное. Вследствие суточного движе-
ния в Восточном полушарии светила поднимаются над го-
ризонтом, а в Западном — опускаются.
Прохождение светила через меридиан называется его куль-
минацией (от лат. culminis — вершина). Различают две куль-
минации — верхнюю и нижнюю. В момент верхней кульми-
нации высота светила над горизонтом максимальна, в момент
нижней — минимальна. Если у звезд наблюдаются обе куль-
минации, их называют незаходящими. Нижняя кульминация
у них происходит над точкой севера, т. е. выше горизонта.
К незаходящим звездам относятся звезды ковша Большой
Медведицы. Незаходящие звезды можно видеть в любую яс-
ную ночь. Если же у звезд верхняя кульминация происходит
под горизонтом, то эти звезды называют невосходящими.
Например, всем известное созвездие Южного Креста в на-
ших, средних, широтах принадлежит к невосходящим. Неко-
торые звезды расположены на небесной сфере между неза-
ходящими и невосходящими. У них можно наблюдать только
верхнюю кульминацию. Не только звезды, но и любые свети-
ла оказываются в верхней и нижней кульминациях.
Плоскость небесного экватора, проходя через центр небес-
ной сферы перпендикулярно оси мира, делит небесную
сферу на два полушария — Северное и Южное. С горизон-
том небесный экватор пересекается в точках востока
В и запада 3.
Выделим еще один крут — эклиптику (от греч. ekleipsis — за-
тмение), т. е. большой круг небесной сферы, по которому
Над точкой юга небесный
экватор расположен над
горизонтом выше, чем над
другими точками горизон-
та. В Москве, например,
эта высота равна 34° 15у.
Значит, в Москве видна
часть Южного полушария
небесной сферы. Чем
дальше к северу, тем
меньше высота небесного
экватора. На Северном
географическом полюсе
над горизонтом располо-
жено только Северное не-
бесное полушарие. Там
небесный экватор совпа-
дает с горизонтом. На
земном экваторе небес-
ный экватор проходит че-
рез зенит и надир, а полю-
сы мира лежат на
горизонте. Там оба полу-
шария небесной сферы
видны одинаково. За сут-
ки звезды обоих полуша-
рий пройдут над горизон-
том полностью. □
41
Астрономия
Высота
Азимут
Горизонтальная система
координат.
происходит видимое годичное движение
Солнца. С древних времен было подмечено,
что лунные и солнечные затмения бывают
только тогда, когда Луна и Солнце встреча-
ются на этом круге. Он не совпадает с плос-
костью небесного экватора и наклонен к не-
му под углом 23,5°, пересекая его в двух
точках — весеннего и осеннего равноден-
ствий. □
Определить положение на поверхности
Земли того или иного пункта нам помогают
географические координаты — широта и долгота.
Для определения положения звезд (как, впрочем, и любых
других небесных тел) на небесной сфере могут быть ис-
пользованы различные системы координат.
В астрономии чаще всего применяют четыре системы: го-
ризонтальную, экваториальную, эклиптическую и галак-
тическую, которые отличаются выбором основной плоско-
сти и точки начала отсчета, а объединяет их то, что все
координаты задаются только углами (о линейных размерах
на небесной сфере говорить бессмысленно). □
ГОРИЗОНТАЛЬНАЯ СИСТЕМА КООРДИНАТ самая про-
стая. В ней основным кругом служит математический гори-
зонт, а нуль-пунктом — точка юга (Ю). Координатами свети-
ла в этой системе на небесной сфере являются высота (Л)
и азимут (А). Высота светила— это угловое расстояние по
вертикальному кругу от горизонта до светила, т. е. угол меж-
ду горизонтом и самим светилом. Он отсчитывается от 0 до
+ 90° к зениту (Z), если светило над горизонтом, и от 0 до —
90° к надиру (ZJ, если светило под горизонтом. Азимут све-
Экваториальная система
координат.
восхождение
42
Видимые движения звезд. Небесная сфера
тила — это дуга горизонта, т. е. угол от точки юга до
пересечения горизонта с вертикалом светила. Аст-
рономический азимут отсчитывается в сторону су-
точного вращения небесной сферы, с юга на запад,
от 0 до 360°. Обе эти координаты (h и А) в результа-
те вращения небесной сферы постоянно изменя-
ются.
ЗВЕЗДЫ 8
АЛЬДЕБАРАН 4 ч 35 м + 16° 28’
БЕТЕЛЬГЕЙЗЕ 5 ч 54 м + 7° 24’
КАПЕЛЛА 5 ч 15 м + 45° 58’
СИРИУС 6 ч 44 м - 16° 41’
Экваториальные
координаты некоторых
наиболее ярких звезд
неба.
Горизонтальная система координат используется
в практической астрономии для непосредственных опреде-
лений видимых положений светил с помощью угломерных
инструментов. □
ЭКВАТОРИАЛЬНЫХ СИСТЕМ КООРДИНАТ две. Основ-
ной круг в этих системах — небесный экватор, а вот нуль-
пункт разный: у одной — так называемая точка экватора
(Q), а у другой — точка весеннего равноденствия ('У7).
В первой экваториальной системе координат положение
светила на небесной сфере определяется склонением (8)
и часовым углом (t). Склонением светила называется угол,
отсчитываемый от экватора до светила. По аналогии с гори-
зонтальной системой координат можно сказать, что склоне-
ние — это высота светила над небесным экватором. Отсчи-
тывается склонение от 0 до + 90° по направлению
к Северному полюсу мира (Р) и от 0 до — 90° — к Южному
(PJ. Таким образом, звезды, расположенные в Южном по-
лушарии небесной сферы, имеют отрицательное склоне-
ние.
Другая координата — часовой угол t. Это угол, отсчитывае-
мый вдоль экватора в сторону вращения небесной сферы от
верхней точки экватора до точки пересечения экватора с так
называемым часовым кругом светила (он проходит через
данное светило и полюсы мира). Отметим, что отсчет ведется
не в градусах, а в часах. Дуга в 1 ч соответствует 15°, ибо за 1 ч
небесная сфера поворачивается на 15°. Соответственно 1 мин
равна 15 угловым минутам, а 1 с—15 угловым секундам.
В этой системе координат из-за суточного вращения небес-
ной сферы склонение светила остается постоянным, а часо-
вой угол изменяется пропорционально времени. Использует-
ся она в основном в практической астрономии для наведения
телескопа по известным координатам объекта.
Во второй экваториальной системе координат положение
светила на небесной сфере задается склонением (д) и пря-
мым восхождением (а). Склонение определяется точно так
же, как и в первой системе. Другая координата — прямое
восхождение. Это угол, отсчитываемый вдоль небесного
экватора от точки весеннего равноденствия до точки пере-
сечения экватора с часовым кругом светила. Координата
Все рассматриваемые сис-
темы координат строятся
на сфере и поэтому назы-
ваются сферическими.
Чтобы определить положе-
ние точки на сфере, всегда
достаточно двух коорди-
нат. Но если необходимо
описать положение небес-
ных тел в пространстве, то
требуется еще одна (тре-
тья) координата - расстоя-
ние до каждого тела. Такая
система координат будет
называться пространствен-
ной, или трехмерной. □
Астрономия
Эклиптическая
система координат
Небесный
экватор
«прямое восхождение» названа так потому, что отсчет ее
ведется в том же направлении, в каком по небесной сфере
происходит годичное движение Солнца. В ту же сторону
движется и Луна, вращаясь вокруг Земли. Если говорить
о перемещениях планет, то принято считать, что они дви-
жутся либо в прямом направлении, когда прямое восхожде-
ние со временем возрастает, либо в обратном (попятном),
когда оно уменьшается. Прямое восхождение отсчитывает-
ся против вращения небесной сферы от 0 до 24 ч. В этой си-
стеме координаты светила не зависят от суточного враще-
ния небесной сферы. Эта система координат является
основной в астрономии и используется при составлении
различных астрономических каталогов и звездных карт. □
В ЭКЛИПТИЧЕСКОЙ СИСТЕМЕ КООРДИНАТ основным
кругом служит эклиптика, а нуль-пунктом — точка весенне-
Галактическая
система координат
44
Видимые движения звезд. Небесная сфера
го равноденствия. Точки небесной сферы, отстоящие от эк-
липтики на 90° в обе стороны, называются полюсами эклип-
тики. Северный полюс эклиптики (Э) лежит в созвездии
Дракона примерно посередине между Полярной звездой
и Вегой. Южный полюс эклиптики (3J находится в созвез-
дии Золотой Рыбы, недалеко от Большого Магелланового
Облака. Координатами в данной системе координат являют-
ся эклиптические широта (/>) и долгота (Л).
По аналогии с горизонтальной системой координат можно
сказать, что широтой светила называется его высота над эк-
липтикой. Она отсчитывается от 0 до + 90° к Северному по-
люсу эклиптики и от 0 до —90° — к Южному. Долгота изме-
ряется дугой эклиптики от точки весеннего равноденствия
до круга широты светила (он проходит через данное свети-
ло и полюсы эклиптики). Она отсчитывается от 0 до
360° в сторону видимого годичного движения Солнца (так
же, как и прямое восхождение). Эта система координат ши-
роко применялась в античной астрономии и в Средние ве-
ка. Ее удобно применять для определения орбит небесных
тел или при изучении движения Земли и планет вокруг
Солнца. □
Одними из первых коор-
динаты ввели греки. Они
считали, что плоская Зем-
ля, накрытая куполом не-
ба, вытянута с запада на
восток больше, чем с се-
вера на юг, и что у нее есть
длина и ширина. В соот-
ветствии с этим греки и
говорили о долготе и ши-
роте разных мест на Зем-
ле. Еще Гиппарх (II в. до н. э.)
на географических картах
указывал долготу и широ-
ту тех или иных точек Зе-
мли. Что касается небес,
то почти 850 звездам сво-
его каталога Гиппарх так-
же определил долготу и
широту, которые измерял
от некоторых условных
точек и линий на небесной
сфере. □
В ГАЛАКТИЧЕСКОЙ СИСТЕМЕ КООРДИНАТ основным
кругом служит галактический экватор. Он проходит при-
мерно посередине Млечного Пути. Точки небесной сферы,
отстоящие от галактического экватора на 90° в обе сторо-
ны,—это галактические полюсы. Точка, расположенная
в Северном полушарии, — Северный галактический полюс
(Г, в созвездии Волосы Вероники). Точка, расположенная
в Южном полушарии, — Южный галактический полюс (Г1,
в созвездии Скульптора). Координаты светила в этой систе-
ме задаются галактической широтой (/3) и галактической
долготой (Л).
Галактическая широта — это угол от галактического экватора
до светила, т. е. высота светила над ним. Отсчитывается в пре-
делах от 0 до + 90° к Северному галактическому полюсу и от
0 до -90° — к Южному галактическому полюсу. Галактичес-
кая долгота отсчитывается от центра Галактики (А), лежаще-
го в созвездии Стрельца (его координаты в экваториальной
системе координат: а = + 17h 43ти д = — 28°56') в направле-
нии возрастания прямых восхождений. Она измеряется ду-
гой галактического экватора от центра Галактики до круга га-
лактической широты светила (он проходит через данное
светило и полюсы Галактики). Отсчет ведется от 0 до 360°. Га-
лактическую систему координат применяют в звездной аст-
рономии при изучении нашей Галактики. □
45
Видимое движение
Солнца. Времена года
Вследствие рефракции
(т. е. преломления свето-
вых лучей в земной атмо-
сфере) видимая высота
Солнца всегда больше ис-
тинной, поэтому восход
Солнца происходит рань-
ше, а заход - позже, чем
это было бы при отсутст-
вии атмосферы. □
Видимый суточный путь Солнца по небу на каждой геогра-
фической широте места наблюдения выглядит по-свое-
му, причем в течение года картина меняется. Это связано
с тем, что Земля движется вокруг Солнца, сохраняя почти
неизменным положение оси своего вращения, наклоненной
к плоскости орбиты, отчего и происходит смена времен
года. □
Утром Солнце поднимается из-за горизонта в восточной
стороне неба. В наших северных широтах оно движется
слева направо, в Южном полушарии Земли — справа нале-
во. В первую половину дня Солнце поднимается над гори-
зонтом, во вторую — опускается. В полдень оно достигает
наибольшей высоты, находясь над точкой юга. В этот мо-
мент оно пересекает небесный меридиан и, как говорят ас-
трономы, находится в верхней кульминации. В полночь
Солнце тоже пересекает небесный меридиан, т. е. находит-
ся в нижней кульминации. В средних широтах нижняя
кульминация Солнца происходит ниже точки севера,
под горизонтом. А вот за Полярным кругом, где Солнце ле-
том иногда не заходит под горизонт, можно наблюдать
и верхнюю, и нижнюю кульминации. Там в течение суток
высота Солнца тоже меняется: для наблюдателя в Север-
ном полушарии в полдень Солнце находится над точкой
юга (и у него максимальная высота), а в полночь —над точ-
кой севера (и у него минимальная высота). На южных ши-
ротах картина будет обратной: наибольшей высоты там
Солнце достигает над точкой севера.
На географическом полюсе суточный путь Солнца практи-
чески параллелен горизонту. Его высота за сутки меняется
очень медленно.
На земном экваторе Солнце всегда восходит и заходит от-
носительно горизонта отвесно. Дневной и ночной его пути
равны, поэтому там всегда день равен ночи. В день весенне-
го равноденствия (21 марта) Солнце восходит точно в точ-
ке востока и, находясь на небесном экваторе, в полдень
проходит через зенит, а затем заходит в точке запада.
46
Видимое движение Солнца. Времена года
До дня летнего солнцес-
тояния (22 июня) точки
восхода и захода будут
постепенно смещаться
к северу, а в полдень
Солнце будет пересе-
кать небесный мериди-
ан, удаляясь к северу от
зенита. Наибольшее
удаление от зенита рав-
но 23,5°. После летнего
солнцестояния точки
восхода и захода начнут
смещаться в противопо-
Суточный путь Солнца
в дни равноденствий
и солнцестояний.
ложную сторону и со-
впадут с точками востока и запада в день осеннего равно-
денствия (23 сентября). В этот день Солнце в полдень вновь
кульминирует в зените. В следующую четверть года, до дня
зимнего солнцестояния (22 декабря), точки восхода и захо-
да будут продолжать смещаться к югу. Верхняя кульмина-
ция Солнца будет также от зенита смещаться к югу, вновь
достигнув наибольшего удаления от него в 23,5°. Затем,
в следующую четверть года, точки восхода и захода Солнца
начнут смещаться назад, к северу, и придут соответственно
в точки востока и запада в день весеннего равноденствия.
Итак, в полдень Солнце на земном экваторе бывает в зените
два раза в год — в дни равноденствий. Кстати, на географиче-
ских тропиках, географическая широта которых ±23,5°,
Солнце только один раз в году бывает в зените: на Северном
тропике — 22 июня; на Южном — 22 декабря. На любых дру-
гих широтах, лежащих между тропиками, Солнце в течение
года кульминирует в зените дважды: к северу от экватора — в
период с 21 марта по 23 сентября, а к югу от экватора —
с 23 сентября по 21 марта. □
В течение года видимый суточный путь Солнца то сокраща-
ется, то увеличивается. Наименьшим он оказывается в день
зимнего солнцестояния, наибольшим — в день летнего солн-
цестояния. В дни равноденствий Солнце находится на не-
бесном экваторе (восходит в точке востока и заходит в точ-
ке запада). □
ГОДИЧНОЕ ДВИЖЕНИЕ СОЛНЦА. В течение года Солн-
це медленно (за сутки примерно на 1°) перемещается на фо-
не звездного неба справа налево. Звезд, правда, днем не
увидишь из-за рассеянного в земной атмосфере солнечно-
го света, зато можно проследить, как в течение года меняет-
Суточный путь Солнца на
всех широтах близок к
малому кругу небесной
сферы, параллельному
небесному экватору. В то
же время в течение года
Солнце перемещается от-
носительно небесного эк-
ватора то к северу, то к
югу (заметим, что суточ-
ные изменения положе-
ния Солнца относительно
небесного экватора могут
достигать 24' (угловых
минут), чуть меньше ви-
димого размера диска
Солнца). □
47
Астрономия
21 марта
Смена
времен года.
ся вид ночного звездного неба. Все это обусловлено
вращением Земли вокруг Солнца.
Период одного видимого полного оборота
Солнца относительно звезд называется
звездным годом. Он равен 365 суткам 6 ч
9 мин 10 с, или 365,2564 средних солнечных
суток.
Путь видимого годичного перемещения
Солнца на фоне звезд называется эклип-
тикой (от греч. ekleipsis — затмение).
Эклиптика — это большой круг на небесной
сфере, поэтому одна половина ее находится
в Северном полушарии неба, а другая —в
Южном. Эклиптика и небесный экватор пере-
секаются под углом 23°26' в точках весеннего
23 сентября и осеннего равноденствия. В первой из этих точек
Солнце обычно бывает 21 марта, когда оно переходит из
Южного полушария неба в Северное; во второй —23 сен-
тября, при переходе из Северного полушария в Южное.
В наиболее удаленной к северу точке эклиптики Солнце
бывает 22 июня (летнее солнцестояние), а в наиболее уда-
ленной к югу —22 декабря (зимнее солнцестояние). В висо-
косный год эти даты сдвинуты на один день.
Все четыре точки эклиптики обозначаются особыми знака-
ми: весеннего равноденствия осеннего равноденствия
летнего солнцестояния S, зимнего солнцестояния Дх
Главной является точка весеннего равноденствия У1. Имен-
но от нее отсчитывается одна из небесных коорди-
нат—прямое восхождение; она же служит для отсчета
звездного времени и тропического года — промежутка вре-
мени между двумя последовательными прохождениями
центра Солнца через точку весеннего равноденствия.
Плоскость эклиптики совпадает с плоскостью земной орби-
ты. Земная ось наклонена к этой плоскости под углом 66°34',
а с перпендикуляром к плоскости эклиптики угол будет со-
ответственно равен 23°26'. Вот почему угол между плоскос-
тями небесного экватора и эклиптики тоже 23°26'. □
ВРЕМЕНА ГОДА. От высоты Солнца над горизонтом зави-
сит количество солнечного тепла, попадающего на земную
поверхность. Например, утренние косые солнечные лучи
слабо согревают ее. Чем выше поднимается Солнце над го-
ризонтом, тем отвеснее падают его лучи, тем сильнее нагре-
вается земная поверхность. К вечеру вновь косые солнеч-
ные лучи не могут поддерживать высокий нагрев почвы
и температура понижается.
48
Видимое движение Солнца. Времена года
Шарообразная Земля по-разному нагревается солнечным
теплом, поэтому на ней есть различные тепловые пояса
(жаркий, умеренные и холодные). Солнце всегда освещает
только половину земного шара, поэтому на Земле дневная
сторона равна ночной, но это вовсе не означает, что везде
и всегда на Земле день равен ночи. Нагрев различных
участков земной поверхности определяется изменением
высоты Солнца над горизонтом и продолжительностью ос-
вещения ее солнечными лучами. Днем земная поверхность
нагревается, а ночью остывает. Чем длиннее день и короче
ночь, тем больше тепла получает земная поверхность.
Заметим, что дневные и ночные температуры воздуха в том
или ином месте зависят не только от освещенности Солнцем.
Они определяются еще и переносом холодных или теплых
воздушных масс, перемещением циклонов и антициклонов.
На Земле же в течение года происходит смена теплых и хо-
лодных сезонов. Это явление природы называется сменой
времен года. Оно связано в первую очередь с изменением
условий освещения Солнцем земной поверхности из-за на-
клона земной оси к плоскости земной орбиты.
В дни равноденствий (весеннего и осеннего) оба полуша-
рия Земли (Северное и Южное) освещены одинаково.
На всей Земле день равен ночи. В летнее солнцестояние
Земля повернута к солнечным лучам Северным полушари-
ем. Оно лучше согревается солнечным теплом, день про-
должительнее ночи, а за Северным полярным кругом —по-
лярный день. В Северном полушарии —лето, а в Южном
полушарии в это время, наоборот, зима: день короткий, бо-
лее косо падают солнечные лучи, за Южным полярным
кругом — полярная ночь. Через полгода все меняется.
Итак, при годичном движении нашей планеты происходит
смена времен года, поскольку земная ось имеет постоянный
наклон к плоскости земной орбиты и направление земной
оси и направление оси в пространстве не меняются (если
пренебречь очень медленным прецессионным изменением
направления).
И наконец, последнее, что связано с видимым годичным
движением Солнца. Половину эклиптики от весеннего рав-
ноденствия до осеннего (с 21 марта по 23 сентября) Солнце
проходит за 186 суток, вторую же половину, от осеннего
равноденствия до весеннего, — за 179 — 180 суток. А ведь по-
ловинки эклиптики равны: каждая—180°. Следовательно,
Солнце движется по эклиптике неравномерно. Эта нерав-
номерность является следствием изменения скорости дви-
жения Земли по эллиптической орбите вокруг Солнца. Все
это приводит к разной длительности времен года. □
Наклон солнечных лучей,
нагревающих земную
поверхность, различен
летом и зимой.
Вследствие прецессии
Солнце в своем видимом
движении по эклиптике
ежегодно возвращается в
точку весеннего равноден-
ствия немного раньше,
чем оно завершает свой
полный оборот относи-
тельно звезд. Продолжи-
тельность тропического
года (промежуток време-
ни от одного прохождения
центра Солнца через точку
весеннего равноденствия
до другого) составляет 365
суток 5 ч 48 мин 46,1 с или
365,2422 средних солнеч-
ных суток. Тропический
год короче звездного на
20 мин 24 с. □
49
Движение и фазы Луны
Пепельный свет Луны
на неосвященной
Солнцем части лунного
диска.
Луна движется вокруг Земли по эллиптической орби-
те, поэтому расстояние от Земли до Луны изменяет-
ся почти на 50 тыс. км. Среднее расстояние от Земли до
Луны принимают равным 384 386 км (округлен-
но — 400 000 км). Это в десять раз больше длины эквато-
ра Земли.
Луна сама не излучает света, поэтому на небе видна
только освещенная Солнцем ее поверхность — дневная
сторона. Ночная же, темная, не видна.
Перемещаясь по небу с запада на восток, Луна за 1 ч
сдвигается на фоне звезд примерно на полградуса, т. е.
на величину, близкую к ее видимому размеру, а за су-
тки—на 13°. За месяц Луна на небе догоняет и перегоняет
Солнце, при этом происходит смена лунных фаз: новолу-
ние, первая четверть, полнолуние и последняя четверть.
В новолуние Луну не разглядеть даже в телескоп. Она рас-
полагается в том же направлении, что и Солнце (только вы-
ше или ниже его), и повернута к Земле ночным полушари-
ем. Через два дня, когда Луна удалится от Солнца, узкий
серп можно увидеть за несколько минут до ее захода в за-
падной стороне неба на фоне вечерней зари. Первое появ-
Иногда в течение не-
скольких дней до и после
новолуния удается заме-
тить пепельный свет Лу-
ны. Это слабое свечение
ночной части лунного
диска не что иное, как
солнечный свет, отражен-
ный Землей на Луну. Ког-
да лунный серп увеличи-
вается, пепельный свет
бледнеет и становится не-
заметным. □
ление лунного серпа после новолуния греки называли
«неомения» («новая Луна»). С этого момента начинается
лунный месяц.
Через 7 суток 10 ч после новолуния наступает фаза, называ-
емая первой четвертью. За это время Луна удалилась от
Солнца на 90°. С Земли видна только правая половина лун-
ного диска, освещенная Солнцем. После захода Солнца Лу-
на находится в южной стороне неба и заходит около полу-
ночи. Продолжая перемещаться от Солнца все левее, Луна
с вечера оказывается уже на восточной стороне неба. Захо-
дит она уже после полуночи, с каждым днем все позднее и
позднее.
Когда Луна оказывается в стороне, противоположной
Солнцу (на угловом расстоянии 180° от него), наступает
полнолуние. С момента новолуния прошло 14 суток 18 ч.
После этого Луна начинает приближаться к Солнцу справа.
50
Движение и фазы Луны
Происходит уменьшение освещения правой части лунного
диска. Угловое расстояние между ней и Солнцем уменьша-
ется от 180 до 90°. Опять видна только половина лунного
диска, но уже левая его часть. После новолуния прошло 22
дня 3 ч. Наступила последняя четверть. Луна восходит око-
ло полуночи и светит в течение всей второй половины ночи,
к восходу Солнца оказываясь в южной стороне неба.
Ширина лунного серпа продолжает уменьшаться, а сама Луна
постепенно приближается к Солнцу с правой (западной) сто-
роны. Появляясь на восточном небосклоне, с каждыми сутка-
ми все позднее, лунный серп становится совсем узким, но ро-
гами повернут вправо и похож на букву «С». Говорят, Луна
старая. Виден пепельный свет на ночной части диска. Угловое
расстояние между Луной и Солнцем уменьшается до 0°. Нако-
нец, Луна догоняет Солнце и снова становится невидимой.
Наступает следующее новолуние. Лунный месяц закончился.
Прошло 29 дней 12 ч 44 мин 2,8 с, или почти 29,53 суток. Этот
период называется синодическим месяцем (от греч. sy
nodes —соединение, сближение). Синодический период свя-
зан с видимым на небе расположением небесного тела от-
носительно Солнца. Лунный
синодический месяц —это про-
межуток времени между после-
довательными одноименными
фазами Луны.
Свой путь на небе относитель-
но звезд Луна совершает за
27 суток 7 ч 43 мин 11,5 с (ок-
ругленно—27,32 суток). Этот
период называется сидериче-
ским (от лат. sideris — звезда),
или звездным месяцем. □
Сидерический 27,3
и синодический 29,5
месяцы.
Полнолуние
К звезде
к звезде
Полнолуние
Движение системы
Земля - Луна.
Полнолуние
—► Путь барицентра
—> Путь центра Земли
Путь Луны
Движение системы
Земля - Луна.
51
Видимое
ДВИЖЕНИЕ ПЛАНЕТ
Г 1
Еще халдейские жрецы
определили, что через зо-
диакальные созвездия,
кроме Солнца и Луны,
движутся еще пять осо-
бенных светил. С виду
они похожи на яркие
звезды, но не остаются в
одном и том же созвез-
дии, а блуждают, перехо-
дя из одного созвездия в
другое. Однако если
Солнце и Луна движутся
на фоне звезд только
справа налево, с запада
на восток, то эти «бродя-
ги» могут двигаться как в
одну, так и в другую сто-
рону и даже описывать
петли на небе. Пара таких
светил - всегда недалеко
от Солнца, в одном с ним
или в соседнем созвез-
дии. Другие же могут
быть и рядом с Солнцем,
и отходить в противопо-
ложную сторону. □
На фоне неподвижных звезд перемещаются светила иной
природы — планеты. Они, как и Земля, движутся вокруг
Солнца. Сочетание их движения с движением Земли, на ко-
торой находится наблюдатель, создает особенности их ви-
димого перемещения по небу. □
Если следить за положениями планет из ночи в ночь, то
окажется, что одни планеты движутся сравнительно быст-
ро на фоне относительно неподвижных звезд, например
Меркурий и Венера, другие медленно — Марс и Юпитер.
И чуть заметно, как передвигается среди звезд Сатурн.
Второе отличие планет от звезд — их блеск. Все звезды мер-
цают, а планеты светят ровным, спокойным светом, отра-
женным от Солнца. Кроме того, каждая планета имеет свой
цвет: золотистый — Меркурий, белый — Венера, красно-
ватый — Марс, желтоватый — Юпитер и Сатурн.
Перемещение планет, которое можно наблюдать на небе на
фоне звезд, не что иное, как отражение их движения в про-
странстве вокруг Солнца. Планеты движутся почти в одной
плоскости и все в одну сторону, однако скорости прохож-
дения планет по орбитам разные. Чем дальше планета рас-
положена от Солнца, тем длиннее ее орбита, тем медленнее
она движется.
Все планеты вокруг Солнца движутся в ту же сторону, что
и Земля. Если смотреть со стороны Северного полюса ми-
ра, то это движение против часовой стрелки, справа налево.
Такое движение называется прямым. Однако перемеще-
ние планет на фоне звезд с Земли видится иначе. Меркурий
и Венера в орбитальном движении перегоняют Землю, ос-
тальные отстают, поэтому с Земли наблюдается как прямое,
так и попятное движение планет. Меняя прямое движение
на попятное и обратно, планета как бы останавливается на
фоне звезд. В этом случае говорят о стоянии планеты. Со-
четание прямого и попятного движений создает впечатле-
ние, будто планета на фоне звезд описывает петлю.
Величина петли зависит от удаленности планеты от Земли:
чем дальше планета, тем меньше петля. □
видимое движение планет
КОНФИГУРАЦИИ ПЛАНЕТ. Планеты Меркурий и Венера,
орбиты которых лежат внутри орбиты Земли, называются
нижними, остальные — верхними или внешними. Видимое
положение планеты относительно Солнца называется кон-
фигурацией планеты. Меркурий и Венера могут занимать
следующие конфигурации. Соединение планеты с Солн-
цем, при котором она движется прямо, называется верх-
ним соединением (планета расположена за Солнцем). Если
планета перемещается попятно, то это —нижнее соедине-
ние (планета перед Солнцем).
После верхнего соединения нижняя планета обгоняет
Солнце и, перемещаясь прямо, удаляется от него к востоку.
Видимое угловое расстояние планеты от Солнца к востоку
называется восточной элонгацией, к западу — западной (от
лат. elongatiо — удаление). Наибольшее угловое удаление
планеты от Солнца называется наибольшей элонгацией.
Из-за вытянутости орбит наибольшая элонгация Меркурия
колеблется от 18 до 28°, Венеры —от 43 до 48°. При восточ-
ной элонгации планета наблюдается вечером, после захода
Солнца. В телескоп видна половина диска планеты, выпук-
лостью к Солнцу.
После наибольшей восточной элонгации
планета начинает двигаться попятно,
сближаясь с Солнцем. Расстояние от Зем-
ли до планеты уменьшается, и угловые
размеры планетного диска растут. К Зем-
ле все больше поворачивается ночная сто-
рона планеты, поэтому фаза освещенной
поверхности уменьшается и становится
равной нулю при нижнем соединении
с Солнцем. Планета не видна, хотя рас-
стояние до нее от Земли — минимальное.
После нижнего соединения с Солнцем
планета удаляется от него к западу. Фаза
освещенной поверхности растет от 0 до
0,5 при наибольшей западной элонгации.
Наступают лучшие условия для наблюде-
ния планеты в утренние часы. Планета ос-
танавливается, потом начинает догонять
Солнце, прячась за него. Фаза становится
больше 0,5 и постепенно увеличивается
до 1,0. Наступает верхнее соединение
с Солнцем. Планета не видна, так как на-
ходится за Солнцем. □
Видимое
петлеобразное движение
планет по небу.
Орбита планет
Орбита Земли
Видимый путь
планеты
на небе
53
Солнечные
И ЛУННЫЕ ЗАТМЕНИЯ
Доля солнечного диска,
покрытая Луной, зависит
от фазы солнечного за-
тмения, т. е. от отноше-
ния закрытой в момент
затмения части диаметра
солнечного диска Луной
ко всему диаметру. При
частном затмении фаза
меньше единицы. Она за-
писывается десятичной
дробью, например 0,1
(покрыта десятая доля
диаметра солнечного дис-
ка), 0,5 (покрыта полови-
на диаметра солнечного
диска) и т. д. Когда же на-
ступает полное затмение,
то его фаза равна 1. Одна-
ко Луна не сразу закрыва-
ет солнечный диск. Сначала
идут постепенно увеличи-
вающиеся частные фазы
затмения, затем наступает
полное затмение, а по его
окончании следуют уже
уменьшающиеся фазы.а
Люди еще в древности заметили, что затмения Солнца
бывают только в новолуние, когда Луны на небе не вид-
но. Действительно, в этот момент Луна находится между
Солнцем и Землей и закрывает наше дневное светило.
Каким же образом наш естественный спутник, в несколько
сотен раз меньший Солнца, может закрыть его? Конечно,
это невозможно, если оба тела находятся на одинаковом
расстоянии от Земли. Однако Солнце расположено от Зем-
ли приблизительно в 400 раз дальше, чем Луна. С другой
стороны, поперечник Солнца приблизительно в 400 раз
больше поперечника Луны. Получается, что видимые угло-
вые размеры диаметров Солнца и Луны почти совпадают.
Когда Солнце, Луна и Земля расположены примерно на од-
ной прямой, тень от Луны падает на Землю. Там, куда она
падает, и будет наблюдаться полное солнечное затмение.
Лунная тень имеет в пространстве форму круглого конуса.
Во время солнечного затмения этот конус обращен своей
вершиной к Земле и задевает ею Землю. Однако на Землю
падает не только тень, но и полутень. По форме полутень
тоже представляет собой круглый конус, но расходящийся.
Там, где этот конус накрывает Землю, Солнце будет только
отчасти закрыто Луной. Здесь наблюдается частное затме-
ние.
Полное солнечное затмение представляет собой эффект-
ное зрелище. Яркий день вдруг сменяется ночью! Начина-
ется затмение с того, что на солнечном диске с правой сто-
роны появляется ущерб, но это пока частное солнечное
затмение. Ущерб увеличивается все больше и больше. Луне
нужен почти час, чтобы целиком закрыть Солнце. Небо
темнеет. Солнце превращается в узкий серпик, но вот исче-
зает и он. Становится темно. Появляются яркие звезды
и планеты. В том же месте, где до этого находилось Солн-
це,—черный круг, окаймленный серебристым сияни-
ем—солнечной короной. Проходит минута, другая. И вот
справа от черного диска вспыхивают яркие лучи Солнца:
на небе как бы появляется перстень с ослепительным брил-
лиантом. Исчезают звезды. Полное затмение кончилось.
54
Солнечные и лунные затмения
Солнце снова видно серпиком, но выпукло-
стью вправо. Серп растет, и примерно че-
рез час заканчивается и частное затмение.
Характер затмения во многом зависит от
расстояний между Луной и Землей, а так-
же Землей и Солнцем. Поскольку Земля
и Луна движутся по эллиптическим орби-
там, видимые с Земли поперечники Солнца
будут меняться в пределах от 31'20" до
32'31", а Луны —от 29'22" до 33'28". Зна-
чит, если видимый угловой диаметр Луны
значительно больше видимого диаметра
Солнца, полное затмение будет продолжи-
тельным (но не более 7 мин). Если же види-
мый диаметр Луны ненамного больше видимого диаметра
Солнца, то затмение будет кратковременным. Если же лун-
ный диск меньше солнечного, то Луна не закроет целиком
диск Солнца и на небе вместо полностью закрытого Солн-
ца появится яркое колечко без короны. Такое затмение на-
зывается кольцеобразным.
Бывает и так, что нигде на земной поверхности не происхо-
дит ни полного, ни кольцеобразного затмения, а только ча-
стное. В этом случае лунная тень проносится мимо Земли,
Солнечная корона
в эпоху максимума
солнечных пятен. Снято
с Земли при помощи
специального фильтра,
закрывающего
внутреннюю часть
короны. Голубой диск
в центре соответствует
диаметру видимого
Солнца, закрытого
Луной.
а земную поверхность частично накрывает полутень.
Итак, солнечные затмения бывают частными, полными
и кольцеобразными. Всякое затмение начинается как част-
ное, а в дальнейшем может быть полным или кольцеобраз-
ным. □
ЛУННЫЕ ЗАТМЕНИЯ. В отличие от солнечных, лунные за-
тмения бывают только в полнолуние, когда Луна попадает
в земную тень.
Виды солнечных затмений.
Схема солнечного
затмения.
Частное
затмение
Полное
затмение
Частное
затмение
55
Астрономия
Схема лунного
затмения.
Затмения Солнца и Луны
в глубоком прошлом счи-
тались необыкновенными
знамениями. Когда они
происходили, жрецы Древ-
него Египта, Ассирии и Ва-
вилона тщательно описы-
вали эти события и
хранили записи в тайне. За
сотни лет накопилось
много таких описаний.
Сравнивая их, жрецы об-
наружили, что затмения
разделены неравными
промежутками времени,
но повторяются в том же
порядке через 6585 суток.
Этот промежуток време-
ни египтяне назвали са-
рос, что значит «повто-
рение». Знание сароса
позволяло жрецам пред-
сказывать наступление за-
тмений, поддерживая тем
самым свое влияние и
власть. Теперь период
сароса рассчитан более
точно. Он равен 6585 сут-
кам 8 ч (точнее, 7 ч 42 мин),
или 6585,3 суток. □
Так же, как и лунные, земные тень и полутень имеют фор-
му сходящегося и расходящегося конусов соответственно.
Когда Луна попадает в полутень, говорят, что наступило по-
лутеневое затмение, а когда она заходит в саму тень — тене-
вое. Астрономы различают также частное полутеневое за-
тмение (Луна лишь частично заходит в полутень) и частное
теневое затмение (Луна только частично покрывается те-
нью Земли).
Увидеть полутеневое затмение довольно трудно, ибо блеск
Луны в этот момент ослабевает мало. Так что, когда говорят
о лунном затмении, имеют в виду теневое затмение Луны.
Происходит оно так. На небе ярко светит полная Луна,
но вот незаметно ее левый край темнеет, и наш единствен-
ный спутник начинает медленно погружаться в темную пе-
лену. Появляются слабые звезды, которые раньше не были
видны из-за яркого лунного света. Сама же Луна становит-
ся тусклой, с красноватым оттенком. Наступает полное
лунное затмение (теневое). Через некоторое время левый
край Луны начинает постепенно выходить из земной тени,
а через час все затмение заканчивается. Небо светлеет,
и меркнут слабые звезды.
Участок земной тени, пересекаемый Луной, — это круг
с поперечником, в 2,65 раза больше лунного поперечника.
Луна пересекает тень с запада на восток.
Если наш естественный спутник проходит через центр те-
ни, то полное затмение продолжается 1,5 ч. Вместе с част-
ным оно длится около 4 ч. Однако Луна может только час-
тично погрузиться в земную тень, и тогда полного затмения
вообще не произойдет. □
Так как солнечное затмение бывает в новолуние, а лун-
ное — в полнолуние, то, казалось бы, каждый месяц должны
происходить два затмения: одно — солнечное, другое —лун-
ное. Однако это случается значительно реже. Почему? Дело
в том, что плоскости земной и лунной орбит не совпадают,
они расположены под утлом 5° друг к другу. Из-за этого во
Солнечные и лунные затмения
время новолуния Луна, как правило, проходит либо выше,
либо ниже Солнца, а во время полнолуния она движется или
чуть выше, или чуть ниже тени Земли. И только два раза
в год, когда точки пересечения плоскости орбиты Луны
с плоскостью орбиты Земли (так называемые узлы лунной
орбиты, или лунные узлы) приблизительно оказываются на
линии Солнце — Земля, наступает период, когда можно уви-
деть затмение. Новолуния и полнолуния в эти периоды про-
исходят как раз вблизи узлов лунной орбиты, и, значит, лун-
ная тень обязательно упадет на Землю, а самой Луне не
избежать встречи с тенью нашей планеты.
Пребывая в одном и том же районе Земли, человек за свою
жизнь может не увидеть ни одного полного солнечного за-
тмения, так как полоски, которые рисует тень Луны на Зем-
ле, довольно узкие, шириной не более 300 км, и, пройдя по
одному месту, Луна сможет прочертить его снова, как пра-
вило, лишь через сотни лет. Лунные же затмения случают-
ся реже, но видны сразу из всех точек Земли, где Луна в это
время находится над горизонтом, так что за свою жизнь
каждый из нас видит их не один десяток.
Когда новолуние происходит вдали от лунных узлов, на рас-
стоянии более 18° от них, то Луна не закрывает Солнца
и солнечных затмений не бывает. Если новолуние наступа-
ет в пределах от 11 до 18° от лунного узла (в обе стороны от
него), то Луна не полностью закрывает Солнце, лунная тень
проходит мимо Земли и затмение будет частным. При ново-
лунии, наступающем в пределах до 11° от лунного узла, про-
исходит либо полное, либо кольцеобразное затмение.
Новолуния повторяются через 29,5 суток. Поэтому пока
Солнце проходит отрезок эклиптики в 36° (18° х 2 = 36°), по-
середине которого лежит лунный узел, на что уходит 36 су-
ток, обязательно случится, по крайней мере, одно новолу-
ние, а значит, обязательно произойдет и солнечное
затмение. Таких узлов лунной орбиты два. Значит, в году
обязательно будут два солнечных затмения. Если же ново-
луние произойдет при приближении к лунному узлу, а че-
рез месяц при следующем новолунии, Солнце будет ухо-
дить от узла, но все еще оставаясь в указанных пределах, то
в этом случае произойдут подряд два солнечных затмения.
Через полгода при прохождении Солнцем другого лунного
узла, при тех же условиях, могут быть еще два затмения,
т. е. всего четыре.
Значительно реже в году может быть пять солнечных за-
тмений.
Чаще всего каждый год происходит по четыре затмения:
два солнечных и два лунных. □
Красный или коричнева-
тый цвет Луны во время
затмения объясняется
тем, что она и в земной те-
ни освещается солнечны-
ми лучами, правда, не
прямыми, а преломленны-
ми при прохождении
сквозь атмосферу нашей
планеты. При этом голу-
бые и синие лучи в ней
рассеиваются, а красные и
оранжевые спокойно про-
ходят сквозь нее. Они-то и
могут придать Луне багро-
во-красный цвет. Если бы
у Земли не было атмосфе-
ры, то во время полного
затмения Луна вообще не
была бы видна. □
57
Прецессия
Прецессию обнаружил вели-
чайший греческий ученый
Гиппарх. В134 г. до н. э. он
наблюдал появление новой
звезды в созвездии Скор-
пиона. Это удивительное
событие вдохновило его
составить каталог звездно-
го неба, включавший около
850 звезд. Для каждой
звезды он измерил ее ши-
роту - угловое расстояние
от эклиптики, и долготу -
угловое расстояние от точ-
ки весеннего равноденст-
вия. Свои измерения он
сравнил с наблюдениями,
которые провели в Алек-
сандрии Тимохарис и Ари-
стилл за полтора века до
этого. Оказалось, что ши-
роты звезд остались преж-
ними, а вот долготы изме-
нились. Значит, эклиптика
сохранила свое положение
на фоне звезд, а вот точка
равноденствия, где эклип-
тику пересекает небесный
экватор, передвинулась
вправо. Отсюда Гиппарх за-
ключил, что небесный эк-
ватор медленно поворачи-
вается так, что точки его
пересечения с эклиптикой
движутся навстречу годич-
ному движению Солнца. □
Несферичность формы нашей планеты, подверженной
влиянию притяжения Луны и Солнца, приводит к изме-
нению направления оси Земли при ее вращении и, как след-
ствие, к изменению местоположения полюсов мира относи-
тельно звезд. Для земного наблюдения это значит, что со
временем полюсы мира будут указывать на другие звезды
и созвездия. □
ТОЧКА ВЕСЕННЕГО РАВНОДЕНСТВИЯ медленно дви-
жется по эклиптике навстречу Солнцу, и оно ежегодно воз-
вращается к этой точке раньше, чем завершает полностью
свой путь по эклиптике относительно звезд. Происходит
предварение равноденствия, или прецессия (от лат. ргаесе-
sio — предшествование, предварение).
По современным измерениям, под влиянием прецессии
точка весеннего равноденствия смещается с востока на
запад примерно на 50,2 " в год, совершая полный оборот за
25 771 лет, т. е. почти за 26 тыс. лет.
Причину прецессии объяснил Исаак Ньютон тем, что Зем-
ля не является идеальным шаром, поэтому Луна и Солнце,
притягивая экваториальные выступы сплюснутой Земли,
стремятся повернуть ось ее вращения.
Вспомним, что происходит с обыкновенной игрушкой — вра-
щающимся волчком. Если его ось не строго перпендикуляр-
на к подставке, то она описывает конусообразную поверх-
ность вокруг вертикальной линии.
Подобное происходит с Землей. Если бы она была идеаль-
ным по форме шаром, с ее осью вращения ничего не проис-
ходило бы. Однако Земля сжата у полюсов и вздута в эква-
ториальной зоне. Луна и Солнце, когда они не находятся
в плоскости экватора, своим притяжением воздействуют на
экваториальную выпуклость Земли. Та часть выпуклости,
которая оказывается ближе, скажем, к Луне, испытывает
большее притяжение, чем противоположная выпуклость на
другой стороне Земли. Разница притяжений создает пару
сил, стремящуюся повернуть ось вращения Земли так, что-
бы она стала перпендикулярной к орбитальной плоскости.
Прецессия
По законам механики, это приводит к тому, что земная ось
медленно меняет свое направление, описывая в простран-
стве конус с вершиной в центре Земли с периодом 26 тыс.
лет. Ось этого конуса остается перпендикулярной к плоско-
сти орбиты Земли (т. е. к плоскости эклиптики).
Для наблюдателя, находящегося в Северном полушарии,
прецессионное движение земной оси совершается по часо-
вой стрелке, а на небесной сфере, наоборот, полюс мира
будет двигаться против часовой стрелки. Напомним, на не-
бесную сферу мы смотрим изнутри, поэтому вращение по-
люса мира обратное.
В целом прецессионное движение не изменяет наклона
земной оси к плоскости орбиты. Этот наклон составляет
66,5° (точнее, 66°34'), а с перпендикуляром к плоскости ор-
битальной—23,5° (точнее, 23°26'). Так что, когда мы гово-
рим, что земная ось не меняет своего направления в про-
странстве, так как перемещается параллельно самой себе,
это не совсем так.
Как уже отмечалось, прецессионное движение земной оси
вызывается Луной и Солнцем. Но солнечное воздействие
в два раза слабее лунного. Из общей суммы 50,2 " в год 16 "
приходится на действие Солнца и 34,2 " — на Луну.
Прецессионное воздействие Солнца и Луны меняется по
величине. Оно достигает наибольшего значения, когда
склонения Солнца и Луны наибольшие по абсолютному
значению, например, когда они вблизи точек летнего или
зимнего солнцестояний. Когда же оба светила находятся
в плоскости экватора и их склонение д = 0°, то прецессион-
ные силы обращаются в нуль. Но Солнце меняет склонение
с положительного на отрицательное в течение года, а Лу-
на—в течение месяца. Из-за этого возникают периодичес-
кие мелкие колебания земной оси, которые называются ну-
тацией (лат. nutatio — качание, колебание). Наибольшее из
них имеет период 18,67 года, т. е. равно периоду обращения
узлов лунной орбиты. Из-за нутации полюсы мира (Север-
ный и Южный) на небесной сфере тоже описывают ма-
ленькие эллипсы, их большие оси равны всего 18,42 " (угло-
вых секунд), а малые — 13,72 ".
Вследствие прецессии Северный полюс мира перемещает-
ся относительно звезд, описывая окружность вокруг Се-
верного полюса эклиптики на расстоянии около 23,5°. Юж-
ный полюс мира то же самое движение совершает вокруг
Южного полюса эклиптики, который лежит рядом со звез-
дой д Золотой Рыбы.
Но описываемые полюсами мира малые круги не замыка-
ются, потому что полюса эклиптики тоже немного переме-
щаются среди звезд. □
Движение Северного
полюса по небу.
Под влиянием прецессии
Северный полюс мира
кружится по шести со-
звездиям: Малой Медве-
дице, Цефею, Лебедю,
Лире, Геркулесу и Драко-
ну. Этот цикл продолжа-
ется 257 веков. Прошлый
раз, когда полюс мира
был возле Полярной
звезды - Малой Медве-
дицы, люди жили еще в
середине каменного века.
Неандертальцы уже вы-
мерли и появились кро-
маньонцы. Какими же бу-
дут люди в следующий
раз, через 257 веков? □
Прецессия приводит к
медленному изменению
вида звездного неба для
каждой точки Земли. Не-
которые невидимые ранее
звезды станут восходя-
щими, а некоторые види-
мые - невосходящими.
Несколько тысяч лет на-
зад в Европе был виден
Южный Крест. Сейчас он
не виден в наших широ-
тах. Но через 10 тыс. лет
он снова будет виден.
Можно будет также любо-
ваться самой близкой к
нам звездой Толиманом -
а Центавра. Но с нашего
горизонта исчезнут ярчай-
шая звезда всего неба Си-
риус и звезды южной час-
ти созвездия Ориона. □
Время и его измерение
Измерение времени пред-
полагает наличие некото-
рого процесса, повторяю-
щегося с очень строгой
периодичностью. Таким
процессом долго считали
вращение Земли вокруг
своей оси. Период этого
вращения назвали сутка-
ми, а его доли - часами,
минутами и секундами,
которые стали основны-
ми единицами времени.
Однако еще немецкий
философ Иммануил Кант
отметил, что приливное
влияние Луны очень мед-
ленно, но неуклонно тор-
мозит вращение Земли и
что сутки в связи с этим,
должно быть, удлиняют-
ся. Появилась необходи-
мость в более стабильной
единице времени, чем
сутки. □
Ошибка в определении
времени, возникающая
из-за неравномерности
вращения Земли.
Вопрос «Который час?» можно услышать повсюду: дома,
на улице, в школе, на работе... Трудно представить, что
будет, если в нашей обычной жизни не пользоваться часа-
ми! Еще большее значение точное время имеет в научных
исследованиях и работах: при определении координат и со-
ставлении карт, при проведении астрономических наблю-
дений и физических экспериментов, при запуске космиче-
ских ракет и в космических исследованиях, а также
в различных производственных процессах. □
У ХАЛДЕЙСКИХ ЖРЕЦОВ в Вавилоне часами служил гно-
мон-столб, установленный вертикально на ровной пло-
щадке. Солнце освещало гномон, который отбрасывал тень
на площадку. На ней был расчерчен циферблат, позволяв-
ший узнать время. В IV в. до н. э. гномоном стали пользо-
ваться в Греции. Позже были придуманы сложные солнеч-
ные часы, пригодные для любого времени года. Затем
у разных народов появились различные механические ча-
сы с зубчатыми колесами и стрелками на циферблате. На-
конец, построили часы с маятником. Очень сложно устрое-
ны астрономические часы для хранения точного времени.
Астрономические часы проверяют по моментам прохожде-
ния звезд через небесный меридиан. Все было бы просто, ес-
ли бы Земля вращалась равномерно, но это не так. Зафикси-
рованы вековые, сезонные и скачкообразные изменения
угловой скорости вращения Земли. Вековое замедление вра-
щения Земли обусловлено лунно-солнечными приливами.
С помощью наиболее точных атомных часов удалось опреде-
лить даже сезонные неравномерности вращения Земли. На-
пример, в июле сутки короче апрельских и ноябрьских при-
мерно на 0,001 с, что вызвано перераспределением
атмосферного давления, изменением снежного покрова
и другими причинами. □
ЗЕМНОЙ ШАР можно рассматривать как гигантские солнеч-
ные часы с циферблатом от 0 до 24 ч. За единицу времени
в астрономии принимают время полного оборота Земли вок-
Время и его измерения
руг оси или, что то же самое, время видимого вращения
небесного свода. Это время называют звездными
сутками. Солнечные сутки, которые определяют-
ся как промежуток времени между двумя пос-
ледовательными верхними кульминациями
центра солнечного диска, продолжительнее
звездных на 3 мин 56 с, т. е. почти на 4 мин. Раз-
ница обусловлена годичным движением Солнца
по эклиптике. За сутки Солнце перемещается
среди звезд в направлении, обратном видимому су-
точному вращению небесной сферы (с запада на вос-
ток) примерно на два диаметра своего диска, т. е. на 1°. Зна-
чит, чтобы Солнце оказалось на меридиане, небесной сфере
нужно еще повернуться на 1°, а на это уходит около 4 мин.
Момент верхней кульминации Солнца называется полднем,
а нижней — полночью. Положение Солнца относительно
небесного меридиана, т. е. его часовой угол, определяет для
данного пункта Земли местное солнечное время. Однако про-
Земной шар в роли
часов. На каждом
географическом
меридиане свое местное
время.
должительность солнечных суток не строго постоянна и меня-
ется в течение года. Это связано с изменением скорости Зем-
ли на орбите вокруг Солнца и с наклоном плоскости
эклиптики к плоскости небесного экватора, поэтому астроно-
мы ввели такое понятие, как равномерно идущее среднее сол-
нечное время, которое может на несколько минут отличаться
в ту или иную сторону от истинного солнечного времени, не-
посредственно связанного с положением Солнца на небе.
Если на каком-то географическом меридиане Солнце нахо-
дится в верхней кульминации, то там полдень. На меридиа-
не, лежащем на 15° восточнее, — уже 13 ч. и т. д. Наоборот,
на меридианах, лежащих к западу на 15, 30, 45°, будет соот-
ветственно 11, 10, 9 ч и т. д.
Все населенные пункты, лежащие на одном и том же мери-
диане, имеют одинаковое местное время. Чем больше раз-
ница их долгот, тем больше разница во времени. Например,
когда в Москве 12 ч, то в Нижнем Новгороде на 26 мин
больше, а в Смоленске на 22 мин меньше.
Пользоваться местным временем в повседневной жизни не-
удобно, поэтому в 1884 г. была предложена поясная система
счета времени, при которой счет времени ведется по пока-
заниям только 24 основных географических меридианов,
отстоящих друг от друга по долготе на 15°, т. е. на 1 ч. Эти ме-
ридианы проходят приблизительно посередине каждого ча-
сового пояса. За основной меридиан нулевого пояса принят
Гринвичский, от которого отсчитываются и географиче-
ские долготы. Время нулевого часового полюса называют
всемирным временем. Большинство стран Европы относят-
ся к 1-му часовому поясу. □
В XX в. были открыты
весьма стабильные колеба-
тельные процессы, среди
которых - колебания атома
в отдельной молекуле. Этот
процесс и используется в
настоящее время в самых
точных атомных часах, по
которым корректируется
продолжительность многих
астрономических процес-
сов, например замедление
вращения Земли или не-
равномерность этого вра-
щения в разные времена
года. □
Календарь
Вавилонская табличка
с астрономическими
сведениями,
около 550 г. до н. э.
1ля. исчисления больших промежутков времени необхо-
и j дим календарь. Существуют три основных вида календа-
рей — солнечный, лунный и лунно-солнечный. Более распро-
странен солнечный календарь, связанный с периодической
сменой времен года — основой хозяйственной деятельности
человека. Однако периоды изменений положения Солнца
и Луны (год и месяц) не содержат целого числа солнечных
суток, что вынуждает конструировать искусственные кален-
дарные системы, более пригодные для практического ис-
пользования. □
КАЛЕНДАРЕМ называется система исчисления больших
промежутков времени. Самое трудное в календаре — согла-
совать продолжительность года и месяца с сутками.
Продолжительность обращения Земли вокруг
Солнца (точнее, промежуток времени меж-
ду прохождением центра Солнца через
точку весеннего равноденствия) на-
зывается тропическим годом. Он
составляет 365 суток 5 ч 48 мин
46,1 с, т. е. 365,242199... су-
ток, поэтому измерять
продолжительность года
в сутках можно только
приближенно. Луна
полностью меняет
свои фазы за 29 су-
ток 12 ч 44 мин
2,8 с, т. е.
за 29,530588... су-
ток. Эти «небес-
ные дроби» ос-
ложняют
календарный
счет времени.
Разные народы
в разное время
гж
Календарь
создали три вида календарей: солнечные, лунные и лунно-
солнечные. Солнечные календари построены на основе
движения Солнца, в них пытались согласовать между собой
сутки и год. Лунные календари, с помощью которых хоте-
ли соотнести продолжительность суток и лунного месяца,
построены на основе движения Луны. В лунно-солнечных
календарях сделана попытка упорядочить между собой все
три единицы времени. Годы лунного календаря содержат
попеременно 354 и 355 дней, т. е. они на 10—11 дней короче
солнечных. Лунный календарь сохранился у некоторых на-
родов, исповедующих ислам. Лунно-солнечный календарь
применяется у евреев, исповедующих иудаизм, для исчис-
ления сроков религиозных праздников. Большинство стран
ориентируется по солнечному календарю. □
НЕКОТОРЫЕ НАРОДЫ создали особый вид календаря.
Это так называемый циклический календарь, используе-
мый в Восточной и Юго-Восточной Азии. В его основу по-
ложен полный оборот Юпитера по небесной сфере за
12 лет (точнее, 11,862 г.), а также лунный месяц. Календарь
использовали кочевники, поэтому каждый год носит на-
именование животного: 1-й —мышь (крыса); 2-й —корова
(бык); 3-й —тигр; 4-й —заяц (кролик); 5-й —дракон;
6-й —змея; 7-й —лошадь; 8-й —овца (баран); 9-й — обезьяна;
В лунно-солнечном кален-
даре согласование меся-
цев и годов можно провес-
ти двумя способами.
Первый способ: 8 солнеч-
ных лет равны 2922 дням;
такое же число дней со-
держится в 99 лунных ме-
сяцах, из них в 48 - по
29 дней, а в 51 - по 30
дней. Существует и другое
равенство: 19 солнечных
лет=235 лунным месяцам =
= 6940 дням. Примерно с
600 г. до н. э. в вавилон-
ском календаре использо-
вался 8-летний цикл, а с
конца IV в. до н. э. -
19-летний цикл. Хроноло-
гия велась по датам прав-
ления царей: счет годов на-
чинался с даты воцарения
Набонассара- 26 февраля
747 г. до н. э., т. е. от ре-
ального исторического со-
бытия. □
10-й — курица (петух); 11-й — собака; 12-й — свинья
(кабан).
За основу более значительного календар-
ного цикла принят цикл в 60 лет —
примерное время двух оборотов Са-
турна по небесной сфере
(29,458 лет). Юпитер за это вре-
мя совершает около пяти
оборотов. В каждом 60-лет-
нем цикле насчитывается
по 21 912 суток, и он со-
стоит из пяти 12-летних
лунных циклов, со-
держащих различное
число дней —от 353
до 385. Новый год
| цикла приходится
на январское или
февральское ново-
луние, которое бы-
вает в промежутке
с 21 января по 20
февраля.
Римский календарь.
Число дней, недель
и месяцев можно было
сосчитать, пользуясь
отверстиями
в каменной плите.
63
Астрономия
Для китайских составителей календаря цифра «5» явилась
to
^iySS^XQS
vysrr.-
1шс
символом пяти элементов природы, которым соответствует
определенный цвет: дерево — синий, зеленый; огонь —крас-
ный; земля — желтый; металл —белый; вода —черный. По-
скольку в каждом 60-летнем цикле одно и то же животное
встречается пять раз с промежутком в 12 лет, то для разли-
чия годов пользуются цветной символикой. Например, го-
ды мыши имеют такие обозначения: 1-й —синяя мышь;
13-й —красная мышь; 25-й —желтая мышь; 37-й —белая
мышь; 49-й — черная мышь. Очередной 60-летний цикл на-
чался с 1984 г. и закончится в 2043 г. □
Юлианский календарь
на каменной колонне.
У ИСТОКОВ КАЛЕНДАРЯ, которым мы сейчас пользуемся,
лежит римский календарь. За 700 лет до н. э. в римском кален-
даре было 10 месяцев — мартиус (первый месяц в году), апри-
лис, майюс, июниус, квинтилис, секстилис, септембер, окто-
бер, новембер и децембер. Первый месяц был назван в честь
бога войны Марса; второй, возможно, происходит от латин-
ского слова «априкус» — «согреваемый Солнцем»; третий на-
зван по имени богини Земли — Майи, матери бога Меркурия;
РИМСКИЙ КАЛЕНДАРЬ
VII в. до н.э.
Название месяца Число дней Название месяца Число дней
I Мартиус 31 VIIСептембер 29
II Априлис 29 VIII Октобер 31
III Майюс 31 IX Новембер 29
IV Июниус 29 X Децембер 29
V Квинтилис 31 XI Януарис 29
VI Секстилис 29 XII Фебруариус 28
ЮЛИАНСКИЙ КАЛЕНДАРЬ
45 г. до н. э.
Современное название месяца Число дней Римское название месяца
I Январь 31 Януариус
II Февраль 29(30) Фебруариус
III Март 31 Мартиус
IV Апрель 30 Априлис
V Май 31 Майюс
VI Июнь 30 Июниус
VII Июль 31 Квинтилис
VIII Август 30 Секстилис
IX Сентябрь 31 Септембер
X Октябрь 30 Октобер
XI Ноябрь 31 Новембер
XII Декабрь 30 Децембер
четвертый — по имени
богини Юноны, супруги
Юпитера. Последующие
месяцы сохраняли свои
числовые латинские
обозначения. Март, май,
июль и октябрь имели по
31 дню, остальные —по
30 дней. В календарном
году было 304 дня.
Во времена легендарно-
го царя Нумы Помпи-
лия в календарь (650 г.
до н. э.) добавили два
месяца — одиннадцатый
и двенадцатый (январь
и февраль). Один из них
был назван по име-
ни двуликого бога Яну-
са — януариус, а дру-
гой — фебруариус (от
лат. «очистительный»,
название связано с об-
рядом очищения в Древ-
нем Риме). Римляне чет-
ное число считали
несчастливым, поэтому
64
Календарь
к календарному году прибавили 51 день и перетасовали ко-
личество дней в остальных месяцах. В них стало либо 29, ли-
бо 31 день. Только фебруариус оказался вдвойне «несчаст-
ливым»: он был последним месяцем в году, короче других
и содержал четное число дней. В году стало 355 дней, что по-
чти совпадало с продолжительностью лунного года. Начало
каждого месяца определяли по новолунию. Специальные
глашатаи на площадях объявляли народу начало каждого
месяца или года. Первое число каждого месяца римляне на-
зывали «календами»; от латинских слов «календы» и «ка-
лендариум» (книга для записи долгов) произошло слово
«календарь».
В 45 г. до н. э. Юлий Цезарь, используя расчеты александрий-
ского ученого Созигена, ввел календарь, получивший назва-
ние юлианского (ныне это календарь старого стиля).
К прежнему календарю добавили 10 дней, которые Созиген
отдал коротким месяцам. В основу календаря было положе-
но годичное движение Солнца по 12 зодиакальным созвезди-
ям. Первым месяцем стал януариус, так как римские консу-
лы ежегодно вступали в должность с первого числа этого
месяца. Нечетные месяцы состояли из 31 дня, четные — из
30. Только фебруариус имел 29 — 30 дней.
В связи с переносом начала года на 1 януариуса названия
месяцев перестали соответствовать их числовым значени-
ям: сентембер (седьмой) стал девятым, октобер (вось-
мой)—десятым, новембер (девятый) — одиннадцатым и де-
цембер (десятый)—двенадцатым; то же было с пятым
и шестым месяцами. Пятый месяц квинтилис стал седьмым
и к тому же вскоре был назван июлем по имени Юлия Це-
заря, а шестой месяц — секстилис стал восьмым, и позже
его нарекли в честь императора Августа. К августу также
добавили один день из фебруариуса, чтобы в месяце импе-
ратора было дней не меньше, чем в месяце Юлия Цезаря
(31). Таким образом фебруариус стал самым коротким ме-
сяцем года (28 — 29 дней).
Средняя продолжительность года юлианского календа-
ря—365 дней и 1/4 дня, что очень близко к продолжитель-
ности тропического года. Чтобы год содержал целое число
дней, условились в течение трех лет считать в каждом году
по 365 дней, а в четвертом — високосном (год, номер которо-
го делится на 4 без остатка) — 366. В те времена добавочный
день помещали между 23 и 24 фебруариуса и раз в четыре
года его дважды считали до мартовских календ. Это дела-
лось из суеверного опасения, чтобы эту операцию с кален-
дарем не заметили боги. По-латыни «шестой» — «секстус»,
а «еще раз шестой» — «биссекстус». На Руси греческая бук-
Календарь вавилонян был
заимствован ассирий-
цами, разрушившими Ва-
вилон в 689 г. до н. э., а
потом его переняли и ев-
реи. □
Эра «от сотворения мира»
исчислялась у разных на-
родов по-разному. Так, со-
гласно древнееврейскому
календарю, мир был со-
творен в 3761 г. до н. э. -
на 1747 лет позже, чем по-
лагали в Византии □
Астрономия
Календарь ацтеков.
Астрономы Вавилонии (го-
сударства, существовав-
шего несколько тысяч лет
назад на территории со-
временного Ирака) посте-
пенно заменили лунный
календарь лунно-солнеч-
ным. Продолжительность
лунного года - 354 дня,
а солнечного - 365 дней.
Чтобы в солнечном году
умещалось целое число
лунных месяцев, надо бы-
ло через определенный
период вставлять добавоч-
ный 13-й месяц.
Из клинописных табличек,
где помещены астрономи-
ческие сведения, стало из-
вестно, что вавилонские
астрономы делали вставки
13-го месяца нередко в со-
ответствии с положением
Солнца на эклиптике. Вот,
например, запись на одной
из табличек: «Если в пер-
вый день нисану Луна на-
ходится в соединении
с Плеядами, год простой.
Если на третий день ниса-
ну Луна в соединении
с Плеядами, год полный»
(т. е. 13-месячный). □
ва бэта (/3) произносилась как «в». Так появилось слово «ви-
сокос».
Семидневная неделя пришла в юлианский календарь
с христианством, а названия шести дней недели в честь
«блуждающих» светил—Солнца, Луны, Марса, Меркурия,
Юпитера, Сатурна —были заимствованы из вавилонского
календаря (так, например, слово «понедельник» произо-
шло от слова «луна» и в английском языке — Monday,
от moon — «луна», и в немецком языке — Montag,
от Mond — «луна», и во французском языке — lundi,
от lune — «луна»). Решение о нерабочем дне и празднова-
нии воскресенья принял римский император Константин
в 321 г.
В 325 г. состоялся Никейский Вселенский церковный со-
бор, на котором было решено праздновать Пасху в первое
воскресенье после первого весеннего полнолуния, т. е. пол-
нолуния, следующего за днем весеннего равноденствия (21
марта).
Разница между юлианским и тропическим годами состав-
ляет 11 мин 14 с. За 128 лет накапливаются сутки. Таким об-
разом, через 1200 лет после Никейского собора юлианский
календарь отстал от природы на 10 дней, а дата весеннего
равноденствия переместилась на 11 марта.
Итальянский ученый Лилио (Джильо) разработал кален-
дарь, уменьшив на три число високосных лет за 400 лет. Ви-
сокосным он предложил считать лишь те вековые года, чис-
ло столетий которых делится на 4 без остатка. Римский
папа Григорий XIII буллой ввел этот новый календарь (от-
66
Календарь
сюда и название —григорианский),
отбросив лишние 10 дней. Таким об-
разом, в 1582 г. после четверга 4 ок-
тября пятница уже была 15 октября,
а весеннее равноденствие вновь при-
шлось на 21 марта. Средняя продол-
жительность года в таком календаре
настолько близка к тропическому,
что ошибка календаря в одни сутки
накапливается лишь за 3300 лет.
В XX в. разница между календарями
старого и нового стилей стала равна
Происхождение названий дней недели на Руси
Дни недели Откуда происходят названия
Понедельник По (после) недели
Вторник Второй день
Среда Средний
Четверг Четвертый
Пятница Пятый
Суббота Саббат (шабаш)
Воскресенье Неделя (нет дел)
13 суткам (из числа високосных были
исключены 1700, 1800 и 1900 гг.). По обоим календарям
2000 г. считается високосным, а 2100 г.— нет, поэтому
с 2100 г. разница между стилями станет равна 14 суткам.
В Древней Руси новый год начинался в марте, в дни, близ-
кие к весеннему равноденствию, когда появлялась молодая
Луна. С принятием христианства в X в. на Русь пришел
юлианский календарь с римскими наименованиями меся-
цев и семидневной неделей. В 1492 г. по византийским обы-
чаям начало года перенесли на 1 сентября, а летоисчисле-
ние вели «от сотворения мира»: это был 7000 г. Слова
«воскресенье» вместо «неделя», а «неделя» вместо «седми-
ца» стали употреблять только в XVI в.
Новое летоисчисление на Руси было введено Пет-
ром I с 1 января 1700 г. «от Рождества Христова», которое
последовало за 31 декабря 7208 г. «от сотворения мира». □
ЛЕТОИСЧИСЛЕНИЕ КАЛЕНДАРЯ берет отсчет от како-
го-либо мифологического или исторического события. На-
чало летоисчисления в христианской эре (по церковным
документам —с 724 г. н. э.) достаточно условно отнесено
к рождению Иисуса Христа. С XV в. все документы рим-
ских пап имели даты «от Рождества Христова». Византий-
ская же эра «от сотворения мира» отсчитывается от 1 марта
5508 г. до н. э.
Мусульманская эра называется «хиджра» (по-араб-
ски—бегство, переселение). Основатель ислама пророк
Мухаммед (Магомет) и его приверженцы переселились (бе-
жали) из Мекки в Медину в сентябре 622 г. н. э. Халиф
Омар I в 638 г. н. э. объявил год хиджры началом мусульман-
ского летоисчисления, а началом года назначил 1-е число
1-го месяца (мухаррама), что соответствовало тогда 16 июля
622 г. н. э. Так, 1 мухаррама 1421 г. хиджры соответствует
четвергу 6 апреля 2000 г. н. э. Мусульманская эра основана
на лунном календаре. □
Как исследуют планеты
Методы исследования Зе-
мли совершенствовались
вместе с развитием науки:
сначала были изучены раз-
меры и форма нашей пла-
неты, закономерности ее
движения в пространстве,
затем - основные особен-
ности внутреннего строе-
ния Земли и проис-
ходящие в ее недрах
геологические процессы.
Наконец на основе сово-
купной информации о
Солнечной системе уда-
лось установить основные
закономерности космого-
нии (происхождения) Сол-
нечной системы и Земли
как одной из ее планет. □
Несмотря на довольно близкие по космическим масшта-
бам расстояния планет от Земли, эти небесные тела
очень трудно исследовать — ведь в отличие от звезд планеты
не излучают собственного видимого света, они требуют спе-
цифических методов исследований, а изучение мелких де-
талей на поверхности вообще немыслимо без дорогостоя-
щих космических экспериментов. Тем не менее первые
систематические наблюдения планет (а также и Солнца),
попытки понять их видимое движение по небу — это то, с че-
го начиналась самая древняя наука — астрономия. □
ПОЧЕМУ НЕОБХОДИМО ИССЛЕДОВАТЬ планеты вместе
с Землей? Прежде всего, чтобы лучше понимать тот мир,
в котором мы живем, его происхождение и развитие, роль че-
ловека в нем. Жизнь человека, как и всего общества в целом,
основана на прогнозировании событий. Для верного прогно-
зирования надо знать законы, управляющие миром. Яркий
пример: именно исследование движения планет привело
к открытию одного из основных законов, определяющих раз-
витие мира, — закона всемирного тяготения. Оказалось, что
Космический аппарат
ERS-1, предназначенный
для изучения различных
районов земной
поверхности.
68
Как исследуют планеты
математически простой закон удивительно точно описывает
движение планет. С его помощью достаточно легко модели-
ровать их движение. Ввиду очень большого по сравнению
с поперечниками планет расстояния между ними, а также
вследствие низкой плотности вещества в межпланетном про-
странстве и огромной массы Солнца по сравнению с массой
планет, движение планет можно рассматривать как движе-
ние точек, обладающих определенной массой, в поле тяготе-
ния Солнца, а взаимное притяжение планет может учиты-
ваться в качестве малой поправки.
Точность прогнозирования движения планет (и Земли
с Луной) достаточно велика, что помогает, например, опре-
делять моменты и обстоятельства солнечных затмений, за-
регистрированных за всю историю человечества. Это, в ча-
стности, позволяет установить и хронологию многих
исторических событий, если они «привязаны» к затме-
ниям. □
В разное время програм-
мы исследования планет
осуществлялись различ-
ными космическими ап-
паратами (КА).Среди КА,
работающих на околозем-
ных орбитах, надо осо-
бенно отметить космиче-
ский телескоп «Хаббл»,
наблюдавший планеты в
ультрафиолетовой облас-
ти спектра, недоступной с
поверхности Земли. Но
самый большой объем
информации о планетах
был получен с помощью
аппаратов, становящихся
спутниками планет или
работающими на их по-
верхности.□
В ОСНОВЕ ИЗУЧЕНИЯ ЗЕМЛИ лежат два метода исследо-
ваний. Первый метод —это дистанционное наблюдение,
когда ученые регистрируют то или иное явление, которое
затем интерпретируют с помощью построения соответ-
ствующих моделей (к таким способам наблюдений, напри-
мер, относятся фотосъемка или исследование глубины
океана с помощью специального гидроакустического при-
бора-эхолота). Второй метод — исследование, при котором
«контактным» путем непосредственно изучают свойства
объекта (например, химический состав, плотность, фазо-
вое состояние, прочностные свойства и т. д.). Дистанцион-
ные исследования в большинстве случаев сводятся к анали-
зу электромагнитного, акустического и корпускулярного
излучений объекта. Так, исследование распространения
акустических колебаний в теле Земли (сейсмических волн),
возбуждаемых, в частности, при землетрясениях, позволя-
ет познать особенности внутреннего строения нашей пла-
неты.
Все методы, применяемые для исследования других планет,
представляют собой развитие методов познания Зем-
ли — геологических, геодезических, картографических, гео-
физических и геохимических. Так, например, методы
радиационной геохимической разведки, основанные на ис-
следовании ядерных излучений, своеобразным образом
трансформировались в методы изучения геохимии других
планет. По спектрам их гамма- и рентгеновского излучения
ученые определяют содержание радиоактивных элементов
в коре безатмосферных тел Солнечной системы. Неодно-
родность распределения радиоактивных элементов на по-
69
Астрономия
верхности в сочетании с другими данными
о планете позволяет судить о геологических
процессах и строении ее недр. Методы так
называемого нейтронного каротажа, ис-
пользуемые в земной геофизической раз-
ведке для поисков нефтяных месторожде-
ний, в применении к исследованиям планет
позволили по спектрам нейтронов, рассе-
иваемых поверхностными слоями Луны
и Марса, обнаружить на них неравномерно
распределенные залежи водородосодержа-
щих соединений. □
КА «Луна-9», совершив-
ший первую мягкую по-
садку на Луну в феврале
1966 г.
Автоматическая лунная
станция, размещаемая
в верхней части внутри
шара, показана внизу
с развернутыми лепест-
ковыми панелями.
На Землю были переда-
ны изображения панора-
мы окружающей местно-
сти и данные
по радиации.
МЕТОДЫ ПОЛУЧЕНИЯ ИНФОРМАЦИИ
о планетах и спутниках также можно разде-
лить на две группы:
— группа дистанционных методов наблюде-
ния планет с Земли или с космических аппа-
ратов (регистрация электромагнитного из-
лучения планет или радиолокация);
— группа прямых методов изучения планет
и их атмосфер.
Остановимся сначала на дистанционных ме-
тодах. Электромагнитное излучение, прихо-
дящее от планет, исследуется в очень широком диапазоне — от
гамма-лучей, возбуждаемых жестким корпускулярным и све-
товым излучениями Солнца (что позволяет судить о составе,
плотности, температуре верхних слоев атмосферы планет
и о составе поверхностных слоев безатмосферных тел), до ин-
фракрасного и радиоизлучения (что в сочетании с другими
данными помогает изучить тепловой режим на планете, а рас-
сеяние электромагнитных волн дает возможность судить
о строении атмосфер планет и строении поверхности безат-
мосферных тел).
Радионаблюдения планет дают важнейшую информацию
о свойствах их поверхностей. Например, эти методы ис-
пользуются для определения температуры на некоторой
глубине под поверхностью, позволяют оценить величину
диэлектрической постоянной вещества. Для изучения пла-
нет используется и радиолокация, которую можно выпол-
нять как с Земли, так и с космических аппаратов. По изме-
нению смещения частоты радиосигнала, посылаемого
к Земле искусственным спутником планеты или космичес-
ким зондом в окрестности планеты, определяют ее массу
и гравитационные аномалии. Кроме того, радиолокация
с искусственных спутников планеты позволяет оценивать
профили рельефа участков планеты и ее фигуру (форму),
70
Как исследуют планеты |
а при использовании радиолокаторов бокового обзора — из-
учать рельеф поверхности планеты по рассеянию радио-
волн определенной длины. Для этих целей наряду с радио-
высотомерами используются и лазерные альтиметры,
у которых зондирующий импульс формируется на борту
искусственного спутника при помощи лазера. Радиолока-
ционные исследования дают возможность также оценить
характерные углы склонов поверхности и степень ее изры-
тости.
И все же основную массу информации о планетах получа-
ют путем регистрации излучения в ультрафиолетовом, ви-
димом и инфракрасном диапазонах спектра. Самый рас-
пространенный метод —съемка поверхности планет или
Луны в видимом диапазоне излучения, что позволяет про-
изводить фотометрические измерения участков и опреде-
лять отражательную способность поверхности (альбедо),
а также поляризационные свойства самого поверхностного
слоя. На основе этих данных создаются карты планет,
на которых отображается информация о распределении
видимой яркости в различных диапазонах спектра и ин-
формация о поляризации излучения, а также и другие ха-
рактеристики поверхности. Наблюдая инфракрасную
область спектра, ученые определяют температуру поверх-
ности. По характеру изменения температуры поверхност-
ного слоя выделяют районы с различной толщиной пылево-
го покрова, с выходами скальных пород и обилием
скальных фрагментов на поверхности. Много важной ин-
формации дают изображения поверхности планет в раз-
личных лучах спектра, получаемые космическими аппа-
ратами с близкого расстояния. Для этого широко
используются такие детекторы излучения, как ПЗС-матри-
цы, позволяющие преобразовать изображение в сочетание
электрических импульсов, представить его в цифровой
форме и передать на Землю по радиоканалу развертку изо-
бражения в виде последовательности цифровых сигналов.
Изучение планет и спутников с поверхности Земли сущест-
венно затрудняется тем, что атмосфера нашей планеты
пропускает электромагнитные колебания лишь в опреде-
ленных участках спектра. Кроме того, неспокойная земная
атмосфера ограничивает угловое разрешение находящихся
на поверхности Земли оптических телескопов. Частично
эти трудности удается преодолеть, выбирая для размеще-
ния астрономических инструментов места на значительных
высотах с подходящими для исследований условиями, со-
здавая телескопы с адаптивной (приспосабливающейся) оп-
тикой, компенсирующей неспокойность атмосферы, и раз-
рабатывая специальную методику получения и обработки
Автоматическая станция
«Венера-11», имевшая на
борту спускаемый аппа-
рат, который совершил
посадку на Венеру
в 1978 г. Эта станция по-
добна станциям
«Венера-9» и
«Венера-10», ставшими
первыми искусственны-
ми спутниками этой пла-
неты. Информация, полу-
ченная спускаемыми
аппаратами
и комплектом приборов
станций, содержала
параметры частиц и по-
лей в околопланетном
пространстве, тепловые,
визуальные и спектро-
скопические характерис-
тики верхних слоев
атмосферы, данные
о взаимодействии сол-
нечного ветра с плане-
той, о рельефе ее по-
верхности и другие
характеристики.
Телевизионные камеры
спускаемых аппаратов
передали в очень жест-
ких условиях Венеры
(температура около
740 К, давление 90 ат)
первые панорамы
ее поверхности.
Астрономия
КА «Галилео» (США) был
запущен в 1989 г. и вы-
шел на орбиту Юпитера
через 6 лет полета,
в 1995 г.
С его помощью получили
большой объем инфор-
мации о Юпитере и его
спутниках.
Фотомонтаж. НАСА.
В ряду крупнейших кос-
изображений. В настоящее время все же наиболее
ценную информацию о планетах получают не
с Земли, а с помощью космических аппаратов,
для чего, конечно, требуются специальные методы,
обеспечивающие не только проведение самих на-
блюдений, но и передачу их результатов на Землю.
Атмосфера поглощает все коротковолновое излу-
чение, а также значительную часть инфракрасного
излучения, миллиметрового и сантиметрового ра-
диоизлучения. Полностью использовать весь диа-
пазон излучения позволяют только наблюдения с борта ко-
смических аппаратов, работающих за пределами земной
атмосферы. Однако для некоторых исследований мало
выйти за пределы атмосферы: необходимо приблизить
к планете приемник излучения. Например, низкая интен-
сивность гамма- и рентгеновского излучения лунной по-
верхности допускает его уверенную регистрацию только
при достаточной близости к поверхности, с низких селено-
центрических орбит (порядка 100 км над поверхностью Лу-
ны). Так, исследуя гамма-излучение поверхностных пород
Луны, получили данные о присутствии в них естественных
мических программ по
изучению планет и их
спутников следует на-
звать космические про-
граммы СССР, посвящен-
ные исследованию Пуны
(КА «Пуна» - 12 аппара-
тов, КА «Луноход» - 2 ап-
парата), Венеры (КА «Ве-
нера» - 7 аппаратов, КА
«Вега» - 2 аппарата),
Марса (КА «Марс»-
3 аппарата, КА «Фобос» -
2 аппарата); среди косми-
ческих программ США -
программы исследования
Луны (КА «Пионер»,
«Рейнджер», «Сервейер»,
«Лунар Орбитер», КК
«Аполлон» и др.), Мерку-
рия (КА «Маринер», «Ма-
геллан» и др.), Венеры
(КА «Пионер», «Мари-
нер», «Магеллан» и др.),
Марса (КА «Маринер»,
«Викинг» и др.), планет-
гигантов (КА «Пионер»,
«Вояджер», «Галилео»,
«Кассини» и др.). Этот
список космических ап-
паратов непрерывно по-
полняется. □
радиоактивных элементов — калия, тория и урана, а также
узнали содержание некоторых породообразующих элемен-
тов, таких, как кислород, кремний, магний и железо. Полу-
ченные данные позволили оценить химический состав ве-
щества и определить тип пород, слагающих различные
участки лунной поверхности.
Обратимся теперь к прямым методам изучения планет. Они
в принципе не отличаются от прямых методов исследова-
ния Земли. Основные трудности создают два фактора. Во-
первых, заранее плохо известен диапазон ожидаемых реги-
стрируемых величин, что в условиях автоматических
измерений требует тщательного предварительного плани-
рования эксперимента, а при резких ограничениях на мас-
су и энергопотребление на космических аппаратах вынуж-
дает при последующих запусках наращивать точность
измерений. Во-вторых, это сложности технического осу-
ществления эксперимента, дороговизна и трудность его
проведения, проблема обеспечения высокой надежности
и устранения систематических и случайных ошибок, спо-
собных привести к ложной интерпретации результатов.
На первых этапах космических исследований, когда стои-
мость средств доставки была гораздо выше стоимости науч-
ного оборудования, космические аппараты несли разнооб-
разную аппаратуру, способную за одну экспедицию
получить как можно более полную информацию.
72
Как исследуют планеты
По мере миниатюризации научной
аппаратуры и удешевления средств
доставки стали использоваться ма-
лые космические аппараты, позволя-
ющие проводить исследования при
существенно меньших затратах. □
/г* у)‘Зру
Лц.
МОЖНО ОТДЕЛЬНО ВЫДЕЛИТЬ
три направления прямых методов
исследований планет и Луны:
— проведение длительного монито-
ринга—так называемых «служб» —
тех или иных процессов (погоды,
сейсмики ит. д.);
— поиск биологических процессов;
— проведение прямых исследований с непосредственным
участием человека.
Осуществление постоянного мониторинга требует разра-
ботки специальной аппаратуры, обеспечивающей длитель-
ную работу при тщательном контроле параметров прибора
в меняющихся условиях, а также использующей специаль-
Астронавт Дж. Ирвин
на лунном
«автомобиле».
Слева - посадочный
модуль космического
корабля «Аполлон-15».
НАСА.
ные методы передачи данных, как правило через ретранс-
лятор. В качестве ретранслятора обычно выступает другой
космический аппарат — искусственный спутник планеты.
Ретрансляторы на космических зондах используются и при
передаче данных со спускаемых аппаратов.
При поиске биологических процессов на Марсе экспери-
менты отличались большой сложностью, поскольку разли-
чить биохимические и небиохимические процессы можно
только с использованием очень тонкого анализа продуктов
реакций, основанного на теоретических представлениях,
без помощи которых нельзя получить однозначную интер-
претацию экспериментов.
Что касается непосредственного участия человека в пря-
мых исследованиях планет, то оно могло бы значительно
ускорить процесс исследования, ведь человек способен
гибко менять стратегию и тактику проведения научных
экспериментов с учетом конкретных условий. Проблема
здесь в том, что стоимость человеческих экспедиций на
другие планеты слишком велика (например, экспедиции
12 астронавтов на Луну, осуществленные по программе
«Аполлон», стоили более 24 млрд долларов), поэтому значи-
тельно дешевле проводить многоэтапные исследования
с последующей обработкой их результатов на Земле. Од-
ним из промежуточных результатов таких исследований
может быть, например, доставка с планет на Землю взятых
образцов грунта. □
73
Планеты
Солнечной системы
Астрономов интересуют
причины, по которым пла-
неты земной группы так
сильно отличаются от
планет-гигантов. Самая
главная причина очевид-
на - различное расстоя-
ние от Солнца. Дело здесь
не только и не столько в
количестве тепла и света,
получаемом этими плане-
тами: просто условия
формирования планет
были различными вблизи
Солнца и на очень боль-
шом расстоянии от него.
Сильно различались и
плотность вещества, из
которого формировались
планеты, и его химиче-
ский состав. Вопрос о
том, почему существова-
ли такие различия и как
происходило образование
планет, решает самостоя-
тельный раздел астроно-
мии- космогония (см.
Образование планет). □
Магнитные поля у планет
земной группы очень сла-
бые (кроме Земли). Маг-
нитное поле Меркурия
примерно в 100 раз сла-
бее, чем земное, у Марса и
Венеры оно еще слабее. □
В нашей Солнечной системе известно девять планет: бли-
жайшие к Солнцу четыре планеты принято называть
планетами земной группы, а следующие четыре — планета-
ми-гигантами. Девятая планета — Плутон — не входит ни в
какую группу. □
Планеты земной группы похожи между собой по размерам,
массе и составу пород. В нее входят Меркурий, Венера, Зем-
ля и Марс. Поверхности этих небесных тел сложены тверды-
ми породами со средней плотностью вещества от 3,9 г/см3 у
Марса до 5,5 г/см3 у Земли. Размеры рассматриваемых пла-
нет сравнительно невелики. Средний радиус Венеры 6051 км
.лишь на 5 % меньше среднего радиуса Земли (6371 км). Марс
почти в два раза меньше Земли, его средний экваториальный
радиус равен 3393 км. Самая маленькая из всех в этой груп-
пе—ближайшая к Солнцу планета Меркурий, его радиус
2439 км. Меркурий находится в среднем на расстоянии
58 млн км, или 0,4 а. е. от центрального светила (1 а. е. — одна
астрономическая единица — это среднее расстояние от Земли
до Солнца). Радиус орбиты Венеры — 0,7 а. е., а Марс располо-
жен в 1,5 раза дальше от Солнца, чем Земля.
Периоды обращения планет закономерно увеличиваются
по мере удаления от Солнца. Быстрее всех по орбите дви-
жется Меркурий (со скоростью 48 км/с), совершающий
оборот вокруг Солнца всего за 0,24 земного года. Венера,
двигаясь со скоростью 35 км/с, совершает один оборот за
0,62 года, Земля —за один год (ее скорость около 30 км/с), а
Марс, средняя орбитальная скорость которого 24 км/с, — за
1,9 года.
Наиболее сплюснута орбита Меркурия (ее эксцентриситет
равен 0,2, а самый маленький эксцентриситет у орбиты Ве-
неры (0,01), так что она движется почти точно по окружно-
сти) . Наклон полярной оси значителен только у Земли — 23°
и у Марса —25°, что приводит к смене времен года на этих
планетах в отличие от Меркурия и Венеры, где времена го-
да, аналогичные земным, отсутствуют.
Планеты Солнечной системы
Чем дальше планета находится от Солнца, тем меньше теп-
ла и света она получает, однако температура на ее поверх-
ности зависит также и от того, есть ли у планеты атмосфе-
ра и каков ее состав. Меркурий практически лишен
атмосферы, и солнечные лучи беспрепятственно проника-
ют к поверхности. Максимальная температура на этой пла-
нете составляет около 700 К. Однако самая высокая темпе-
ратура наблюдается на поверхности второй от Солнца
планеты — Венеры (хотя она расположена почти в два раза
дальше Меркурия), поскольку ее мощная атмосфера из уг-
лекислого газа удерживает тепло, сохраняя днем и ночью
постоянную температуру — около 735 К. На Земле среднего-
довая температура близка к 290 К, а на Марсе из-за сильно
разреженной углекислой атмосферы — лишь 220 К.
У планет земной группы
мало спутников: у Земли-
Луна, и у Марса два ма-
леньких спутника - Фобос
и Деймос, размеры кото-
рых менее 30 км. □
По периоду вращения вокруг оси первые две планеты
(Меркурий и Венера) сильно отличаются от Земли и Марса,
продолжительность суток на которых очень близки: 23,9 и
24,6 ч соответственно. Меркурий вращается в 58 раз мед-
леннее, чем Земля, а Венера —в 243 раза медленнее, при
этом Венера вращается вокруг оси в обратном направлении
(по отношению к орбитальному движению). □
ГРУППУ БОЛЕЕ УДАЛЕННЫХ ОТ СОЛНЦА ПЛАНЕТ, к ко-
торым относятся Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун, называ-
ют планетами-гигантами. Они совершенно не похожи на
планеты земной группы. Они очень массивны: на их долю
приходится 99,5 % всей массы планетной системы. Масса
Юпитера, например, в 318 раз превосходит массу Земли. Са-
турн превосходит по массе Землю в 95 раз. Почти вся кине-
тическая энергия вращения и практически весь момент им-
пульса Солнечной системы приходится на планеты-гиганты.
Средняя плотность вещества планет-гигантов удивительно
низкая: от 0,7 г/см3 у Сатурна до 1,6 г/см3 у Нептуна. Самое
любопытное, что у них нет твердой поверхности в привыч-
ном для нас смысле. Они состоят в основном из водорода и
гелия. Видимая поверхность этих планет —на самом деле
облачный покров мощной атмосферы, окружающей океан
сжиженного молекулярного водорода.
Периоды обращения планет-гигантов вокруг Солнца порой
превышают среднюю продолжительность жизни людей на
нашей планете: от 12 лет у Юпитера до 165 лет у Нептуна. Од-
нако вращаются они вокруг оси очень быстро, быстрее, чем
любая из планет земной группы: средний период вращения
видимой поверхности Юпитера составляет 9,8 ч, а Непту-
на— 17,8 ч. Девятая планета — Плутон — самая маленькая, ее
диаметр — около 2400 км — меньше, чем у Луны! □
Все планеты-гиганты име-
ют систему окружающих
их колец и множество
спутников, большая часть
из которых была открыта в
последние десятилетия с
помощью космических ап-
паратов. У Юпитера в на-
стоящее время открыто 39
спутников (самый круп-
ный, Ганимед, диаметром
5268 км, у Сатурна - более
30 спутников (самый круп-
ный, Титан, диаметром
5150 км), у Урана - более
17 спутников (самый круп-
ный, Титания, диаметром
1578 км), у Нептуна-
8 спутников (самый круп-
ный, Тритон, диаметром
2705 км).
По внутреннему строению
планеты земной группы
мало отличаются. Они
имеют, как правило, яд-
ро, мантию и кору раз-
личной толщины.
Отличительной особенно-
стью Марса являются ги-
гантские потухшие вулка-
ны, самые крупные из
которых достигают 26 км
по высоте. □
Земля
Мантия
Кора
Ядро
|аша планета уникальна, и не только потому, что мы на
ней живем. Это единственная планета, где имеются боль-
шие объемы жидкой воды (что сыграло решающую роль
в возникновении жизни), где атмосфера не слишком раз-
режена, чтобы пропускать жесткое солнечное излуче-
ние, и не слишком плотная, чтобы скрывать небо от ее
обитателей. □
ЗЕМЛЯ (астрономический символ Ф) — одна из девяти
Схема внутреннего
строения Земли.
планет Солнечной системы. Подобно другим планетам,
она движется вокруг Солнца по эллиптической орбите,
большая полуось которой (т. е. среднее расстояние между
центрами Земли и Солнца, названное астрономической
единицей — а. е.) в астрономии принята в качестве единицы
длины для измерения расстояний между небесными тела-
ми в пределах Солнечной системы. Расстояние от Земли до
Солнца в разных точках орбиты неодинаковое. В периге-
лии (самой близкой к Солнцу точке земной орбиты, ее Зем-
ля проходит 3 января) оно приблизительно на 2,5 млн км
меньше, а в афелии (самой удаленной от Солнца точке ор-
биты, в которой Земля бывает 3 июля) — на столько же боль-
ше среднего расстояния, составляющего около 150 млн км.
Плоскость земного экватора наклонена к плоскости орби-
ты на угол 23°27'. Суточное вращение Земли происходит
практически с постоянной угловой скоростью и составляет
период 23 ч 56 мин 4,1 с. У Земли есть единственный естес-
твенный спутник — Луна. Масса Земли была определена пу-
тем экспериментальных измерений гравитационной посто-
янной и ускорения силы тяжести и оказалась равной 5,974 х
х 1024 кг.
Мировой океан, средняя глубина которого 3900 м, занима-
ет 7 1 % поверхности Земли (около 361 млн км2). Суша со-
ставляет всего 29 % (149 млн км2). Горы, особенно высокие,
так же как и глубоководные впадины, занимают незначи-
тельную часть планеты. На современных континентах рас-
пространены главным образом низменные равнины. Из-
учением поверхности Земли и ее недр занимается наука
76
Земля
геология, проблемами Мирового океана —океанология,
состоянием атмосферы Земли —метеорология, внут-
ренним строением Земли —сейсмология. Совокуп-
ность знаний, полученных на Земле, служит основой
для изучения остальных планет земной груп-
пы — Меркурия, Венеры и Марса, которые по своим
физическим характеристикам (размерам, массе,
средней плотности, скорости вращения) близки
к Земле. □
Фотография Земли,
сделанная из космоса.
КАК И ДРУГИЕ ПЛАНЕТЫ, Земля имеет слоистое стро-
ение по вертикали. У нее выделяют несколько сферичес-
ких оболочек, различающихся по химическому составу,
фазовым состояниям вещества, плотности и другим физи-
ко-химическим характеристикам. Подобно другим плане-
там земной группы, Земля имеет твердую оболочку, в кото-
рой сосредоточена большая часть ее массы. Кроме того,
Земля обладает газовой атмосферой, жидкой оболоч-
кой-гидросферой, которая составляет Мировой океан,
а также биосферой — оболочкой, состав, структура и эво-
люция которой обусловлены в значительной степени про-
шлой и современной деятельностью живых организмов.
Максимальная высота гор на планете зависит от сил грави-
тации. На Земле максимальная высота гор составляет около
10 км, а, например, на Марсе, где гравитационное поле в 2,5
раза слабее земного, — около 25 км.
Информацию о земных недрах получают, исследуя данные
о распространении в глубь Земли сейсмических волн — меха-
нических колебаний, возникающих при землетрясениях
и взрывах. Полезными при построении модели Земли оказы-
ваются также данные об измерениях теплового потока, выхо-
дящего из ее недр, и результаты определений общей массы
и полярного сжатия нашей планеты. Поток тепла из недр
в разных участках поверхности Земли неодинаков. В среднем
он близок к величине 6,7 х 10-2 Вт/м2, что соответствует сум-
марному выходу энергии 1021 Дж в год. Главным источником
энергии внутри Земли служит распад радиоактивных элемен-
тов, входящих в состав земных пород. У земных недр различа-
ют три основные части: кору, мантию (оболочку) и ядро. Ко-
ра—самая внешняя тонкая (10 — 100 км), твердая и наименее
плотная оболочка. Минимальную толщину она имеет в океа-
нических областях, а максимальную — в горных районах мате-
риков. Под корой находится твердая и толстая (1000 — 3000 км)
оболочка — мантия, имеющая сложное строение и промежу-
точную плотность, меняющуюся с глубиной. Мантия подраз-
деляется на верхнюю (850 — 900 км) и нижнюю (около
2000 км), в которой температура близка к точке плавления. Яд-
В 1930 г. сейсмологи об-
наружили, что скорость
распространения волн,
проходящих через центр
Земли, меняется скачко-
образно. Это обстоятель-
ство свидетельствовало о
слоистости недр, но со
всей достоверностью ут-
верждать, что ядро Земли
твердое, пока было нель-
зя, так как были зафикси-
рованы волны, которые
могут распространяться
как в твердой среде, так и
в жидкости. В 1996 г. во
время сильнейшего зем-
летрясения примерно в
600 км южнее Индонезии
французские ученые,
изучая сигналы сейсми-
ческих станций, впервые
зарегистрировали волну
такого типа, которая мо-
жет распространяться
только в твердой среде.
Таким образом, гипотеза
о существовании у Земли
твердого ядра была дока-
зана. □
Астрономия
В древности люди
пытались объяснить,
почему небесный свод не
падает на Землю.
По одной из легенд,
его держит великан
Атлант на своих плечах.
ро Земли разделяют на внеш-
нее (жидкое) и внутреннее
(твердое). Давление в цент-
ре Земли превышает 3,6 х
х 10й Па, а температу-
ра — 6000°С. Плотность дости-
гает значения 12 500 кг/м3.
Средняя плотность вещества
Земли равна 5500 кг/м3.
Химический состав основ-
ных частей земных недр так-
же существенно различен.
Ядро, по-видимому, состоит
из железа. В земной коре
преобладают оксид кремния
SiO2 и оксид алюминия
А12ОЗ. В литосфере (твер-
дом веществе Земли) основ-
ными элементами являются
железо (34,6 %), кислород
(29,5 %), кремний (15,2 %)
и магний (12,7 %).
Химический состав вещества
Земли существенно отлича-
ется от солнечного и совер-
шенно не соответствует средней распространенности эле-
ментов в космосе, так как по сравнению с космосом в составе
Земли очень мало водорода, гелия и других легких газов. □
ОСНОВНЫМИ ИСТОЧНИКАМИ ЭНЕРГИИ в недрах пла-
нет являются радиоактивный распад элементов и так назы-
ваемая гравитационная дифференциация. Второй процесс
представляет собой постепенное перемещение вещества
в недрах планеты по вертикали под действием гравитацион-
ных сил: тяжелые фрагменты постепенно тонут, а легкие
всплывают. Этот процесс на нашей планете еще не завер-
шен. Внутри ее происходят постоянные перемещения, кото-
рые сопровождаются фазовыми переходами, изменениями
химического состава и т. д. Подобные глубинные процессы
влияют на земную кору, вызывая деформацию и горообра-
зование. Такого рода явления называются тектоническими.
Им родственны вулканические процессы. В верхней мантии
существуют небольшие области, где температура достаточна
для плавления ее вещества. Расплавленное вещество (магма)
выдавливается вверх и прорывается через кору. Происходит
вулканическое извержение, при котором из недр также вы-
брасываются водяной пар, углекислый газ и другие газы.
78
Земля
Поверхности планет и их спутников формируются двумя
группами процессов — внутренними (к ним относятся тек-
тонические и вулканические) и внешними (изменение по-
верхности в результате падений метеоритных тел, что при-
водит к образованию кратеров; механическая эрозия, т. е.
полное или частичное разрушение или повреждение ка-
кой-либо поверхности под действием ветра, осадков, воды,
ледников; химическое взаимодействие с атмосферой и гид-
росферой). На Земле к перечисленным внешним процес-
сам добавляется воздействие биосферы.
К тому же наша планета окружена протяженной и доста-
точно плотной атмосферой, вследствие чего основное ко-
личество метеоритных тел сгорает при взаимодействии
с ней, так и не долетев до поверхности Земли. □
Полагают, что в результа-
те воздействия биосферы
и длительного химиче-
ского взаимодействия с
горными породами атмо-
сфера Земли обогатилась
кислородом и приобрела
современный химический
состав. Это предположе-
ние подтверждается ис-
следованием химическо-
го состава осадочных
пород и геологических
пластов соответствующе-
го возраста. □
ЗЕМЛЯ ОКРУЖЕНА протяженной атмосферой, не имею-
щей четкой верхней границы. Средняя молекулярная масса
земной атмосферы у поверхности планеты равна 28,8, а ее
давление на уровне поверхности океана составляет (при
нормальных условиях) приблизительно 100 Па. Вертикаль-
ную структуру атмосферы, т. е. изменения физико-химиче-
ских характеристик с высотой (распределение различных
химических элементов, входящих в состав атмосферы,
по высоте, состояние ионизации и плотность вещества на
различных высотах и т. д.), определяют поле тяготения пла-
неты, а также температура и химический состав атмосферы.
Основными газами, входящими в состав нижних слоев ат-
мосферы Земли, являются азот (около 78,1 % по числу час-
тиц) и кислород (почти 21 % по числу частиц). Других газов
существенно меньше (например, аргона — около 0,9 %,
водяного пара — около 0,1 %).
Водород и гелий — самые распространенные элементы по-
чти во всех небесных объектах, но в нижних слоях земной
атмосферы они практически отсутствуют. Эти элементы
обнаружены лишь в верхних ее слоях — геокороне. Они
становятся основными компонентами атмосферы только
Аризонский метеоритный
кратер.
Достаточно плотная атмо-
сфера Земли сглаживает
суточные температурные
колебания, а также раз-
ность температур между
полюсом и экватором.
Из-за наклона земного
экватора к плоскости ор-
биты на нашей планете
хорошо заметны сезон-
ные колебания темпера-
туры. □
79
Астрономия
Воздействие эрозии
на поверхность Земли.
Гора Кольцо недалеко
от Пятигорска - пример
выветривания горных
пород
и размывания их
атмосферными
осадками.
на высотах порядка несколь-
ких сотен километров (гелий
преобладает в атмосфере начи-
ная с 500—1000 км, а на еще
больших высотах атмосфера
состоит практически из чисто-
го водорода — самого легкого
газа). Однако общее их содер-
жание во всей атмосфере нич-
тожно мало по сравнению
с другими химическими эле-
ментами. К тому же количество
водорода и гелия постоянно
уменьшается, так как поле тя-
готения Земли на таких боль-
ших расстояниях от ее поверх-
ности уже не в силах удержать молекулы этих газов и они
улетают в межпланетное пространство.
Первые данные о верхней атмосфере Земли были получены
с помощью ракет, достигавших высот 200 — 400 км. В насто-
ящее время практически вся имеющаяся информация при-
обретается с помощью ИСЗ. Установлено, что воздух в ат-
мосфере распределен так, что почти половина его
сосредоточена на высотах ниже 6 км, половина оставшего-
ся вещества атмосферы — ниже 12 км и т. д. Плотность воз-
духа падает с высотой, и если у поверхности Земли она при-
близительно равна 1,3 кг/м3, то на высоте 120 км составляет
уже 2,45 х 10 8 кг/м3, а на высоте 2500 км —4,9 х
х 10_ 17 кг/м3. На высотах 500 — 1000 км плотность атмосфе-
ры может меняться в 10—100 раз в течение суток и в зави-
симости от 11-летнего периода солнечной активности, при-
чем наибольшая плотность характерна для дневного
времени суток и для максимума солнечной активности,
а наименьшая — для ночного времени и для минимума сол-
нечной активности. Химический состав атмосферы также
заметно меняется в зависимости от времени и высоты.
По физическим процессам атмосферу можно разделить на
две области: хемисферу (ниже 80 км), где существенную
роль играют химические процессы, и ионосферу (выше
80 км), где преобладают электрические процессы. Наличие
электронов и ионов в верхних слоях атмосферы, а также
появление в них атомов, не связанных в молекулы (напри-
мер, на высотах порядка 200 км атомарного кислорода
больше, чем молекулярного азота), и более простых (по
сравнению с нижними слоями) молекул обусловлено тем,
Земля
что верхние слои земной атмосферы интенсивно поглоща-
ют ультрафиолетовое излучение Солнца. На высотах меж-
ду 20 и 30 км максимальна плотность озона (ОЗ), здесь по-
глощается почти вся та солнечная радиация, которая
губительна для живых организмов.
Каждому атмосферному слою соответствует своя темпера-
турная зависимость. В тропосфере — нижнем слое атмосфе-
ры — температура постепенно падает с высотой. Это область
изменений погоды. Над ней расположена стратосфера, ко-
торая характеризуется постоянной температурой порядка
-55° С. Еще выше находится мезосфера, в которой темпера-
тура сначала растет, а затем падает до —65° С. Выше 80 км
температура монотонно возрастает и на высоте около
350 км достигает постоянного значения — около + 1300° С.
Благодаря тому, что экваториальные атмосферные массы
прогреваются сильнее полярных, в верхних слоях атмосфе-
ры происходят постоянные перемещения воздушных масс
как в горизонтальном, так и в вертикальном направлениях,
что приводит к образованию крупномасштабной турбу-
лентности (перемешиванию) в атмосфере. □
НАЛИЧИЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ЗЕМЛИ-одна из осо-
бенностей нашей планеты. Магнитный полюс Земли, к ко-
торому притягивается черный конец стрелки компаса (он
указывает на север), не совпадает с Северным географиче-
ским полюсом. Его координаты 76° с. ш. и 101° з. д., коорди-
наты Южного полюса —66° ю. ш. и 140° в. д. Индукция ма-
гнитного поля Земли у полюса составляет 6,2 х 10-5 Т
(Тесла), а у экватора —3,1 х 10~5Т.
Изучение намагниченности изверженных и осадочных по-
род показывает, что Северный и Южный магнитные полю-
сы Земли иногда меняются местами. Считается, что соб-
ственное магнитное поле нашей планеты возникает
благодаря наличию электрических токов в ее расплавлен-
ных недрах.
Под действием солнечного ветра — потока заряженных ча-
стиц от Солнца — область вокруг Земли, содержащая ее ма-
гнитное поле (магнитосфера), имеет несимметричную кон-
фигурацию: с освещенной Солнцем стороны Земли она
ограничена примерно сферической поверхностью с радиу-
сом 10—15 радиусов Земли (R), ас противоположной сто-
роны вытянута, подобно хвосту кометы, на расстояние до
нескольких тысяч R. Магнитосфера защищает планету от
губительных для живых организмов быстрых заряженных
частиц, непрерывно летящих от Солнца.
На Земле хорошо выра-
жена тектоника плит - пе-
ремещение крупных бло-
ков земной коры.
Например, приборы спут-
никовой навигационной
системы, установленные
американскими учеными
в 1995 г. на подходах к
вершине Эвереста и в
1998 г. на самой вершине,
зафиксировали подъем
вершины Эвереста со
скоростью около 1 см в
год. Происходит это из-за
подвижки материковых
плит Индийского субкон-
тинента к северу со ско-
ростью свыше 10 см в
год. Движение же в про-
тивоположных направле-
ниях Тихоокеанской и Се-
вероамериканской плит
со скоростью примерно
13 мм в год привело к об-
разованию так называе-
мого разлома Сан-Андре-
ас. Его линия четко видна,
например, на располо-
женной к северу от Лос-
Анджелеса равнине Кар-
ризо. Вблизи разломов
часты и сильны землетря-
сения, а также образуют-
ся цепи вулканов. □
№9
Луна
Луна — это естественный спутник Земли и самое близкое
к нам небесное тело, ведь расстояние до нее всего около
400 тыс. км. Это единственное космическое тело, на кото-
ром побывали люди. На Луне нет атмосферы, нет рек и озер,
растительности и живых организмов. Лунный мир негос-
теприимен: поверхность спутника днем раскаляется сол-
нечными лучами, а по ночам там космический холод. □
Снимок Луны сделан
астронавтами
КК «Аполлон-11».
На сегодняшний день Луна хорошо исследована как с помо-
щью наземных телескопов, так и благодаря полетам более 50
космических аппаратов (КА) и космических кораблей (КК)
с космонавтами. КА «Луна-3» (СССР, 1959 г.) и «Зонд-З»
(СССР, 1965 г.) впервые сфотографировали восточную и за-
падную части невидимого с Земли полушария Луны; искус-
ственные спутники Луны исследовали ее гравитационное
поле и рельеф; самоходные аппараты «Луноход-1» и «Луно-
ход-2» передали на Землю множество снимков и информа-
цию о физико-механических свойствах грунта; 12 американ-
ских астронавтов с помощью КК «Аполлон» (США)
в 1969 — 1972 гг. побывали на Луне, где провели исследования
на поверхности в шести различных местах посадок. Астро-
навты установили там специальную научную аппаратуру.
Они привезли на Землю около 400 кг лунных пород.
КА «Луна-16», «Луна-20» и «Луна-24» (СССР) в ав-
томатическом режиме выполнили бурение и до-
ставку лунного грунта; космические аппараты
нового поколения «Клементина» (1994) и «Лу-
нар Проспектор» (1999) получили более точ-
ные сведения о рельефе и гравитационном
поле Луны, а также обнаружили на поверхно-
сти следы возможных залежей водородосо-
держащих материалов, вероятно, водяного
льда. В частности, повышенная концентрация
этих материалов отмечается в постоянно зате-
ненных понижениях около полюсов.
Луна движется по траектории сложной формы под
воздействием тяготения в основном двух небесных
82
Луна
тел—Земли и Солнца, при этом солнечное притяжение
вдвое больше земного. Земля удерживает Луну на среднем
расстоянии в 384 400 км. В самой далекой от Земли точке
лунной орбиты — апогее — это расстояние увеличивается до
405 500 км, а в самой близкой — перигее — уменьшается до
363 300 км.
Период обращения Луны вокруг Земли (сидерический ме-
сяц) составляет 27,3 суток, но из-за того, что вместе с Зем-
лей Луна обращается вокруг Солнца, ее положение относи-
тельно линии Солнце — Земля повторяется через несколько
больший промежуток времени, равный 29,5 суток. За этот
период, называемый синодическим месяцем, Луна прохо-
дит все фазы от новолуния к первой четверти, полнолунию,
последней четверти и снова возвращается к фазе новолу-
ния. Луна вращается вокруг своей оси с постоянной угло-
вой скоростью в том же направлении, в котором она обра-
щается вокруг Земли, и с тем же периодом — 27,3 суток.
Именно поэтому с Земли мы видим только одно полушарие,
которое так и называют — видимое, а другое, скрытое от на-
ших глаз, невидимое полушарие называют обратной сторо-
ной Луны.
Сочетание равномерного вращения Луны вокруг оси с не-
равномерным движением по эллиптической орбите при-
водит к тому, что наблюдатель с Земли может немного за-
глядывать за границу видимого полушария с западного
и восточного краев Луны примерно на 8° от среднего поло-
жения. Это явление называется оптической либрацией по
долготе. Существует также оптическая либрация по ши-
роте, возникающая из-за того, что ось вращения Луны не-
много наклонена к плоскости ее орбиты. □
ФОРМА ЛУНЫ изучена очень хорошо. Фигура, образован-
ная физической поверхностью Луны, близка к правильной
сфере со средним радиусом 1737,5 км. Центр этой фигуры
сдвинут относительно центра масс Луны примерно на 2 км
в сторону Земли. Площадь поверхности лунного шара со-
ставляет около 38 млн км2, или 7,4 % от площади земной по-
верхности, а объем — 2 % от объема Земли. Соотношение
масс Луны и Земли составляет 1 : 81,3. По данным о разме-
рах и массе Луны можно подсчитать ее среднюю плот-
ность—3,34 г/см3, что значительно меньше средней плотно-
сти Земли (5,51 г/см3).
Сила тяжести на Луне в шесть раз меньше, чем на Земле,
поэтому человек, находясь на ее поверхности, будет ощу-
щать, что его тело утратило 5/6 своего веса.
Поскольку масса Луны относительно мала, газовой оболоч-
ки — атмосферы — у нее практически нет: Луна не смогла бы
С глубокой древности
каждая планета
ассоциировалась
со своим металлом,
сейчас все это позабыто.
Но художники и поэты
по-прежнему связывают
Луну с серебром.
Старинное серебряное
украшение.
На снимке
с американским
астронавтом
Эдвином Олдрином
виден лунный пейзаж
в своей реальной
окраске. Глазам
открываются
только оттенки
скучного серого.
83
Астрономия
Изменение фаз Луны.
Изображение многоколь-
цевого бассейна Море
Восточное на Луне, полу-
ченное КА «Лунар Орби-
те р-4».
удержать ее сколько-нибудь долго. Поэтому поверхность
Луны освещается прямыми солнечными лучами. Тени от
неровностей рельефа очень глубоки и черны из-за отсут-
ствия рассеянного света.
На поверхности Луны выделяют области двух типов: свет-
лые материковые, занимающие 83 % поверхности, и тем-
ные области, названные морями еще в середине XVII в., ко-
гда предполагалось, что там имеется вода. Поскольку
названия морей в течение нескольких столетий использо-
вались на картах Луны, их не стали менять, когда выясни-
лось, что воды на Луне нет. Причем в этих названиях, пред-
ложенных в 1651 г. итальянским астрономом Джованни
Риччоли (1598—1671), отразилось бытующее в то время
мнение, будто фазы Луны влияют на погодные условия на
Земле (в действительности прямая связь здесь отсутствует).
Поэтому в восточной части видимого полушария моря но-
сят названия: Спокойствие, Нектар, Ясность, Изобилие,
а в западной части: Океан Бурь, Море Дождей, Море Влаж-
ности и Море Облаков.
По минералогическому составу и содержанию отдельных хи-
мических элементов лунные породы очень близки к земным
породам типа базальтов на темных участках поверхности
(морях) и к породам, называемым анортозитами, на светлых
участках (материках). Для анортозитов характерно более вы-
сокое, чем для базальтов, содержание окислов алюминия
и кальция и меньшее количество окислов железа и титана.
Преобладающий тип образований лунной поверхнос-
ти-кратеры самых разных размеров, от сотен километров
до нескольких десятков сантиметров в поперечнике, появив-
шиеся в результате ударов метеоритов о поверхность. Крате-
ры отличаются не только размерами, но и степенью разру-
шенности окружающего вала: сравнительно молодые
кратеры имеют четко выраженный вал, а более древ-
ние — разрушенный вал. У большинства молодых кратеров на
внутренних стенках вала имеются своеобразные ступеньки
(террасы), а на дне встречаются центральные горки. Также
на дне некоторых кратеров можно видеть трещины или це-
84
Луна
почки из еще более мелких кратеров. Дно ряда кратеров за-
лито лавой. У самых молодых кратеров поперечником в де-
сятки километров при отвесно падающих лучах Солнца
(в полнолуние) можно видеть радиально расходящиеся свет-
лые полосы, простирающиеся на сотни, а иногда и тысячи ки-
лометров. Это результат выброса вещества при образовании
кратера. Примерами таких кратеров являются Тихо, Копер-
ник и другие. Есть на Луне и гигантские цепочки кратеров,
протянувшиеся к северо-западу от Моря Восточного на тыся-
чи километров. Кроме того, на Луне встречаются долины ши-
риной в несколько десятков километров и длиной в сотни ки-
лометров, а также горные массивы, которые чаще всего
окаймляют круговые моря. Польский астроном Ян Гевелий
(1611-1687) еще в 1647 г. предложил называть их по именам
земных гор: Апеннины, Алтай, Кавказ, Карпаты. Самые высо-
кие лунные горы—Апеннины—достигают 6 км. Кратеры на-
зывают в честь астрономов, философов и других ученых.
Уточнить внутреннее строение Луны помогли исследова-
ния скоростей распространения сейсмических волн, воз-
никавших при ударе о поверхность Луны последних ступе-
ней ракеты-носителя и лунных отсеков КК «Аполлон».
Условно лунные недра разделяют на пять зон. Самая верх-
няя зона толщиной, или, как иногда говорят, мощностью,
60-100 км, отождествляется с лунной корой, образован-
ной породами анортозитового состава. Вторая зона — верх-
няя мантия имеет мощность около 250 км. Третья зона —
средняя мантия толщиной около 500 км (здесь находятся
очаги глубоких лунотрясений). Предполагается, что мор-
ские базальты возникли вследствие частичного плавления
вещества в средней мантии. Четвертая зона — нижняя ман-
тия, вещество которой может находиться в расплавленном
состоянии. Таким образом, на глубине около 800 км конча-
ется твердая оболочка — литосфера Луны. Температура
в верхней части этого слоя может доходить до 1500 °C. На глу-
бине 1400—1500 км было обнаружено резкое уменьшение
скорости продольных сейсмических волн. Эта граница отме-
чает начало пятой зоны — лунного ядра. □
У Пуны практически отсут-
ствует глобальное магнит-
ное поле, но существуют
заметные локальные поля.
Например, окрестности Мо-
ря Дождей на видимой сто-
роне и центральная часть
самого крупного бассейна
Южный полюс-Эйткен от-
личаются повышенной на-
магниченностью пород. □
Изображение южной
околополярной области
Луны, по данным КА
«Клементина». В посто-
янно затененных
участках «холодных ло-
вушек» предполагается
наличие водяного льда,
смешанного с грунтом.
85
Меркурий
i
I
Кора Мантия
Схема внутреннего
строения Меркурия.
Фотомозаика снимков
Меркурия, полученных
КА «Маринер-10». Вверху
слева расположен кратер
со светлым дном диамет-
ром 160 км, получивший
название Лермонтов.
Ближайшая к Солнцу планета названа в честь римского
бога Меркурия (у греков он известен как Гермес)—по-
сланника богов и бога зари, покровителя торговцев и путе-
шественников. Древние египтяне называли эту планету
Собкоу, в Скандинавии и Германии она была известна как
Один, в Японии — Суйсей, в Индии — Будх. Меркурий нахо-
дится на среднем расстоянии 58 млн км, или 0,4 а. е. (астро-
номической единицы) от Солнца, яркий свет которого ме-
шает наблюдать эту планету с поверхности Земли. Двигаясь
по сильно вытянутой орбите, Меркурий в перигелии при-
ближается к Солнцу на расстояние 0,31 а. е., а в максималь-
ном удалении (афелии) находится на расстоянии 0,47 а. е.
от него, совершая полный оборот за 88 земных суток.
Долгое время считалось, что Меркурий вращается вокруг
своей оси синхронно с движением вокруг Солнца (т. е.
с тем же периодом) и обращен к нему всегда одним полуша-
рием. Однако в 1965 г. методами радиолокации с Земли бы-
ло установлено, что период вращения этой планеты состав-
ляет только 58,6 суток, т. е. за 2/3 своего года Меркурий
завершает полный оборот вокруг своей оси. Сложение осе-
вого и орбитального движений приводит к тому, что, нахо-
дясь на линии Солнце — Земля, Меркурий всегда повернут
одной и той же стороной к нам. Солнечные сутки (проме-
жуток времени между верхними или нижними кульмина-
циями Солнца) продолжаются на планете 176 земных су-
ток.
Меркурий получает в шесть раз больше солнечного света
на единицу площади, чем Земля, причем весьма значитель-
ная часть солнечной энергии поглощается, поскольку по-
верхность планеты темная, отражающая лишь 12—18 % па-
дающего света. В перигелии температура освещенной
поверхности достигает 700 К, а в афелии она составляет
примерно 560 К. Поверхностный слой планеты (реголит)
сильно измельчен и служит прекрасной теплоизоляцией,
так что на глубине нескольких десятков сантиметров от по-
верхности температура постоянная — около 350 К. На ноч-
ной стороне температура поверхности опускается до 100 К.
Меркурий
У Меркурия обнаружена чрезвычайно разреженная гелие-
вая атмосфера, создаваемая солнечным ветром — потоками
заряженных частиц, непрерывно «дующих» от Солнца.
В среднем каждый атом гелия находится в атмосфере Мер-
курия около 200 дней, а затем покидает планету. Давление
такой атмосферы у поверхности в 500 млрд раз меньше, чем
у поверхности Земли. Кроме гелия, выявлено ничтожное
количество водорода, следы аргона и неона. Слабое магнит-
ное поле планеты составляет менее 1 % от напряженности
магнитного поля Земли.
Ускорение свободного падения на Меркурии равно
3,68 м/с2. Космонавт на этой планете будет весить почти
в три раза меньше, чем на Земле! Ввиду того, что средняя
плотность Меркурия почти такая же, как и Земли, предпола-
гается существование у Меркурия металлического ядра, за-
нимающего примерно половину объема планеты. Над ядром
расположены мантия и силикатная оболочка. □
СОСТАВИТЬ ТОЧНЫЕ КАРТЫ поверхности планеты и уви-
деть мелкие детали ее рельефа впервые удалось лишь благо-
даря космическому аппарату (КА) «Маринер-10», запущен-
ному в 1973 г. в США. Этот КА три раза приближался
к Меркурию и фотографировал разные участки поверхности
планеты. В общей сложности удалось заснять 45 % ее поверх-
ности—в основном Западное полушарие. Были также уточ-
нены данные о радиусе планеты —2439 км и ее массе —5,5 %
от массы Земли. Самые лучшие фотографии поверхности
Меркурия, полученные КА «Маринер-10», содержали детали
размером до 100 м. На некоторых снимках хорошо видны
следы излияния лавы и уступы, называемые эскарпами.
По-видимому, интенсивная бомбардировка метеоритами по-
верхности Меркурия на заре формирования Солнечной сис-
темы в ряде случаев приводила к таким излияниям.
Сфотографированная часть поверхности Меркурия удиви-
тельно похожа на лунную поверхность: множество крате-
ров различных размеров покрывают эту планету, однако
в некоторых областях, которые называют равнинами, плот-
ность кратеров существенно меньше — совсем как на лун-
ных морях.
Меркурианский рельеф имеет поднятия различных форм.
В среднем они меньше, чем на Луне. Профили высот изуча-
ют с помощью наземных радиолокационных исследова-
ний—таким путем удалось выявить несколько крупных
кольцевых структур диаметром более 300 км на участке,
еще не заснятом космическим аппаратом.
Уже давно была высказана гипотеза о том, что Мерку-
рий—это очень давно потерянный спутник Венеры. □
Крупная концентрическая
структура, названная
бассейном Жары,
на Меркурии, диаметром
1200 км.
В конце XIX в. астрономы
пытались зарисовать тем-
ные и светлые детали, на-
блюдаемые ими на по-
верхности Меркурия.
Наиболее известны рабо-
ты итальянского астроно-
ма Д. Скиапарелли, выпол-
ненные им в 1881-1889 гг.,
и американского астроно-
ма П. Ловелла, относящие-
ся к 1896-1897 гг. Инте-
ресно, что один из
астрономов - Т. Дж. Си в
1901 г. даже объявил о
том, что он видел кратеры
на Меркурии. Мало кто по-
верил в это, однако впос-
ледствии на том участке
поверхности, который от-
метил Т. Дж. Си, действи-
тельно был обнаружен
кратер диаметром 625 км,
названный Бетховен. Кар-
та, составленная француз-
ским астрономом 3. Анто-
ниади в 1934 г. для
видимого с Земли полу-
шария Меркурия (по-
скольку тогда считалось,
что видно лишь одно полу-
шарие), содержала даже
названия отдельных дета-
лей поверхности планеты.
Некоторые из этих назва-
ний используются и на со-
временных картах. □
87
I
Венера
Кора Мантия
Схема внутреннего
строения Венеры.
Верхний слой облачного
покрова Венеры
состоит из водного
раствора серной
кислоты. Вращение
слоя облаков
по ходу часовой стрелки
завершается
за 4-5 земных суток.
Венера —самый яркий объект на небосводе, если исклю-
чить Луну и Солнце: из всех планет в своем орбитальном
движении Венера ближе всего подходит к Земле. Масса
и размер Венеры также близки к земным, но этим сходства
с нашей планетой почти исчерпываются. Условия на Венере
совсем непохожи на земные. Облачный слой Венеры лишен
просветов, поэтому долгое время оставалось загадкой, что
же представляет собой ее поверхность. □
Венера удалена от Солнца на 108 млн км (в перигелии это
расстояние равно 107 млн км, а в афелии — 109 млн км). Ра-
диус Венеры —6052 км, а масса составляет 81 % массы Зем-
ли. Венера обращается вокруг Солнца в ту же сторону, что
и другие планеты, совершая полный оборот за 225 суток.
Период ее вращения вокруг оси (243 суток) удалось опреде-
лить лишь в начале 60-х гг. XX в., когда для измерения ско-
ростей вращения планет стали применять методы радиоло-
кации. В отличие от других планет, у которых направления
обращения и вращения совпадают, Венера вращается во-
круг оси в сторону, противоположную орбитальному дви-
жению. Вследствие этого солнечные сутки на Венере коро-
че времени ее полного поворота вокруг оси и составляют
117 земных суток. Год на Венере лишь вдвое больше суток.
Атмосфера Венеры на 96,5 % состоит из углекислого газа
и почти на 3,5 % из азота. Другие газы (водяной пар, кисло-
род, окись и двуокись серы, аргон, неон, гелий и криптон)
составляют менее 0,1 %. Однако следует иметь в виду, что
венерианская атмосфера намного мощнее нашей, так что
азота там, например, в пять раз больше по массе, чем на
Земле.
Туманная дымка в атмосфере Венеры простирается с высо-
ты 30 км до высоты 48 — 49 км. Далее до высоты 70 км идет
облачный слой, содержащий капельки концентрированной
серной кислоты. Облака Венеры отражают 3/4 приходяще-
го солнечного света.
На вершине самых высоких гор Венеры —Гор Максвелла
(высотой около 11 км) давление атмосферы составляет
88
Венера
45 бар, а на дне Каньона Дианы — 119 бар. Для сравнения:
давление земной атмосферы у поверхности Земли — всего
1 бар. Атмосфера Венеры — самая мощная среди атмосфер
планет земной группы. Такая плотная атмосфера, состоя-
щая в основном из углекислого газа, пропускает к поверх-
ности планеты около 23 % солнечного излучения, нагреваю-
щего поверхность Венеры. Поглощенная энергия не
накапливается, а покидает планету в форме теплового ин-
фракрасного излучения. Однако это излучение с трудом
проходит сквозь атмосферу, и только при температуре
730 —740 К уходящий поток энергии оказывается равным
приходящему к поверхности, поэтому на Венере темпера-
тура поверхности столь высока, причем независимо от ши-
роты местности. Атмосфера просто не дает поверхности
остыть. Такой механизм поддержания высокой температу-
ры называется парниковым эффектом. Естественно, что
высоко в горах, где толщина атмосферы меньше, темпера-
тура ниже на несколько десятков градусов.
Первым аппаратом, опустившимся на поверхность этой
планеты в рабочем состоянии, стал космический аппарат
Облачный слой Венеры
вращается в ту же сторо-
ну, что и планета в целом,
но значительно быстрее:
полный оборот соверша-
ется за 4-5 земных су-
ток. Скорость ветра на
высотах около 60 км дос-
тигает 100 м/с, но она бы-
стро падает с уменьшени-
ем высоты. Около самой
поверхности скорость ве-
тра снижается до 1 м/с,
однако следует помнить,
что атмосфера на Венере
очень плотная, она лишь
в 14 раз уступает по плот-
ности воде, поэтому даже
такой слабый ветер мо-
жет оказывать значитель-
ное давление на любое
препятствие. □
(КА) «Венера-7» (1970). Он передал данные
о составе атмосферы, температуре различ-
ных ее слоев и температуре поверхности,
а также о давлении, равном примерно 90 зем-
ным атмосферам. Затем, в октябре 1975 г., два
КА «Венера-9» и «Венера-10» осуществили
мягкую посадку на освещенной стороне пла-
неты на расстоянии 2200 км друг от друга
и передали на Землю первые панорамы по-
верхности с мест посадок. На их основе уче-
ные пришли к выводу о тектонической актив-
ности коры планеты.
Американский КА «Пионер Венера-1»
в 1978 г. выполнил детальные исследования
окружающего пространства и радиолокаци-
онное зондирование, благодаря которому
была составлена первая подробная карта ре-
льефа поверхности Венеры. С КА «Пионер Венера-2» были
сброшены четыре спускаемых аппарата (СА) для прохож-
дения в атмосфере на дневной и ночной стороне и переда-
чи информации до падения на планету. Один из аппаратов
выдержал удар и смог передавать данные с поверхности
в течение 67 мин. На ней был обнаружен толстый слой пы-
ли, осаждавшейся в течение 15 мин после посадки СА. □
Вид Северного
полушария Венеры
в искусственном цвете.
Изображение с центром
на Северном полюсе
построено по радиолока-
ционным снимкам КА
«Магеллан». Яркий район
ниже центра снимка -Го-
ры Максвелла.
ДАННЫЕ о химическом составе пород впервые были полу-
чены в 1982 г. в месте посадки аппаратов «Венера-13» и «Ве-
Астрономия
Получив первые наземные
радиолокационные изо-
бражения отдельных участ-
ков поверхности Венеры,
исследователи дали им
различные названия, из ко-
торых впоследствии оста-
лись лишь горы Максвелла
(в честь английского физи-
ка) и области Альфа и Бе-
та. Эти названия являются
исключениями из правил
наименований, принятых
Международным астроно-
мическим союзом, соглас-
но которым детали релье-
фа поверхности Венеры
принято называть женски-
ми именами. □
Крупные возвышенные
области получили назва-
ния: Земля Афродиты,
Земля Иштар (также в
честь ассирийской богини
любви и красоты) и Зем-
ля Лады (славянская бо-
гиня любви и красоты).
Крупные кратеры назва-
ны в честь выдающихся
женщин всех времен и
народов, а небольшие
кратеры носят личные
женские имена. Из рус-
ских имен встречаются
Антонина, Галина, Зина,
Зоя, Лена, Маша и дру-
гие. На картах Венеры
можно найти такие назва-
ния, как Клеопатра (пос-
ледняя царица Египта),
Дашкова (директор Пе-
тербургской академии на-
ук), Ахматова (русская
нера-14», оснащенных специальными грунтозаборными
устройствами. Результаты анализов, выполненных автома-
тами, передали на Землю. Ученые нашли, что венерианские
породы сопоставимы с земными базальтами, встречающи-
мися в глубоководных впадинах океанов. В состав пород
входят окислы кремния, алюминия, магния, железа, каль-
ция и других элементов. На цветных панорамах с мест по-
садок этих станций можно рассмотреть детали размером до
5 мм. Раздробленный грунт состоит из мелких частиц и ка-
мешков размером до 5 см. Каменные плиты протяженнос-
тью от 0,5 до 2 м, по-видимому, являются выходами древних
скальных пород со следами выветривания. На переднем
плане панорамы видна опора аппарата. Расстояние между
зубцами опоры — 50 мм, а размер крышки от камеры, нахо-
дящейся рядом с опорой, составляет 19 х 12 см. Небо на Ве-
нере, как оказалось, имеет желто-зеленый оттенок.
Увидеть глобальные особенности рельефа большей части
поверхности Венеры ученые смогли благодаря радиолока-
ционному зондированию с КА «Пионер Венера» (США,
1978), «Венера-15», «Венера-16» (СССР, 1983-1984) и «Ма-
геллан» (1990—1994). Наземная радиолокация менее эф-
фективна, поскольку позволяет «увидеть» только часть по-
верхности, причем с меньшим разрешением деталей по
сравнению с радиолокацией с космических аппаратов.
КА «Магеллан» получил изображения практически всей
поверхности с разрешением примерно в 300 м (размер са-
мых маленьких обнаруженных деталей).
Оказалось, что большая часть поверхности Венеры занята
холмистыми равнинами. На долю возвышенностей прихо-
дится лишь 8 % поверхности.
Рельеф горных районов Венеры довольно сложен. В облас-
ти, названной Земля Иштар, находится обширное высоко-
горное плато Лакшми вулканического происхождения, рас-
положенное на высоте 3 — 4 км. Оно в два раза больше
Тибета. С востока плато окружают Горы Максвелла, а с се-
вера — Горы Фреи и Горы Акны. На плато расположены два
крупных вулканических образования — кальдеры попереч-
никами 100 и 160 км. Земля Афродиты, площадь которой
близка к площади всей Африки, расположена в приэквато-
риальной области Венеры. Самая высокая ее часть нахо-
дится на отметке высоты 5 км. В этой области можно видеть
большое число ярких в радиодиапазоне кольцевых струк-
тур. На южной окраине Земли Афродиты есть необычное
образование — Каньон Артемиды диаметром 2600 км, а на
восточной окраине — Каньон Дианы.
Область под названием Бета, высотой до 5 км, вероятно,
представляет собой щитовой вулкан, состоящий из горы Реи
90
Венера
и горы Теи. Следы лавовых потоков здесь простираются на
большие расстояния от вулканов. Предполагается, что имен-
но в этом районе могут находиться действующие вулканы.
Кратеров на Венере обнаружено довольно много —около
900. В среднем на площадь в 1 млн км2 приходятся два кра-
тера (для сравнения: на Луне на 1 млн км2 приходится
в среднем 392 кратера). Причем на поверхности планеты не
выявлено кратеров поперечником менее 1,5 км. Это объяс-
няется тем, что атмосфера Венеры не пропускает мелкие
метеориты.
Тот факт, что на Венере мало кратеров, говорит о том, что
ее поверхность претерпела обновление в недавнем про-
шлом: средний возраст участков поверхности оценивается
в 500 млн лет.
В общей сложности на поверхности Венеры выявлено око-
ло 150 крупных вулканов диаметром более 100 км, хотя по
преимуществу вулканы все же имеют небольшие разме-
ры—менее 20 км в поперечнике, их насчитывается десятки
тысяч! Все это свидетельствует о наличии огромных резер-
вуаров лавы под поверхностью планеты. На Венере сущест-
вует множество вулканов высотой 1—6 км, некоторые из
которых, возможно, извергаются и в настоящее время.
Изображения, полученные КА «Магеллан», содержат
и уникальные формы рельефа. Например, крупные холмы
размером около 25 км и высотой до 1 км, расположенные
вблизи области Альфа, представляют собой очень толстые
и медленно растекавшиеся лавовые потоки. Их называют
«вулканы-блины».
Необычные, похожие на паркет формы рельефа, представ-
ляющие собой пересечения хребтов и долин, назвали тес-
серами. Это самые древние участки поверхности планеты,
возраст которых оценивается в 1 млрд лет.
Гравитационные измерения КА «Магеллан» показали, что
кора Венеры более прочная и толстая, чем считалось рань-
ше. У Венеры имеется железное ядро радиусом 3000 км
и мантия из расплавленных горных пород, занимающая
большую часть планеты. Есть некоторые свидетельства
складчатости и увеличения в объеме поверхности Венеры,
а также следы недавних вулканических потоков. Однако на
Венере нет признаков тектоники плит, которые мы наблю-
даем на Земле.
Крупные депрессии (понижения) овальной формы с при-
поднятой центральной частью, окруженные валами — вен-
цы, также не похожи на формы рельефа, встречающиеся
на других планетах. Их природа пока плохо известна.
По-видимому, они образовались в результате движения
глубинных потоков вещества в мантии планеты. □
Трехмерное
перспективное изображе-
ние трех крупных,
расположенных вместе
кратеров на Венере (такое
место называют
«кратерной фермой»,
построенное по снимкам
КА «Магеллан»:
Саския диаметром 37 км,
Данилова диаметром 48 км
(слева) и Аглаонис
диаметром 63 км (справа).
Многочисленные гряды,
напоминающие срединно-
океанические хребты Зем-
ли, простираются с севе-
ра на юг на сотни и
тысячи километров. Им
даны имена богинь. Для
названий равнин исполь-
зуются женские мифоло-
гические персонажи. На-
пример, равнина Елены
(это та самая прекрасная
Елена, из-за которой на-
чалась Троянская война),
равнина Снегурочки и да-
же равнина Бабы-Яги. □
91
Марс
Кора Мантия
Схема внутреннего
строения Марса.
Вследствие большей уда-
ленности от Солнца Марс
получает только 43 % той
энергии, которая попадает
на ту же площадь земной
поверхности. Среднегодо-
вая температура там близ-
ка к 213 К (-60 °C). □
Четвертая от Солнца планета, названная по имени рим-
ского бога войны Марса из-за своего красноватого цве-
та, расположена в 1,5 раза дальше от Солнца, чем Земля, и
в отличие от нее движется по более вытянутой орбите, со-
вершая полный оборот за 687 земных суток. Орбиты Мар-
са и Земли лежат практически в одной плоскости (угол ме-
жду ними составляет всего 2°). Через каждые 780 дней
Земля и Марс оказываются на минимальном расстоянии
друг от друга, которое из-за того, что орбиты планет —эл-
липсы, а не правильные круги, колеблется в пределах от
56 до 101 млн км. Такое сближение планет называют про-
тивостоянием. Если расстояние между планетами менее
60 млн км, то противостояние называют великим. Великие
противостояния повторяются через каждые 15—17 лет.
Орбита Марса заметно отличается от круговой, поэтому
расстояние от Марса до Солнца не остается постоянным,
меняется от 207 млн км в перигелии до 250 млн км в афелии.
Экваториальный радиус Марса — 3394 км — на 20 км больше
полярного. Марс меньше Земли по массе в 10 раз, а по пло-
щади поверхности — в 3,5 раза. Период осевого вращения
Марса был определен с помощью наземных телескопиче-
ских наблюдений за наиболее заметными деталями поверх-
ности и составляет 24 ч 39 мин и 36 с. Ось вращения Марса
наклонена на угол 25,2° от перпендикуляра к плоскости ор-
биты. Именно поэтому на Марсе наблюдается смена вре-
мен года, но сезоны там длятся почти вдвое дольше, чем на
Земле. При этом из-за эллиптической орбиты сезоны в Се-
верном и Южном полушариях имеют разную продолжи-
тельность: лето в Северном полушарии длится 177 марсиан-
ских суток, а в Южном оно на 21 день короче и теплее.
Атмосфера Марса состоит на 95 % из углекислого газа. Дру-
гие составляющие атмосферы: 2,5 % азота, 1,6 % аргона, ме-
нее 0,4 % кислорода. Среднее давление атмосферы у поверх-
ности (6,1 миллибар) в 160 раз меньше, чем давление на
уровне моря нашей планеты (1 бар). В самых глубоких впади-
нах давление на Марсе может достигать 12 миллибар. Атмо-
сфера планеты сухая, в ней практически нет водяных паров.
92
Марс
В сравнительно мощный теле-
скоп на поверхности Марса
можно различить лишь круп-
ные темные и светлые области
поперечником в сотни и тысячи
километров. Лучше всего видны
белые полярные шапки Марса.
Еще в конце XVIII в. выдающий-
ся английский астроном Виль-
ям Гершель заметил, что разме-
ры белых полярных шапок
периодически меняются со сме-
ной сезона: летом шапки уменьшаются в размерах, причем
одновременно из полярных областей в умеренные широты
распространяется «волна потемнения» участков поверхно-
сти. Полярные шапки Марса многослойны. Нижний, основ-
ной слой толщиной в несколько километров образован
обычным водяным льдом, смешанным с пылью, который со-
храняется и в летний период. Это так называемые постоян-
ные шапки. Наблюдаемые сезонные изменения полярных
шапок происходят за счет верхнего слоя толщиной менее
1 м, содержащего твердую углекислоту—«сухой лед». По-
крываемая этим слоем площадь быстро растет в зимний пе-
риод, достигая параллели 50° широты, а иногда и переходя
этот рубеж. Весной с повышением температуры этот верх-
ний слой испаряется и остается лишь постоянная шапка.
«Волна потемнения» участков поверхности, наблюдаемая
со сменой сезонов, объясняется изменением направления
ветров, постоянно дующих от одного полюса к другому. Ве-
тер уносит верхний слой сыпучего материала — светлую
пыль, обнажая участки более темных пород. В периоды, ко-
гда Марс находится ближе всего к Солнцу, нагрев поверх-
ности и атмосферы возрастает и нарушается равновесие
марсианской среды. Возникает сильный ветер, начинаются
вихри и бури. Иногда более миллиарда тонн пыли поднима-
ется и удерживается во взвешенном состоянии в атмосфе-
ре, при этом резко меняется климатическая обстановка на
всей планете. Продолжительность пылевых бурь может до-
стигать 50—100 суток. □
НАЧАЛО КОСМИЧЕСКОГО ИССЛЕДОВАНИЯ Марса по-
ложили космические аппараты (КА) серии «Марс» (СССР)
и «Маринер» (США). Первым КА, достигшим красной пла-
неты, стал «Марс-1» (1962). Первые снимки участков по-
верхности Марса были сделаны КА «Маринер-4» в 1965 г., а
также «Маринер-6» и «Маринер-7» (США) в 1969 г. По фо-
тографиям, полученным КА «Маринер-9» в 1971 г., состав-
Северное полушарие
Марса
(снимок КА «Викинг»).
Постоянная северная
полярная шапка имеет
поперечник около
1000 км.
В конце XIX в. итальян-
ские астрономы Анджело
Секки и Джованни Скиа-
парелли сообщили, что
неоднократно видели тон-
кие длинные темные линии,
напоминающие сеть кана-
лов, как бы связывающих
полярные и умеренные зо-
ны планеты. Американский
астроном Персиваль Ло-
велл предположил, что ка-
налы имеют искусственное
происхождение, однако не
все астрономы разделяли
такое мнение. Дело в том,
что эти линии находились
на пределе разрешения: в
подобных случаях отдель-
ные пятна зрительно ка-
жутся объединенными в
линии. На фотографиях
поверхности Марса, полу-
ченных с помощью кос-
мических станций, видно
множество долин и уще-
лий, однако совместить
их с каналами, показан-
ными на картах Скиапа-
релли, не удалось. □
Астрономия
На снимке видна только
часть гигантской системы
каньонов, известной
как Долина Маринера,
которая простирается на
4500 км с запада на
восток, несколько южнее
марсианского экватора.
Фотомонтаж снимков
космической станции
«Викинг».
Панорама местности
в районе посадки аппара-
та «Марс Пасфайндер».
лены подробные карты поверхности. В этом же году осуще-
ствлена первая мягкая посадка на поверхность (советский
КА «Марс-3»). КА «Марс-4» и «Марс-5» выполнили фото-
графирование отдельных участков поверхности. Наиболее
результативными были КА «Викинг-1» и «Викинг-2»
(США), выведенные на околомарсианские орбиты в 1976 г.
Спускаемые аппараты этих станций совершили мягкую по-
садку в Северном полушарии планеты на расстоянии
6400 км друг от друга. Наряду с изучением атмосферы, ме-
теорологических условий, свойств грунта в местах посадок
были проведены уникальные эксперименты по поиску воз-
можных признаков жизни в пробах марсианского грунта,
помещенных в специальные контейнеры. Однако надеж-
ных следов органических соединений, являющихся проду-
ктами жизнедеятельности микроорганизмов, не обнаруже-
но. Данные об изменении температуры на поверхности
Марса и новые сведения о свойствах пород, слагающих ес-
тественный спутник Марса —Фобос, были получены КА
«Фобос-2» (СССР) в 1989 г. КА «Марс Пасфайндер» (США)
в 1997 г. доставил на поверхность маленький марсоход, ко-
торый выполнил исследования химического состава пород
в окрестностях места посадки. КА «Марс Глобал Сервейер»
(США) с марта 1999 г. успешно фотографирует поверх-
ность с высоким разрешением. К неожиданным открыти-
ям, сделанным с помощью этих снимков, можно отнести
обнаружение множества геологических образова-
ний-террас, которые хорошо видны на фотоизображени-
ях дна Долины Маринера. По-видимому, их образовала во-
да еще в далеком прошлом планеты. В настоящее время
открытых водоемов на Марсе нет. Вода содержится только
в полярных шапках и в грунте —в слое вечной мерзлоты,
94
Марс
толщина которого может составлять несколько километ-
ров. □
ПОВЕРХНОСТЬ МАРСА отличается сильной асимметрией
в распределении пониженных участков — равнин, состав-
ляющих 35 % всей поверхности и возвышенных областей,
покрытых множеством кратеров. Большая часть равнин
расположена в Северном полушарии. Граница между ними
в ряде случаев представлена особым типом рельефа — сто-
ловыми горами, сложенными плосковершинными горками
и хребтами. Четыре гигантских потухших вулкана возвы-
шаются над окружающей местностью, вершина самого
большого из них поднимается на высоту до 26 км. Это — Го-
ра Олимп. Диаметр ее основания — около 600 км, а размер
кальдеры (кратера) на вершине —60 км. Три других древ-
них вулкана —Гора Аскрийская, Гора Павлина и Гора Ар-
сия — расположены почти на одной прямой, в горной мест-
ности Фарсида, высотой около 9 км. Сами вулканы
возвышаются над Фарсидой еще на 17 км. Помимо указан-
ных четырех, на Марсе найдено более 70 мелких потухших
вулканов.
За исключением равнин, поверхность Марса густо покрыта
кратерами. Кратеры, как правило, выглядят более разру-
шенными, чем на Меркурии или Луне. Следы ветрового
разрушения можно наблюдать повсюду.
Наличие борозд и трещин свидетельствует о том, что в
древности на Марсе была вода и, следовательно, атмосфера
имела большую плотность. На склонах некоторых кратеров
видны необычные для планет земной группы застывшие
потоки воды, по которым можно судить о наличии подпо-
верхностного льда. В 2002 г. присутствие грунтового льда
было подтверждено измерениями, проведенными с борта
КА «Одиссей» (НАСА), находящегося на околомарсиан-
ской орбите. □
Средняя плотность Фобо-
са менее 2 г/см3, а уско-
рение свободного паде-
ния составляет там всего
0,5 см/с2. Человек весил
бы на Фобосе всего не-
сколько десятков грам-
мов, поэтому с Фобоса,
подпрыгнув, легко уле-
теть в космос. □
В 1969 г. КА «Маринер-7»
сфотографировал Фобос
на фоне Марса, а КА «Ма-
ринер-9» передал множес-
тво снимков обоих спутни-
ков, на которых видно, что
поверхности этих небес-
ных тел неровные, обиль-
но покрытые кратерами.
Несколько близких подле-
тов к спутникам соверши-
ли КА «Викинг» (США) и
«Фобос-2» (СССР). На са-
мых лучших фотографиях
Фобоса видны детали ре-
льефа размером до 5 м.
Потухший вулкан Олимп
высотой до 26 км. Каль-
дера на вершине вулкана
имеет диаметр около
60 км.
СПУТНИКИ МАРСА были открыты в
1877 г. американским астрономом
Асафом Холлом (1829—1907) во вре-
мя великого противостояния. Их на-
звали Фобос (в пер. с греч. — страх) и
Деймос (ужас), поскольку в античных
мифах бога войны всегда сопровож-
дали его дети — страх и ужас. Спут-
ники очень маленькие и имеют не-
правильную форму. Размеры Фобоса
составляют 13,5 х 9,4 км, а Деймо-
са—7,5 х 5,5 км. □
95
Сатурн
Вторая по размеру и массе планета, названная Сатурном
(римский аналог античного титана Кроноса, сына Урана
и Геи), превосходит Землю по объему в 800 раз. Средняя
плотность его удивительно мала —меньше плотности воды
и составляет 0,7 г/см3. Экваториальный радиус по верхней
Схема внутреннего
строения Сатурна:
границе облачного слоя равен 60 270 км, а поляр-
ный на несколько сотен километров меньше. Пе-
риод вращения Сатурна составляет 10,2 ч. В ат-
мосфере Сатурна содержится 94 % водорода и
6 % гелия (по объему).
Обращаясь вокруг Солнца на расстоянии в 10 раз
более отдаленном, чем Земля, Сатурн совершает
полный оборот по орбите, близкой к круговой, за
29,5 лет. Угол наклона орбиты к плоскости эклип-
тики составляет всего 2°, в то время как экватори-
альная плоскость Сатурна довольно сильно (на 27°) наклоне-
на к плоскости его орбиты, поэтому смена времен года
1 - металлосиликатное
ядро;
2 - жидкий
металлический водород,
3 - жидкий
молекулярный водород;
4 - газожидкая
атмосфера;
5 - видимая поверхность
облачного слоя.
происходит и на этой планете.
Галилео Галилей, наблюдая Сатурн в свой несовершенный
телескоп в самом начале XVII в., не мог понять, почему с
двух противоположных сторон от диска планеты видны де-
тали, похожие на выступы. Лишь через 50 лет нидерланд-
скому ученому Христиану Гюйгенсу (1629—1695) удалось
определить, что Сатурн окружен ярким, тонким и плоским
кольцом, нигде не соприкасающимся с планетой. Еще че-
рез четверть века французский астроном Жан Доменик
Кассини (1625—1712) обнаружил темную полосу, разделя-
ющую кольцо на внешнюю и внутреннюю часть. Внешнюю
часть кольца назвали кольцом А, внутреннюю — кольцом
В, а разделяющую их темную полосу —делением Кассини.
Позже наземными наблюдениями были выявлены кольца
С, D и Е. Темные полосы — щели в системе колец обусло-
влены гравитационным взаимодействием вещества колец
со спутниками планеты. Кольца не сплошные — сквозь них
может проходить свет (они состоят из рыхлых комков раз-
мерами до нескольких метров). Кольца оказались удиви-
тельно тонкими — всего несколько десятков метров, поэто-
96
Сатурн
му когда расположение Земли и Сатурна бывают такими,
что кольца поворачиваются к нам «ребром», то они «исче-
зают» для наземных телескопов.
В окрестностях Сатурна побывали несколько космических
аппаратов (КА). КА «Пионер-11» (США) в 1979 г. обнаружил
тонкое внешнее кольцо F за пределами кольца А, измерил
температуру атмосферы планеты и крупнейшего в ее систе-
ме спутника Титана, выявил границы магнитосферы Сатур-
на. КА «Вояджер-1» (США) в 1980 г. впервые показал, что
система колец Сатурна состоит из тысяч отдельных узких
колечек, а также обнаружил шесть новых спутников. Ближе
всего к Сатурну подошел КА «Вояджер-2», передавший под-
робные снимки самой планеты, ее колец и спутников.
Поток солнечной энергии, доходящей до Сатурна, в 91 раз
меньше потока, доходящего до Земли, поэтому температура
на нижней границе облаков Сатурна составляет всего 150 К.
Однако выяснилось, что поток теплового излучения, исходя-
щий от Сатурна, в два раза превышает поток энергии, полу-
чаемой им от Солнца. Источником этой внутренней энергии
может быть, как и в случае с Юпитером, гравитационная
дифференциация (разделение) вещества, когда более тяже-
лый газ (гелий) медленно просачивается в недра планеты.
Из-за низких температур в надоблачной атмосфере Сатур-
на, где пары аммиака вымораживаются, образуется плотный
слой тумана, скрывающего структуру поясов и зон, поэтому
на Сатурне они не так четко видны, как на Юпитере.
Под покровом атмосферы Сатурна, как предполагают, нахо-
дится океан сжиженного молекулярного водорода, а в самом
центре планеты — массивное металлосиликатное ядро. □
Облачные слои в виде по-
лос на Сатурне доходят до
очень высоких широт -
78°. Гигантское овальное
образование размером с
Землю, расположенное
недалеко от Северного по-
люса, названо Большим
Коричневым Пятном. Не-
сколько коричневых пятен
меньшего размера также
видны на снимках. Такие
пятна представляют собой
атмосферные вихри. Эти
ураганные вихри быстро
затухают и перемещаются
вместе с атмосферными
полосами. Ветры в атмо-
сфере Сатурна действи-
тельно ураганные: их ско-
рость в районе экватора
достигает 400-500 м/с. □
Бог урожая Сатурн.
САМЫЙ БОЛЬШОЙ СПУТНИК САТУРНА-Титан превы-
шает по своему размеру Меркурий. Диаметр Титана соста-
вляет 5150 км. Удивительно, но этот спутник имеет собст-
венную плотную атмосферу, которая скрывает детали
поверхности. Как и в случае с Землей, преобладающим га-
зом в атмосфере Титана является азот. Атмосфера содер-
жит 85 % азота, около 12 % аргона и менее 3 % метана.
Поверхность Титана состоит из льда с примесью силикат-
ных пород. Средняя плотность вещества, слагающего спут-
ник, — 1,9 г/см3. Предполагается, что на Титане может быть
глубокий океан из жидкого этана, метана и азота, ниже ко-
торого находится слой ацетилена толщиной до 300 м. К се-
редине 1990-х гг. у Сатурна было известно 22 спутника.
Позднее открыли еще несколько, однако это очень малень-
кие ледяные образования (по-видимому, их более 30). Мно-
гие из этих спутников так и не получили собственных
имен. □
Диона - спутник Сатурна.
97
Уран
Схема внутреннего
строения Урана:
Седьмая планета от Солнца —Уран —знаменита тем,
что плоскость ее экватора наклонена к плоскости ор-
биты на угол 98°. Таким образом, Уран вращается, как
бы лежа на боку. Это первая планета, которая была от-
крыта с помощью телескопа, что значительно раздвину-
ло границы Солнечной системы. Невооруженным гла-
зом Уран не виден. □
Названная по имени бога неба Урана в античной мифо-
логии, планета была случайно обнаружена в 1781 г. ан-
глийским астрономом Вильямом Гершелем. Уран рас-
положен почти в 20 раз дальше от Солнца, чем Земля.
До этого открытия самой далекой планетой Солнечной
системы считался Сатурн.
Экваториальный радиус Урана составляет 25 559 км,
а полярный радиус почти на 300 км меньше. Период
вращения планеты, определяемый по движению дета-
лей в атмосфере планеты, зависит от широты: на широ-
те 70° он составляет 14 ч, а на широте 33° — 16,2 ч. Мас-
са Урана, найденная по движению его естественных
спутников, оказалась в 14,5 раза больше массы Земли,
1 - металлосиликатное
ядро;
2 - мантия изо льда;
3 - видимая поверхность
облачного слоя.
но средняя плотность планеты (1,3 г/см3) лишь ненамного
превышает плотность воды. Атмосфера Урана состоит бо-
лее чем на 85 % из водорода, на 12 % из гелия и на 2,3 % из
метана (по объему). Поскольку Уран вращается «на боку»,
продолжительность дня и ночи значительно превышает
осевой период вращения планеты: день и ночь на широте
30° длятся 14 лет, на широте 60° — 28 лет, а на полюсах —
42 года.
Модель внутреннего строения Урана показывает, что в цен-
тре Урана температура должна быть ниже, чем у Юпитера
и Сатурна, но все же достаточно впечатляющая (более
7000 К). За ядром из сильно сжатых металлов, силикатов,
льдов аммиака и метана, занимающем около 0,3 радиуса
планеты, видимо, находится мантия из смеси водяного
и аммиачно-метанового льдов. Видимая поверхность обра-
зована газовой оболочкой из водорода и гелия.
98
Окружающие Уран узкие и плотные кольца —их всего де-
вять— были открыты в 1977 г. с помощью обсерватории, нахо-
дящейся на самолете «Боинг» (это стало возможным благода-
ря использованию эффекта затмения планетой звезды,
в процессе которого блеск звезды ослабевает еще до начала
затмения и спустя какое-то время после него, что свидетельст-
вует о наличии непрозрачных элементов — колец планеты).
Кольца слабо отражают солнечный свет, ведь они темнее са-
жи. Внешнее кольцо шириной несколько десятков километ-
ров находится на расстоянии 51 150 км от центра планеты.
Кольца состоят из глыб метровых размеров, причем в самих
кольцах, по-видимому, очень мало пылевых частичек.
В окрестностях этой планеты побывал только один косми-
ческий аппарат (КА) — «Вояджер-2» (в январе 1986 г.). Он
сфотографировал планету, ее кольца и обнаружил не изве-
стные ранее спутники.
Уран трудно наблюдать с Земли, на его видимом диске по-
чти неразличимы какие-либо детали.
В отличие от других планет-гигантов, Уран почти не имеет
собственных источников энергии. Предполагается, что
низкая метеорологическая активность Урана и слабое теп-
ловое излучение объясняются особой динамикой атмосфе-
ры, образующей теплоизолирующий слой. □
По наземным данным были известны только пять спутни-
ков Урана: в 1787 г. Гершель открыл Оберон и Титанию,
в 1851 г. Уильям Ласселл (1799—1880) обнаружил Ариель
и Умбриель, а в 1942 г. Джерард Койпер (1905—1973) от-
крыл Миранду. По снимкам с КА «Вояджер-2» найдены
еще более 10 спутников, находящихся в плоскости эквато-
ра планеты и внутри орбиты Миранды. Новые спутники по-
лучили названия по именам героев пьес Уильяма Шекспира
и произведений Александра Поупа: Корделия, Офелия,
Джульетта, Дездемона и др. Ближайший к планете круп-
ный спутник Миранда (диаметром 400 км) был сфотогра-
фирован с близкого расстояния. На поверхности этого
спутника выявлены две области чередующихся темных
и светлых полос, образованных параллельными грядами
и долинами, свидетельствующими о тектонической актив-
ности Миранды.
В настоящее время к Солнцу обращен Южный полюс спут-
ников и планеты, а их Северные полушария находятся в тени.
Средняя плотность крупных спутников Урана около 1,4 г/см3,
поэтому предполагается, что они на 60 % состоят изо льда.
Средние суточные температуры у спутников менее 60 К,
а при таких температурах лед становится уже твердым ми-
нералом. □
Уран со спутниками.
У Урана обнаружено маг-
нитное поле. Магнитосфе-
ра Урана имеет сложное
строение. На уровне види-
мой облачной поверхности,
где давление составляет
0,6 бара, индукция магнит-
ного поля близка к земной.
Однако магнитные полюса
находятся очень далеко от
полюсов географических
(правильнее сказать - ура-
нографических). Ось маг-
нитного диполя наклонена
на 59° к оси вращения и
смещена к Северному по-
люсу на 8 тыс. км. □
99
ЕПТУН
.9
Схема внутреннего
строения Нептуна:
1 - металлосиликатное
ядро;
2 - мантия изо льда;
3 - видимая поверхность
облачного слоя.
Нептун — далекая и холодная планета-гигант, ставшая пер-
вой планетой, открытой в результате теоретических рас-
четов по возмущениям в наблюдаемом движении планеты
Уран. С Земли Нептун виден как слабенькая звездочка 8-й
звездной величины, найти которую можно лишь с помощью
хорошего бинокля. Однако это только потому, что Нептун
находится очень далеко от нас и от Солнца — на расстоянии
4,5 млрд км! □
НЕПТУН — четвертая из планет-гигантов, названная
в честь бога морей в античной мифологии. По своему стро-
ению, составу и окружающему магнитному полю эта пла-
нета очень похожа на Уран. Экваториальный радиус Не-
птуна почти в четыре раза превышает радиус Земли, а по
массе он в 17 раз больше нашей планеты. Средняя плот-
ность Нептуна невелика: 1,64 г/см3. Нептун обращается во-
круг Солнца на расстоянии около 30 астрономических еди-
ниц, совершая полный круг почти за 165 земных лет.
Плоскость орбиты планеты наклонена всего на 1,8° к плос-
кости эклиптики. Угол наклона экватора к плоскости орби-
ты составляет почти 30°. Вследствие большой удаленности
от Солнца освещенность на Нептуне в 900 раз меньше, чем
на Земле.
Единственным космическим аппаратом, который «посе-
тил» Нептун, был «Вояджер-2» (США), прошедший в 1989 г.
на расстоянии нескольких тысяч километров от поверхнос-
ти облачного слоя Нептуна. Аппарат позволил увидеть дета-
ли облачного покрова планеты. Атмосферные полосы на
Нептуне выражены слабо. Большое Темное Пятно разме-
ром с нашу планету, обнаруженное в Южном полушарии
Нептуна, является гигантским антициклоном, совершаю-
щим полный оборот за 16 земных суток. Это область повы-
шенного давления и температуры. В отличие от Большого
Красного Пятна на Юпитере, дрейфующего со скоростью
3 м/с, Большое Темное Пятно на Нептуне перемещается
значительно быстрее — со скоростью 325 м/с. Темное Пят-
но меньших размеров, расположенное на широте 74° ю. ш.,
100
за одну неделю сместилось на 2000 км к северу.
Довольно быстрым движением отличалось
и обнаруженное светлое образование в атмо-
сфере (так называемый «скутер»). В некото-
рых местах скорости ветра в атмосфере Непту-
на достигают 400 — 700 м/с.
Атмосфера Нептуна, как и у других планет-ги-
гантов, простирается на несколько тысяч кило-
метров и состоит в основном из водорода и гелия
с небольшой примесью метана. Видимый облач-
ный слой соответствует давлению 1,2 бара, т. е.
чуть более высокому, чем у поверхности Земли.
Предполагается, что на дне атмосферы Нептуна, где давле-
ние составляет около 200 бар, находится океан из воды, на-
сыщенной различными ионами. Значительное количество
метана, по-видимому, содержится глубже, в ледяной мантии
планеты. Даже при очень высоких температурах 2000 —
5000 К и давлении в 1 000 000 бар (Мбар) воды метана и ам-
миака могут образовать твердые или газожидкие смеси.
На долю горячей ледяной мантии, согласно расчетам, долж-
но приходиться 70 % массы всей планеты. Около четверти
массы Нептуна должно иметь ядро планеты, состоящее из
окислов кремния, магния, железа и его соединений, а так-
же каменных пород. Модель внутреннего строения плане-
ты показывает, что давление в центре планеты составляет
6 — 8 Мбар, а температура около 7000°. В отличие от Урана,
поток, излучаемый из недр Нептуна, почти в три раза боль-
ше потока, который приходит от Солнца. Это обусловлено
процессами внутреннего выделения тепла.
Система колец Нептуна в целом похожа на систему колец
Урана, с той разницей, что суммарная площадь всего мате-
риала в кольцах Нептуна примерно в 100 раз меньше, чем
в кольцах Урана. Отдельные дуги колец, окружающих Не-
птун, были обнаружены при покрытиях звезд планетой
(при видимом перемещении планета затмевает звезду, и из-
менение блеска звезды еще до начала затмения и уже пос-
ле него указывает на наличие непрозрачных элемен-
тов-колец планеты). На снимках КА «Вояджер-2» видны
незамкнутые образования, которые назвали арками. Они
расположены на сплошном самом внешнем кольце малой
плотности. Диаметр внешнего кольца —почти 70 тыс. км,
а ширина арок примерно 50 км. Другие кольца, находящие-
ся на расстояниях от 61,9 тыс. до 62,9 тыс. км, замкнутые.
Наблюдения с Земли позволили обнаружить два спутника
Нептуна: Тритон и Нереиду. КА «Вояджер-2» нашел еще
шесть спутников размером от 50 до 400 км и уточнил диаме-
тры Тритона (2705 км) и Нереиды (340 км). □
Вверху: поверхность Три-
тона.
Обращенный к Солнцу
Южный полюс (нижняя
часть изображения)
окружает более светлая
полярная шапка,
альбедо которой доходит
до 95 %. Разрешение на
снимке достигает
1,5-3 км.
Центр снимка имеет
координаты
15°ю.ш.,15°вд.
Внизу: метановые
перистые облака на
высоте 40 км
над основным облачным
покровом Нептуна,
101
Малые тела
Солнечной системы
Ученые обратили внимание
на то, что динозавры исчез-
ли с лица Земли за очень
короткий промежуток вре-
мени. Их кости встречаются
только в тех геологических
слоях, которые старше
65 млн лет, а в более позд-
них - никогда. Оказалось,
что в некоторых местах эти
слои разделены тонкой
прослойкой, обогащенной
элементом иридием, край-
не редким в земных горных
породах, но гораздо более
распространенным в кос-
мических телах. Возникло
предположение, что около
65 млн лет назад Земля
подверглась космической
бомбардировке, поднявшей
в атмосферу тучи пыли, ко-
торые сильно уменьшили
доступ солнечным лучам к
поверхности Земли. Погиб-
ли растения, которыми пи-
тались динозавры, а затем
вымерли и они сами. □
В состав Солнечной системы, кроме Солнца, больших пла-
нет и их спутников, входят так называемые малые те-
ла — кометы, астероиды и порожденные ими еще более мел-
кие метеорные тела. Некоторые из них сталкиваются
с Землей, обусловливая обмен веществом между нашей пла-
нетой и космическим пространством. Комплекс малых
тел — важная часть Солнечной системы, связанная с ней об-
щностью происхождения. □
ОСНОВНАЯ ЧАСТЬ массы Солнечной системы (99,87 %)
сосредоточена в ее центральном теле — звезде, которая на-
зывается Солнце. Именно Солнце обеспечивает единство
всей системы, поскольку другие тела движутся по своим
орбитам в поле его тяготения. Среди этих тел—девять боль-
ших планет, которые тоже имеют весьма значительные
массы. Почти у всех планет есть спутники — сравнительно
мелкие тела, обращающиеся вокруг планеты.
Однако этим иерархия тел Солнечной системы не исчерпы-
вается: существуют и еще более мелкие тела, которые ис-
пытывают тяготение Солнца и не могут покинуть его окре-
стности. Это прежде всего малые планеты — астероиды.
Они сильно уступают большим планетам по размерам (са-
мый крупный астероид диаметром около 1000 км), но пре-
Старинная гравюра,
изображающая
падение метеорита
Энзисхейм
(Эльзас, Франция,
1492 г.).
^on bem bonnerftdn gefalle jm ffiMansor fn ft fbm
102
Малые тела Солнечной системы
Метеор из потока
Геминид.
восходят их количеством. Вообще, можно отметить, что это
общая закономерность: чем меньше масса тела, тем больше
таких тел в Солнечной системе. Осколки раздробившихся
при столкновении астероидов иногда падают на Зем-
лю — это метеориты. Ввиду малых размеров ни один астеро-
ид нельзя увидеть невооруженным глазом, и даже в самые
мощные наземные телескопы не удается рассмотреть их
диски. Только развитие космической техники позволило
приблизить фотокамеры к некоторым из этих объ-
ектов и получить их изображения.
Другой класс малых тел—кометы —также имеет незначи-
тельные массы, но их вещество может быть распределено
по очень большому объему, и поэтому они иногда наблюда-
ются на небе в виде весьма протяженных объектов.
Мелкие космические частицы, массой менее 1 г, порожда-
ют явление «падающих звезд», или метеоров. Само явление
происходит в атмосфере Земли, что и дает возможность его
наблюдать, однако источник явления имеет космическую
природу—это тоже часть комплекса малых тел Солнечной
системы. Определенная доля вещества метеоров генетиче-
ски связана с кометами, т. е. образовалась при распаде ко-
метных ядер.
Впрочем, в Солнечной системе имеются частицы еще мель-
че, их размер не превосходит 1 мкм. Речь идет о межпланет-
ной пыли, сосредоточенной вблизи плоскости эклиптики,
возле которой вокруг Солнца движутся планеты. Для земно-
го наблюдателя эта пыль обнаруживает себя так называе-
Как правило, орбиты ме-
теоров какого-либо пото-
ка совпадают с орбитой
определенной кометы,
что и позволяет утвер-
ждать, что породившие
их частицы были выбро-
шены кометным ядром.
Орбита же Геминид сов-
падает с орбитой слабого
астероида, известного
под номером 3200. Это
значит, что соотношения
между разными классами
объектов в комплексе ма-
лых тел могут оказаться
сложными: так, некото-
рые астероиды, возмож-
но, представляют собой
очень старые кометные
ядра, потерявшие воз-
можность обычных ко-
метных проявлений (в ча-
стности, они не образуют
хвостов ни на каком уча-
стке своей орбиты). □
103
Астрономия
Зодиакальный свет.
Рисунок XIX в.
(Германия).
В средних широтах конус
зодиакального света
чаще всего виден на
востоке осенью перед
восходом Солнца.
мым зодиакальным светом, иногда видимым как размытый
светящийся конус на небе, расширяющийся к горизонту
и всегда расположенный в области зодиакальных созвез-
дий. Число межпланетных пылинок огромно, но общая их
масса ничтожна —в миллиард раз меньше массы Земли! □
В отличие от известных с
древнейших времен метео-
ров и комет, наблюдаемых
на ночном небе, астерои-
ды, невидимые невоору-
женным глазом, были от-
крыты только в самом
начале XIX в. Это и объяс-
няет скептическое отноше-
ние ученых XVIII в. к сооб-
щениям о падениях с неба
камней (метеоритов), по-
ступавшим от населения:
просто среди небесных тел
не было известно таких,
которые могли бы служить
источниками подобного
рода космического мате-
риала. □
МАЛЫЕ РАЗМЕРЫ ТЕЛ, казалось бы, должны были ослож-
нить их наблюдение и изучение. Однако это относится не
ко всему комплексу малых тел. Кометы, метеоры и падения
на Землю метеоритов известны с глубокой древности;
впрочем, как раз их легкая наблюдаемость долгое время
считалась аргументом против их космической приро-
ды — кометы и метеоры относили к чисто атмосферным яв-
лениям. Современная астрономия достаточно точно опре-
деляет их место в общей картине мироздания.
Тела, постоянно падающие из космоса на Землю, медленно
увеличивают ее массу. Специалисты пытаются оценить этот
прирост, исходя из частоты падений тел разной массы. Сред-
няя оценка составляет около 50 тыс. т в год. Казалось бы, это
значительная величина, но она ничтожна по сравнению
с массой Земли. Если бы эта величина была постоянной на
протяжении всей истории Земли, общая доля такого приро-
ста составила бы одну двадцатимиллионную массы Земли!
Тем не менее не исключено, что на ранних этапах эволюции
Солнечной системы и Земли как планеты падение крупных
тел давало заметный прирост массы нашей планеты.
Небольших тел в Солнечной системе так много, что наша
планета систематически сталкивается с некоторыми из
них. Атмосфера надежно прикрывает поверхность Земли
от воздействия самых мелких тел: метеорные частицы пол-
ностью сгорают в ней, и даже более крупные частицы, по-
рождающие метеориты, целиком теряют в атмосфере свою
космическую скорость. За редчайшими исключениями их
падение не вызывает катастрофических последствий.
104
Малые тела Солнечной системы
Однако случались столкновения Земли и с более крупными
телами, скорость которых атмосфера погасить уже не мо-
жет. Разумеется, это происходит очень редко, но все-таки
происходит, о чем говорят данные геологии. Древние мете-
оритные кратеры —это шрамы на поверхности Земли, ос-
тавленные космической бомбардировкой. Самым крупным
космическим телом, столкнувшимся с Землей в течение по-
следнего столетия, был, по-видимому, Тунгусский метео-
рит. Он упал 30 июня 1908 г. в безлюдной сибирской тайге.
При этом выделилась энергия, эквивалентная взрыву 40 ме-
гатонн тротила!
Последствия таких столкновений — это катастрофы, мест-
ные и даже глобальные, поэтому сейчас специалисты раз-
рабатывают методы их предотвращения. Работа по предот-
вращению космических катастроф состоит из двух
взаимосвязанных задач. Во-первых, важно обнаружить
опасное тело на возможно большем расстоянии от Земли.
Столкновение нетрудно предсказать для астероидов, пере-
секающих орбиту Земли, — их движение хорошо изучено.
Гораздо сложнее дело обстоит с ядрами долгопериодичес-
ких комет, которые не наблюдались при их предыдущих
сближениях с Солнцем.
Вторая задача — это уничтожение опасного тела (например,
при помощи ядерного заряда) либо отклонение его с опас-
ной орбиты. По мере технического прогресса эти возмож-
ности могут быть реализованы в случае необходимости,
но ученые уже сегодня пытаются обезопасить человечест-
во от космических «бомбардировок». □
Вещество малых тел отли-
чается от планетного веще-
ства, являясь более «при-
митивным», т. е. более
близким к первичному ве-
ществу Солнечной системы.
Хотя все тела, составляю-
щие Солнечную систему,
произошли из одного и того
же газопылевого облака, в
крупных телах это вещество
прошло длительный эволю-
ционный путь. Оно плави-
лось, разделялось по плот-
ности, преобразовывалось
под действием высоких
температур и давлений. Ко-
гда американская экспеди-
ция «Аполлон» доставила
на Землю образцы лунных
пород, а они оказались со-
вершенно непохожими на
метеориты, известный ис-
следователь Солнечной си-
стемы Г. Юри воскликнул:
«Это прекрасно! Теперь
вместо одной проблемы мы
имеем две!» □
Космическая катастрофа
глазами художника.
105
Кометы
В 1705 г. Эдмонд Галлей
опубликовал рассчитан-
ные им по теории Исаака
Ньютона элементы орбит
24 комет. Среди них ока-
зались три кометы с весь-
ма схожими орбитами:
комета 1682 г., которую
наблюдал сам Галлей, ко-
мета 1607 г., наблюдав-
шаяся Иоганном Кепле-
ром, и комета 1531 г.,
отмеченная немецким ас-
трономом Апианом. Гал-
лею принадлежит догадка
о том, что это были раз-
ные появления одной и
той же кометы, и предска-
зание, что она появится
вновь в 1858 г. Таким об-
разом, он ввел в научный
оборот целый класс новых
объектов - кометы. Одна-
ко комета появилась не в
1858-м, а в 1859 г. Астро-
номы объяснили ее «опо-
здание» влиянием тяготе-
ния гигантских планет -
Юпитера и Сатурна. Эта
самая известная из комет
носит имя Галлея. В оче-
редной раз жители Земли
увидят ее в 2061 г. □
В отличие от других небесных тел, кометы имеют весьма
необычный внешний вид и иные, чем у планет, орбиты.
Их часто называют «хвостатыми гостями», ведь некоторые
кометы могут наблюдаться только раз в тысячелетие. □
Так изобразили комету
в Средние века.
НЕОБЫЧНЫЙ ПУТЬ КОМЕТ по небесной сфере, равно
как и их странный для небесного светила внешний вид
(у комет имеются светящиеся хвосты, простирающиеся
иной раз чуть ли не на полнеба!), вызывали особое отноше-
ние к ним у людей еще в далеком прошлом. В представле-
нии, скажем, средневекового человека небо и земля резко
противопоставлялись как символы вечного и тленного, со-
вершенного и грешного, высшей гармонии и места скорби,
и появления на небе чудовищных хвостатых светил неиз-
бежно расценивались как предвестия грядущих несчастий:
войн, эпидемий, голода и других природных и социальных
бедствий. Отголоски этих суеверий встречаются и в наше
время. Чаще всего они связаны со стремлением предпри-
имчивых людей поэксплуатировать интерес к сенсациям,
в значительной мере обусловленный невежеством.
Лишь в конце XVII —начале XVIII в., во времена Ньютона
и Галлея, с помощью точных наблюдений и теоретических
работ были получены достоверные данные о движении ко-
мет. До этого даже великий
«законодатель неба» Ио-
ганн Кеплер, совершенно
правильно определивший
орбиты планет как эллипсы,
почему-то считал, что коме-
ты движутся по прямоли-
нейным путям.
На самом деле оказалось,
что орбиты комет тоже эл-
липтические. В одном из
фокусов эллипса находится
Солнце. Однако если эл-
липсы планетных орбит вы-
106
Кометы
тянуты очень слабо (орбиты по-
чти круговые), то кометы дви-
жутся по сильно вытянутым
орбитам. В результате при
обращении планеты во-
круг Солнца расстояние
до него меняется незначи-
тельно, а комета на своем
пути то очень близко под-
ходит к Солнцу, то удаляет-
ся от него на большие
расстояния. В соответствии
с законами небесной механики ско-
рость движения велика вблизи Солн-
ца и мала вдали от него, так что значи-
тельную часть времени комета
проводит на удаленном участке орби-
ты и потому невидима. Большинство
комет уходит от Солнца далеко за пределы орбиты самой
удаленной планеты — Плутона. □
ЛУЧШАЯ ВИДИМОСТЬ КОМЕТЫ при ее сближении
с Солнцем обусловлена не сокращением расстояния до не-
го и до Земли, а происходящими на ней физическими про-
цессами.
Твердая часть кометы, в которой сосредоточена основная
доля ее массы, называется ядром. Это —тело небольшого
размера, поперечники кометных ядер не превышают, как
правило, нескольких десятков километров. Исследования
показали, что ядра комет состоят преимущественно из
льдов, и к ним относятся не только водяной лед, но и за-
мерзшие газы — углекислый газ, разные углеводороды.
В них вкраплены мелкие песчинки и пылинки тугоплавкого
каменистого вещества.
Пока ядро находится в очень холодных внешних областях
Солнечной системы, оно неактивно, и обнаружить его
очень трудно.
По мере того как комета по своей орбите приближается
к Солнцу, ядро нагревается солнечными лучами, газы начи-
нают испаряться и выбрасываются из ядра, увлекая с собой
и твердые пылинки. У кометы образуется газовая оболоч-
ка — так называемая голова, размеры которой достигают
сотен и тысяч километров.
Дальнейшую судьбу выброшенного вещества определяет
в основном солнечный ветер — поток высокоскоростных час-
тиц, непрерывно выбрасываемых Солнцем. Взаимодействуя
с веществом головы кометы, он заставляет это вещество вы-
Эдмонд Галлей.
Ядро кометы Галлея
(по изображениям
советского
КА «Вега»1986 г.).
107
Астрономия
Далекая от Солнца коме-
та имеет вид туманного
пятна (хвост отсутствует).
тягиваться в сторону, противо-
положную Солнцу. Так появля-
ется кометный хвост, про-
стирающийся на миллионы
километров. Кстати, вытяну-
тость кометных хвостов в сторо-
ну, противоположную Солнцу,
отмечали еще древние наблюда-
тели. Эти протяженные образо-
вания хорошо заметны с Земли,
хотя содержат ничтожно малое
количество вещества: один из
астрономов справедливо назвал
кометные хвосты «видимым
ничто». В 1910 г. знаменитая комета Галлея оказалась как раз
между Солнцем и Землей, так что наша планета прошла
сквозь кометный хвост. Никакого отрицательного воздей-
ствия на Землю это явление не произвело — вопреки всем
апокалиптическим «пророчествам», промелькнувшим в пе-
чати.
Теорию форм кометных хвостов разработал в XIX в. изве-
стный русский астроном Федор Александрович Бредихин
(1831 — 1904). Введенная им классификация форм использу-
ется до сих пор. Бредихин предложил выделять кометные
хвосты четырех типов. К хвостам первого типа он отнес
тонкие прямолинейные голубоватые хвосты, направлен-
ные точно в сторону, противоположную Солнцу. Оказа-
лось, что они состоят из газов и имеют собственное свече-
ние-результат взаимодействия кометного вещества
с частицами солнечного ветра. Хвосты второго типа — бело-
ватые, слегка изогнутые; их спектр повторяет в основном
спектр Солнца, следовательно, они лишь отражают солнеч-
ный свет. Эти хвосты составлены твердыми пылевыми час-
тицами. Хвосты третьего типа в общем похожи на хвосты
второго, но более короткие и сильнее отклонены по на-
правлению от Солнца. Наконец, бывают «аномальные»
хвосты четвертого типа, направленные в сторону Солнца.
Входящие в них твердые частицы имеют относительно
большую массу, и ни солнечный ветер, ни давление солнеч-
ных лучей уже не могут сильно отклонить их от направле-
ния, в котором они были выброшены из ядра. Все эти типы
хвостов — пылевые. Интересно, что одна и та же комета мо-
жет одновременно иметь хвосты разных типов.
В дальнейшем солнечный ветер «выметает» за пределы
Солнечной системы самые легкие из выброшенных час-
тиц—молекулы газов и мельчайшую пыль. Более тяжелые
108
Кометы
частицы постепенно «расползаются» вдоль кометной орби-
ты и образуют метеорный рой. При встрече этого роя
с Землей происходит явление метеорного потока, наблюда-
емое как большое число «падающих звезд».
Вместе с тем само ядро, теряя вещество в результате выбро-
сов, уменьшается в размерах, дробится, и в конце концов
сходит на нет. Для комет, регулярно сближающихся
с Солнцем раз в несколько десятилетий, срок жизни комет-
ного ядра не превышает миллиона лет — это очень неболь-
шое время в сравнении с возрастом Солнечной системы.
Первая (неудачная) попытка измерить размер кометного
ядра была предпринята в том же 1910 г., когда комета Галлея
оказалась точно между Солнцем и Землей. Русский астро-
ном Витольд Карлович Цераский (1849—1925), точно рас-
считав движение кометы, попытался разглядеть ядро в виде
темного пятнышка на диске Солнца в тот момент, когда ко-
мета, Земля и Солнце оказались на одной линии.
При следующем сближении кометы Галлея с Землей,
в 1986 г., космические аппараты, запущенные СССР и Ев-
ропейским космическим агентством, сблизились с ядром
и передали на Землю его изображение. Теперь ядро можно
было измерить непосредственно. Оказалось, что оно имеет
неправильную форму, его наибольший поперечник равен
16 км. □
Среди комет обнаружили несколько таких, которые дви-
жутся по разомкнутым орбитам (гиперболам). Это значит,
что после сближения с Солнцем они навсегда покинут Сол-
нечную систему. □
Комета
Икейа-Секи. 1965 г.
109
Метеоры
Кроме чисто астрономи-
ческих аспектов изучения
метеоров до сих пор не
теряет своего значения
метеорная геофизика,
т. е. исследование мете-
орными методами верх-
них слоев земной атмо-
сферы. Казалось бы, эти
задачи можно было бы
решать с помощью искус-
ственных спутников Зем-
ли, но спутники работа-
ют на высотах более
130 км, а ниже они быст-
ро сгорают в атмосфере
нашей планеты. Именно
поэтому значительная
часть информации о
свойствах атмосферы на
высотах 60-120 км посту-
пает от изучения метео-
ров. Эта область атмо-
сферы так и называется -
метеорная зона. □
Метеоры иногда называют «падающими звездами»: мно-
гим случалось видеть яркую огненную черту, прорезав-
шую ночной небосвод. Метеоры — самые маленькие кос-
мические тела, доступные наблюдению с Земли. Они
порождаются мелкими космическими частицами, влетаю-
щими с огромной скоростью в земную атмосферу и там
сгорающими. В некоторые месяцы, например в августе, по-
является особенно много метеоров. □
ПРОЛЕТ МЕТЕОРА не вызывает никаких изменений в кар-
тине созвездий — «падающие звезды» не имеют отношения
к звездам настоящим. Долгое время метеоры вообще счита-
лись чисто атмосферным явлением, никак не связанным
с космосом. Лишь длительные исследования астрономов
позволили установить, что метеоры порождаются частица-
ми (их называют метеорными телами, или метеороидами),
которые движутся вокруг Солнца по своим собственным
орбитам и, следовательно, представляют собой полноправ-
ных членов Солнечной системы.
Изредка на небе можно видеть сразу очень много метео-
ров — тогда говорят о метеорном дожде. Это явление изве-
Метеорный
дождь Леониды
в ноябре 1799 г.
в Южной Америке,
который наблюдали
Гумбольдт
и его спутник Бонплан.
110
Метеоры
стно издавна, а в науке впервые его описал немецкий есте-
ствоиспытатель и путешественник Александр Гумбольдт
(1769-1859), который наблюдал его в ноябре 1799 г. у бере-
гов Южной Америки. Гумбольдт обратил внимание на то,
что все метеоры в метеорном дожде как бы вылетали из од-
ной точки на небе. Эту точку назвали радиантом, а само яв-
ление разлета из одной точки — радиацией метеоров. Ради-
ант наблюдавшегося Гумбольдтом метеорного дождя
находился в созвездии Льва и перемещался вместе со звез-
дами при суточном вращении небесной сферы.
В 1832 г. метеорный дождь повторился. Опять множество ме-
теоров летело из того же радианта, причем это случилось то-
го же числа—17 ноября. Подобная картина повторилась
и в 1866 г. К середине XIX в. было уже известно еще несколь-
ко радиантов, «действовавших» ежегодно. Так, в августе ме-
теоры летели из созвездия Персея, в апреле — из созвездия
Лиры и т. д. Подобная радиация метеоров требовала объяс-
нения. Выяснилось, что это явление — кажущееся, связанное
с известным оптическим эффектом перспективы. Совокуп-
ность метеоров, вылетающих из одного радианта, называет-
ся метеорным потоком. Радиант, таким образом, характери-
зует направление движения всех метеоров потока.
Оказалось, что понятие радианта можно применить
и к одиночному метеору. По определению, это та точка не-
бесной сферы, где ее пересекает продолженная назад про-
странственная траектория метеора.
Определить траекторию метеора по наблюдению из одного
пункта нельзя, даже если это фотография. Дело в том, что
линия пролета метеора и точка, в которой находится на-
блюдатель, определяют плоскость, а положение самой ли-
нии в этой плоскости неизвестно, так как неизвестны рас-
стояния до точек траектории. На Земле мы оцениваем
расстояния до удаленных предметов и их линейные разме-
ры либо пользуясь стереоскопичностью зрения, либо срав-
нивая их с предметами известной величины. На небе по-
следнее сделать нельзя, и поэтому астрономы всегда
скептически относятся к сообщениям очевидцев о полетах
по небу разных предметов «поперечником метров трид-
цать, в двух-трех километрах от меня». Из одного пункта
мы можем оценить на небе всего лишь угловое расстояние
между точками пути метеора, например между той точкой,
где он вспыхнул, и той, где он погас.
Другое дело, если удается пронаблюдать (сфотографиро-
вать) один и тот же метеор из двух пунктов, отстоящих друг
от друга на несколько километров. Тогда мы будем иметь
уже две плоскости, на линии пересечения которых и лежит
траектория метеора. Путем несложной геометрической об-
Существуют метеорные
потоки, которые каждый
год дают приблизительно
одно и то же число метео-
ров (Персеиды, Пириды),
а есть и такие, которые в
отдельные годы дают
очень много метеоров -
метеорные дожди (Леони-
ды, Дракон иды), а в дру-
гие годы малоактивны.
Активность метеорного
потока принято характери-
зовать количеством дос-
тупных наблюдению невоо-
руженным глазом метеоров
потока, появляющихся в те-
чение одного часа наблю-
дений (часовое число).
У самого активного посто-
янного потока Персеиды
это число в эпоху макси-
мума составляет около 60
метеоров в час. Для срав-
нения укажем, что метеор-
ный дождь Драконид в
1946 г. дал около 30 000
метеоров в час. Актив-
ность потока связана с его
возрастом. □
111
Астрономия
Упоминания о метеорных
явлениях встречаются в
самых ранних историче-
ских памятниках. Так,
древнегреческий миф о
Фаэтоне описывает про-
лет яркого метеора (боли-
да) над Грецией в мериди-
ональном направлении в
конце 2-го тыс. до н. э. и
содержит имена созвез-
дий, через которые про-
летел болид, - Телец,
Центавр, Лев, Скорпион,
Рак.
В Тверской летописи
1202 г. описан метеорный
дождь Леонид: «...мно-
гие звезды от небес от-
торглись». Первое науч-
ное наблюдение метеоров
в России произвел Анд-
рей Татищев в 1734 г. в
Екатеринбурге. □
работки фотографий можно получить все параметры этой
траектории. В частности, именно такие исследования пока-
зали, что светящиеся участки траекторий практически всех
метеоров действительно являются прямыми линиями, т. е.
земное тяготение не искривляет их сколько-нибудь замет-
ным образом. □
С ПОМОЩЬЮ ФОТОГРАФИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ
удалось определить и скорости метеоров. Для этого перед
объективом фотокамеры, «патрулирующей» часть звездно-
го неба и фиксирующей все пролетевшие здесь метеоры,
устанавливают обтюратор — вращающуюся или колеблю-
щуюся лопасть, которая периодически закрывает объек-
тив. След метеора на фотографии получается в виде пунк-
тира (частота перерывов равна частоте прерывания
светового пучка обтюратором), и это позволяет определить
скорость метеора. Определение скорости необходимо для
того, чтобы рассчитать орбиту метеорного тела в Солнеч-
ной системе. При этом нужно принять во внимание, что на-
блюдение производится с движущейся Земли, и учесть это
движение при расчете скорости и направления движения
метеора. Оказалось, что скорость у всех метеоров одного
потока одинаковая, а поскольку одинаково и направление
их движения при встрече с Землей, это означает, что и их
орбиты в Солнечной системе примерно совпадают. И когда
в 1867 г. итальянский астроном Скиапарелли (тот самый,
который разглядел «каналы» на поверхности Марса) уста-
новил, что орбита одного из метеорных потоков совпадает
с орбитой одной из комет, стало ясно, что метеорные пото-
ки порождаются кометами.
Любое кометное ядро содержит вкрапленные в лед мелкие
твердые частицы. Когда комета сближается с Солнцем, льды
испаряются и покидают ядро, частично увлекая с собой и эту
пыль. Известно, что некоторые кометные хвосты состоят це-
ликом из таких пылевых частиц. Скорость выброса частиц
из ядра намного меньше, чем орбитальная скорость самого
ядра, поэтому приобрести совершенно самостоятельную ор-
биту частицы не могут. В конце концов они «расползаются»
вдоль орбиты кометы и заполняют объем некоего размытого
«бублика» (тора, как говорят в геометрии), осью которого яв-
ляется орбита кометы. Если Земля в своем движении вокруг
Солнца пересекает какую-то часть этого тора, наблюдается
метеорный поток. Ровно через год Земля снова окажется
в том же месте своей орбиты и поток повторится. □
Исследования метеоров показали, что подавляющее боль-
шинство их орбит полностью лежит в пределах Солнечной
112
Метеоры
системы. Несколько разомкнутых (гиперболических) орбит
вполне можно отнести к возмущающему воздействию мас-
сивных планет на орбиту частицы. Этот факт очень важен, так
как говорит о том, что метеорные частицы не приходят к нам
из межзвездного пространства, а являются членами Солнеч-
ной системы и связаны с ней общим происхождением.
Фотографические наблюдения позволили собрать обшир-
ную информацию о метеорном веществе в районе земной
орбиты. Развитие этих методов наблюдений привело к со-
зданию особых метеорных фотокамер, которые отличают-
ся, с одной стороны, широким полем зрения.
Для наблюдений метеоров применяют также и радиолока-
торы. При пролете метеора с огромной скоростью в атмо-
сфере происходит ионизация газа, возникает «ионизаци-
онная колонна», от которой отражается посланный с Земли
радиолуч. Это отражение принимают и анализируют.
Нет больших технических проблем в получении спектров
метеоров. Для этого нужно всего лишь установить перед
объективом фотокамеры призму или дифракционную ре-
шетку. Однако анализ метеорных спектров затруднен, так
как в них присутствуют не только линии, обусловленные
свечением вещества самой частицы, но и атмосферные ли-
нии, связанные с излучением воздуха, нагретого частицей.
Тем не менее именно эти исследования позволяют судить
о химическом составе метеорных тел. В спектрах метеоров
имеются линии металлов, особенно яркие — линии железа,
что говорит о родстве этих тел с метеоритами. Обнаружена
также ярко-красная линия водорода —а известно, что ко-
метные ядра содержат в изобилии Н2О и другие вещества,
включающие водород. Это свидетельствует о генетической
связи малых тел Солнечной системы. □
Предпочтительно, чтобы
наблюдения метеорного
потока производил не
один человек, а группа
наблюдателей. Применяя
статистические методы
обработки, можно учесть
и те метеоры, которые ос-
тались незафиксированы
отдельным наблюдате-
лем. Повторяя наблюде-
ния из года в год, можно
проследить за распреде-
лением частиц вдоль ор-
биты потока. Результаты
многолетних наблюдений
покажут изменения, про-
исходящие в потоке со
временем. Нанося пути
метеоров на звездные
карты, можно обнару-
жить новые радианты и
уточнить структуру и
местоположение старых;
впрочем, здесь лучше ис-
пользовать фотоаппарат.
Многие важные и интерес-
ные результаты в метеор-
ной астрономии получены
любителями. Любитель-
ские наблюдения метео-
ров до сих пор ведут мно-
гие группы в России, на
Украине, в Голландии,
США, Румынии, Франции,
Болгарии. □
Параллельные пути ме-
теоров проецируются на
небесную сферу в виде
отрезков дуг. исходящих
из одной точки.
ко
Астероиды
Астероид 951 Гаспра,
размер 19 х 11 х 11 км.
Снимок КА «Галилео».
|
Кроме девяти больших планет, вокруг Солнца обращается
множество малых планет, или астероидов. Их размеры
колеблются от нескольких десятков метров до 1000 км.
Ни один из них нельзя увидеть с Земли невооруженным гла-
зом, поэтому они стали известны только с XIX в. с появлени-
ем точных звездных карт и сравнительно мощных телеско-
пов. Значительная часть астероидов движется между
орбитами Марса и Юпитера, но некоторые подходят
к Солнцу ближе Меркурия, а другие удаляются от него даль-
ше Сатурна. □
КОГДА АСТРОНОМЫ научились рассчитывать размеры
планетных орбит и получили возможность изобразить об-
щий план Солнечной системы, выявилась одна интересная
закономерность. Оказалось, что расстояния планет от
Солнца увеличиваются при переходе от одной планеты
к другой не произвольным образом, а в геометрической
прогрессии:
ап = 0,4 + 0,3 х2п1,
где ап —среднее расстояние от планеты до Солнца в а. е.,
п — номер планеты от Солнца, начиная с Венеры (для Мерку-
рия второе слагаемое условно принимается равным нулю).
Это правило было установлено в конце XVIII в. немецкими
астрономами Иоганном Даниэлем Тициусом (1729—1796)
и Иоганном Элертом Боде (1747 — 1826) и носит их имя. Под-
ставив значения в формулу, получим для Меркурия ап =
0,4 а. е., для Венеры (п = 1) расстояние ап = 0,7 а. е., для Зем-
ли (п = 2) ап = 1,0 а. е., для Марса (п = 3) ап = 1,6 а. е.,
для Юпитера (п = 5) ап = 5,2 а. е., для Сатурна (п = 6) ап =
10,0 а. е., для Урана (п = 7) ап = 19,6 а. е. Все эти значения
неплохо совпадают с истинными величинами средних рас-
стояний планет от Солнца.
Удивляло астрономов только отсутствие планеты под номе-
ром четыре с ожидаемым средним расстоянием от Солнца
2,8 а. е. Она должна была бы находиться между орбитами
Марса и Юпитера. Много усилий затратили астрономы на
поиски этой планеты, но лишь в первую новогоднюю ночь
Астероиды
XIX в. эти усилия увенчались успехом. Итальянский астро-
ном Джузеппе Пиацци (1746—1826), работавший на обсер-
ватории Палермо в Сицилии, обнаружил светило, переме-
щавшееся на фоне неподвижных звезд и, следовательно,
являвшееся планетой. Вычисления показали, что она имеет
как раз такую орбиту, какую ей и полагалось иметь по пра-
вилу Тициуса — Боде для п = 4. Следуя традиции, Пиацци
дал ей имя римской богини плодородия Цереры, покрови-
тельницы Сицилии.
Казалось бы, гармония планетных расстояний восстановле-
на. Однако неожиданности в мире планет этим не исчерпа-
лись. В 1802 г. немецкий астроном Генрих Вильгельм Оль-
берс (1758-1840), врач по образованию, открыл рядом
с Церерой еще одну планету (он назвал ее Палладой), сред-
нее расстояние которой от Солнца было примерно таким
же, как у Цереры. Затем в 1804 и 1807 гг. были открыты еще
две планеты — Веста и Юнона в том же районе Солнечной
системы. Когда астрономы начали применять для своих це-
лей фотографию, открытия посыпались как из рога изоби-
лия: к началу XX в. там, где сто лет назад в плане Солнечной
системы зияла непонятная пустота, было обнаружено уже
более 400 планет!
Впрочем, все они оказались очень маленькими. Как и у Це-
реры, ни у одной из них нельзя было различить диск, и по-
этому их стали называть астероидами (от греч.
asteroeideis — звездоподобные). □
БОЛЬШАЯ ЧАСТЬ известных астероидов движется между
орбитами Марса и Юпитера, составляя так называемый по-
яс астероидов, однако есть и заметные исключения.
Уже в начале XX в. были открыты астероиды, орбиты кото-
рых почти совпадали с орбитой Юпитера. Эти астероиды
составляют две группы: одна из них движется впереди
Юпитера в 60° от него, если смотреть со стороны Солнца,
а другая —на таком же расстоянии сзади. Их назвали
в честь героев гомеровской «Илиады»: первую группу —
«греки» (Ахилл, Аякс, Диомед, Одиссей и др.), а вторую —
«троянцы» (Приам, Анхиз, Эней и др.).
Существуют астероиды, расположенные и еще дальше от
Солнца. Например, у астероида Хирон самая дальняя точка
его орбиты (афелий) расположена в районе орбиты Непту-
на и отстоит от Солнца на 18,9 а. е. Современные наблюда-
тельные средства астрономии, вынесенные при помощи
космических аппаратов за пределы атмосферы, позволили
установить наличие обширного комплекса астероидных
тел и за орбитой планеты Нептун. По-видимому, они обра-
зуют там пояс, похожий на пояс астероидов между орбита -
С открытием большого
числа астероидов появи-
лась необходимость дать
им всем имена. Поскольку
это все-таки планеты, сна-
чала действовало традици-
онное правило, согласно
которому астероиды полу-
чали имена римских и гре-
ческих богинь. Так появи-
лись 5 Астрея, 6 Геба,
7 Ирис и т. д. Однако уже
в 1850 г. английский астро-
ном Дж. Р. Хинд назвал от-
крытый им астероид Вик-
тория, в честь английской
королевы. В дальнейшем
нарушение традиции стало
неизбежным, поскольку
запас мифологических
имен исчерпался. В ход по-
шли имена из других ми-
фологий (скандинавской,
египетской), а затем и гео-
графические названия
(52 Европа, 67 Азия). □
ПЁ1
Астрономия
В XVIII в французский ас-
троном Жозеф Луи де
Лагранж (1736-1813) пы-
тался описать движение
трех масс, взаимодейст-
вующих друг с другом по
закону всемирного тяго-
тения («задача трех тел»).
Общее решение получить
не удалось, но Лагранж
указал частный случай:
если Солнце, планета и
малое тело находятся в
вершинах равносторонне-
го треугольника, то дви-
жение малого тела будет
устойчивым, и его поло-
жение относительно пла-
неты и Солнца не будет
изменяться. Совершенно
неожиданно это чисто
теоретическое построе-
ние реализовалось в слу-
чае астероидов «греков»
и «троянцев»: они нахо-
дятся как раз вблизи этих
самых «лагранжевых то-
чек». □
ми Марса и Юпитера, только значительно более широкий.
Его называют поясом Койпера —по имени американского
ученого, предсказавшего его существование еще в середи-
не XX в. Уже известны сотни астероидов, входящих в этот
пояс; первый из них был открыт в 1992 г. Самые крупные из
них имеют размеры в несколько сотен километров. Неко-
торые ученые считают, что планета Плутон и ее спутник
Харон тоже входят в пояс Койпера, т. е. формально их мож-
но отнести к астероидам.
Очевидно, что астероиды двух последних групп теоретиче-
ски могут столкнуться с нашей планетой.
Внутри главного пояса, между орбитами Марса и Юпитера,
астероидов так много, что если их орбиты представить про-
волочными колечками, то, подняв одно кольцо, мы подняли
бы все остальные (орбиты накладываются друг на друга
в проекции). Тем не менее и здесь есть свои закономернос-
ти: практически отсутствуют астероиды с такими орбита-
ми, большие полуоси которых относились бы к большой по-
луоси Юпитера как целые числа (1:3, 2:5, 3:7, 1:2 и т. д.).
Такие провалы называют люками Кирквуда (по имени об-
наружившего их американского астронома Д. Кирквуда).
Движение астероидов с такими орбитами было бы резонан-
сным по отношению к Юпитеру, т. е. многократно повторя-
лось бы взаимное положение астероида и Юпитера, и тот
своим притяжением понемногу, но регулярно «раскачи-
вал» бы орбиту астероида, меняя его расстояние от Солнца.
Обилие тел в поясе астероидов ставит вопрос об общности
происхождения хотя бы некоторых из них. Не являются ли
некоторые астероиды продуктами дробления более круп-
ного тела? Как этот факт должен отразиться на параметрах
их орбит?
Уже давно делались попытки выделить группы астероидов
со сходными орбитами. Однако траектории движения асте-
роидов подвержены возмущениям со стороны массивных
тел, и современные орбиты уже мало похожи на те, кото-
рые получились сразу после дробления.
Японский астроном К. Хираяма в 1918—1919 гг. нашел та-
кие элементы орбит, которые очень медленно меняются
под влиянием возмущений (он назвал их «инвариантны-
ми»). По сходству этих элементов Хираяма выделил пять
семейств — Фемиды, Эос, Корониды, Марии и Флоры и от-
нес к ним несколько десятков астероидов. Последующие
исследования выявили до 70 семейств астероидов. Некото-
рые ученые относят к разным семействам до 75 % всех ну-
мерованных астероидов (т. е. тех, элементы орбит которых
определены достаточно хорошо). Помимо движения по ор-
битам астероиды обладают и собственным вращением.
116
Астероиды
Этот факт был впервые установлен по периодическим из-
менениям блеска некоторых астероидов, а потом подтвер-
жден непосредственной фотосъемкой с космических аппа-
ратов. Полученные с небольшими интервалами по времени
изображения астероида (например, Весты) дают почти «ки-
нематографическую» картину вращения вокруг оси. Пери-
оды вращения астероидов лежат в пределах от 2 — 3 ч до не-
скольких суток.
Тот же факт периодического изменения блеска говорит
и о неправильной форме астероидов. Это соответствует
и теоретическим представлениям: сила тяжести на малень-
ких телах слишком ничтожна для того, чтобы придать им
шарообразную форму. □
ДЛЯ ТОГО ЧТОБЫ понять роль астероидов в тех процес-
сах, которые протекали в Солнечной системе, нужно знать
их вещественный состав. Имеется два основных источника
таких сведений.
Во-первых, на Землю падают метеориты — осколки астеро-
идов. Их вещество доступно прямому лабораторному ана-
лизу — минеральному, химическому и изотопному. Этот
анализ показывает, что вещество наиболее многочисленно-
го типа метеоритов — хондритов не подвергалось перера-
ботке в условиях высоких температур, и, следовательно, те-
ла, в которых оно сформировалось, были изначально
небольшими. С другой стороны, имеются железные метео-
риты и очень похожие на земные горные породы ахондри-
ты. Породившие их астероиды могли быть только обломка-
ми более крупных тел, внутри которых происходили
процессы плавления и дифференциации (разделения) ве-
щества.
Другой источник сведений о веществе астероидов — это их
спектры. Разумеется, все эти небольшие тела сами не све-
тятся, а только отражают солнечный свет. Однако спектры
Астероид 243 Ида
и его спутник Дактиль.
Наибольший размер
астероида 56 км,
размеры спутника
1,6 х 1,2 км.
Снимок КА «Галилео».
отражения зависят
и от вещества отра-
жающей поверхнос-
ти. По спектрам ас-
тероиды разделены
на несколько групп,
главные из которых
обозначены буквами
S, М, С. Происхож-
дение астероидов —
одна из важных
проблем планетной
космогонии. □
ш
Метеориты
Метеоритный кратер.
Нью-Квебек
(Канада). ________
Падение метеорита на Землю сопровождают яркие свето-
вые и акустические явления, причина которых —вза-
имодействие летящего с огромной скоростью тела с атмо-
сферой Земли. Трение о воздух разогревает и заставляет
светиться тело, т. е. возникает явление метеора, но очень
яркого — специалисты называют его болидом. Яркие боли-
ды видны даже днем. Если вещество обычного метеора пол-
ностью испаряется в атмосфере (см. Метеоры), то масса
тел, порождающих метеориты, достаточно велика для того,
чтобы, несмотря на испарение части вещества, остаток его
все же достигал поверхности Земли. Атмосфера целиком
гасит его космическую скорость, и встреча с Землей проис-
ходит уже при скорости в десятки метров в секунду —тело
при ударе чаще всего даже не разбивается на куски. Иног-
да, впрочем, давление воздуха дробит тело еще в атмосфе-
ре —тогда говорят о метеоритном дожде.
118
Метеориты
Только что упавшие метеориты довольно горячие, но быстро
остывают. Дело в том, что повышение температуры при тре-
нии об атмосферу не затрагивает глубинных слоев метеори-
та: разогревается и даже расплавляется только наружный
слой и образовавшуюся расплавленную пленку сразу срыва-
ет набегающий поток воздуха. Пленка застывает в воздухе
в виде мельчайших капелек, которые формируют столб ды-
ма вдоль траектории болида. Очень медленно, за несколько
часов, это вещество осядет на поверхность Земли. Когда ско-
рость метеорита упадет, последняя расплавленная пленка на
его поверхности застынет, образовав кору плавления тол-
щиной, как правило, менее 1 мм — характернейший признак
метеоритов. Другая деталь поверхности метеорита — уг-
лубления, образующие как бы застывшую рябь. Они назы-
ваются регмаглиптами и образуются также вследствие об-
работки поверхности воздушным потоком на большой
скорости.
Таким образом, внешний вид метеоритов имеет свои осо-
бенности, отличающие их от обычных земных образцов.
Только часть метеоритов сразу после падения доставляют
исследователям (когда поднимают только что упавший с не-
ба кусок); большинство метеоритов при падении не наблю-
дают и обнаруживают их гораздо позднее. Собирающие их
люди обращают внимание на необычный вид этих образ-
цов, а затем анализ подтверждает их метеоритную приро-
ду. Следовательно, все хранящиеся в метеоритных коллек-
циях образцы делятся на падения и находки. Падения
представляют больший интерес для исследователей, чем
находки, — информация о них обширнее (можно, напри-
мер, по наблюдениям очевидцев полета болида, попытаться
построить траекторию этого метеорита) и их вещество ме-
нее изменено влиянием земных факторов. □
ВЕЩЕСТВО МЕТЕОРИТОВ столь своеобразно, что опыт-
ный минералог легко отличит его от земных горных пород.
По веществу метеориты делятся на два основных класса:
железные и каменные.
Главная составляющая железных метеоритов — никелистое
железо. В земных горных породах природный сплав желе-
за и никеля не встречается, поэтому одно его присутствие
в образце заставляет подозревать космическое происхож-
дение. Количество никеля в сплаве может быть разным,
и оно определяет структуру метеорита. Если никеля мало,
то получается монокристаллическая гексаэдритовая струк-
тура, если много —то поликристаллическая октаэдритовая,
где плоские кристаллы минерала с низким содержанием
никеля — камасита — разделены тонкими слоями другого
Метеоритная пыль -
шарики микронного
размера.
Железный метеорит
весом в 634 кг из Кампо
дель Спела, Аргентина.
Каменный метеорит
из Мидделсборо
конической формы,
около 15 см
в поперечнике.
119
Астрономия
Озеро Маникуаган
в Канаде - след древнего
метеоритного удара.
минерала — тэнита, в котором содержа-
ние никеля выше. Пластинки камасита
ориентированы по граням октаэдра, по-
этому на протравленном кислотой срезе
метеорита видны системы параллельных
полосок —так называемые видманштет-
теновы фигуры. Такая структура свой-
ственна только метеоритам.
Существуют и бесструктурные железо-
никелевые метеориты — так называемые
атакситы. К ним, между прочим, отно-
сится самый большой целый кусок мете-
орита — южноафриканский метеорит Гоба, представляю-
щий собой плиту размерами 3 х 3 х 1 м и весом около 70 т.
Он до сих пор лежит на месте находки.
Метеориты состоят из тех же химических элементов, что
и земные горные породы, и это говорит о материальном
единстве мира. Однако сочетания химических элемен-
тов—минералы могут и не встречаться на Земле, как, на-
пример, никелистое железо. Это связано с особыми усло-
виями образования метеоритного вещества. Впрочем,
и земные минералы в метеоритах присутствуют. Так, боль-
шая часть вещества каменных метеоритов представлена
силикатами — оливинами и пироксенами, весьма обычны-
ми для земных горных пород. Как правило, и никелистое
железо присутствует в каменных метеоритах в виде вклю-
чений, поэтому они в среднем тяжелее земных камней.
Наиболее часто встречающийся тип каменных метеори-
тов — хондриты (в их структуре выделяются мелкие
округлые образования — хондры). По составу они не от-
личаются от вмещающего их вещества (матрицы), и проис-
хождение их неясно: то ли это застывшие капельки, позд-
нее включенные в матрицу, то ли какие-то стяжения в уже
сформировавшейся массе метеорита. Бывают и каменные
метеориты, лишенные хондр, — ахондриты. Они более
всех других похожи на земные горные породы, и поэтому
их труднее дифференцировать от земных.
Среди каменных метеоритов имеются весьма интересные
для исследователей виды — например, углистые хондриты,
представляющие собой, по современной теории, слабоиз-
мененное первичное вещество Солнечной системы, или
«лунные» и «марсианские» метеориты. При ударе о по-
верхность Луны или Марса довольно крупных астероид-
ных тел могли возникнуть осколки поверхности, скорость
которых достаточно высока для того, чтобы навсегда поки-
нуть родительское тело. Потом возможно их выпадение на
Землю в виде метеоритов.
120
Метеориты
Промежуточный класс
составляют железока-
менные метеориты. На-
иболее распространен-
ный их тип представляет
собой железную губку,
поры которой заполне-
ны каменистым вещест-
вом.
Среди падений оказа-
лось больше каменных
метеоритов, чем желез-
ных. Это говорит о том,
что в космосе каменное вещество встречается чаще. Среди
находок, напротив, преобладают железные метеориты: они
прочнее, дольше сохраняются в земных условиях и к тому
же более резко отличаются от земных горных пород, чем
каменные. □
Самый крупный целый
кусок метеорита
на Земле -
метеорит Гоба
(Южная Африка).
Только наблюдения и регистрации с помощью специаль-
ных инструментов дают возможность вычислить орбиты
метеоритов (точность визуальных наблюдений случайных
очевидцев для этих целей недостаточна). Все рассчитанные
таким образом орбиты оказались орбитами астероидного
типа, и этот факт говорит о том, что метеориты — осколки
астероидов. При столкновении астероиды дробятся, орби-
ты осколков меняются под влиянием сил тяготения и неко-
торые из них пересекают орбиту Земли —тогда встреча
с нашей планетой становится неизбежной.
Вещество метеоритов в настоящее время изучено очень по-
дробно. В большой мере этому способствовало развитие
методов анализа вещественного состава, имевшее место
после получения первых образцов лунного грунта: это бы-
ло слишком дорогое вещество в очень малых количествах
и расходовать его следовало предельно экономно. Разрабо-
танные для этой цели тонкие методы анализа были приме-
нены к исследованию метеоритов.
Прямой анализ вещества планет и спутников, ставший воз-
можным в результате космических полетов, не снизил ста-
тус метеоритных исследований. Метеориты образовались,
как правило, изначально в небольших телах, где вещество
не изменялось столь интенсивно, как в крупных планетах
и спутниках, где оно плавилось, разделялось и т. д. Следова-
тельно, метеориты содержат информацию о том веществе,
из которого когда-то образовалась вся Солнечная система,
и наибольшую ценность в этом отношении представляют
углистые хондриты. □
В конце XVIII в. россий-
ский академик Петр Си-
мон Паллас (1741-1811),
путешествуя по Сибири,
организовал вывоз в Пе-
тербург найденной вбли-
зи Красноярска огромной
каменной «крицы» весом
более 40 пудов. Часть
этого материала впослед-
ствии разошлась по евро-
пейским минералогиче-
ским музеям. Изучение
этого материала, как и не-
которых других необыч-
ных находок, сопостав-
ленное с явлениями
ярких болидов, привело
немецкого ученого Эрн-
ста Хладни (1756-1827) к
идее о падении каменных
и железных глыб с неба,
что, по существу, стало
рождением научной ме-
теоритики. Сама же глы-
ба, привезенная Паппа-
сом, послужила основой
российской националь-
ной коллекции метеори-
тов. Это - метеорит Пал-
ласово Железо, и по его
имени весь тип подобных
железокаменных метео-
ритов получил название
«палласиты».□
Образование
И ЭВОЛЮЦИЯ ПЛАНЕТ
Изображения двух
газопылевых дисков, ко-
торые видны «с ребра»,
вокруг формирующихся
звезд в созвездии Орио-
на. Диски непрозрачны и
поэтому выглядят темны-
ми на фоне светящегося
газа туманности. По-ви-
димому, в таких дисках
возникают зародыши бу-
дущих планет - как это
имело место миллиарды
лет назад в Солнечной
системе.
Космический телескоп
«Хаббл».
Основоположниками современной космогонии — науки
о происхождении небесных тел считаются немецкий
философ Иммануил Кант и французский математик Пьер
Симон Лаплас. Планетная космогония — наука о происхож-
дении Земли и планет вообще — неразрывно связана со
звездной космогонией, изучающей проблемы образования
звезд и нашего Солнца в частности.
Приблизительно до середины XX в. проблема происхожде-
ния планет считалась чисто астрономической. Планетная
космогония в первую очередь должна была объяснить че-
тыре основные закономерности в строении Солнечной си-
стемы: 1) упорядоченное движение планет (известно, что
все планеты обращаются вокруг Солнца в одном направле-
нии и их эллиптические орбиты лежат практически в одной
плоскости, близкой к плоскости солнечного экватора);
2) закономерное увеличение примерно в геометрической
прогрессии расстояний планет от Солнца; 3) деление пла-
нет по физико-химическим характеристикам (массе, хими-
ческому составу, количеству спутников и т. д.) на две груп-
пы — планеты земного типа (Меркурий, Венера, Земля
и Марс) и планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран и Не-
птун); 4) неравномерное распределение массы и момента
импульса между Солнцем и планетной системой: Солнце
содержит в себе 99,866 % массы Солнечной системы, а на
планеты приходится около 98 % момента импульса. Эти за-
Образование и эволюция планет
кономерности свидетельствуют о том, что планеты и Солн-
це образовались в едином процессе.
В 1755 г. Иммануил Кант опубликовал первую стройную на-
учную теорию происхождения планетной системы. В ее ос-
нову легло предположение о формировании планет и их
спутников из сгустков газа и пыли, которые образовались
во вращающемся вокруг Солнца рассеянном веществе,
простиравшемся до границ современной планетной систе-
мы. В 1796 г. Пьер Лаплас предложил свою концепцию об-
разования Солнечной системы из вращающейся газовой
туманности: в ходе эволюции эта туманность охлаждалась
и сжималась, при этом она вращалась все быстрее и быст-
рее, вследствие чего от нее отделились газовые кольца,
из которых и сконденсировались планеты. Поскольку
и Кант, и Лаплас рассматривали образование планет из рас-
сеянного вещества газовой туманности, то иногда говорят
о небулярной гипотезе Канта — Лапласа.
Позже было предложено несколько так называемых «ката-
строфических» гипотез, в которых утверждалось, что Сол-
нечная система образовалась в результате прохождения
Солнца вблизи другой звезды. Пример такого подхода — ги-
потеза американских ученых Ф. Мультона и Т. Чемберли-
на, выдвинутая ими в самом начале XX в. Согласно этой ги-
потезе, прохождение вблизи Солнца, первоначально не
имевшего планет, другой звезды вызвало сильное изверже-
ние газов из обеих звезд. Все изверженные частицы газа об-
ращались вокруг Солнца в одной плоскости в одном и том
же направлении. Со временем вещество охлаждалось
и в нем сформировались маленькие твердые частицы, кото-
рые при слипании образовали планеты. В 20 — 30-е гг. XX в.
достаточно широкой известностью пользовалась еще одна
«катастрофическая» гипотеза — гипотеза английского аст-
ронома Дж. Джинса, согласно которой планеты возникли из
вещества, вырванного из Солнца притяжением пролетев-
шей поблизости звезды. И все же при детальном изучении
«катастрофические» гипотезы оказались несостоятельны-
ми: помимо того, что они требовали крайне невероятного
события — прохождения другой звезды очень близко
к Солнцу, они не могли объяснить и большие размеры пла-
нетной системы. После того как стали очевидными недо-
статки «катастрофических» гипотез, планетная космогония
вновь вернулась к классическим идеям Канта — Лапласа.
В начале 40-х гг. XX в. проблемой образования Земли занял-
ся советский полярный первопроходец и геофизик-теоре-
тик Отто Юльевич Шмидт (1891 — 1956). Исследуя Землю,
он постоянно ощущал потребность в надежной теории ее
происхождения. Основываясь на анализе геофизических
Если на протяжении
XVIII-XIX вв. планетная кос-
могония оставалась чисто
теоретической наукой, то к
концу XX в., благодаря ин-
тенсивному развитию кос-
мических исследований, а
также радио- и инфракрас-
ной астрономии были сде-
ланы важные открытия
(в частности, обнаружены
диски, вращающиеся около
молодых звезд), в резуль-
тате которых планетная ко-
смогония стала наукой,
опирающейся на многочис-
ленные данные наблюде-
ний. Эти открытия подтвер-
дили, что на раннем этапе
эволюции на месте планет-
ной системы около моло-
дого Солнца вращался раз-
реженный газопылевой
диск. Основы современных
представлений о формиро-
вании планет из холодного
протопланетного диска бы-
ли заложены в работах
О.Ю. Шмидта и его коллег
Л.Э. Гуревича и А.И. Лебе-
динского. □
123
Астрономия
Представление об
устройстве Вселенной,
в центре которой
и геохимических данных, он пришел к вы-
воду о том, что наша планета никогда не
проходила через стадию полностью рас-
плавленного или газообразного вещества и,
следовательно, образовалась из достаточно
мелких тел, подобных метеоритам.
В 1943 г. О.Ю. Шмидт публично изложил
свою теорию аккумуляции Земли из роя
небольших холодных тел, который, по его
мнению, был захвачен Солнцем (так назы-
ваемая метеоритная, или планетезималь-
наяг теория). □
ОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЦА. Данные, накоп-
ленные современной астрофизикой, свиде-
тельствуют о том, что звезды образуются
в газопылевых комплексах, масса которых
достигает величины 105 солнечных масс
(Мо). В настоящее время в нашей Галакти-
ке известно много областей интенсивного
звездообразования, таких, как рассеянное
звездное скопление IC 1805 в созвездии
Кассиопеи, область Большой туманности
Ориона и др. Предполагается, что и наше
Солнце образовалось в группе с другими звездами в ходе
сложного процесса сжатия и фрагментации (деления на бо-
находится Земля.
Гравюра из Библии
Мартина Лютера. 1543.
лее мелкие части) холодного массивного газопылевого об-
лака.
Расчеты показали, что для формирования из газопылевого
Проведенные расчеты
сжатия вращающихся об-
лаков показали, что при
большом угловом момен-
те облака после развития
сплюснутости возникают
неустойчивости, предста-
вляющие собой кольце-
вые уплотнения, которые
обращаются вокруг об-
щего центра тяжести
(вспомните про газовые
кольца Лапласа!). В зави-
симости от величины мо-
мента импульса облака и
его массы возможно как
образование планетной
системы, так и формиро-
вание двойной или крат-
ной системы звезд. □
облака одиночной звезды с протяженным диском (случай
Солнца и протопланетного диска) необходимо, чтобы на
ранней стадии сжатия облака в звезду после формирова-
ния компактного ядра момент его импульса был «отведен»
на периферию, т. е. чтобы внешние области облака ускори-
ли свое вращение, а центральные замедлили. Такая переда-
ча углового момента от центральных к внешним областям
может происходить, например, при столкновении отдель-
ных фрагментов облака, вращающихся вокруг зарождаю-
щегося в центре ядра, или при наличии магнитного поля яд-
ра, пронизывающего все облако. □
ОБРАЗОВАНИЕ ПЛАНЕТ. Согласно современной теории,
Земля и другие планеты Солнечной системы образовались
из холодных твердых допланетных тел небольшого разме-
ра—планетезималей. Первоначальный околосолнечный
газопылевой диск по своим размерам превосходил совре-
менную планетную систему и состоял преимущественно из
124
Образование и эволюция планет
газа. Содержание пыли в облаке не превышало нескольких
процентов по массе. Размеры пылевых частиц лежали
в пределах от долей микрометров до сотен микрометров.
Благодаря тому, что в остывающем облаке давление было
очень низким (менее одной десятитысячной доли атмо-
сферного давления), его вещество в процессе остывания
сублимировалось, т. е. переходило в твердое состояние, ми-
нуя жидкую фазу. Первыми образовались частички ту-
гоплавких соединений кальция, магния, алюминия и тита-
на, затем магниевые силикаты, железо и никель. Водород
и гелий остаются в газообразном состоянии, так как для их
конденсации необходимы очень низкие температуры
(вблизи абсолютного нуля), которые в диске недостижимы.
Температура в диске падала по мере удаления от Солнца.
Такое падение температуры определяло химический состав
пылинок в протопланетном диске, и в конечном итоге —хи-
мический состав тел в Солнечной системе.
Планеты земной группы сформировались из веществ, кон-
денсирующихся при высоких температурах, ближе совре-
менного пояса астероидов, расположенного между орбита-
ми Марса и Юпитера. Известно, что по мере удаления от
Солнца увеличивается число тел, содержащих обогащен-
ные водой минералы и некоторые летучие вещества. Круп-
нейшие спутники Юпитера —Ганимед и Каллисто — напо-
ловину состоят из воды. Эти данные свидетельствуют о том,
что водяной лед конденсировался во всей зоне формирова-
ния Юпитера. В области тех внешних планет, которые
формировались при еще более низких температурах, в со-
ставе пылинок оказались льды аммиака и метана, твердая
углекислота и другие замерзшие летучие соединения (об
этом свидетельствует химический состав кометных ядер,
прилетающих к нам с далекой периферии Солнечной сис-
темы) .
На следующем этапе эволюции протопланетного диска об-
разовался тонкий пылевой слой — пылевой субдиск в цент-
ральной плоскости облака. На него начали оседать пылинки
и льдинки, причем чем массивнее были частички, тем быс-
трее они падали. В процессе движения они сталкивались
друг с другом и слипались, их размеры увеличивались до
нескольких сантиметров. Когда плотность пыли в субдиске
превысила плотность газа в десятки раз, пылевой слой стал
гравитационно неустойчивым: даже очень слабые уплотне-
ния, возникавшие в нем, переставали рассеиваться и, на-
оборот, со временем сгущались. На этом этапе эволюции
в пылевом субдиске могла возникнуть система колец, кото-
рые, уплотняясь, в свою очередь распадались на множество
отдельных мелких сгустков. При столкновении друг с дру-
Ученые полагают, что об-
разовавшиеся на перифе-
рии протопланетного дис-
ка при очень низких
температурах допланет-
ные тела сохранились до
настоящего времени в так
называемом облаке Оор-
та - кометном облаке, ок-
ружающем Солнечную
систему, существование
которого предположил в
1950 г. нидерландский
астроном Я. Оорт. Этот
рой ледяных тел содер-
жит около 1011 кометных
ядер, простирается до
расстояний в 105 а. е. и яв-
ляется источником ныне
наблюдаемых комет. Ко-
меты - это небольшие тела
с поперечником 5-10 км,
состоящие в основном из
водяного льда с вкрапле-
ниями льдов летучих со-
единений, которые фор-
мируются лишь при очень
низких температурах. Про-
исхождение этого облака,
по-видимому, связано с
выбросом ледяных тел из
зоны рождения планет-
гигантов при гравитаци-
онном взаимодействии с
формирующимися плане-
тами. □
125
Астрономия
Пока очень мало известно
о структуре планетных
систем вокруг других
звезд, а также и о том, на-
сколько наша Солнечная
система типична по сво-
им основным свойствам.
Не исключено, что меха-
низмы формирования
планет из протопланет-
ных дисков у разных
звезд неодинаковы. На
это, в частности, указыва-
ет то, что у некоторых
звезд массивные плане-
ты располагаются очень
близко к центральному
светилу или же движутся
по вытянутым орбитам, в
то время как в нашей пла-
нетной системе самые
большие планеты имеют
почти круговые орбиты и
находятся довольно дале-
ко от Солнца. □
гом эти сгустки могли объединяться и все более уплотнять-
ся. Так мог сформироваться рой допланетных тел размера-
ми около километра.
Подобный сценарий образования допланетных тел мог ре-
ализоваться в случае, если пылевой суб диск был очень пло-
ским, т. е. если его диаметр во много раз превышал толщи-
ну. Системы планетных колец были именно такими
объектами. Помимо вышеописанного процесса гравитаци-
онной конденсации, допланетные тела могли образоваться
и в результате постепенного слипания мелких частиц. В лю-
бом случае эти тела служили строительным материалом для
формирования планет, их спутников и метеоритов.
Если образование допланетных тел в газопылевом облаке
продолжалось несколько десятков тысяч лет, то процесс ак-
кумуляции планет (объединение допланетных тел в плане-
ты) занял сотни миллионов лет. Этот процесс очень трудно
смоделировать, так как последующая геологическая ста-
дия, ддящаяся уже более 4 млрд лет, к настоящему времени
стерла многие особенности начального состояния планет.
Состав планет земной группы свидетельствует о том, что их
образование происходило при отсутствии легких газов,
но зато с участием каменистых частиц и тел, содержавших
различное количество железа и других металлов. Стадия
объединения планетезималей в планеты и их рост длились
более 100 млн лет. Наиболее вероятно, что Юпитер и Са-
турн образовались в два этапа: сначала, как и у планет зем-
ной группы, у них возникли массивные ядра-зародыши, со-
стоявшие из каменистых и ледяных планетезималей,
а затем эти ядра захватили из окружающего пространства
газ, образовавший водородно-гелиевую оболочку. Уран
и Нептун образовались аналогичным образом, только на-
много медленнее. □
До середины XX в. считалось, что на начальном этапе своей
эволюции Земля прошла через «огненно-жидкое» (расплав-
ленное) состояние. Теория «холодного начального состоя-
ния» появилась только во второй половине XX в., хотя еще
в 1908 г. известный естествоиспытатель и мыслитель
В.И. Вернадский (1863— 1945) отказался от представлений
о горячей «начальной» Земле. Он предполагал, что все внут-
реннее тепло Земли имеет радиоактивную природу.
Термины «холодное» и «огненно-жидкое» не имеют непо-
средственного отношения к температуре недр планеты,
они характеризуют физику процесса ее образования. Од-
нако начальное состояние Земли в первую очередь связано
с температурой ее недр. В настоящее время планетезималь-
ная теория формирования Земли и концепция ее роста по-
126
Образование и эволюция планет
зволяют объяснить образование ее ядра за первые сотни
миллионов лет существования планеты, а также происхож-
дение атмосферы и гидросферы.
Земля формировалась из роя частиц, который двигался
в широкой области между орбитами Венеры и Марса. Уда-
ры в протоземлю массивных планетезималей, размеры ко-
торых составляли десятки и более километров, привели
к нагреву поверхностного слоя планеты. Дополнительно
земные недра нагревались благодаря распаду радиоактив-
ных элементов, входивших в состав протоземного вещест-
ва, а также в результате сжатия протоземли под действием
растущих внешних слоев протопланеты. Согласно прове-
денным вычислениям, на конечном этапе формирования
Земли температура в ее центре достигала 1000— 1500 К, по-
нижаясь с приближением к поверхности. По-видимому,
уже на заключительных этапах аккумуляции Земли начал-
ся процесс дифференциации (расслоения) земных недр
(который продолжается и в настоящее время): более тяже-
лые компоненты земного вещества тонули, а более легкие
всплывали на поверхность (постепенно из них сформиро-
вался наружный слой земного шара —земная кора).
Процесс формирования земной коры продолжался не-
сколько миллиардов лет и протекал неоднородно, в резуль-
тате чего толщина земной коры существенно различается
в разных местах. Разогревание Земли привело к выделе-
нию газов и водяных паров, содержавшихся в небольших
количествах в каменистых веществах. Прорываясь на по-
верхность, водяные пары сконденсировались в воды морей
и океанов, а газы образовали атмосферу нашей планеты,
состав которой на начальном этапе сильно отличался от со-
временного.
Современный состав земной атмосферы в значительной
степени обусловлен воздействием биосферы, т. е. жизнеде-
ятельностью микроорганизмов. Эволюция Земли продол-
жается и в настоящее время.
В недрах планет земной группы происходили аналогичные
процессы — дифференциация недр и радиоактивный рас-
пад элементов, приводящие к выделению энергии, а также
вулканическая деятельность. Механическая эрозия (разру-
шение пород под действием ветра, воды, ледников), вза-
имодействие наружных слоев с гидросферой и атмосферой
и в настоящее время формируют поверхности планет, об-
ладающих атмосферой. У планет и спутников без плотной
атмосферы поверхность формируется в основном благода-
ря падению метеоритных тел. □
В современной космого-
нии формирование спут-
ников мыслится как
сопутствующий образо-
ванию планет процесс.
Еще О.Ю. Шмидт считал,
что вокруг планетного за-
родыша образуется рой
частиц, обращающихся
вокруг него по эллиптиче-
ским орбитам. Большин-
ство этих частиц упадет
на планету и присоеди-
нится к ней, другая же
часть сформирует около-
планетный рой, в котором
будут образовываться са-
мостоятельные зароды-
ши - будущие спутники
планет. □
Развитие гипотезы Шмид-
та показало, что образова-
ние околопланетных роев
в процессе формирования
планеты неизбежно. Акку-
муляция спутников из
околопланетных дисков
повторяла многие черты
образования планет: дви-
жение практически в од-
ной плоскости, близкой к
плоскости экватора пла-
неты, и преимущественно
в одном направлении, за-
кономерное увеличение
расстояний до спутников
по мере их удаления от
планеты. Однако полную
аналогию проводить нель-
зя, так как близость к
Солнцу играла решающую
роль в образовании пла-
нет. □
127
Солнце
Наука о внутреннем строе-
нии Солнца зародилась в
начале XX в. К этому вре-
мени уже были известны
теория тяготения Ньюто-
на, газовые законы, а так-
же то, что Солнце - огром-
ный горячий газовый шар.
Оставалось установить са-
мое важное - источник
энергии Солнца, так как
давно было ясно, что без
поддержания запасов теп-
ла Солнце быстро, за не-
сколько миллионов лет,
остыло бы. Кроме того,
для правильного расчета
переноса энергии от цент-
ра Солнца наружу необхо-
димо было изучить свой-
ства солнечного вещества,
т. е. узнать, как оно погло-
щает и излучает свет. □
Благодаря тому что Солнце во много раз ближе к Земле,
чем другие звезды, свет и тепло от него имеют жизненно
важное значение для всех обитателей нашей планеты. Свет
других звезд очень слаб, что делает их непохожими на
Солнце. Однако если бы астроном из далекой звездной сис-
темы наблюдал наше Солнце на своем небе, то он не обра-
тил бы на него особого внимания — издалека Солнце
выглядит обычной звездой.
СОЛНЦЕ — типичная желтая звезда-карлик, спектрально-
го класса G2 fcM. Классификация звезд), с заурядными
внешними данными. Есть звезды ярче Солнца, есть и сла-
бее. Есть звезды больше Солнца, есть и меньше. Есть звез-
ды и более, и менее массивные.
С точки зрения астрофизика, близость Солнца — это воз-
можность подробного его изучения. Уникальность Солнца
в том, что мы знаем про него гораздо больше, чем про дру-
гие звезды.
Среднее расстояние от Земли до Солнца (называемое также
астрономической единицей) составляет около 150 млн км и
измерено очень точно с помощью небесной механики и ра-
диолокации ближайших планет. Размер видимого диска
Солнца — 30 угловых секунд (такой же, как у Луны). По
этим данным легко вычислить радиус Солнца: он равен
>А700 тыс. км, что примерно в 109 раз больше, чем радиус
Земли. Солнце вращается вокруг оси, почти перпен-
, дикулярной к плоскости эклиптики. Это враще-
ние происходит не как у твердого тела: период у
полюсов больше, чем на экваторе. Для земного
наблюдателя Солнце совершает полный обо-
рот за 27 — 32 суток (синодический период); на
экваторе линейная скорость вращения состав-
ляет примерно 2 км/с. Масса Солнца вычисля-
ется из периодов обращения небесных тел вок-
руг него на основании закона тяготения
- Ньютона. Средняя плотность Солнца получается
равной всего лишь 1,41 г/см3, что вчетверо меньше
Изображение
Солнца
на старинной
гравюре.
128
Солнце
средней плотности Земли. Измерив полный поток энергии
от Солнца и зная его радиус, можно вычислить количество
тепла, излучаемое единицей площади «поверхности» (при-
мерно 60 МВт/м2). По этой величине определяется темпера-
тура фотосферы - самого глубокого слоя солнечной
атмосферы, которая близка к 6000 К. По пути к Земле сол-
нечный свет постепенно рассеивается в пространстве (это
называется дилюцией); в ясный день на 1 м2 земной поверх-
ности попадает почти 1,4 кВт солнечной энергии (если не
учитывать поглощения в атмосфере). И что очень важно
для астрофизика, мы можем оценить возраст Солнца. Со-
гласно современной теории происхождения Солнечной си-
стемы, Солнце образовалось примерно в то же время, что и
другие тела — планеты, астероиды, а также некоторые мел-
кие фрагменты твердого вещества, которые падают на Зем-
лю в виде метеоритов. Возраст метеоритов измеряется ра-
диоизотопным методом, а так как в космосе они не
подвергались никакому внешнему воздействию (в отличие,
например, от земных пород, на которые воздействовали
геологические изменения), то их возраст принимается
близким к возрасту Солнечной системы, а значит, и Солн-
ца. Так было определено, что Солнце образовалось около
5 млрд лет назад. □
СОВРЕМЕННАЯ НАУКА дает возможность рассчитать мо-
дель Солнца, т. е. установить связь изменения физических
Схема
внутреннего строения
Солнца:
1 - ядро Солнца (область
термоядерных реакций,
происходящих с выделе-
нием той энергии, кото-
рая обусловливает посто-
янную температуру
Солнца в течение милли-
ардов лет);
2 - область лучистого
переноса (занимает ос-
новной объем солнечных
недр).
Тепло передается через
эту зону к поверхност-
ным слоям Солнца благо-
даря излучению
и поглощению световых
квантов - механизму
лучеиспускания;
3 - область конвективно-
го переноса. Тепло пере-
дается к поверхностным
слоям благодаря возни-
кающим в этой области
потокам газа;
4 - фотосфера (наиболее
глубокие видимые слои);
5 - хромосфера;
6 - солнечная корона (са-
мая внешняя и самая го-
рячая часть атмосферы).
величин (температуры, да-
вления, плотности) с ради-
усом внутри звезды.
Непосредственные на-
блюдения позволяют оце-
нить только массу, радиус
и светимость Солнца. Кро-
ме того, удается опреде-
лить некоторые парамет-
ры химического состава
вещества в его атмосфере.
Получается, что преобла-
дающим на Солнце явля-
ется водород, имеется так-
же значительная доля
гелия (около 25 % массы) и
небольшое количество бо-
лее тяжелых элементов
(примерно 2 %). С этими
данными можно начинать
строить модель Солнца, но
Астрономия
Комбинированная
фотография Солнца.
В центре - солнечный
диск, сфотографирован-
сначала необходимо принять некото-
рые упрощения, а точнее, пренебречь
эффектами, для которых пока либо
нет непротиворечивого научного объ-
яснения, либо не хватает мощности
компьютеров для расчета. Обычно
пренебрегают потерей массы в про-
цессе эволюции, вращением, откло-
нениями от сферической симметрии,
магнитными полями, циклами сол-
нечной активности, перемешивани-
ем вещества на больших глубинах и
ный в линии ионизован-
ного кальция (видны де-
тали фотосферы - слоя
солнечной атмосферы).
Вокруг диска -
серебристое сияние
солнечной короны
(горячей и разреженной
плазмы).
др. Считается, что в начале своей жизни, 5 млрд лет назад,
Солнце состояло из однородной смеси водорода, гелия и
элементов с большим атомным весом, которые обычно объ-
единяют общим названием «тяжелые». Массу Солнца при-
нимают равной современной. Для расчета внутреннего
строения Солнца ученые записывают четыре уравнения
процессов, происходящих в его недрах: первое уравнение
описывает условие гидростатического равновесия (сила тя-
жести уравновешивается давлением газа), второе — пере-
нос энергии из центра к поверхности; третье — выделение
этой энергии в ядерных реакциях; четвертое — закон со-
хранения массы. Эти уравнения решаются численными ме-
тодами на быстродействующих компьютерах; результатом
является внутреннее строение звезды. Добавляя пятое
Мысль о том, что источ-
ником энергии Солнца
может быть энергия ато-
ма, по-видимому, появи-
лась в умах многих уче-
ных одновременно, но
только в 1937 г. немецкий
ученый Ханс Альбрехт Бе-
те предложил конкретный
механизм: синтез атома
гелия-4 из четырех ато-
мов водорода (тогда уже
было известно, что водо-
рода на Солнце много).
Теория позволяла оценить
выход энергии при таком
превращении, и он ока-
зался достаточно боль-
шим, чтобы обеспечить
светимость Солнца. Эта
энергия выделяется в ви-
де кинетической энергии
разлетающихся атомных
ядер (т. е. в виде тепла) и
мощных у-квантов. □
уравнение, которое описывает выгорание водорода в ядер-
ных реакциях в зависимости от времени, получают полную
систему уравнений, решение которой дает эволюционный
трек Солнца на диаграмме Герцшпрунга — Рассела (диа-
грамма отражает связь между светимостью и температурой
звезд). □
Недра Солнца можно условно разделить на три зоны по ха-
рактеру процессов, которые связаны с выделением и пере-
дачей энергии. Размер каждой зоны — примерно 1/3 ради-
уса. Центральную, внутреннюю зону обычно называют
ядром; там происходит термоядерная реакция с выделени-
ем тепла: в ядре выделяется 99,9 % энергии и сосредоточено
больше 65 % массы. Далее энергия переносится путем по-
глощения и излучения квантов, которые превращаются из
гамма-лучей в рентгеновские, ультрафиолетовые и затем в
видимый свет в зависимости от температуры окружающей
плазмы. Вторая зона (срединная часть Солнца) называется
лучистой зоной; там практически нет ядерных реакций из-
за низкой плотности и температуры. Следующую, внеш-
нюю область Солнца занимает конвективная зона. Перенос
130
Солнце
энергии путем переизлучения квантов становится настоль-
ко неэффективным из-за низкой прозрачности вещества,
что плазма приходит в движение: нагретые массы газа
всплывают, остывают у поверхности и вновь опускаются
вглубь, за новой порцией энергии. Такой процесс называ-
ется конвекцией (отлат. convectio — принесение, доставка).
Конвективные потоки достигают наблюдаемых слоев Солн-
ца и создают картину грануляции. □
В теории внутреннего строения Солнца есть и нерешенные
проблемы. Одна из них — загадка солнечных нейтрино (ит.
neutrino, уменьшительное от neutrone — нейтрон; букваль-
но — нейтрончик). Нейтрино — очень легкая (или совсем
не имеющая массы покоя) элементарная частица, которая
очень слабо взаимодействует с веществом, настолько сла-
бо, что нейтрино, образующиеся в термоядерных реакциях
в ядре Солнца, беспрепятственно проходят через всю его
толщу и улетают в космос. Какая-то их часть попадает на
Землю (которую они тоже с легкостью пронизывают). Та-
ким образом, наблюдения нейтрино на Земле — это своего
рода способ, позволяющий заглянуть в самые недра Солн-
ца. Однако высокая проникающая способность нейтрино
имеет обратную сторону: его нелегко зарегистрировать,
так как частица эта с таким же успехом проходит через лю-
бые детекторы. К счастью, нейтрино очень много. Через
каждый сантиметр поверхности Земли ежесекундно про-
летает около 50 млрд солнечных нейтрино, и ученые на-
шли-таки способ их регистрировать. В качестве телескопа
используется большой бак с реагентом (хлорсодержащей
жидкостью или галлием), в котором происходят реакции
пролетающих нейтрино с ядрами атомов. Отметим, что при
этом приходится считать буквально каждую частицу,
столкнувшуюся с ядром атома детектора — настолько это
редкое событие! Когда поток нейтрино от Солнца был из-
мерен, оказалось, что он в несколько раз меньше, чем пред-
сказывали теоретические расчеты. Сначала проводились
измерения на хлорном детекторе, который регистрирует
лишь высокоэнергичные нейтрино (эксперимент Дэвиса,
начатый еще в 1961 г.). Ожидаемое число таких нейтрино
сильно зависит от температуры в ядре Солнца, и долгое
время ученые полагали, что для согласия теории
с экспериментом достаточно изменить некоторые теорети-
ческие положения, но это оказалось не так. Когда заработа-
ли детекторы на основе галлия (SAGE и GALLEX), которые
регистрировали нейтрино любых энергий, стало ясно, что
где-то в цепочке логических рассуждений есть слабое
звено. □
Доля гелия в солнечном
веществе определяется
двумя независимыми пу-
тями: теория эволюции
Солнца утверждает, что
доля гелия при образова-
нии Солнца составляла
28 % по массе, а в то же
время гелиосейсмические
методы определяют, что в
настоящее время в конве-
ктивной зоне гелия всего
25 %. Это означает, что в
течение эволюции Солнца
гелий под действием силы
тяжести медленно опус-
кался в ядро. □
Изучение колебаний позво-
лило узнать, как вращается
Солнце внутри, т. е. выяс-
нить, что в конвективной
зоне соседние слои тормо-
зятся друг о друга, а под ее
основанием (в «лучистой»
зоне и ядре) вращение ста-
новится таким же, как у
твердого шара. Волны поз-
волили измерить вращение
и в околополярных облас-
тях Солнца- там, где это
нельзя сделать с помощью
оптических приборов, по-
тому что нет видимых ори-
ентиров (трассеров). Нако-
нец, удалось использовать
Солнце как физическую
лабораторию для изучения
горячей и плотной плазмы:
ведь звук весьма чувстви-
телен к мельчайшим от-
клонениям плотности и
сжимаемости среды, в ко-
торой он распространяет-
ся. Изучая отклик разных
волн, удалось измерить
температуру на различной
глубине внутри Солнца и
сравнить ее с теоретиче-
скими расчетами. □
131
Солнечная атмосфера
Наблюдая спектр Солнца
в области солнечных пя-
тен, американский астро-
физик Джордж Эллери
Хейл (1868-1938) показал
в 1908 г., что некоторые
спектральные линии в
них расщепляются на два
или три компонента.
Впервые такое расщепле-
ние спектральных линий
обнаружил датский фи-
зик Питер Зееман (1865—
1943) еще в 1896 г. Он
изучил свечение газов,
заключенных между по-
люсами мощного магнита
в лабораторных условиях.
Это явление, позволяю-
щее по величине расщеп-
ления вычислять напря-
женности магнитных
полей, получило название
эффекта Зеемана. Совре-
менные солнечные инст-
рументы оснащены при-
борами, использующими
эффект Зеемана для из-
мерения и регистрации
магнитных полей на
Солнце.□
Атмосфера — это газовая оболочка. Атмосфера Земли, на-
пример, представляет собой воздушный слой, в нижней
и наиболее плотной части которого формируется погода на
планете. Солнце, как и другие звезды, тоже имеет атмосферу,
но она совсем не похожа на земную: это горячий разрежен-
ный газ, пронизываемый магнитными полями, в котором ни-
когда не бывает затишья. Все структуры, непосредственно
наблюдаемые на Солнце (солнечные пятна, солнечные
вспышки), зарождаются и развиваются в его атмосфере. □
АТМОСФЕРА СОЛНЦА — это самые внешние его слои,
из которых излучение может непосредственно уходить
в межпланетное пространство. На основании наблюдений
принято условно выделять в атмосфере Солнца три оболоч-
ки, а именно: 1) самая глубокая — фотосфера толщиной
200 — 300 км, состоящая из слабо ионизованного, почти ней-
трального водорода и в основном однократно ионизован-
ных металлов (т. е. металлов, от атомов которых оторвано
по одному электрону); 2) сильно неоднородная, клочкова-
тая хромосфера протяженностью 10 — 20 тыс. км, в которой
по мере продвижения вверх последовательно ионизуются
водород, гелий и более тяжелые химические элементы;
3) разреженная и горячая корона, в которой большинство
атомов ионизовано, вплоть до самых глубоких электрон-
ных оболочек. Солнечная корона постепенно переходит
в динамическое образование — постоянно расширяющий-
ся поток ионизованных атомов (в основном протонов, аль-
фа-частиц и свободных электронов), образующих солнеч-
ный ветер. Изучение каждого из этих атмосферных слоев
требует специальных методов наблюдений. □
ФОТОСФЕРА (от греч. phos — свет и spharia — сфера) —
самый глубокий слой атмосферы Солнца, непосредственно
наблюдаемый в видимых лучах, основной источник солнеч-
ного света и тепла (это и объясняет его название). Темпера-
тура газов фотосферы уменьшается с высотой от 8000 —
10 000 К в самых глубоких ее слоях, из которых к нам дохо-
Солнечная атмосфера
дит не более нескольких процентов излучения, до мини-
мальной для всего Солнца температуры около 4300 К. Фото-
сфера отличается от других слоев солнечной атмосферы
более высокой плотностью и тем, что основной составляю-
щий ее газ — водород — при температуре менее 7000 —
8000 К почти полностью нейтрален, т. е. его атомы сохраня-
ют свой единственный электрон, в то время как, например,
легче ионизующиеся атомы металлов, за небольшим ис-
ключением, однократно ионизованы. Кроме того, фото-
сфера обладает и другой особенностью — своеобразной
структурой, напоминающей кучевые облака в земной атмо-
сфере при наблюдении с самолета. Эта структура, называ-
емая грануляцией, — проявление самых внешних слоев
конвективной зоны, расположенных непосредственно под
фотосферой. Однообразие этой структуры часто наруша-
ется крупными темными пятнами, нередко образующими-
ся целыми группами. Пятна обычно окружены яркими пло-
щадками — факелами. □
Фотосферная
грануляция.
С Земли такие
фотографии можно
получить только при
очень хороших
атмосферных
условиях: малейшая
дымка на небе сразу же
ослабляет
контраст этой
удивительно четкой
картины ярких
округлых или
многоугольных пятнышек
(гранул) на Солнце
с размерами, как
правило не
превышающими
1000-1500 км. Обратите
внимание, что
размеры гранул во много
раз меньше длинных
темных
межгранульных
«дорожек»,
которые прослеживаются
между ними. Иногда они
ровные, а гранулы как бы
«пристраиваются» к ним.
Иногда «дорожки»
образуют овалы и даже
очень четко
очерченные круги.
ХРОМОСФЕРА (от греч. chroma — цвет и spharia — сфе-
ра) — слой атмосферы Солнца, расположенный над фото-
сферой, в котором по мере увеличения высоты температу-
ра возрастает от нескольких тысяч до десятков тысяч
кельвинов, что сопровождается последовательной иониза-
цией водорода, гелия и других химических элементов. На-
звание «хромосфера» связано с тем, что во время полной
фазы солнечного затмения этот слой атмосферы выглядит
как тонкий окрашенный (розовато-фиолетовый) ободок
вокруг Солнца. Толщина этого ободка примерно 12 —
15 тыс. км. Он очень неоднороден и состоит из отдельных
133
Астрономия
Корона простирается на
расстояние в десятки сол-
нечных радиусов, постепен-
но переходя в солнечный
ветер. Ее температура убы-
вает с высотой медленно,
что объясняется высокой
теплопроводностью горяче-
го ионизованного газа.
В невозмущенных («спо-
койных») областях сол-
нечной атмосферы темпе-
ратура короны один-два
миллиона кельвинов, но
над солнечными активными
областями она заметно вы-
ше - до нескольких милли-
онов кельвинов. □
Солнечная корона
в эпоху максимума
активности (снимок
сделан во время
полного солнечного
затмения 1991 г.).
Хорошо видны
длинные корональные
лучи над активными
областями.
мелких волокон и струй, сильно различающихся по темпе-
ратуре и плотности. Основной элемент его структуры —
спикулы, вытянутые, наклонно бьющие струи газа, подни-
мающегося и опускающегося со скоростями 10 — 30 км/с.
Эти струи придают хромосфере вид горящей степи. Спектр
хромосферы такой же, как и у протуберанцев (громадных
облаков плазмы): в ее излучении, наблюдаемом вблизи
края солнечного диска, присутствуют яркие эмиссионные
спектральные линии, прежде всего — линии водорода (они-
то и придают хромосфере розоватую окраску). В сильных
спектральных линиях хромосферу можно наблюдать и вне
затмений при помощи специальных узкополосных свето-
фильтров. □
Над хромосферой находится высокоионизованная, горячая
и сильно разреженная плазма, называемая солнечной ко-
роной. Она состоит из тех же химических элементов, что
и вещество фотосферы, однако отличается от него гораздо
более высокой степенью ионизации.
Переход от хромосферы к короне довольно резок: увеличе-
ние кинетической температуры плазмы в сотни раз (от 104
до 106 К) и уменьшение плотности примерно в 1000 раз про-
исходит на протяжении всего нескольких сотен километ-
ров. Поэтому если в хромосфере атомы металлов и частич-
но гелия лишены только одного своего внешнего
электрона, то в короне они полностью ионизуются (как
и водород), а ядра более тяжелых атомов теряют электроны
из двух-трех внешних электронных оболочек.
Солнечная атмосфера
Причина высокой температуры и сильной ионизации плаз-
мы короны — нагрев ее вещества до температуры более
миллиона кельвинов электрическими токами, связанными
с магнитными полями в короне. О наличии этих полей мож-
но непосредственно судить по внешнему виду короны, на-
блюдаемой во время полных солнечных затмений, либо по
ее изображениям, получаемым при помощи космических
аппаратов.
Общая структура короны имеет лучистый характер. Когда
пятен и других проявлений активности на Солнце много,
эти лучи длинные, прямые и направлены вдоль радиуса, а за
2 — 3 года до минимума солнечной активности они изгиба-
ются к солнечному экватору.
Плазма короны содержит много свободных электронов,
возникших при ионизации атомов водорода, гелия и ос-
тальных химических элементов. В среднем в каждом ее ку-
бическом сантиметре находится около 100 млн заряжен-
ных частиц, однако это в сотни миллиардов раз меньше
числа молекул в таком же объеме воздуха в земной атмо-
сфере на уровне моря. Только на высотах 300 — 400 км в ат-
мосфере Земли достигается такая же плотность, как и у ко-
ронального газа.
Горячая корона как бы испаряется в окружающее про-
странство, образуя поток ионизованной плазмы, истекаю-
щей из солнечной атмосферы вместе с «вмороженными»
в него магнитными полями. Этот поток непрерывно «дует»
от Солнца по всем направлениям. Его называют солнечным
ветром. □
Через несколько лет после
открытия магнетизма сол-
нечных пятен астрофизик
Джордж Эллери Хейл об-
наружил, что слабые маг-
нитные поля присутству-
ют на Солнце почти
всюду, а также, подобно
магнитному полю Земли,
и у полюсов. Это позволи-
ло начать изучение обще-
го магнитного поля Солн-
ца. В середине XX в.
обнаружилось, что маг-
нитные поля изменяются
не только в активных об-
ластях и пятнах, но также,
более медленно, и вокруг
полюсов. При этом общая
картина распределения
магнитных полей на Солн-
це непрерывно меняется.
Изменчивость солнечных
магнитных полей связана
с процессами, происходя-
щими во внешних слоях
Солнца. □
ВЕЩЕСТВО СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ из-за присут-
ствия большого числа свободных электронов очень хорошо
проводит электрические токи, которые, как известно из
физики, связаны с магнитными полями и взаимодействуют
с ними. Атмосфера Солнца пронизана магнитными полями,
во многом определяющими характер движения газов в сол-
нечной атмосфере.
Относительно происхождения солнечных магнитных по-
лей у астрофизиков нет еще полной ясности. Скорее всего,
очень слабое магнитное поле газопылевой туманности,
из которой возникла Солнечная система, многократно уси-
лилось при ее сжатии.
За миллиарды лет эволюции, казалось бы, это поле должно
было затухнуть вследствие превращения энергии связан-
ных с ним электрических токов в тепло. Однако в самых
крупных масштабах, соизмеримых с размерами Солнца,
это затухание происходило настолько медленно, что общее
магнитное поле сохранилось. □
135
Солнечный ветер.
Солнечно-земные связи
Корональный выброс
массы. Изображение
получено с помощью
солнечного коронографа
(яркий диск Солнца
закрыт непрозрачным
экраном).
Впервые к идее о наличии
некоторой среды, ради-
ально истекающей от
Солнца, пришел один из
первых русских астрофи-
зиков Ф.А. Бредихин еще
в 1898 г. Он заключил,
что внешние слои солнеч-
ной атмосферы оказыва-
ют сопротивление веще-
ству кометных хвостов,
которые, как известно,
всегда направлены от
Солнца. Это предположе-
ние блестяще подтверди-
лось. Помимо солнечных
лучей, в формировании
хвостов комет участвует
солнечный ветер, дейст-
вующий на газовую со-
ставляющую хвоста. □
Солнце медленно теряет свое вещество: потоки ионизо-
ванного разреженного газа непрерывно покидают его
атмосферу и уходят в межпланетное пространство, образуя
солнечный ветер. Он распространяется далеко за орбиты
больших планет. Плазма солнечного ветра, а также солнеч-
ные космические лучи заполняют гелиосферу — протяжен-
ную область вокруг Солнца, на которую влияют солнечные
магнитные поля. Гелиосфера, в свою очередь, воздействует
на все тела Солнечной системы, в том числе и на Землю,
и обусловливает многие процессы, происходящие на нашей
планете. □
Подобно любому горячему газовому облаку, внешние слои
Солнца, его корона, расширяющиеся в окружающее про-
странство, создают более или менее постоянный поток ио-
низованной плазмы, называемый солнечным ветром. В ре-
зультате Солнце ежесекундно теряет около миллиона тонн
своей массы, уходящей в межпланетное пространство. Од-
нако это составляет не более чем 10-13 доли его массы
в год — такая величина ничтожно мала даже в масштабе
всей эволюции Солнца как звезды, поэтому Солнцу «поху-
дение» не грозит.
Существование солнечного ветра обусловлено главным об-
разом тем, что высокая температура короны приводит к ее
непрерывному расширению, как бы «испарению» в меж-
планетное пространство.
Действительно, высокая температура означает большие
скорости тепловых движений частиц, при этом всегда у не-
которой части из них скорости оказываются соизмеримы-
ми со скоростью убегания (второй космической скоро-
стью), которая для Солнца достигает нескольких сотен
километров в секунду. Вот почему частицы, движущиеся
от Солнца, могут покинуть его. К тому же по мере удаления
от Солнца скорость убегания уменьшается быстрее, чем
скорость теплового движения частиц. Таким образом, час-
тицы солнечного ветра фактически уже не принадлежат
атмосфере Солнца. Межпланетное пространство, запол-
136
Солнечный ветер. Солнечно-земные связи
ненное частицами солнечной плазмы, называют гелио-
сферой.
Вследствие осевого вращения Солнца заряженные части-
цы убегают от него не по прямым траекториям, а по гигант-
ским спиралям, удаляясь от Солнца со скоростью, составля-
ющей у орбиты Земли около 400 км/с. Это и есть скорость
солнечного ветра. В каждом кубическом метре околозем-
ного космического пространства содержится около десят-
ка миллионов частиц солнечного ветра, уходящего далеко
за орбиту Земли и других планет. Временами, когда актив-
ность Солнца повышается, плотность (концентрация час-
тиц) ветра значительно возрастает. Солнечный ветер уно-
сит из солнечной атмосферы не только плазму, но и ее
магнитное поле, которое из-за высокой электропроводно-
сти плазмы остается тесно с ней связанным. Вот почему ли-
нии магнитной индукции солнечного магнитного поля рас-
пространяются на всю гелиосферу. Только собственные
магнитные поля планет (Земли, Юпитера) не позволяют
проникнуть солнечному ветру и солнечному магнитному
полю к их поверхности.
Основной источник солнечного ветра — горячие активные
области в атмосфере Солнца. Они имеют биполярную маг-
нитную структуру, т. е. содержат магнитное поле обеих по-
лярностей (линии магнитной индукции в одном месте на-
правлены от Солнца, в другом — к Солнцу). По этой
причине гелиосфера приобретает своеобразную спираль-
ную секторную структуру магнитного поля, в которой со-
седние сектора различаются магнитной полярностью (на-
правлением линий магнитной индукции). Очевидно, что
секторов может быть лишь четное число, поскольку если
соседние сектора окажутся одной полярности, то они соль-
ются в один сектор с одинаковым направлением поля. На-
личие именно такой структуры магнитного поля подтвер-
дили эксперименты, проведенные с помощью космических
аппаратов. □
СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР — это не единственный фактор,
влияющий на Землю и другие планеты. Прежде всего Зем-
ля получает от Солнца энергию в виде света и других элек-
тромагнитных волн. Солнечная энергия, попадающая на
нашу планету, играет основную роль в ее энергетическом
балансе. Именно благодаря солнечной энергии темпера-
турные условия оказались пригодными для развития такого
уникального явления природы, как жизнь.
Температура Земли, ее климат, движение воздушных масс,
погода в различных областях планеты — все это зависит от
приходящего на Землю солнечного излучения. Солнечный
За пределами земной ат-
мосферы на каждый
квадратный метр площа-
ди, перпендикулярной
солнечным лучам, прихо-
дится энергия чуть боль-
ше 11/3 кВт. Трудно себе
представить, что бы про-
изошло, если бы на неко-
торое время какая-то за-
слонка преградила путь
лучам Солнца на Землю.
Зима наступила бы вне-
запно и сразу на всей
Земле. Арктический хо-
лод быстро охватил бы
планету. В таких условиях
не смогут сохраниться
никакие формы жизни.
К счастью, всего этого
случиться не может, по
крайней мере внезапно и в
обозримом будущем. Зато
описанная картина доста-
точно наглядно иллюстри-
рует значение Солнца для
нас. □
Озонная дыра
над Антарктидой
по наблюдениям со спут-
ника в октябре 1990 г.
Такое явление возникает
в атмосфере Земли при
изменении количества
ионизирующего излуче-
ния Солнца, связанного
с наступлением весны
в Южном полушарии.
Его важно предвидеть,
так как озон защищает
все живое от губительно-
го действия ультрафио-
летовой радиации.
Астрономия
Воздействие Солнца на
Землю. На всем обшир-
ном космическом про-
странстве между
Солнцем и Землей
(на рис. оно сокращено
для наглядности)
противоборствуют две
мощные силы: давление
солнечного ветра и силы
магнитного поля Земли.
Поле Земли не пропуска-
ет энергичные заряжен-
ные солнечные частицы,
заставляя их двигаться
вдоль линий магнитной
индукции.
В итоге плазма солнечно-
го ветра «обтекает» маг-
нитосферу и уходит в ее
«хвост».
свет освещает и согревает твердую поверхность (литосфе-
ру), жидкую (гидросферу) и газообразную (атмосферу); его
жесткие лучи ионизуют ионосферу, а корпускулярное из-
лучение Солнца (потоки летящих от него частиц) воздейст-
вует на магнитосферу Земли. Все эти процессы очень слож-
ны, и их влияние на живой и неживой мир Земли далеко
еще не изучено.
Исследование солнечно-земных связей — специальный
раздел современной науки о Земле и Солнечной системе.
В нем изучается комплекс явлений, связанных с воздейст-
вием солнечного электромагнитного и корпускулярного
излучений на геомагнитные, атмосферные, климатические,
погодные, биологические и другие геофизические процес-
сы и явления. □
МАГНИТНОЕ ПОЛЕ ЗЕМЛИ защищает ее от прямого воз-
действия потоков электронов и атомных ядер солнечного
ветра и от еще более энергичных частиц — солнечных кос-
мических лучей, образующихся в активных областях на
Солнце. На пути к Земле солнечная плазма встречает пре-
пятствие — область, занятую земным магнитным полем
(магнитосферу). Набегающий фронт солнечного ветра
«сминает» и деформирует ее внешнюю границу со сторо-
ны, обращенной к Солнцу, а энергичные частицы обтекают
препятствие. Обтекающий магнитосферу поток солнечно-
го ветра сильно вытягивает магнитные силовые линии, об-
разуя у Земли своеобразный магнитный хвост длиной в де-
сятки миллионов километров, развернутый в сторону от
Солнца. Проникая через границу магнитосферы (в основ-
ном в области ее «хвоста»), электроны и ионы солнечного
138
Солнечный ветер. Солнечно-земные связи
ветра образуют слои разреженной плазмы, нагреваемые до
температуры в десятки миллионов градусов.
Оказывается, что в области «хвоста» магнитосферы, а так-
же вблизи магнитных полюсов заряженные частицы могут
относительно легко «прорваться» сквозь земную магнито-
сферу. Двигаясь вдоль линий магнитной индукции (сило-
вых линий) земной магнитосферы, энергичные электроны
и атомные ядра устремляются к магнитным полюсам нашей
планеты и, сталкиваясь с атомами и молекулами верхних
слоев земной атмосферы, вызывают причудливые (то сла-
бые, то очень яркие, переливающиеся различными цвета-
ми) свечения верхних слоев атмосферы. Эти необычайно
красивые и разнообразные явления называются полярны-
ми сияниями. Аналогичные явления должны происходить
и вблизи других планет, обладающих магнитным полем.
Коротковолновое (ультрафиолетовое и рентгеновское) из-
лучение Солнца, можно сказать, формирует земную атмо-
сферу на больших высотах. Оно ионизует и нагревает са-
мые верхние, наиболее разреженные ее слои. Однако
степень этого нагрева сильно зависит от уровня солнечной
активности, к которому наша атмосфера очень чутка.
Различные слои верхней атмосферы (ионосферы) способ-
ны отражать радиоволны определенных диапазонов, поэто-
му возмущения в ионосфере, вызванные дополнительным
рентгеновским излучением от солнечных вспышек, сильно
влияют на условия прохождения радиоволн и слышимость
радиопередач. Активность Солнца может послужить при-
чиной нарушения радиосвязи.
Другое проявление ультрафиолетового излучения Солн-
ца — образование озонного слоя в атмосфере.
Полярные сияния.
Газы, находящиеся
в верхних слоях земной
атмосферы, начинают
светиться при
«бомбардировке»
энергичными
заряженными частицами
солнечного
происхождения, которые
движутся вдоль линий
индукции магнитного
поля Земли и подходят
близко к Земле в районе
ее полюсов.
Измерения показали, что
начиная с 20 — 25 км тем-
пература растет с высо-
той. Выяснилось, что на
увеличение температуры
влияет энергия, выделя-
ющаяся при разложении
озона О3. Это вещество
отличается от обычного
кислорода тем, что его
молекула состоит не из
двух, а из трех атомов
кислорода. Самый глубо-
кий слой нашей атмо-
сферы — тропосфера —
примыкает к твердой по-
верхности Земли. □
139
Расстояния до звезд
Ближайшая к нам звезда — Солнце. Днем, когда оно над
горизонтом, мы не видим других звезд, потому что от
Солнца к нам приходит света в десятки миллиардов раз
больше, чем от любой, даже самой яркой звезды. Это не оз-
начает, что Солнце действительно излучает намного боль-
ше света по сравнению с остальными звездами. Просто
Солнце находится намного ближе к нам (расстояние от
Земли до Солнца — 150 млн км).
Астрономические расстояния столь велики, что измерять
их в километрах неудобно. В ближнем космосе (скажем,
в пределах Солнечной системы) наиболее употребительной
единицей длины стала астрономическая единица (а. е.),
равная расстоянию от Земли до Солнца. Расстояние от
Солнца до Проксимы Центавра — около 275 тыс. а. е., а ведь
это — самая близкая из звезд, не считая Солнца! Для опре-
деления расстояний до звезд даже астрономическая едини-
ца подчас оказывается слишком мелкой.
Расстояния до звезд иногда измеряют в световых годах. Све-
товой год — это не единица времени, как можно подумать
исходя из названия. Это единица длины, равная расстоя-
нию, которое свет проходит за год (а скорость света — са-
мая высокая скорость в природе). Один световой год
Схема,
поясняющая
понятие
тригонометрического
параллакса.
ПЕИ
Расстояния до звезд
(св. год) — это 63 240 а. е. До Проксимы Центавра расстоя-
ние составляет 4,3 св. года.
Астрономы очень часто используют и другую большую еди-
ницу длины. Она называется парсек (сокращение слов «па-
раллакс» и «секунда»; далее дано происхождение этого на-
звания). Взяв отрезок длиной в один парсек (пк)
и пристроив к нему под прямым углом отрезок длиной в ра-
диус земной орбиты (1 а. е.), получим прямоугольный треу-
гольник, самый острый угол которого равен 1” (угловой се-
кунде). 1 пк — это 3,26 св. года. До Проксимы Центавра —
1,3 пк.
Самые далекие звезды нашей Галактики расположены на
расстояниях в десятки килопарсек (в десятки тысяч пар-
сек). Расстояния до звезд других галактик зачастую прихо-
дится определять в мегапарсеках (миллионах парсек): один
килопарсек (кпк) составляет немногим больше 3 тыс. св.
лет, а один мегапарсек (Мпк) — 3 млн св. лет.
Расстояние до звезд можно измерять и в других единицах,
например в сантиметрах или метрах: 1 св. год составляет
9,46 х 1018 см, или 9,46 х 1016 м, а 1 пк в 3,26 раза больше.
Единица расстояния парсек самым непосредственным об-
разом связана с важнейшим методом определения расстоя-
ния до близких звезд — с методом годичного тригономет-
рического параллакса.
Измерив достаточно точно параллаксы для очень большого
числа звезд, можно установить, сколько света излучают
звезды определенных типов, т. е. какая у них светимость.
Эти результаты дают возможность рассчитать расстояния
до более далеких звезд, у которых уже не удается измерить
тригонометрические параллаксы, сопоставляя их свети-
мость с видимой звездной величиной. Так, зная, с каким
периодом изменяется блеск, можно определить светимость
для переменных звезд — цефеид, а значит, найти расстоя-
ние до цефеиды и, например, до звездного скопления или
галактики, где она находится. В галактиках, где есть цефеи-
ды, можно изучать появляющиеся в них сверхновые звез-
ды, а затем по сверхновым звездам вычислять расстояния
до еще более далеких галактик. Но в конечном счете опре-
деления расстояний базируются на звездах с известным
тригонометрическим параллаксом. Астрономы высоко оце-
нивают результаты полета запущенного Европейским кос-
мическим агентством спутника HIPPARCOS. Его научная
программа предусматривала измерения тригонометричес-
ких параллаксов звезд. В 1997 г. появился основанный на
наблюдениях с этого спутника каталог, содержащий
бес прецедентно точные значения параллаксов 120 тыс.
звезд. □
Если вокруг Солнца опи-
сать сферу радиусом в 5
св. лет, то в этой области,
кроме Солнца, окажется
только одна яркая тройная
звезда- а Центавра, име-
ющая два имени - Ригиль-
Кентаврус (Нога Кентавра)
и Толиман (Страусы). Эта
южная звезда в наших
широтах не видна. По
блеску (0,3m) она уступа-
ет только Сириусу, Кано-
пусу, Арктуру и Веге. □
В сферу с радиусом 10 св.
лет входят еще восемь
звезд. Ближайшая из них-
звезда Барнарда, в созвез-
дии Змееносца, имеет
10-ю звездную величину.
Ее называют «летящая» за
быстрое собственное пе-
ремещение по небу: за год
она смещается на 10,3". □
В следующую сферу с
радиусом от 15 до 16,8
св. лет (ограниченную
расстоянием до яркой
звезды Альтаир) входят
еще 11 звезд, одна из
них - двойная (70 Змее-
носца) и одна - тройная
(г Эридана). □
Космический аппарат
HIPPARCOS.
141
Основные
ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД
Звезды имеют довольно
внушительные размеры.
Так, диаметр Солнца соста-
вляет 1 млн 392 тыс. км,
что примерно в 110 раз
превышает диаметр Зем-
ли, при этом видимый диа-
метр Солнца на небе - чуть
больше 0,5°. Благодаря ог-
ромным расстояниям до
звезд они кажутся нам све-
тящимися точками. Наведя
телескоп на какую-нибудь
планету, можно разглядеть
ее диск, который имеет ви-
димый диаметр от не-
скольких угловых секунд
до нескольких десятков уг-
ловых секунд. Кажущийся
диск звезды, однако, цели-
ком обусловлен атмосфер-
ными искажениями. При-
меняя довольно сложные
интерферометрические
методы, основанные на ис-
пользовании явления ин-
терференции (сложения)
волн, астрономы смогли
измерить видимые диа-
метры нескольких самых
близких к нам звезд-сверх-
гигантов (сотые доли се-
кунды). Избавиться от
атмосферных искажений
удалось, выведя телескоп
на орбиту спутника Земли.
Такой телескоп позволил
даже заметить детали (пят-
на) на дисках некоторых
сверхгигантов,. например
Бетельгейзе (а Ориона).□
Взглянув на звездное небо в темную ночь, нетрудно убе-
диться, что звезды сильно отличаются по блеску. У яр-
ких звезд глаз может заметить даже разницу в цвете. Но
лишь немногие звезды кажутся нам яркими. Другие хоро-
шо видны, хотя похожи на слабые искорки. Многие звезды
удается разглядеть с трудом: они едва различимы на небе.
Наиболее яркие звезды имеют разные цветовые оттенки:
одни — явно красноватого цвета, другие излучают холод-
ное голубоватое свечение. В действительности же слабые
звезды также отличаются по цвету, просто глаз человека не
может этого заметить. Современные фотометрические
приборы позволяют количественно измерять малейшие
цветовые различия (величины, характеризующие цвет, на-
зываются показателями цвета). Еще более важную инфор-
мацию дают измерения звездных спектров. Каждой звезде
соответствует свой вид спектра, и с его помощью можно уз-
нать температуру, возраст звезды, плотность ее атмосфе-
ры, скорость движения и многие другие характеристики.
Астрономы древности попытались оценить блеск звезд: са-
мые яркие звезды назвали звездами 1-й величины (1т), не-
сколько более слабые — звездами 2-й величины (2т) и т. д.
Самые слабые звезды, едва различимые глазом, были на-
званы звездами б-й величины (6т). После изобретения теле-
скопа стало ясно, что существуют звезды и намного более
слабые, чем звезды б-й величины. Заметим, что термин
звездная величина не имеет никакого отношения к разме-
рам звезд.
Современные астрономы по-прежнему пользуются поня-
тием «звездная величина», но оно получило более строгое
определение. Физическая величина, воспринимаемая нами
как блеск звезды, — это создаваемая звездой освещен-
ность. При изменении освещенности в геометрической
прогрессии наше ощущение света меняется в арифметиче-
ской прогрессии. Этот закон не был известен в древности,
но именно он помог определить, что отношение освещен-
ности, создаваемой звездами 1-й величины, к освещенно-
сти, создаваемой звездами 2-й величины, равно отноше-
142
Основные характеристики звезд
нию освещенностей от звезд 2-й и 3-й
величин. Сейчас это отношение по
определению принимают равным
2,512, при этом отношению освещен-
ностей в 100 раз соответствует разли-
чие ровно на пять звездных величин.
В результате удалось распространить
понятие «звездная величина» на
очень слабые звезды (скажем, звезды
30-й величины). Конечно, блеск в
звездных величинах может опреде-
ляться не только целыми числами.
Строго применяя современное пони-
мание звездной величины, астроно-
мы определили показатели более ярких звезд, чем звезды
1-й величины. Так, самая яркая после Солнца звезда на не-
бе Сириус имеет в современных каталогах отрицательную
величину — 1,5т. Солнце — звезда —27-й звездной величи-
ны. Важнейшие характеристики звезд в современной ас-
трономии часто сравнивают с солнечными. В звездных ве-
личинах можно измерять блеск не только звезд, но и других
небесных тел, например Луны и планет. Луна в полнолуние
имеет звездную величину — 13т; звездная величина Венеры
в периоды, когда она ярче всего сияет на сумеречном небе,
равна примерно — 4П\
Звездные величины, о которых шла речь выше, называют
видимыми и визуальными. Термин «видимые» означает,
что величины не исправлены на различия в расстояниях и
могут быть искажены в результате поглощения света в про-
странстве между звездой и наблюдателем (однако видимые
звездные величины должны исправляться за поглощение
света в земной атмосфере). Термин «визуальные» означа-
ет, что мы оперируем с теми звездными величинами, кото-
рые воспринимает человеческий глаз. □
СВЕТИМОСТЬ. Чтобы от видимых перейти к абсолютным
звездным величинам, нужно рассчитать, какую видимую
звездную величину имела бы звезда, если бы находилась от
нас на расстоянии 10 пк, а поглощения света в межзвезд-
ном пространстве не было бы. Абсолютная визуальная ве-
личина Солнца равна +5. Если бы Солнце находилось от
нас на расстоянии 10 пк, его все еще можно было бы уви-
деть невооруженным глазом, но оно затерялось бы среди
множества далеко не самых ярких звезд. Абсолютные вели-
чины звезд, как правило, находятся в диапазоне от —10 до
+ 20. Различие на 30 абсолютных звездных величин означа-
ет разницу в мощности излучения (как говорят, различие в
Изображение
Бетельгейзе
(а Ориона) с большим
угловым разрешением,
полученное космическим
телескопом «Хаббл».
Форма диска явно
отличается от круговой
из-за наличия пятен.
Звездную величину можно
измерить при помощи
приборов, по-иному чувст-
вительных к световым лу-
чам разной длины волны,
чем человеческий глаз.
Для белых звезд (спект-
рального класса АО), ус-
ловно принимают, что их
звездные величины долж-
ны быть одинаковыми при
измерении любыми при-
борами. Красные звезды
воспринимаются более яр-
кими, если наблюдать их
приборами, более чувст-
вительными к красным лу-
чам и менее чувствитель-
ными к голубым лучам,
чем глаз человека. Для го-
лубых звезд дело обстоит
противоположным обра-
зом. Цвет звезды можно
оценить, сравнив ее звезд-
ные величины, измерен-
ные приборами, чувстви-
тельными к различным
областям спектра. □
143
Астрономия
Из астрофизической тео-
рии следует, что масса бе-
лого карлика не может пре-
вышать солнечную более
чем примерно в 1,4 раза.
Необычным свойством бе-
лого карлика является то,
что его размеры тем мень-
ше, чем больше масса. Бе-
лый карлик слишком боль-
шой массы превратился бы
в точку, но этого не может
допустить квантовая меха-
ника и общая теория отно-
сительности, попросту за-
прещающая существование
слишком маленьких белых
карликов. □
Так в старых научно-
популярных книгах
обычно иллюстрировали
необыкновенно высокую
плотность вещества
белого карлика:
три спичечных коробка
его вещества
уравновешивают
несколько десятков
человек. Вещество
нейтронной звезды
может быть еще плотнее.
Нужно помнить, однако,
что это вещество
находится
в звездах под огромным
давлением и не может
существовать при
давлении земной
атмосферы.
конечно необходимом
для людей,
изображенных
на другой чаше весов.
светимости) в триллион (тысячу миллиардов) раз! Свети-
мость, как правило, выражают в единицах светимости
Солнца. □
ТЕМПЕРАТУРА. Звезда — это раскаленный газовый шар.
Температура поверхности у разных звезд составляет при-
мерно от 2000 до 100 000 К. Цвет звезды определяется тем-
пературой ее поверхности. Красные звезды холоднее голу-
бых. Температура поверхности определяет и спектральный
класс звезды (см. Классификация звезд).
В недрах звезд температура намного выше, чем на поверх-
ности, и составляет десятки миллионов кельвинов. При та-
ких температурах атомы существовать не могут, в недрах
звезд находится плазма — особая форма вещества, состоя-
щая из не связанных между собой ядер атомов и электро-
нов. В недрах звезд идут термоядерные реакции и выделя-
ется энергия, благодаря которой звезды светят. □
МАССА. Важнейшая характеристика звезды — ее масса.
Масса Солнца составляет 2 х 1030 кг. Массу других звезд
обычно выражают в единицах массы Солнца. Определить
массу конкретной звезды зачастую бывает трудно, но мас-
сы звезд распространенных типов известны довольно точ-
но. Самые крупные звезды примерно в 100 раз массивнее
Солнца. Расчеты показали, что масса звезды, светящейся за
счет термоядерных реакций (а только такие объекты, собст-
венно, и заслуживают названия «звезды»), не может быть
меньше 0,07 массы Солнца. Максимальные различия между
звездами по массе намного меньше, чем по светимости! □
ПЛОТНОСТЬ. По имеющимся данным о массе и диаметре
Солнца нетрудно подсчитать, что его средняя плотность —
около 1400 кг/м3. Это почти в 1,5 раза превышает плотность
воды, но в четыре раза меньше средней плотности Земли.
Самые крупные по размерам известные звезды больше
Солнца по диаметру примерно в 1500 раз. Некоторые из
них существенно не отличаются от Солнца по массе, а зна-
чит, имеют примерно в 2 млн раз меньшую среднюю плот-
ность. Самые маленькие размеры и большие плотности
имеют звезды — белые карлики и нейтронные звезды. Ха-
рактерные размеры белых карликов сравнимы с размера-
ми Земли, а массы зачастую почти не отличаются от массы
Солнца. Известны белые карлики со средней плотностью,
превышающей плотность Солнца в десятки миллионов раз.
Нейтронные звезды могут быть совсем маленькими (не-
сколько километров в диаметре), а значит, более плотными
в миллионы раз. □
144
Основные характеристики звезд
ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВА. Методами спектрального ана-
лиза удается определить содержание химических элементов
в атмосферах звезд; более глубокие слои непосредственно
наблюдать нельзя, и об их составе приходится судить на ос-
нове косвенных данных. Почти три четверти массы атмо-
сферы звезды обычно составляет водород, около 25 % — ге-
лий, а на долю элементов тяжелее гелия остается не более
2 %. У старых звезд содержание элементов тяжелее гелия мо-
жет быть существенно пониженным, иногда в 10—100 раз. У
большинства нормальных звезд состав атмосферы довольно
точно соответствует составу того вещества, из которого ко-
гда-то сформировалась звезда.
В недрах звезд идут термоядерные реакции, которые суще-
ственно изменяют содержание тяжелых элементов, но про-
дукты термоядерного синтеза на поверхность обычно не
выносятся, хотя бывают и исключения. Основное термо-
ядерное «горючее» — водород, который постепенно превра-
щается в гелий, а затем начинаются реакции превращения
гелия в углерод. Внутри звезд могут находиться слои, в кото-
рых почти весь водород превратился в гелий, а еще глуб-
же — слои, где гелий превратился в углерод.
Сравнение
спектров звезд
с различными
температурами.
В спектрах горячих,
голубых звезд мало
спектральных линий.
Спектры желтых звезд
богаты линиями
поглощения. В спектрах
красных звезд
наблюдают полосы
поглощения,
создаваемых
молекулами, которые не
могли бы существовать
при более высоких
температурах.
Считают, что все имеющиеся во Вселенной запасы элемен-
тов тяжелее гелия возникли именно в ходе термоядерных
реакций в недрах звезд, а затем были выброшены старыми
звездами при сбросе внешней оболочки или иными спосо-
бами. Элементы тяжелее железа в обычных реакциях тер-
моядерного синтеза, за счет которых светят звезды, не воз-
никают, но они есть и в атмосферах звезд, и в планетном
веществе. Полагают, что они возникли в таких бурных про-
цессах, как вспышки сверхновых звезд. □
Классификация звезд
Линии в спектре образуют-
ся при прохождении света
через атмосферу звезды
и принадлежат самым раз-
личным химическим эле-
ментам, из которых состоит
атмосфера. При этом каж-
дый элемент может быть
ответствен за образование
многих линий. Еще плохо
представляя механизмы
возникновения линий, ас-
трономы начали использо-
вать спектры для спект-
ральной классификации
звезд, позволившей срав-
нивать звезды друг с дру-
гом. Сейчас хорошо извест-
но, какие характеристики
звезды определяют вид
спектра. Это, прежде всего,
температура звезды, плот-
ность того слоя звездной
атмосферы, в котором воз-
никают те или иные линии,
и ее химический состав.
В свою очередь, указанные
характеристики зависят от
массы звезды и ее воз-
раста. Неудивительно, что
именно спектральная клас-
сификация звезд (в сочета-
нии с другими измерения-
ми) дала ключ к решению
вопроса о том, как эволю-
ционируют звезды самых
различных масс. □
Анджело Секки.
В звездных каталогах отражено свыше 500 млн звезд (до
21-й звездной величины). Всего в нашей Галактике — де-
сятки миллиардов звезд. Астрономы давно поняли необхо-
димость классификации этого огромного множества звезд,
чтобы составить общее представление о свойствах каждой
звезды. □
В фойе Ватиканской обсерватории висит большая картина.
В ее центре на фоне звездного неба изображен астроном
в одежде католического священника. По обе стороны от астро-
нома — небольшие портреты нескольких римских пап, сыг-
равших определенную роль в развитии астрономии (как, на-
пример, реформатор календаря Григорий XIII) или
способствовавших процветанию обсерватории. Астроном-
священник — это итальянский аббат Анджело Секки
(1818-1878). В 60-е гг. XIX в. он присоединил к телескопу
спектроскоп (прибор для изучения спектра), выполнил на-
блюдения большого числа звезд и разделил их по виду спек-
тра на четыре класса. В спектрах звезд первого класса выде-
лялись линии поглощения водорода, второго
многочисленные линии поглощения металлов, а у звезд тре-
тьего и четвертого классов спектры были «полосатыми», при-
чем полосы, как установили позднее, принадлежали различ-
ным молекулам (сейчас известно, что в одном из классов
преобладали полосы окиси титана, а в другом — полосы угле-
рода и его соединений). Таким обра-
зом, А. Секки — автор первой клас-
сификации спектров звезд.
Современный вид классификация
звездных спектров получила на рубе-
же XIX и XX вв. Директор Гарвард-
ской обсерватории (США) Эдуард
Пикеринг (1846-1919), пришедший
в астрономию из физики, был энту-
зиастом спектральных наблюдений
звезд. По его инициативе обсервато-
рия начала программу массовой
GQ3B
Классификация звезд
спектральной классификации звезд всего неба. Такую про-
грамму невозможно было бы осуществить, наводя щелевой
спектроскоп на одну звезду за другой или фотографируя
спектр каждой звезды при помощи щелевого спектрографа.
Был применен новый метод — метод так называемой объек-
тивной призмы (вернее было бы сказать, предобъективной).
Суть его в следующем. Перед объективом фотографического
телескопа — астрографа — устанавливают перекрывающую
весь объектив тонкую призму, и на пластинке вместо почти
точечных изображений звезд получаются короткие черточ-
ки — фотографии спектров сразу всех звезд, попадающих
в поле зрения снимка. Длина спектральных черточек должна
быть достаточной для того, чтобы под микроскопом разгля-
деть спектральные линии или полосы. Сотрудники Гарвард-
ской обсерватории, и прежде всего Энни Кэннон
(1863-1941), которая лично провела классификацию спек-
тров почти 400 тыс. звезд, выполнили огромную работу. Ре-
зультатом ее стал знаменитый каталог HD (каталог имени Ге-
нри Дрэпера), используемый до сих пор. При работе над
каталогом было решено обозначить спектральные классы
звезд буквами латинского алфавита, однако классификация
дополнялась в ходе работы и некоторые классы исключались.
Постепенно выяснилось, что существует плавный переход от
одного класса к другому и порядок классов не согласуется
с алфавитным порядком. В конце концов получился приня-
тый в настоящее время вариант гарвардской спектральной
классификации, в которой классы, соответствующие трем
первым классам Секки, идут в следующем порядке:
O-B-A-F-G-K-M.
Для запоминания последовательности спектральных клас-
сов придумано несколько мнемонических приемов.
Плавный переход между спектральными классами записы-
вают в виде цифрового подкласса. Так, звезда спектрально-
го класса G, наиболее похожая на звезды спектрального
класса F, будет классифицирована как G0, а наиболее похо-
жая на звезды спектрального класса К — как G9; возможны
и все промежуточные варианты звездных спектров (Gl, G2r
G3, G8).
Поначалу многие астрономы думали, что звезды разных
спектральных классов отличаются содержанием химичес-
ких элементов в их атмосферах. Выяснилось, однако, что
гарвардская последовательность (от О до М) выстроена по
убыванию температуры поверхности звезды. Самые «горя-
чие» звезды спектрального класса О могут иметь темпера-
туру до 50 000 К; самые «холодные» звезды класса М — на-
По своей основной спе-
цальности Генри Дрэпер
(1837-1882) был врачом.
Карьера врача в его се-
мье - традиционная для
нескольких поколений;
его дед был личным вра-
чом императора Брази-
лии. Сам Генри Дрэпер
стал доктором медицины,
деканом медицинского
факультета Нью-Йоркско-
го университета. В то же
время он активно зани-
мался астрономией, при-
чем скорее как професси-
ональный астроном, а не
как любитель. Особенно
много Дрэпер сделал для
распространения фото-
графических методов в
астрономии. Им получе-
ны первая фотография
туманности, первая фото-
графия спектра звезды,
фотографии комет и дру-
гих небесных тел. Он пер-
вым высказал идею соз-
дания обсерваторий в
Андах, где теперь в иде-
альных для наблюдений
условиях действуют са-
мые лучшие и самые
крупные телескопы пла-
неты. Перу Дрэпера при-
надлежит учебник химии.
Ученый был избран чле-
ном Национальной акаде-
мии наук США. □
Астрономия
Диаграммы Герцшпрунга-
Рассела нередко строят
для звездных скоплений,
чтобы составить представ-
ление о том, какие именно
звезды входят в данную
группировку. Поскольку
все звезды - члены скоп-
ления находятся от нас
приблизительно на одина-
ковом расстоянии, по оси
ординат вместо абсолют-
ной звездной величины
можно откладывать види-
мую звездную величи-
ну. Если на диаграмме
для скопления какая-либо
звезда занимает обособ-
ленное положение, это
свидетельствует либо о
ее необычных физических
свойствах, либо о том, что
звезда на самом деле не
входит в состав скопле-
ния. □
много меньшую (до 2000 К). На небе звезды класса О кажут-
ся голубоватыми; класса В — голубовато-белыми; А — бе-
лыми; F — желтоватыми; G — желтыми; К — красноваты-
ми; М — красными.
В гарвардской последовательности четвертый класс Секки
отсутствует. Выяснилось, что среди самых «холодных»
звезд не все укладываются в основную ветвь гарвардской
классификации. Ее пришлось дополнить: звезды с углерод-
ными полосами в спектре отнесли к двум классам — Rn N
(сейчас их чаще всего объединяют в один класс С). Был
найден и еще один класс звезд с молекулярными полосами,
не замеченный Секки. Это звезды класса S, в спектрах ко-
торых видны полосы окиси циркония. Расщепление спек-
тральной классификации для звезд с низкой температурой
поверхности отражает реальные отличия в содержании хи-
мических элементов, прежде всего в относительном содер-
жании кислорода и углерода. Звезды, в атмосферах кото-
рых преобладает кислород, попадают в спектральный класс
М; в случае преобладания углерода звезда попадет в класс
С, а звезды класса S — промежуточный случай. Цвет звезд
классов С и S — густо-красный.
Итак, гарвардская классификация приняла следующий
вид:
С (R — N)
O—B—A—F—G—K—M.
Из дальнейших усовершенствований гарвардской спек-
тральной классификации важнейшим стало введение клас-
сов светимости, учитывающих, что среди звезд есть карли-
ки, субгиганты, гиганты и сверхгиганты, которые
отличаются своей светимостью, т. е. мощностью излучае-
мой световой энергии.
Оказалось, что по спектру звезды можно определить, явля-
ется ли она, скажем, гигантом или карликом: физические
условия в атмосферах звезд одной температуры, но разной
светимости не совпадают, что обусловливает интенсив-
ность и ширину некоторых спектральных линий. Наиболь-
шее распространение в спектральной классификации
звезд получили следующие классы светимости:
0 — гипергиганты (звезды самой высокой светимости);
In — яркие сверхгиганты;
1Ь — более слабые сверхгиганты;
II — яркие гиганты;
III — нормальные гиганты;
148
Классификация звезд
IV — субгиганты;
V — карлики (звезды главной последовательности, см. диа-
грамму Герцшпрунга — Рассела).
По этой системе классификация звезды принимает следу-
ющий вид: например, В81а (звезда Ригель), AOV (Вега), K2III
(Арктур). Наше Солнце — звезда спектрального класса
G2V.
В 1998 г. был предложен и стал часто применяться новый
спектральный класс L, как бы продолжающий главную по-
следовательность в сторону еще более «холодных» звезд —
коричневых карликов с температурой ниже 2000 К. Спек-
тры класса L также богаты молекулярными полосами.
Описанный вариант звездной классификации не следует
считать полным. Прежде всего, он не учитывает проявле-
ния реально существующих отличий в содержании хими-
ческих элементов в атмосферах не самых «холодных»
звезд. Так, среди звезд спектральных классов от В до F не-
мало так называемых химически пекулярных (особых)
звезд, в спектрах которых необычно сильны линии крем-
ния, хрома, стронция, а иногда — марганца и ртути.
У некоторых, особенно старых, звезд в атмосферах мало
элементов тяжелее кислорода, из-за чего попытка припи-
сать им гарвардский спектральный класс приводит к раз-
ным результатам в зависимости от того, на какие линии —
водорода или металлов — опирается классификация. Иног-
да в спектрах звезд, помимо линий поглощения, наблюда-
ются яркие (эмиссионные) линии. Такие спектры, напри-
мер, бывают у новых звезд. Богатые эмиссионные спектры
наблюдаются у многих переменных звезд типа Т Тельца.
Яркие широкие эмиссионные линии видны в спектрах го-
рячих звезд с протяженными оболочками. Их называют
звездами Вольфа — Райе и относят к классам WN или
WC в зависимости от того, эмиссии какого элемента — азо-
та или углерода — у них наблюдаются.
К классу D относят звезды — белые карлики. Этот класс
также делится на подклассы в зависимости от химического
состава атмосферы; чаще всего встречаются белые карли-
ки подклассов DA (у них наблюдаются линии водорода)
и DB (наблюдаются линии гелия). □
Большим достижением науки о звездах является то, что ей
удалось на основании теории внутреннего строения звезд и
термоядерных реакций в их недрах понять, почему звезды
определенной массы, возраста и химического состава
имеют тот или иной спектральный класс.□
При изучении наблюдае-
мых параметров звезд
и звездной эволюции
трудно обойтись без диа-
граммы, которую предло-
жили в 1911 г. датский
астроном Эйнар Герцш-
прунг (1873-1967), а в
1913 г. (в несколько дру-
гой форме) - американ-
ский астроном Генри Нор-
рис Рассел (1877-1957).
Эту диаграмму стали назы-
вать диаграммой Герцш-
прунга - Рассела.
На диаграмме по оси абс-
цисс был отложен спект-
ральный класс звезды
в соответствии с гарвард-
ской классификацией, а по
оси ординат - абсолютная
звездная величина, т. е. та-
кая звездная величина, ко-
торую звезда имела бы,
если бы находилась от
нас на расстоянии 10 пк
(парсек). Разумеется, мож-
но было включать только
те звезды, для которых
в то время уже было из-
вестно расстояние по три-
гонометрическому парал-
лаксу, иначе абсолютную
величину нельзя было
найти. Рассел заметил,
что большинство звезд
концентрируются к широ-
кой полосе, пересекаю-
щей диаграмму от левого
верхнего к нижнему пра-
вому углу. Некоторые
звезды, однако, в эту по-
лосу не попадали. □
149
Двойные
И КРАТНЫЕ ЗВЕЗДЫ
В большинстве случаев
компоненты двойных и
кратных звезд имеют оди-
наковый возраст и обра-
зовались в результате
единого процесса - грави-
тационного сжатия враща-
ющихся протозвездных
облаков, поэтому частота
встречаемости таких звезд
отражает условия их фор-
мирования. Вероятно,
двойные звезды реже
встречаются среди самых
старых звезд Галактики,
входящих в галактическое
гало. Их мало, например,
среди звезд старых шаро-
вых звездных скоплений,
хотя точно установлено,
что они все же есть и там.
Так, в нескольких шаровых
скоплениях вспыхивали
новые звезды, а астрофи-
зики установили, что явле-
ние новой звезды - это
термоядерный взрыв на
поверхности белого карли-
ка, входящего в состав тес-
ной двойной системы. □
Солнце — одиночная звезда, рядом с ней нет никакой дру-
гой. На первый взгляд все звезды на небе тоже одиноч-
ные, но это не так. Астрономические наблюдения показали,
что больше половины звезд— двойные или имеют несколь-
ких соседей, с которыми связаны с рождения узами грави-
тации. □
ВТОРАЯ ЗВЕЗДА в ручке ковша Большой Медведицы —
Мицар. Это яркая звезда 2-й звездной величины. Человек с
нормальным (не обязательно даже очень хорошим) зрени-
ем ясно увидит, что рядом с ней есть звездочка послабее,
4-й звездной величины — Алькор. Видимое расстояние ме-
жду звездами этой пары составляет 12' (угловых минут); не-
вооруженным глазом можно различить двойственность
звезды, если расстояние между ее компонентами превыша-
ет 1 — 2'. Двойная звезда Мицар — Алькор (названия озна-
чают «конь» и «всадник») известна с древних времен. Инте-
ресный и непростой вопрос: действительно ли две звезды,
составляющие пару, близки в пространстве? Представим,
что расстояние от нас до Мицара сильно отличается от рас-
стояния до Алькора; тогда эта пара — результат случайной
проекции (оптическая двойная звезда). Если же расстоя-
ния до компонентов пары примерно одинаковы, то эти
звезды действительно находятся сравнительно близко друг
от друга и могут быть гравитационно связанными (двигать-
ся по орбите вокруг общего центра масс). Гравитационно
связанные двойные звезды называют физическими двой-
ными. Чтобы доказать, что пара — физическая двойная, на-
до выявить орбитальное движение ее звезд. Известно, что
расстояния до Мицара и Алькора приблизительно одинако-
вы и звезды этой пары движутся примерно в одном напра-
влении в пространстве. Однако расстояние между звезда-
ми пары все же велико, и если они действительно
представляют собой физическую двойную звезду, то пери-
од их орбитального движения должен составлять миллионы
лет. По этой причине так и остается невыясненным, дейст-
вительно ли связана пара Мицар — Алькор. Но независимо
150
Двойные и кратные звезды
У Андромеды
9
l Рака
т] Кассиопеи
§ Волопаса
а Гончих Псов
а Скорпиона
/3 Скорпиона
<5 Геркулеса
У Дельфина
?7 Персея
Примеры ярких двойных
звезд,
отличающихся по цвету.
Звезды доступны наблю-
дениям в бинокль или
небольшой телескоп.
от того, является ли она физической или оптической, ее
можно назвать визуальной (различимой глазом или в теле-
скоп) двойной звездой.
Наведем теперь телескоп на Мицар. Оказывается, сам Ми-
цар — тоже визуальная двойная звезда! Между звездами
этой пары (Мицаром А и Мицаром В) — всего 15" (угловых
секунд), они отличаются по блеску тоже на две звездные
величины, как Мицар (А 4- В) и Алькор. Вероятнее всего,
эта пара — физическая, но орбитальный период и в этом
случае должен быть весьма большим (тысячи лет).
Очень интересные результаты были получены при спект-
ральных наблюдениях Мицара А и Мицара В. Линии в
спектре более яркой звезды пары имеют необычный вид:
они расщеплены на два компонента, которые к тому же не
сохраняют своего положения, а смещаются относительно
друг друга с периодом в 20,5 суток (то сливаются, то расхо-
дятся вновь). Периодическое смещение линий можно объ-
151
Астрономия
Интересной иерархиче-
ской шестикратной систе-
мой является яркая звез-
да Кастор (а Близнецов).
В телескоп можно обна-
ружить компоненты при-
мерно 2-й и 3-й звездной
величины, разделенные
расстоянием в 6". У пары
замечено орбитальное
движение с периодом,
превышающим 400 лет.
На расстоянии чуть боль-
ше Г от пары находится
связанный с ней третий
компонент 9-й величи-
ны - YY Близнецов. У всех
трех членов визуальной
кратной системы обнару-
жена спектральная двой-
ственность: орбитальный
период самой яркой звез-
ды - 9 суток; второй по
блеску - 3 суток, а самой
слабой звезды - меньше
суток. □
яснить эффектом Доплера. Когда звезда такой пары удаля-
ется от Земли, то связанные с ней спектральные линии сме-
щаются к красному концу спектра, а когда приближается к
Земле — к фиолетовому концу. Это значит, что Ми-
цар А — спектральная двойная звезда.
Теперь посмотрим, что представляет собой система Мица-
ра в целом. Мицар А и Мицар В — две спектральные двой-
ные звезды. Эти две пары в свою очередь составляют на-
много более широкую пару, а еще дальше к ней примыкает
Алькор — тоже звезда с признаками спектральной двойст-
венности. Итак, Мицар — кратная звезда, а если Алькор
действительно входит в систему, то эта система состоит из
шести, а то и большего числа компонентов. По своему стро-
ению Мицар представляет собой так называемую иерархи-
ческую кратную систему. Это означает, что в нем есть две
тесные пары, образующие в свою очередь пару на большем
расстоянии, которая может иметь еще более далеких спут-
ников (одиночных или тоже иерархических кратных).
Иерархические кратные системы довольно устойчивы. Ес-
ли же попарные расстояния между всеми компонентами
кратной системы различаются несильно, такое образова-
ние называют системой типа трапеции (по знаменитой
кратной системе Трапеции Ориона, находящейся в центре
Большой туманности Ориона). Системы типа трапеции не-
устойчивы и должны сравнительно быстро распадаться.
Иерархические кратные системы, содержащие особенно
много компонентов, уже можно назвать небольшими
звездными скоплениями. □
РАЗГРАНИЧИТЬ все двойные звезды на визуальные и
спектральные можно лишь условно. Не слишком тесную
спектральную двойную систему можно при благоприятных
условиях запечатлеть раздельно в телескоп, а также уви-
деть при наблюдениях из космоса или с помощью сложных
специальных (интерферометрических) методов с поверх-
ности Земли. Чем ближе к прямому угол, составляющий
луч зрения с плоскостью орбиты двойной системы, тем
труднее обнаружить спектральную двойственность, по-
скольку периодические изменения расстояния до звезд си-
стемы становятся незначительными и эффект Доплера
смещает линии слабо. Заметить двойственность таких
звезд удается лишь изредка, выявив периодические смеще-
ния положения звезды относительно других звезд (астро-
метрическая двойная звезда). Если же орбита двойной си-
стемы видна «с ребра», спектральную двойную заметить
легче всего. Мало того, звезды такой системы могут перио-
дически загораживать друг друга от земного наблюдателя.
152
Двойные и кратные звезды
Это затменная двойная система. Тщательно изучив систе-
му и как спектральную, и как затменную двойную, можно
очень точно определить размеры и массы входящих в сис-
тему звезд и расстояния между ними. Самый слабый ком-
понент иерархической шестикратной системы Кастор —
YY Близнецов — затменная двойная. Первая затменная пе-
ременная звезда была обнаружена еще в XVII в. Это яркая
звезда Алголь (/3 Персея).
Загородить от нас звезду, конечно, может не только ее
спутник — другая звезда, но и планета. Ослабление блеска
из-за затмения планетой будет, однако, совсем небольшим,
и его очень трудно измерить. Первую звезду, затмения ко-
торой обусловлены планетой, проектирующейся на ее
диск, удалось открыть совсем недавно.
У очень тесных двойных звезд компоненты своим тяготени-
ем искажают форму друг друга, которая из-за этого иногда
сильно отличается от формы шара. При движении таких
звезд по орбите суммарный блеск, наблюдаемый с Земли,
может меняться, даже если затмений не происходит. Такие
двойные звезды выявляют как эллипсоидальные перемен-
ные звезды. Нешаровые компоненты, конечно, встречают-
ся и в тесных затменных системах, особенно в самых
короткопериодических (как правило, с периодами менее
12 ч), которые получили название звезды типа W Большой
Медведицы.
Если в двойной системе расстояние между компонентами
мало, вещество с поверхности одной звезды может перете-
кать на другую. Это обусловливает как существенное изме-
нение характера эволюции компонентов двойной звезды,
так и разнообразные неустойчивые процессы в системе,
в том числе даже взрывы. Двойные звезды вращаются вок-
руг общего центра масс под действием взаимного
притяжения. Чем массивнее звезды и чем ближе они друг
к другу, тем выше скорости их орбитального движения. По-
этому если измерить изменение их относительного поло-
жения или период обращения и оценить скорости (по эф-
фекту Доплера), то можно, используя законы механики
и закон всемирного тяготения, вычислить массы компонен-
тов (точно так же, как массы планет Солнечной системы
определяются по движению их спутников).
Если в двойной звездной системе орбиты сильно вытянуты,
то один раз за орбитальный период входящие в систему
звезды будут проходить особенно близко друг к другу. При
этом усиливается их взаимодействие, что иногда проявля-
ется в виде вспышек, всплесков рентгеновского излучения
(для двойных систем с нейтронными звездами) или иных
интересных астрофизических явлений. □
Солнце, хотя и является
одиночной звездой, на
самом деле не одиноко в
своем движении по про-
сторам Галактики. Его со-
провождают несколько
больших планет, огром-
ное количество малых
планет и комет. В послед-
ние годы астрономам
удалось обнаружить мно-
гие десятки планетных
систем у других звезд.
Среди планет, найденных
у других солнц, многие по
массе значительно пре-
вышают Юпитер, самую
массивную планету Сол-
нечной системы. Теперь
астрономам предстоит
решить, как отличить пла-
нетные системы от двой-
ных и кратных звезд, в
которые входят звездные
компоненты малой мас-
сы, где находится граница
между массивной плане-
той и маломассивной
звездой - коричневым
карликом. По-видимому,
такая граница проходит
на уровне нескольких де-
сятков масс Юпитера. □
Образование
и эволюция ЗВЕЗД
Астрофизики считают, что звезды формируются из
газовых (точнее, газопылевых) облаков, существую-
щих в межзвездном пространстве. Немало таких обла-
ков астрономы наблюдают вдоль полосы Млечного Пу-
ти. Некоторые из газопылевых облаков проявляют себя
в видимом свете, но большинство их обнаружено в ре-
зультате радионаблюдений.
Мы находимся внутри Галактики, вблизи основной
плоскости ее звездного диска, который и воспринима-
ется нами как Млечный Путь. Здесь же концентрирует-
ся и межзвездная среда. Межзвездные облака извест-
ны давно. В оптических лучах они наблюдаются как
туманности — светлые, образованные нагретым светя-
Самая яркая на небе
светлая газовая туман-
ность -
туманность Ориона.
Это одна из самых близ-
ких к нам областей ин-
тенсивного звездообра-
зования.
Газ светится под действи-
ем ультрафиолетового
излучения молодых горя-
чих звезд.
щимся газом, и темные, поглощающие свет располо-
женных за ними звезд. И те и другие имеют прямое отно-
шение к образованию и эволюции звезд. В газовых
туманностях есть менее плотные и более плотные области.
Наиболее плотные иногда видны как темные глобулы (от
лат. globulus — шарик). Пыль делает их совершенно непро-
зрачными. Вещество глобул — это очень холодный газ (пре-
имущественно молекулярный водород) и пыль. Самые
большие запасы газа и пыли находятся в гигантских моле-
кулярных облаках. При определенных условиях, которые
могут зависеть как от внутреннего состояния облаков, так
и от влияния окружающих их звезд, в недрах молекуляр-
ных облаков газ начинает делиться на сжимающиеся фраг-
менты. Это происходит при низкой температуре и доста-
точно высокой плотности газа. Сжимается газовый
зародыш звезды благодаря собственной гравитации и при
этом медленно разогревается. Давление газа замедляет
сжатие, и образование звезды может растянуться на милли-
оны лет. Светящийся сжимающийся газовый шар, которо-
му предстоит стать звездой, астрономы называют протоз-
вездой. Непрозрачная среда вокруг протозвезды часто
надежно скрывает ее, но протозвезды можно наблюдать
в инфракрасных лучах, которые поглощаются значительно
слабее.
154
Образование и эволюция звезд
Сжатие протозвезды будет продолжаться до тех пор, пока
в ее недрах температура не возрастет до миллионов граду-
сов. Тогда в центре облака в полную силу начнут происхо-
дить термоядерные реакции превращения водорода в ге-
лий. Выделяющаяся энергия будет нагревать газ, и его
давление остановит сжатие. Это обязательно произойдет,
если масса образующейся звезды составляет не меньше
0,07 массы Солнца — М@ (иначе температура никогда не
поднимется до того значения, при котором начинаются тер-
моядерные реакции, и протозвезда будет медленно сжи-
маться до состояния вырожденной звезды — белого карли-
ка). Как только «включатся» термоядерные реакции,
протозвезда станет молодой звездой главной последова-
тельности диаграммы Герцшпрунга — Рассела.
Стадия главной последовательности — самая длительная
стадия эволюции звезды. Чем меньше масса звезды, тем
продолжительнее эта стадия. Для звезд, похожих на Ригель,
она длится миллионы лет. Для нашего Солнца продолжи-
тельность стадии главной последовательности предполо-
жительно составит около 10 млрд лет, из них на главной по-
следовательности Солнце уже провело примерно половину
срока. Звезды с массой меньшей 0,8 М@ стареют настолько
медленно, что они еще не успели уйти с главной последова-
тельности за все время существования Галактики. В самых
старых звездных системах — шаровых скоплениях — мы
действительно наблюдаем звезды небольшой массы, все
еще находящиеся на главной последовательности.
Звезды всегда образуются группами. Молодые звезды не-
редко составляют ассоциации — сравнительно рыхлые
звездные группировки, наблюдающиеся в областях звездо-
образования. Среди таких звезд много переменных звезд
типа Т Тельца, и переменность их блеска свидетельствует
о еще не завершившихся бурных процессах, сопровождаю-
щих рождение звезды. Во многих случаях наблюдаются вы-
бросы газовых струй — джетов — из молодых звезд.
Окончание эволюционного этапа главной последователь-
ности происходит тогда, когда запасы основного термо-
ядерного «горючего» — водорода — в центральной области
звезды оказываются израсходованными. После этого звез-
да начинает медленно увеличиваться в размерах в десятки
и сотни раз. □
Особенность эволюции
звезд в двойных систе-
мах, при которой проис-
ходит перетекание веще-
ства с одной звезды на
другую, помогает объяс-
нить существование сис-
тем, подобных Сириусу
(а Большого Пса). Эта са-
мая яркая звезда ночного
неба находится на глав-
ной последовательности,
но у нее есть спутник
меньшей массы - белый
карлик. И несмотря на то,
что маломассивные звез-
ды эволюционируют мед-
леннее, этот спутник уже
находится на завершаю-
щей стадии своей эволю-
ции. По-скольку такие
звезды связаны общим
происхождением, то они
должны иметь одинако-
вый возраст. Обмен ве-
ществом может объяс-
нить этот парадокс.^
СЛЕДУЮЩАЯ ЭВОЛЮЦИОННАЯ СТАДИЯ - образова-
ние красного гиганта. У звезды, ставшей красным гиган-
том, энергию также производят термоядерные реакции
превращения водорода в гелий, но идут они не в центре
звезды, где образовалось гелиевое ядро, а в окружающем
155
Астрономия
Газовая туманность Ро-
зетка. Молодые массив-
ные звезды
(в центре), недавно воз-
такое ядро тонком сферическом слое. Продвига-
ясь по мере выгорания водорода наружу, слоевой
термоядерный источник оставляет за собой новые
запасы гелия, увеличивающие массу гелиевого яд-
ра. Сама звезда при этом сильно растет в разме-
рах, а температура поверхностных слоев умень-
шается. Звезда поэтому и называется красным
гигантом, так как уменьшение температуры всегда
вызывает покраснение.
В последующем в центральной области такой звез-
ды, где образовалось много гелия, должна начаться
реакция по его превращению в углерод. Она неиз-
бежно «включается» тогда, когда температура в не-
драх звезды возрастает до 100 млн градусов. Три
ядра гелия (три «-частицы), сливаясь, образуют ядро атома
углерода, при этом выделяется энергия, компенсирующая
никшие в недрах газово-
го облака,
своим излучением и
звездным ветром «выду-
ли» в облаке большую
полость. Темные пятна и
прожилки -
непрозрачные облачка
холодного молекулярно-
го газа.
Туманность светится под
действием ультрафиоле-
потерю энергии на излучение звезды. На этой стадии
тового излучения звезд.
Национальная оптическая
астрономическая
обсерватория (США).
у звезды окажутся два источника энергии: в центре будут
идти реакции «тройного a-процесса», а вблизи поверхнос-
ти гелиевого ядра звезды по-прежнему будет существовать
слой, в котором водород превращается в гелий.
Такая звезда уже намного компактнее, чем красный гигант:
у нее выше температура поверхности и ниже светимость.
Реакции превращения гелия в углерод затем выйдут из цен-
тральной области, возникнет и начнет продвигаться наружу
второй гелиевый слоевой источник энергии. Закончится все
это сбросом оболочки звезды, и звезда превратится в плане-
тарную туманность. Звездный остаток — очень плотный
белый карлик — уже не будет иметь источников термоядер-
ной энергии и станет постепенно охлаждаться. Совсем ос-
тыв, белый карлик должен превратиться в практически не
светящееся тело размером с планету и массой с небольшую
звезду, и его можно будет обнаружить, пожалуй, только по
гравитационному воздействию на другие звезды.
Однако все это может произойти только через много мил-
лиардов лет, пока же остывших белых карликов в природе
не существует. □
МАЛОМАССИВНЫЕ ЗВЕЗДЫ превращаются в белые кар-
лики в результате сравнительно спокойных процессов,
но заключительные стадии эволюции массивных звезд
представляются астрофизикам очень бурными. Прежде чем
превратиться в нейтронную звезду или черную дыру, мас-
сивная звезда обязательно проходит этап гравитационного
коллапса, который наблюдается как взрыв сверхновой звез-
ды. На тех участках неба, где вспыхивали сверхновые звез-
ды, можно видеть расширяющиеся туманности, состоявшие
156
Образование и эволюция звезд
из выброшенного газа звездной оболочки, смешанного с га-
зом звездной среды. Иногда удается наблюдать и звездный
остаток. Так, на месте Сверхновой 1054 г. обнаружен пуль-
сар — быстро вращающаяся нейтронная звезда, плотный ос-
таток массивной звезды.
Схематически описанная выше картина звездной эволю-
ции может быть названа классической. Она относится
к эволюции звезды, достаточно удаленной от других звезд
и развивающейся, можно сказать, сама по себе. Однако
большинство звезд во Вселенной не являются одиночными.
Тесная пара звезд, вращающихся вокруг общего центра
масс, не может эволюционировать по классической схеме.
Более массивная звезда двойной системы раньше завер-
шит этап главной последовательности и начнет превра-
щаться в красный гигант. Однако чем больше размер звез-
ды, тем слабее она удерживает свои внешние слои.
При достижении определенного размера газовое вещество
с поверхности станет перетекать на другой компонент. Пе-
ретекание массы пойдет с лавинообразным ускорением,
и соотношение масс компонентов изменится. В результате
более массивный компонент двойной системы так и не смо-
жет превратиться в нормальный красный гигант. Очень бы-
стро в такой системе произойдет «перемена ролей» — быв-
ший менее массивный спутник станет главной, массивной
звездой системы.
Особой стадией эволюции двойных звезд являются взрыв-
ные (катаклизмические) звезды, у которых вещество пере-
текает уже на белый карлик, причем могут наблюдаться
как вспышки в газовом диске, окружающем белый карлик,
где вещество тормозится перед падением, так и термоядер-
ные взрывы богатого водородом вещества, выпавшего на
поверхность белого карлика.
Особенно интересные явления могут произойти с тесной
двойной системой уже после того, как оба компонента ста-
нут белыми карликами. Расстояние между ними должно
все время уменьшаться, поскольку система теряет энер-
гию, излучая ее в виде гравитационных волн. В конце кон-
цов белые карлики могут слиться. И если до слияния масса
каждого из них не могла превосходить упомянутый выше
предел устойчивости в 1,4 М@, то после слияния предел мо-
жет быть превзойден. И тогда произойдет слияние двух
звезд в одну, последующий гравитационный коллапс
и вспышка сверхновой звезды.
Астрофизики считают, что именно таким является меха-
низм взрыва некоторых сверхновых звезд, в спектрах кото-
рых отсутствуют линии водорода; их называют сверхновы-
ми первого типа. □
Чтобы конечным этапом
эволюции массивной звез-
ды стала нейтронная звез-
да, ее исходная масса не
должна превышать массу
Солнца более чем в 10 раз;
впрочем, точно этот предел
массы не известен.
В случае еще более мас-
сивных звезд гравитаци-
онный коллапс (сжатие)
становится неудержимым:
законы классической фи-
зики не знают механизма,
который мог бы его оста-
новить. Продукт этого
процесса - черная дыра,
которую может описать
только общая теория от-
носительности. □
157
Скопления звезд
Известны случаи, когда
сравнительно компактную
группу звезд принимали
за звездное скопление и
даже давали ему имя, но
детальные исследования
показывали, что эти звез-
ды случайно видны рядом
на небе. В пространстве
они разделены огромным
расстоянием и не связаны
друг с другом. □
Звезды распределены в пространстве очень неоднородно.
Мы наблюдаем немало одиночных звезд (таких, как
Солнце), двойных и кратных звезд. Однако самые впечатля-
ющие системы звезд — это звездные скопления. Звезды
в них связаны общим происхождением и с самого рождения
были вместе. □
В ОТЛИЧИЕ ОТ СОЗВЕЗДИЙ, в которых звезды лишь слу-
чайно видны на небе рядом, а в действительности не связаны
между собой ни общим происхождением, ни даже близким
расположением в пространстве, звездные скопления — это
группы звезд, которые родились в одно время из одного об-
лака межзвездного газа и удерживают друг друга силами
взаимного тяготения.
Самое известное звездное скопление — Плеяды (с греч.
Pleias (Pleiades) — множество), еще его называют Стожара-
ми. Это симпатичный маленький «ковшик» в созвездии
Тельца. Невооруженный глаз видит в Плеядах 5 — 7 звезд,
но это лишь самые яркие. В бинокль видно около
50 звезд, а всего в этом скоплении их более 300. Плеяды за-
нимают на небе область диаметром 7 пк (парсек) и удалены
от нас примерно на 150 пк. Это относительно молодое скоп-
ление. Его возраст — около 100 млн лет. Астрономам изве-
стны и более молодые скопления, которым всего несколько
миллионов лет, и очень старые — до 15 млрд лет.
Любители астрономии хорошо знакомы с еще одним скоп-
лением в созвездии Тельца — это Гиады, ближайшее к нам
Рассеянное
звездное скопление
Плеяды.
звездное скопление (расстояние до него —
всего 45 пк). Оно занимает на небе обшир-
ную область вокруг оранжевой звезды Аль-
дебаран (а Тельца), хотя сам Альдебаран
в это скопление не входит. □
Некоторые скопления звезд были открыты
еще до изобретения телескопа. Это уже зна-
комые нам Плеяды и Гиады, а также туман-
ное пятнышко в созвездии Рака, известное
158
Скопления звезд
как Ясли (англичане называют его Улей). Кроме того, в со-
звездии Волосы Вероники с давних пор наблюдалась рос-
сыпь слабых звезд, что и послужило причиной названия
этого созвездия. Название связано с реальным историчес-
ким персонажем: Вероника — жена египетского фараона
Птолемея III Эвергета (III в. до н. э.). В Яслях, удаленных от
нас на 170 пк, самые яркие звезды имеют только 7-ю звезд-
ную величину. Чтобы их заметить, нужен чрезвычайно зор-
кий глаз, а лучше всего наблюдать в бинокль при очень тем-
ном небе.
Еще несколько скоплений можно увидеть невооруженным
глазом как слабые «туманные звезды», но догадаться об их
истинной природе до изобретения телескопа было просто
невозможно. А тот факт, что звездная россыпь в Волосах Ве-
роники представляет собой единое скопление, был доказан
лишь в 1915 г.
Изобретение в XVII в. телескопа позволило открыть мно-
жество звездных скоплений. В одном из первых каталогов
«туманных объектов» — каталоге Шарля Мессье (1730-
1817), составленном в 1781 г., содержится всего 103 объек-
та, из них 57 — звездные скопления. К настоящему време-
ни в нашей Галактике открыто уже около 2 тыс. звездных
скоплений. Разумеется, это пока только малая их часть. □
Скопления звезд рождаются в недрах огромных холодных об-
лаков межзвездного газа и пыли. Наблюдать этот процесс
сложно, поскольку пыль делает такие облака непрозрачными
для света. Однако с помощью радио- и инфракрасных телес-
копов процесс рождения звезд все же можно исследовать. Он
происходит так. В самой плотной части облака под действием
В астрономической прак-
тике случается и такое, что
звездное скопление не вы-
деляется «на глаз» среди
россыпи звезд на небе, но
детальное исследование
показывает, что часть
звезд в данной области не-
ба удалена от нас на одина-
ковое расстояние и, что
еще важнее, движется сог-
ласованно. Обычно такое
совпадение не бывает слу-
чайным: например, если в
толпе людей мы видим
группу идущих в одном на-
правлении, то это неспро-
ста! Особенно сложно за-
метить близкие к нам
скопления, поскольку их
члены широко рассеяны
среди случайных звезд фо-
на. Чтобы точно доказать
принадлежность звезд к
такому скоплению, нужно
убедиться, что все они дви-
жутся в пространстве оди-
наково. Если это доказано,
то такие группы звезд на-
зывают движущимися ско-
плениями; их известно уже
несколько десятков. На-
пример, из семи ярких
звезд ковша Большой Мед-
ведицы пять звезд принад-
лежат одному движущему-
ся скоплению. □
Рождение звездного
скопления в облаке
межзвездного газа.
159
Астрономия
«Вылупление» звездного
скопления из родитель-
ского облака межзвездно-
го газа - процесс очень
интересный и до конца
еще не изученный. Звезды
разного типа по-разному
влияют на окружающее
облако. Самые массивные
звезды своим мощным
излучением разогревают
окружающий газ, повы-
шают его давление и за-
ставляют расширяться.
Прожив отпущенные им
природой несколько мил-
лионов лет, эти звезды
взрываются как сверхно-
вые и своей расширяю-
щейся оболочкой выгре-
бают наружу остатки
окружавшего их газа.
А звезды малой массы,
похожие на наше Солнце,
влияют на окружающий
газ в период своего фор-
мирования: окруженные
аккреционным диском,
они выбрасывают вдоль
оси вращения диска мощ-
ные газовые струи, которые
расталкивают и нагревают
межзвездное вещество,
заставляют его покидать
область формирования
звезд. □
собственного тяготения газ сжимается и делится на более
мелкие сжимающиеся сгустки — протозвезды. Продолжая
сжатие, протозвезды разогреваются и становятся звездами
разных масс. Наиболее массивные из звезд приобретают вы-
сокую температуру и светимость и разогревают вокруг себя
остатки протозвездного газа. В свою очередь, его давление
возрастает, он стремится расшириться и тем самым разруша-
ет материнское облако.
На этом процесс рождения звезд прекращается. Начинается
жизнь звездного коллектива, судьба которого может быть
разной в зависимости от того, много ли звезд в коллективе,
как близко они расположены и насколько велики их взаим-
ные скорости. Если в момент разрушения облака звезды рас-
полагались сравнительно далеко друг от друга и не ощущали
сильного взаимного притяжения, а их скорости при этом бы-
ли значительны, то они не смогут удержаться вместе и разле-
тятся менее чем за миллион лет. Если же родилась плотная
и многочисленная группа звезд, крепко связанных силами
взаимного притяжения, то она образует устойчивый «рой»,
который будет долго жить в виде звездного скопления. □
Звездные скопления принято делить на несколько типов
в зависимости от их внешнего вида, возраста и количества
звезд. Наиболее известны три типа: рассеянные скопления
Новорожденное звездное
скопление, окруженное
остатками газа,
из которого
оно сформировалось.
160
Скопления звезд
(иногда их еще называют «открытыми» или «галактически-
ми»), шаровые скопления и звездные ассоциации.
Шаровые скопления — самые плотные и массивные. Они
содержат до нескольких миллионов звезд; в среднем —
около 200 тыс. звезд. Это очень старые скопления. С момен-
та их формирования прошло 10—15 млрд лет, поэтому их
звезды, имевшие большую массу, чем масса Солнца, уже
закончили сьою эволюцию (светить продолжают только
звезды малых масс).
Конечно, некоторые шаровые скопления можно наблюдать
невооруженным глазом или в бинокль как размытые пят-
нышки (например, М 13 в Геркулесе или со Центавра), но их
истинную природу открыли только с помощью телескопа.
Первый туманный объект М 22, который теперь причисля-
ют к шаровым скоплениям, открыл в созвездии Стрельца
с помощью телескопа немецкий астроном А. Иль в 1665 г.
Следующим было открыто скопление со Центавра, его обна-
ружил в 1677 г. английский астроном Эдмонд Галлей. Пока
в нашей Галактике найдено около 150 шаровых скоплений.
Всего же их, вероятно, около 200. Они обнаруживаются по
всему объему Галактики, заполняют галактическое гало
(внешние области Галактики) до расстояния в 100 кпк от га-
лактического центра, но чем ближе к центру Галактики, тем
чаще можно встретить шаровые скопления (поэтому осо-
бенно много их наблюдается в созвездиях Стрельца и Скор-
пиона, т. е. в том направлении, где лежит центр Галактики).
Рассеянные скопления содержат от нескольких десятков до
нескольких тысяч звезд; в среднем — 200 — 300 звезд. Эти
скопления, как правило, располагаются вблизи галактичес-
кой плоскости, а значит, наблюдаются в полосе Млечного
Пути или невдалеке от нее. Звезды в рассеянных скоплени-
ях значительно моложе, чем в шаровых: обычно им не бо-
лее 1 млрд лет, а их типичный возраст — почти 10 млн лет,
т. е. равен всего лишь около 1/500 возраста Земли и Солн-
ца. Этим вполне объясняется расположение рассеянных
скоплений в плоскости Галактики, там, где много меж-
звездного газа, из которого формируются звезды. Посколь-
ку рассеянные скопления сравнительно молоды, они содер-
жат много массивных ярких звезд, однако «упакованы» эти
звезды не так плотно, как в шаровых скоплениях.
Как правило, шаровые скопления выглядят плотнее рассе-
янных и имеют более правильную, симметричную форму.
Однако по фотографии не всегда можно отличить рассеян-
ное скопление от шарового: у далеких шаровых скоплений
видны только самые яркие звезды — красные гиганты, ко-
торых примерно в 100 раз меньше, чем обычных звезд глав-
Звезды - члены скопле-
ния движутся по орбитам
вокруг общего центра
массы примерно так же,
как планеты обращаются
вокруг Солнца. Разница
состоит лишь в том, что
массивное Солнце полно-
стью подчиняет себе дви-
жение легких планет, де-
лая их орбиты весьма
простыми - почти круго-
выми, а скорости движе-
ния по ним - почти посто-
янными. Движение же
каждой звезды в скопле-
нии происходит под влия-
нием всех остальных
звезд, отчего ее орбита
становится весьма слож-
ной, немного напоминаю-
щей ромашку. □
161
Астрономия
Когда звезда в скоплении
проходит особенно близ-
ко от соседних с ней
звезд, ее скорость под
действием их притяжения
может резко уменьшить-
ся или увеличиться. Если
скорость звезды умень-
шается, она переходит на
более компактную орбиту
и большую часть времени
проводит вблизи центра
скопления. Если же ско-
рость увеличивается, то
звезда уходит на перифе-
рию скопления - в его га-
ло. Иногда скорость звез-
ды возрастает настолько,
что она может вырывать-
ся из притяжения своих
соседок и навсегда поки-
нуть скопление. Так вре-
мя от времени каждое
звездное скопление теря-
ет своих членов и в конце
концов полностью «испа-
ряется». □
ной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рас-
села. На фотографии далекого шарового скопления видно
около сотни звезд, и сразу сложно понять, какого типа это
скопление. Известно чуть больше 1500 рассеянных скопле-
ний, однако еще многие тысячи их наверняка скрываются
в удаленных областях Галактики, закрытых от нас облака-
ми межзвездной пыли.
Звездные ассоциации — это еще более разреженные груп-
пировки звезд, чем рассеянные скопления. Ассоциации
расположены в спиральных рукавах Галактики, там, где
сконцентрировано межзвездное вещество и рождаются
звезды. Известно менее 100 ассоциаций, и все они состоят
из молодых, ярких и массивных звезд, в основном спек-
тральных классов О и В. Звезды меньшей массы в ассоци-
ациях тоже есть, но их сложнее заметить. Часто звезды ас-
социации разлетаются от общего центра, где они когда-то
родились. Если мысленно вернуться вспять, то окажется,
что они «тронулись в путь» всего около миллиона лет назад,
совсем недавно по звездным масштабам. Когда через не-
сколько миллионов лет эволюция наблюдаемых сейчас
звезд классов О и В закончится, заметить на небе извест-
ные ныне ассоциации станет невозможно. Однако на сме-
ну им наверняка родятся новые. Возможно, большая часть
звезд в Галактике родилась именно в составе короткоживу-
щих ассоциаций.
Для астрономов звездные скопления представляют боль-
шой интерес, поскольку эти группы звезд равно удалены от
нас и родились одновременно из одного вещества. Звезды
в скоплениях различаются только исходной массой, что
значительно облегчает изучение их эволюции.
Слева: шаровое звездное
скопление со Центавра; справа:
характерная форма орбиты звезды
в скоплении.
162
Скопления звезд
«Паспортом» каждого скопления служит диаграмма
Герцшпрунга —Рассела для его звезд: по ней можно опре-
делить возраст скопления, расстояние до него и другие
важные параметры.
Очень интересно изучать расположение звезд внутри
скоплений. Взаимодействие звезд друг с другом приводит
к тому, что самые массивные из них, а также двойные звез-
ды, постепенно опускаются к центру скопления и форми-
руют там плотное ядро, а более легкие звезды уходят на пе-
риферию скопления и образуют его корону. Когда в ядре
скопления происходит тесное сближение одиночной звез-
ды с двойной системой, их взаимодействие может завер-
шиться заменой партнера в двойной звезде или полным
разрушением системы. Но чаще всего пролет одиночной
звезды мимо двойной приводит к тому, что двойная стано-
вится более компактной и прочно связанной систе-
мой, а пролетающая одиночная звезда получает дополни-
тельный импульс и с увеличенной скоростью уносится
прочь.
Помимо «испарения»
звезд, существуют и дру-
гие причины разрушения
скоплений. Например, ко-
гда мимо звездного скоп-
ления пролетает массив-
ный объект- крупное
облако межзвездного га-
за или другое звезд-
ное скопление, оно своим
притяжением нарушает
спокойное движение звезд,
которые начинают двигать-
ся более хаотично, и скоп-
ление от этого «распуха-
ет». Маленькие звездные
скопления не выдержива-
ют таких «гравитацион-
ных ударов» и полностью
разрушаются. □
Внутренняя структура звездных скоплений изменяется
с их возрастом: в процессе эволюции ядро скопления ста-
новится все меньше и плотнее, а окружающая его звездная
корона — все больше и разреженнее. Проходя мимо мас-
сивных объектов, таких, как гигантские молекулярные об-
лака или ядро Галактики, скопление под действием прилив-
ных гравитационных возмущений теряет звезды из своей
короны и может заметно изменить свою структуру. Поэто-
му, изучив распределение звезд в скоплении, можно нема-
ло узнать о том, как долго и в каких областях Галактики оно
путешествовало. □
Не менее важно изучать и расположение самих звездных
скоплений в Галактике. Молодые рассеянные скопления
и звездные ассоциации концентрируются в спиральных ру-
кавах, позволяя астрономам определять как положение са-
мих спиральных рукавов, так и распределение в них облас-
тей активного формирования звезд. Изучая звездные
скопления, можно весьма детально восстановить прошлое
нашей Галактики и соседних звездных систем. Например,
тот факт, что самые старые шаровые скопления населяют
гало Галактики, говорит о том, что в период ранней молодо-
сти Галактика имела более или менее сферическую форму.
Затем межзвездный газ, из которого формируются звезды,
сконцентрировался во вращающемся диске, поэтому звезд-
ные скопления среднего и молодого возраста заполняют
только диск Галактики и не встречаются в ее гало. □
163
М ЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Участок Млечного Пути
размером 55 х 55°
с центром в созвездии
Лебедя.
Снимок получен 10 марта
1997 г., когда на фоне
Млечного Пути проходи-
ла комета Хейла - Боппа.
Здесь на одной
фотографии видим сразу
и межзвездное вещество
(например, туманность
Северная Америка рядом
с голубой яркой звездой
Денеб), и межпланетное
вещество (хвост кометы).
Фото Экхарда Славика
(Германия).
Все пространство между звездами заполнено очень разре-
женной средой. Частично это газ, потерянный звездами
различных поколений, а частично — остатки того древнего
вещества, из которого сформировались первые звезды на-
шей Галактики. □
НА ЗВЕЗДНОМ НЕБЕ мы видим только светящиеся точки
на черном фоне, и поэтому может показаться, что кроме
звезд в далекой Вселенной ничего нет. Лишь иногда ночно-
го наблюдателя смущает бледная полоса Млечного Пути:
она светит ровно и отдельных звезд в ней не видно. Неволь-
но возникает вопрос: быть может, этот свет идет от тонкого
разреженного вещества в пространстве между звездами?
Возможно, первым такую идею высказал великий датский
астроном Тихо Браге, реформатор практической астроно-
мии. В 1572 г. он наблюдал «рождение» на небе новой звез-
ды; теперь мы называем ее Сверхновой Тихо и знаем, что
это был взрыв умирающего светила. Однако ученый счи-
тал, что у него на глазах рождается звезда и что она сгуща-
164
Межзвездная среда
ется из разреженного вещества Млечного Пути. Для той
эпохи это была смелая идея, значительно опередившая
свой век.
В 1610 г. Галилео Галилей рассмотрел Млечный Путь в те-
лескоп и сделал вывод, что это огромное количество дале-
ких, неразличимых невооруженным глазом звезд. Идея
о межзвездном веществе на некоторое время оказалась за-
бытой.
Чем совершеннее становился телескоп, тем больше стран-
ных «туманных звезд», или «туманностей», обнаруживали
астрономы. Еще в 1612 г. европейские астрономы заметили
и описали Большую туманность Ориона.
Поначалу туманности лишь раздражали астрономов, меч-
тавших первыми увидеть новые кометы. Самые усердные
среди наблюдателей стали составлять списки неподвиж-
ных туманностей, чтобы не путать их с долгожданными
«хвостатыми гостьями».
Первым такой «черный список» из шести туманностей со-
ставил в 1714 г. англичанин Эдмонд Галлей (1656—1742), чье
имя носит знаменитая комета. Французские астрономы
Шарль Мессье (1730-1817) и Пьер Мешен (1744-1804) об-
наружили уже 103 туманности, которые в 1783 г. Мессье
описал в своем популярном каталоге. Однако для «охотни-
ков» за кометами это по-прежнему был список неинтерес-
ных объектов.
Возможно, еще долго никто не обратил бы особого внима-
ния на туманности,, если бы не семья великих астроно-
мов — Гершелей. Родившийся в Ганновере (Германия) и пе-
ребравшийся навсегда в Англию музыкант Вильям
Гершель (1738-1822) влюбился в астрономию. Своими ру-
ками он построил большой телескоп и с его помощью
усердно бороздил небеса. Именно В. Гершель открыл но-
вую планету — Уран. К счастью, в те годы Англия еще не
была такой дымной и городское освещение не мешало ви-
деть ночное небо. Аккуратно записывая в дневнике все за-
Маленькое газопылевое
облако В 68 в созвездии
Змееносца, удаленное
от Земли на 500 св. лет.
Впервые оно было описа-
но в каталоге американ-
ского астронома Эдварда
Барнарда.
Это облако размером
всего 7 св. месяцев
(0,2 пк) настолько плот-
ное и непрозрачное, что в
оптическом диапазоне за
ним не видно ни одной
звезды (фото справа).
Однако инфракрасные
лучи межзвездная пыль
поглощает слабее,
и в этом диапазоне обла-
ко выглядит полупро-
зрачным (фото слева).
Европейская южная
обсерватория в Чили;
изображения получены
на первом инструменте
(ANTU) «Очень большого
телескопа» (VLT)
диаметром 8,2 м.
165
Астрономия
Нетрудно заметить, что
вблизи Млечного Пути на-
ходятся яркие звезды - Ан-
тарес, Денеб, Альтаир, Ка-
пелла, Бетельгейзе... Это
неслучайно: многие из них
молоды и массивны, так
как сравнительно недавно
сформировались из меж-
звездного вещества, со-
средоточенного вблизи
плоскости Галактики. □
Ближайшие к нам области
звездообразования -тем-
ные облака в созвездиях
Тельца и Змееносца: до
них - около 500 св. лет.
Втрое дальше располо-
жен огромный комплекс
темных облаков в созвез-
дии Ориона, где форми-
руется много звезд, среди
которых есть массивные и
очень горячие; именно
они нагрели часть одного
из облаков, которую мы
видим как Большую ту-
манность Ориона. □
меченное на небе, В. Гершель издал в 1786 г. «Каталог тыся-
чи туманностей и звездных скоплений».
Разнообразные наблюдаемые формы туманностей Вильям
Гершель стремился свести в единую эволюционную цепь.
Ему казалось, будто разные туманности под действием гра-
витационных сил демонстрируют последовательные ста-
дии сгущения разреженного межзвездного вещества
в звезды и что в процессе длительных эволюционных изме-
нений отдельные туманности (например, в созвездии Ори-
она) якобы поменяли форму. Разумеется, это были лишь ка-
жущиеся изменения, но, несмотря на наивность
теоретических обобщений, В. Гершель заложил фундамент
наблюдательной космогонии.
Сын Вильяма — Джон Гершель (1792—1871) окончил Кем-
бриджский университет и тоже стал астрономом. Он от-
правился в 1833 г. на мыс Доброй Надежды, чтобы изучать
южное небо, и в 1864 г. издал «Общий каталог туманностей
и звездных скоплений», содержащий данные о 5079 объек-
тах. С таким обширным материалом уже нельзя было не
считаться: космические облака стали полноправным объек-
том астрономических исследований.
Последний визуальный «штурм неба» связан с именем анг-
личанина Уильяма Парсонса (1800—1867) — лорда Росса. Он
продолжил усилия В. Гершеля по созданию крупных телес-
копов-рефлекторов. Телескоп лорда Росса с диаметром зер-
кала 1,8 м позволил впервые совершенно определенно уста-
новить спиральную форму некоторых туманностей (теперь
мы знаем, что спиральные туманности — это тоже звездные
системы, гигантские далекие галактики). Однако многие ту-
манности неправильной формы даже при наблюдении в ги-
гантский телескоп лорда Росса так и остались для ученых
диффузными «облачками». Как выяснилось позже, часть
туманностей представляет собой далекие звездные систе-
мы, а часть — облака светящегося газа в нашей Галактике.
Во второй половине XIX в. у астрономов уже была твердая
уверенность, что в пространстве между звездами «что-то
есть». Изобретение фотопластинки позволило обнаружи-
вать недоступные глазу, слабо светящиеся небесные объек-
ты. Число туманностей в каталогах к началу XX в. перева-
лило за 10 тыс. □
ПРИРОДУ МЕЖЗВЕЗДНОГО ВЕЩЕСТВА помогло разга-
дать изобретение в XIX в. спектроскопа. Наблюдая сквозь
стеклянную призму солнечный свет, англичанин Вильям
Волластон (1766-1828) еще в 1802 г. первым заметил в цвет-
ной полоске спектра несколько темных линий. Известный
немецкий физик-оптик Йозеф Фраунгофер (1787-1826)
166
Межзвездная среда
увидел в 1814 г. множество тонких тем-
ных линий, пересекающих спектры
Солнца и ярких звезд, и понял, что не-
которые из них знакомы ему по спек-
трам химических веществ, нагретых
в пламени лабораторных горелок. Это
были первые шаги спектрального ана-
лиза света. Спектральные линии погло-
щения в спектрах Солнца и звезд полу-
чили название фраунгоферовы линии.
В 1860 г. немецкие ученые Роберт Бун-
зен (1811-1899) и Густав Кирхгоф
(1824-1887) установили, что различные
химические элементы имеют характер-
ные наборы спектральных линий. Затем
Кирхгоф доказал, что если в нагретом
состоянии вещество излучает определенные линии, то
в спектре света, пропущенного через охлажденные пары
этого вещества, на тех же местах образуются темные линии
поглощения. Таким образом, каждое вещество оставляет
Темное облако Конская
Голова в созвездии
Ориона.
Газопылевая туманность
видна на фоне светяще-
гося межзвездного газа.
свои «отпечатки» не только в излучении горячего космичес-
кого тела, но и в свете, прошедшем сквозь холодный объект,
скажем, сквозь межзвездное облако. Открытия Кирхгофа
известны в науке как закон излучения Кирхгофа и как урав-
нение Кирхгофа.
Англичанин Уильям Хеггинс (1824—1910) изучил спектры
некоторых ярких туманностей, разогретых, подобно Боль-
шой туманности Ориона, близкими горячими звездами.
Хеггинс заметил, что спектры большинства туманностей
состоят из нескольких эмиссионных линий, которые спо-
собен излучать только газ. Обнаружив в зеленой области
спектров туманностей две неизвестные линии излучения,
Хеггинс объявил об открытии нового химического элемен-
та — небулия (от лат. nebula — туман). Позже было доказа-
но, что эти линии излучают ионы кислорода и азота, но так
или иначе газовая природа подобных туманностей стала
фактом. Существование газовых туманностей Хеггинс до-
казал в 1864 г. Он одним из первых применил в астрономии
спектроскопию и фотографию.
После объединения спектроскопа с фотографией, когда на
фотопластинках стали регистрировать спектрограммы от-
дельных звезд, началась настоящая эра спектроскопии. На-
капливая «стеклянные библиотеки» из тысяч спектрограмм
и имея возможность сравнивать спектры одной и той же
звезды, полученные в разные ночи, астрономы обнаружи-
ли в них линии поглощения, порожденные межзвездным
веществом. Причем это было уже не только вещество горя-
167
Астрономия
Большая туманность
Ориона. В ней виден не
только диффузный излу-
чающий газ, но и темные
области холодного веще-
ства, поглощающего
свет.
чих и ярких туманностей, которые изучал
Хеггинс, а невидимые холодные облака.
Оказавшись между звездой и наблюдателем,
холодный газ поглощает из спектра звезды
те самые линии, которые он излучает в на-
гретом состоянии.
Как астрономы научились различать линии
поглощения, возникающие в атмосфере
звезды и в межзвездном облаке? Самым про-
стым способом — наблюдением короткопе-
риодических двойных звезд. Орбитальное
движение звезд в паре приводит к неболыпо-
му, но ритмичному смещению линий в спектре «вправо-вле-
во» — то в сторону синего, то в сторону красного конца
спектра (эффект Доплера). Однако если в пространстве
между звездой и наблюдателем есть облако газа, то его
спектральные линии стоят на месте: ведь облако не прини-
мает участия в движении звезд. Так были обнаружены меж-
В далеком будущем, когда
фотонные звездолеты бу-
дут мчаться по просторам
Галактики, на их пути нет-
нет да и мелькнет знак:
«Осторожно! Густой ту-
ман!» Пилоту придется
резко сбавить скорость,
чтобы на полном ходу не
угодить в облако косми-
ческого газа и пыли. Ес-
ли бы не эти облака, то в
Галактике нечего было бы
опасаться, ведь звезды за-
нимают ничтожную часть
ее объема, так что случай-
но врезаться в одну из
них практически невоз-
можно. А вот межзвезд-
ные облака - это другое
дело. В пространстве ме-
жду звездами нет места,
где бы не было рассеяно
вещество в виде микро-
скопических частиц -
«пылинок», либо в виде
отдельных молекул, ато-
мов и даже элементарных
частиц - протонов, элект-
ронов. □
звездные линии поглощения, принадлежавшие небольшим
полупрозрачным облакам космического газа.
Значительно более плотные облака выдали свое присутствие
в межзвездном пространстве иначе. Еще внимательный на-
блюдатель Вильям Гершель отмечал темные беззвездные
«провалы» на фоне Млечного Пути. Продолжавший вслед за
В. Гершелем изучение Галактики российский астроном, пер-
вый директор Пулковской обсерватории Василий Яковлевич
Струве (1793-1864) установил наличие поглощения света
в межзвездном пространстве и оценил его среднее значение
в 0,15 звездной величины на каждую 1000 св. лет. Столетие
спустя была подтверждена довольно высокая точность оцен-
ки Струве. Поглощение света стало первым свидетельством
существования холодного межзвездного вещества.
«Отцом астрофизики» в астрономии считают итальянца
Анджело Секки (1818-1878). Он впервые систематически
применил спектроскоп в астрономии и составил в 1863 г.
первую, довольно удачную классификацию спектров звезд.
С помощью спектроскопа Секки установил различие меж-
ду двумя типами туманностей: одни из них оказались звезд-
ными системами, а другие — газовыми облаками. Всерьез
заинтересовавшись черными пустотами в Млечном Пути,
которые В. Гершель считал «провалами в небесах», Секки
настаивал на том, что это гигантские облака темных газов,
видимые на фоне далеких звезд. Прошло немало лет, преж-
де чем удалось окончательно доказать правильность пред-
положений Струве и Секки.
Звездный свет в темных облаках в основном поглощает не
газ, а смешанные с ним микроскопические твердые части-
168
Межзвездная среда
цы — космические пылинки размером не более тысячной
доли миллиметра. Внутри каждой пылинки — твердое яд-
рышко (графитовое или силикатное с примесью железа),
покрытое снаружи ледяной «шубой» из легких элементов.
Хотя по массе космическая пыль составляет лишь около 1 %
межзвездного вещества, это очень важная его часть. Пы-
линки поглощают звездный свет и преобразуют его в неви-
димое инфракрасное излучение. Ядрышки пылинок, веро-
ятно, образуются в атмосферах относительно холодных
звезд-гигантов и выбрасываются затем в межзвездное про-
странство, где остывают и покрываются «шубой» из лету-
чих элементов. □
Однако основная масса межзвездного вещества — не свет-
лые туманности и не пыль, а холодный и разреженный
газ — преимущественно смесь водорода и гелия. Средняя
плотность газа в межзвездной среде очень мала — меньше
одного атома в расчете на 1 см3, хотя встречаются и в тыся-
чу раз более плотные облака. На 1000 атомов водорода при-
ходится около 100 атомов гелия и 2 — 3 атома всех более
сложных элементов таблицы Менделеева (прежде всего,
кислорода, углерода и азота). К счастью, оказалось, что
главное космическое вещество — атомы водорода — хоро-
шие «радиопередатчики», постоянно сообщающие о себе
на волне длиной 21 см. Обнаружив это в начале 50-х гг.
XX в., астрономы, используя радиотелескопы, уже полсто-
летия изучают распределение и движение межзвездного
газа в нашей и соседних галактиках. Чем крупнее антенна
радиотелескопа, тем детальнее получаются карты распре-
деления водорода и тем более подробно можно изучить
В середине 70-х гг. XX в.
выяснилось, что меж-
звездный газ ведет ра-
диопередачи не только в
сантиметровом, но и в
миллиметровом диапазо-
не. На таких коротких
волнах излучают не ато-
мы, а молекулы газа. Так
в плотных и холодных
межзвездных облаках
были обнаружены десят-
ки различных молекул-
молекулы паров воды и
аммиака, молекулы фор-
мальдегида, окиси угле-
рода и метанола (древес-
ного спирта), муравьиной
кислоты и этилового
(винного) спирта, а также
ионы гидроксила. Самая
крупная из обнаруженных
молекул - это цианодека-
пентин (НСИ1\1). □
Планетарная туманность
Кошачий Глаз
(NGC6543),
удаленная от Солнца на
3 тыс. св. лет. В центре
туманности виден оста-
ток звезды (голубая точ-
ка), сбросившей с себя
оболочки замысловатой
формы.
Космический телескоп
«Хаббл».
межзвездные облака.
Газ в Галактике распределен весьма
неравномерно. Оказалось, что его
особенно много вблизи галактичес-
кой плоскости, где он почти весь со-
средоточен в слое толщиной 600 св.
лет и диаметром около 100 тыс. св.
лет (именно таков диаметр диска Га-
лактики). В этом тонком слое газ
также распределен неоднородно: он
концентрируется в спиральных ру-
кавах, заполняя их в виде облаков
размером от 10 до 1000 св. лет и мас-
сой до 1 млн масс Солнца! Правда,
плотность газа в этих облаках по
земным понятиям ничтожно ма-
ла — от 1 до 1000 атомов на 1 см3.
169
Астрономия
Круговорот вещества и
энергии происходит в
Галактике уже более
10 млрд лет. Постепенно
межзвездная среда исто-
щается, но, возможно,
время от времени она час-
тично и восполняется за
счет падающих на нашу
звездную систему неболь-
ших галактик - спутников,
богатых межзвездным га-
зом, таких, например, как
Магеллановы Облака, или
за счет облаков газа, дви-
жущихся за пределами Га-
лактики.
Вместе с истощением
межзвездной среды в Га-
лактике сокращается ко-
личество молодых звезд.
Через несколько милли-
ардов лет межзвездного
газа и молодых звезд в
Галактике станет совсем
мало, и примерно в это
же время на Галактику
«упадет» Большое Магел-
ланово Облако и обогатит
ее большим количест-
вом межзвездного газа.
Наша Галактика обретет
«вторую молодость».
Однако поскольку размер Галактики огромен, в ней набира-
ется около 8 млрд солнечных масс межзвездного газа. А это
около 5 % полной массы Галактики!
Наиболее эффектно межзвездный газ выглядит в эмиссион-
ных (излучающих свет) туманностях, таких, как Большая
туманность Ориона, а также в планетарных туманностях,
окружающих стареющие звезды, которые сбросили с себя
часть газа. В этих ярких туманностях газ нагрет до темпера-
туры в несколько тысяч кельвинов (К), как на поверхности
Солнца. Эмиссионные туманности светятся благодаря тому,
что внутри их или рядом с ними есть молодые горячие звез-
ды-сверхгиганты, а каждую планетарную туманность осве-
щает изнутри горячее ядро состарившейся звезды. Горячие
звезды испускают мощное ультрафиолетовое излучение,
которое и заставляет газ светиться. Ультрафиолетовое излу-
чение ионизует атомы межзвездного газа, т. е. разрывает
связи между электронами и ядрами атомов. Через некото-
рое время под действием взаимного притяжения электроны
вновь объединяются с ядрами в нейтральные атомы, излу-
чая при этом электромагнитные кванты. Обычно электрон
не сразу попадает на нижний энергетический уровень ато-
ма, а задерживается на нескольких промежуточных, и каж-
дый раз при переходе между ними излучает фотон. Таким
образом, один ультрафиолетовый фотон «дробится» на не-
сколько оптических и создается впечатление, будто туман-
ность светит ярче возбуждающей ее звезды.
В Галактике обнаружены и обширные области размером
в сотни световых лет, заполненные очень горячим и разре-
женным газом с температурой один-два миллиона кельви-
нов. Потоки видимого света от такого газа слишком слабы.
Горячий газ излучает в основном рентгеновские лучи и на-
блюдается с помощью рентгеновских телескопов. Области
горячего газа порождают массивные звезды и прежде все-
го взрывы сверхновых звезд, нагревающих и заставляю-
щих расширяться окружающую межзвездную среду.
Хотя яркие туманности и выглядят эффектно, в них заключена
ничтожная доля межзвездной среды, а большая ее часть скры-
вается в темных и очень холодных облаках молекулярного газа,
имеющих температуру всего 10 — 50 К. Как выяснилось, имен-
но в недрах таких холодных облаков формируются звезды но-
вых поколений. Наблюдать процесс зарождения звезды очень
сложно. Для этого используют радиотелескопы, которые при-
нимают излучение молекул, а также инфракрасные телескопы,
которые фиксируют излучение пылинок, нагретых формиру-
ющимися и разогревающимися при этом звездами.
Кроме холодных и нагретых облаков, а также разреженного
межоблачного газа, межзвездное пространство заполнено
170
Межзвездная среда
редкими, но очень энергичными частица-
ми «космических лучей» — электронами,
протонами и ядрами атомов, движущими-
ся почти со скоростью света. Некоторые
из них достигают нижних слоев атмосфе-
ры или даже поверхности Земли и явля-
ются единственными представителями
межзвездного вещества, которое удается
непосредственно регистрировать. О на-
личии в далеком космосе энергичных ко-
смических лучей судят косвенно — по ха-
рактерному радиоизлучению, которое
испускают эти частицы, двигаясь в сла-
бом межзвездном магнитном поле. Это
излучение называют синхротронным, по-
скольку оно наблюдается в физических
лабораториях, когда электроны разгоня-
ют в магнитном поле ускорителя электро-
нов — синхротрона. Радиотелескопы принимают синхрот-
ронное излучение ото всех областей Млечного Пути и даже от
других галактик. Это доказывает существование там магнит-
ных полей и космических лучей. Синхротронное излучение
намного сильнее в спиральных рукавах галактик, где больше
плотность межзвездной среды, интенсивнее магнитное поле
и чаще происходят взрывы сверхновых звезд, которые слу-
жат основным источником космических лучей. □
«Столбы», образованные
молекулярными газовы-
ми облаками в туманно-
сти Орел (созвездие
Щит).
Фотография получена
с помощью космического
телескопа «Хаббл».
Их необычная форма -
результат интенсивного
испарения облаков.
ЗВЕЗДЫ И МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА тесно связаны друг
с другом. Из вещества холодных облаков рождаются звез-
ды. Своим излучением они нагревают остатки родитель-
ского облака и распыляют их по диску Галактики. Потоки
звездного ветра и взрывы сверхновых звезд постоянно пе-
ремешивают межзвездную среду, заставляя ее «кипеть
и пузыриться», взлетать фонтанами над диском Галактики
и падать, подобно хлопьям снега. Постепенно маленькие
хлопья межзвездных облаков слипаются в гигантские газо-
пылевые комплексы, не прозрачные для света окружаю-
щих звезд и потому лишенные источников тепла. Остывая
и уплотняясь под действием гравитации, эти облака распа-
даются на плотные фрагменты — протозвезды — зароды-
ши звезд нового поколения. В среднем в Галактике ежегод-
но рождается около 10 звезд — не так уж много на фоне
грандиозных процессов, наблюдаемых в межзвездной сре-
де. Но в некоторых соседних галактиках звезды формиру-
ются значительно активнее — до 1000 светил в год. Такие
галактики сияют. Астрономы пытаются понять, какие про-
цессы управляют частотой рождения звезд. □
171
Остатки вспышек
СВЕРХНОВЫХ ЗВЕЗД
Исследования, проведенные с помощью назем-
ных и космических телескопов, показали, что
остаток вспышки сверхновой звезды — это слож-
ный комплекс явлений, наблюдающихся в течение
десятков и даже сотен тысяч лет после взрыва
и охватывающих область межзвездной среды раз-
мером около сотни световых лет. Остаток сверхно-
вой включает несколько газовых компонентов
разной плотности и температуры, твердые части-
цы (пыль), субатомные релятивистские частицы
(космические лучи) и магнитное поле. Масса вы-
брошенного при взрыве сверхновой звезды веще-
ства достигает нескольких масс Солнца, скорость
Эмиссионная туманность
Тарантул в соседней
галактике Большое
Магелланово Облако -
результат взаимодейст-
вия молодого звездного
скопления (в центре) с
окружающим его газо-
вым облаком.
его разлета может составлять 10 — 20 тыс. км/с. Вместе
с этим веществом в окружающую межзвездную среду вы-
брасывается кинетическая энергия около 1044 Дж. Разлет
вещества со сверхзвуковой (для межзвездного газа) скоро-
стью создает ударные волны, которые распространяются
по окружающему газу, «сгребая» его в оболочку и нагревая
до высокой температуры.
Через десятки и сотни лет на месте катастрофы наблюда-
ются нагретые ударными волнами плотные сгустки вещес-
тва взорвавшейся звезды и плотные конденсации око-
лозвездного газа, возможно выброшенные самой звездой
(предшественником сверхновой) еще до взрыва. Эти сгуст-
ки температурой 20 000 — 50 000 К излучают преимущест-
венно в оптическом диапазоне спектра. Горячая разрежен-
ная плазма в выброшенной оболочке и сконденсированный
околозвездный газ, нагретые ударными волнами до темпе-
ратуры 106 — 107К, излучают в рентгеновском диапазоне.
Сравнительно недавно выделена новая компонента излуче-
ния: инфракрасное излучение, приходящее от пылинок,
нагретых в результате столкновений с горячим газом остат-
ка сверхновой до 30 — 50 К.
Синхротронное радиоизлучение остатков сверхновых
обусловлено высокоэнергичными частицами, в основном
электронами, взаимодействующими с магнитными полями.
172
Остатки вспышек сверхновых звезд
В молодых остатках частицы ускоряются мощной ударной
волной, а магнитное поле формируется и усиливается
в тонком слое на границе между газом, выброшенным при
взрыве, и газом из окружающего пространства, сжатым
расширяющейся оболочкой. В очень старых остатках, ско-
рость расширения которых мала, излучают в основном
электроны галактических космических лучей, постоянно
присутствующие в межзвездном пространстве.
Если при вспышке сверхновой образовалась нейтронная
звезда-пульсар, то она служит отдельным и очень мощным
источником излучения. □
УДАРНАЯ ВОЛНА, вызванная разлетом оболочки сверхно-
вой, постепенно тормозится окружающей средой. Еще за-
долго до этого не остается никаких следов излучения вы-
брошенного при взрыве вещества звезды. Старые остатки
сверхновых достигают в диаметре десятков парсеков (и да-
же сотен, если остаток расширяется в среде очень низкой
плотности). Скорость их расширения снижается до сотен
и десятков километров в секунду. Они наблюдаются как
тонковолокнистые оптические туманности. По мере за-
медления скорости разлета и остывания горячего газа рент-
геновское излучение остатка сверхновой ослабевает. Когда
скорость расширения оболочки сравнивается со скорос-
тью хаотических движений газовых облаков в диске Галак-
тики (около 8 км/с), остаток сверхновой становится нераз-
личимым в межзвездной среде, но это происходит спустя
сотни тысяч лет после взрыва.
Таким образом, взрывы сверхновых регулируют физическое
состояние межзвездной среды в галактиках, подобных нашей.
Особенно хорошо это заметно в области молодых звездных
ассоциаций, куда входят десятки и сотни массивных звезд. □
Крабовидная туман-
ность - остаток сверхно-
вой звезды, взрыв кото-
рой наблюдался
в XI в. Туманность
расширяется со скоро-
стью около 1000 км/с.
Она является одним из
ярчайших радиоисточни-
ков. Слева - центральная
часть туманности. Замет-
ны светящиеся дуги, свя-
занные с выбросом энер-
гичных электронов,
ускоренных в окрестно-
сти нейтронной звезды -
пульсара, который остал-
ся на месте взорвавшей-
ся звезды.
173
Млечный Путь
Наблюдая неярко светя-
щуюся белесую полосу
Млечного Пути, люди
складывали о ней леген-
ды и давали различные
наименования. Так, в ста-
рину в разных уголках Ру-
си Млечный Путь был из-
вестен, как Небесная
Дорога, Батыева Дорога,
Пояс, Коромысла, Птичий
Путь, Гусиная Дорожка,
Мышиные Тропки и т. п.
В настоящее время мы
употребляем название,
связанное с древнегрече-
ским мифом о струе мо-
лока, которая брызнула
на небо из груди богини
Геры в тот момент, когда
она кормила младенца Ге-
ракла (Млечный Путь от
греч. galaktikds - млеч-
ный, отсюда и происхож-
дение слова «галактика»).
Теперь все крупные
звездные системы мы на-
зываем галактикой (и пи-
шем со строчной буквы),
а если речь идет о нашей
звездной системе, к кото-
рой принадлежит Солнце,
то мы говорим о Галакти-
ке (и пишем с прописной
буквы). □
Название «Млечный Путь», или «Галактика», возникло
в те далекие времена, когда люди еще не догадывались
о природе небесных светил, но пытались понять их предна-
значение. В настоящее время понятие «Млечный Путь» оз-
начает прежде всего нашу звездную систему — гигантскую
Галактику, состоящую из сотен миллиардов звезд, в число
которых входит и наше Солнце с планетами. □
Якопо Тинторетто.
Происхождение
Млечного Пути.
С древних времен люди обращали внимание на слабое ту-
манное свечение, которое заметно в темные безлунные но-
чи. Оно простирается по небу в виде неровной полосы, по-
хожей на гигантский пояс. Этот пояс, замыкаясь в виде
большого крута небесной сферы, делит ее на две почти рав-
ные половины — северную и южную галактические полу-
сферы.
Происхождение и форма полосы Млечного Пути объясня-
ются строением нашей звездной системы, которая сжата
вдоль оси вращения и имеет форму двояковыпуклой линзы
(чечевицы) или диска с утолщением в центральной части.
Орбита Солнца проходит вблизи плоскости этого диска, по-
этому, глядя вдоль плоскости диска, мы видим свет множе-
ства далеких звезд, сливающихся в сплошную полосу
Млечного Пути, а взглянув на небо рядом с ней, мы замеча-
ем, что звезд значительно меньше. К тому же в плоскости
Галактики сосредоточен межзвездный газ и образующиеся
из него молодые звезды.
Среди них много массив-
ных и горячих, которые
нагревают окружающий
газ и заставляют его све-
титься. Наиболее яркие
облака межзвездного га-
за — светлые туманнос-
ти — разбросаны по всей
полосе Млечного Пути
и усиливают ее яркость.
В целом яркость Млечно-
4
Млечный Путь
го Пути невелика. Многие жители современных городов,
возможно, даже никогда его и не видели, поскольку город-
ские огни делают ночное небо слишком светлым и слабое
свечение Млечного Пути при этом не различается. Млеч-
ный Путь хорошо наблюдать вдали от городских улиц —
в степи, в горах, на берегу моря. Чем выше поднимается над
горизонтом полоса Млечного Пути, тем легче ее заметить
и тем эффектнее она выглядит. □
КРУГ МЛЕЧНОГО ПУТИ (галактический экватор) накло-
нен к небесному экватору, или экватору Земли, под боль-
шим углом (около 63°), поэтому суточное и годовое враще-
ние небесной сферы значительно изменяет относительно
горизонта положение Млечного Пути, что сказывается на
условиях его видимости. Точки пересечения галактического
и небесного экваторов называют узлами (по аналогии с точ-
ками пересечения планетных орбит с эклиптикой). Восходя-
щий узел галактического экватора находится в созвездии
Орла (а = 18h 51m), нисходящий — в созвездии Единорога
(а = 6h 51т). Северный полюс Галактики лежит в созвездии
Волосы Вероники (а = 12h 51m, д = +27,1°), а Южный —
в созвездии Скульптора (а = 0h 51m, д — —27,1°).
В Северном полушарии Млечный Путь удобно наблюдать
в районе полуночи в июле, а также часов в 10 вечера в авгу-
сте или около 8 часов вечера в сентябре, когда созвездие
Лебедь находится близ зенита. Различимая невооружен-
ным глазом полоса Млечного Пути в разных своих частях
имеет ширину от 5 до 30°. Яркость его также неодинакова:
он наиболее заметен в созвездиях Стрельца, Южного Кре-
ста и Центавра (т. е. в основном — в Южном полушарии),
а слабее всего виден в созвездиях Персея, Жирафа и Воз-
ничего (в стороне, противоположной направлению на
центр Галактики).
Для наблюдателей средних широт Северного полушария
полоса Млечного Пути проходит через созвездие Кассио-
пеи на восток в сторону яркой звезды Капелла. Далее за Ка-
пеллой менее широкая и яркая часть Млечного Пути прохо-
дит немного восточнее Пояса Ориона и склоняется
к горизонту вблизи от Сириуса — самой яркой звезды на-
шего неба. Наиболее заметная часть Млечного Пути видна
на юге или юго-западе в то время, когда Северный Крест
(созвездие Лебедя) расположен у нас над головой. □
На фоне однородного свечения Млечного Пути, обуслов-
ленного бесчисленными далекими звездами, можно заме-
тить темные облака и прожилки. В «шее» Лебедя Млечный
Путь распадается на две отчетливые ветви, разделенные
Модель расположения
звезд в Млечном Пути,
построенная
В. Гершелем,
подтвержденная через
100 лет.
Природу Млечного Пути
раскрыл Галилео Галилей,
направив на него свой пер-
вый телескоп и обнаружив,
что свет Млечного Пути со-
здается неисчислимым ко-
личеством очень слабых
звезд. Вслед за Галилеем
астрономы XVII-XVIII вв.
нашли много интересных
деталей в Млечном Пути,
прежде всего светлые ту-
манности и звездные скоп-
ления. Систематическое
изучение Млечного Пути
первым начал английский
астроном Вильям Гершель
в конце XVIII в. Произведя
подсчеты звезд в разных
направлениях, он пришел к
выводу, что Солнце нахо-
дится внутри сплюснутой
звездной системы. Не зная
еще о поглощении света в
межзвездной среде, Гер-
шель, наблюдая Млечный
Путь, решил: поскольку яр-
кость вдоль всего Млечно-
го Пути почти не меняется,
то Солнце располагается
вблизи центра звездной
системы. □
175
Астрономия
Любопытно, что обзор
Млечного Пути невоору-
женным глазом дает не
менее ценную информа-
цию о форме Галактики,
чем наблюдения в теле-
скоп. Наибольшая концен-
трация звезд и максималь-
ная ширина Млечного
Пути отмечается в созвез-
диях Стрельца и Скорпи-
она, и оказывается, глаза
не обманывают нас: дейст-
вительно, это «звездное
облако» показывает на-
правление на центр Галак-
тики, находящийся от нас
на расстоянии около
25 тыс. св. лет. Наименее
«населен» звездами Млеч-
ный Путь на противопо-
ложной стороне неба,
вблизи Пояса Ориона и Ка-
пеллы, - это направление
на край галактического
диска, где значительно
меньше ярких звезд и ту-
манностей; до края диска
приблизительно 30 тыс.
св. лет. Таким образом,
диаметр всей Галактики-
немногим более 100 тыс.
св. лет. □
темным промежутком. Лучше выделяется восточная ветвь,
где в созвездии Щита лежит яркое облако, которое извест-
ный американский астроном-наблюдатель Эдуард Барнард
называл «жемчужиной Млечного Пути». Соединяются две
ветви Млечного Пути далеко на юге, в созвездии Центавра.
Темный промежуток между этими ветвями объясняется
концентрацией газопылевой материи (непрозрачные меж-
звездные облака, проецируясь на Млечный Путь, создают
впечатление его раздвоенности). В самой середине этого
темного промежутка, в созвездии Стрельца, находится яд-
ро нашей Галактики. Хотя оно скрыто от нас пылью, его
можно наблюдать по инфракрасному излучению и радио-
излучению.
На южном небе тоже есть темные «провалы» в Млечном
Пути. Самый известный — Угольный Мешок на границе
созвездий Южного Креста и Центавра. Этот беззвездный
участок неба размером 4x6° обязан своим существованием
не очень крупному (50 — 60 св. лет), но близкому к нам обла-
ку холодного межзвездного вещества. Оно содержит око-
ло 4 тыс. солнечных масс молекулярного и атомарного
водорода, гелия и твердых частиц-пылинок, которые и по-
глощают свет звезд, лежащих за облаком. А поскольку это
облако удалено от Солнца всего на 570 св. лет, ни одной бо-
лее далекой звезды в этом направлении мы не видим.
Визуально наблюдаемая структура Млечного Пути содер-
жит немало интересного. Например, кроме крупномасштаб-
ного плана Млечного Пути, в котором лишь угадывается на-
Часть Млечного Пути
в созвездии Стрельца.
176
Млечный Путь
правление на центр Галактики, наш глаз «выхватывает»
из млечной полосы отдельные «звездные облака». Обычно
это те области, где нет близких пылевых облаков и звездный
диск виден на большую глубину. Однако известны и реаль-
ные звездные облака, в которых молодые звезды имеют яв-
ную генетическую связь друг с другом, т. е. общее проис-
хождение. Например, на расстоянии около 5 тыс. св. лет от
Солнца в направлении созвездия Стрельца есть компактное
звездное облако с угловым размером 1x2°. Его истинный
размер — около 160 св. лет, а внутри его расположено значи-
тельно меньшее и более плотное скопление звезд, известное
под названием Маркарян 38. Все звезды в облаке и в скопле-
нии имеют одинаковый возраст — 12 млн лет. Нет сомнения,
что они появились на одном этапе звездообразования. Меха-
низм коллективного «рождения» звезд в таких крупных об-
лаках до сих пор не совсем ясен.
Вид Млечного Пути существенно зависит от того, в каком
диапазоне излучения мы его наблюдаем. Ведь наша Галак-
тика состоит из объектов самой разной природы — звезд,
межзвездного газа и пыли, космических лучей и прочих,
еще более экзотических. Да и каждый из этих объектов,
по существу, представляет целую группу весьма разнород-
ных источников излучения. Например, массивные горячие
звезды и молодые белые карлики в основном излучают уль-
трафиолетовый свет, а звезды малой массы и состарившие-
ся светила — красные гиганты — излучают свою энергию
в красном оптическом диапазоне. Объекты промежуточ-
ные между звездами и планетами — коричневые карлики —
настолько прохладны, что излучают лишь в инфракрасном
диапазоне. Еще более неоднородно по своим свойствам
межзвездное вещество. Газ, выброшенный в процессе
взрыва сверхновой звезды, нагрет до десятков миллионов
кельвинов и светится исключительно в рентгеновском диа-
пазоне спектра. Газ, окружающий нормальную горячую
звезду, нагрет до нескольких тысяч кельвинов, поэтому он
излучает свет. Но такой же газ, находящийся вдали от горя-
чих звезд, имеет температуру всего несколько кельвинов
и поэтому излучает только радиоволны.
Так же разнообразно и излучение космической пыли: она
может быть как очень горячей, так и совсем холодной.
А быстрые заряженные частицы космических лучей начи-
нают интенсивно излучать, только когда попадают в облас-
ти Галактики, пронизанные магнитным полем. В результа-
те картина Млечного Пути зависит от того, в каком
диапазоне излучения мы его наблюдаем, т.е. каким теле-
скопом — оптическим, радио, инфракрасным или рентге-
новским — пользуемся. □
Не все светлые области,
казалось бы принадлежа-
щие Млечному Пути, свя-
заны с нашей Галактикой.
Например, наблюдателям
Южного полушария хоро-
шо знакомы два светлых
«облачка» в созвездиях
Тукана и Столовой Горы,
лежащих неподалеку от
Млечного Пути. Более
крупное из «облачков» -
размером как раз с чер-
ный Угольный Мешок. Так
и хочется закрыть им
«провал» в Млечном Пути!
Однако на самом деле это
две самостоятельные га-
лактики- Большое и Ма-
лое Магеллановы Облака.
Хотя они находятся неда-
леко от диска нашей Галак-
тики и, по-видимому, яв-
ляются ее спутниками, их
реальные размеры значи-
тельно превосходят раз-
меры наблюдаемых дета-
лей Млечного Пути. □
Эволюция Галактики
Среди миллионов гигантских звездных систем — галактик
для нас наибольший интерес представляет, конечно, та,
в которой находится наша планета Земля и наше Солнце.
Галактика — это довольно сложная система, основная масса
которой приходится на звезды различных возрастов и раз-
реженный межзвездный газ. Между ними происходит ин-
тенсивное взаимодействие, которое во многом определяет
Спиральная галактика
М 63 морфологического
типа Sb, наблюдаемая
в созвездии Гончих Псов
и удаленная от нас на
35 млн св. лет. За свою
форму эта галактика
получила имя Подсолнух;
она похожа на нашу
звездную
систему - Млечный Путь.
Фото сделано в 2000 г.
с помощью японского те-
характер эволюции Галактики. □
НАЛИЧИЕ МЕЖЗВЕЗДНОГО ГАЗА делает Галактику не-
прерывно меняющейся, эволюционирующей системой,
в которой рождаются звезды, образуются и гибнут туман-
ности, изменяется состав вещества, сталкиваются облака,
бьют фонтаны горячего газа, дуют звездные ветры (газо-
вые потоки от звезд), рождая ударные волны в межзвезд-
ной среде. Одним словом, происходит нормальная косми-
ческая жизнь, и почти во всех ее проявлениях мы
лескопа Субару с диамет-
ром объектива 9,3 м,
работающего на
обсерватории Мауна-Кеа
(Гавайи). Обсерватория
размещена на высоте
около 4200 м.
встречаем двух главных участников — звезды и межзвезд-
ное вещество.
Если судить по тому, как много известно астрономам о бли-
жайшей звезде — Солнце — в сравнении с другими звезда-
ми, как подробно изучены планеты нашей Солнечной сис-
темы в сравнении
с планетами других
звезд, то можно за-
ключить, что свою Га-
лактику мы должны
знать намного лучше,
намного детальнее,
чем все прочие, более
далекие звездные си-
стемы. Отчасти это
действительно так:
некоторые особенно-
сти нашей Галактики
известны астрономам
очень хорошо. Одна-
Эволюция Галактики
ко многие важнейшие характеристики нашей звездной си-
стемы остаются непознанными именно потому, что мы са-
ми находимся внутри Галактики: Солнечная система
располагается почти точно в плоскости симметрии галак-
тического диска, т. е. в области, насыщенной непрозрачны-
ми газопылевыми облаками. Такой наблюдательный пункт
очень неудобен для изучения всей Галактики: в оптические
телескопы мы можем наблюдать лишь ее малый фрагмент.
Многие важные структурные составляющие Галактики —
ядро, большая часть спиральных рукавов, внешние области
галактического диска до сих пор скрыты от нас.
Наша Галактика — спиральная звездная система морфоло-
гического типа Sbc, т. е. промежуточного между морфоло-
гическими типами Sb и Sc. Глядя на другие галактики тако-
го же типа, можно представить себе внешний вид нашей
системы (например, NGC 5055 типа Sb или Sbc). Диаметр
звездного диска Галактики более 80 тыс. св. лет; в пределах
этой области в нем сосредоточено чуть более половины
массы Галактики — это около 60 млрд. М@. В основном это
звезды, лишь около 10 % массы диска приходится на меж-
звездное вещество — газ и пыль. Толщину диска Галактики
точно измерить трудно, хотя известно, что в районе центра
Галактики диск тоньше, а к периферии он расширяется.
К тому же звезды разного типа и межзвездный газ распре-
делены в нем по-разному: холодное межзвездное вещество
и недавно образовавшиеся из него звезды сосредоточены
в центральном слое толщиной почти 500 св. лет, а более ста-
рые звезды и горячий газ заполняют диск на толщину око-
ло 2000 св. лет.
Наше Солнце находится примерно на расстоянии 2/3 от
центра диска до его края. В этой, можно сказать, перифе-
Фотография центральной
части Млечного Пути
(размер кадра 5x2°), со-
зданная путем сложения
изображений в трех диа-
пазонах инфракрасного
(ИК) излучения. В близ-
ком ИК-диапазоне
(1,25 мкм - показано го-
лубым цветом
и 2,17 мкм - зеленым)
изображения получены
с поверхности Земли ав-
томатическими телеско-
пами с диаметрами объе-
ктивов 1,3 м,
работающими на верши-
нах Маунт-Хопкинс
(США) и Сьерро-Тололо
(Чили). В более длинно-
волновом ИК-диапазоне
(6-11 мкм, показан крас-
ным) изображение полу-
чено со спутника MSX
(США), работавшего на
околоземной орбите с
апреля 1996 г.
по февраль 1997 г.
Его 33-сантиметровый
телескоп охлаждался
твердым водородом.
179
Астрономия
Полная масса межзвезд-
ного газа, сосредоточен-
ного в диске Галактики
в форме более плотных
«облаков» и менее плот-
ной «межоблачной сре-
ды», составляет около
6 млрд. М@. Если сравнить
это с массой Галактики
в пределах радиуса ее дис-
ка, то получится не так уж
много - всего 2%. Однако
это очень важные «два
процента». К примеру, вес
бензина в баке автомобиля
тоже составляет около 2%
от полного веса экипажа.
Но уберите эти «два про-
цента», и чем станет авто-
мобиль, как не мертвой
грудой металла?^
рийной области галактического диска плотность звезд и га-
за уже не столь велика. Солнце обращается вокруг центра
Галактики по почти круговой орбите, не отходящей далеко
от центральной плоскости диска, поэтому даже нашим да-
леким потомкам не суждено взлететь над плоскостью Га-
лактики и увидеть ее сверху. В современную эпоху Солнце
движется в пространстве между основными спиральными
рукавами Галактики; но время от времени оно в своем ор-
битальном движении пересекает спиральные рукава и на
этот период оказывается в области более плотного меж-
звездного газа и более интенсивного формирования звезд.
Сейчас же вблизи Солнца молодых звезд очень мало.
Кроме плоского компонента — диска, наша Галактика имеет
и сферический компонент, условно разделенный на несколько
составляющих — балдж (центральная конденсация), гало и ко-
рону. Балдж Галактики по плотности звезд сравним с диском.
На фотографиях других спиральных галактик их балджи замет-
ны как «центральное вздутие» диска. Масса балджа нашей Га-
лактики оценивается в 10 — 20 млрд М®. В основном это звезды
среднего и старшего возраста. Плотность звезд в балдже быст-
ро падает с удалением от центра; на расстоянии в несколько ты-
сяч световых лет от центра балдж уже почти не различим.
Изучая движение звезд в окрестности Солнца, астрономы
уже давно заметили, что в спокойном потоке звезд враща-
ющегося диска попадаются «суетливые» светила, несущие-
ся сквозь диск по всем направлениям. Они заполняют весь
сферический объем Галактики, в котором размещается ее
диск. Эту область Галактики называют гало. Ее населяют
старые звезды возрастом около 10 млрд, лет, поэтому среди
них нет массивных светил: те из них, которые родились
давно, уже закончили свою эволюцию, а новым формиро-
ваться не из чего, ибо гало почти лишено холодного газа,
служащего источником возникновения звезд. Часть звезд
гало — не только в нашей, но и в других крупных галакти-
ках — объединена в шаровые скопления. В нашей Галакти-
ке около 180 таких скоплений. В каждом из них от 10 тыс.
до 1 млн звезд, значит, во всех шаровых скоплениях заклю-
чено не более 1 % звезд гало. Тем не менее изучать такие
«звездные кучи» значительно интереснее, чем отдельные
звезды. К тому же яркие шаровые скопления помогают
проследить границы гало: на расстоянии около 80 тыс. св.
лет от центра плотность гало практически сходит на нет.
Корона Галактики — самая загадочная ее часть. Про «насе-
ление» короны, протянувшейся на сотни тысяч световых
лет, почти ничего не известно. На основании каких фактов
ученые сделали заключение о ее существовании? Этот вы-
вод следует из наблюдений за движением далеких спугни-
ЕЕМ
Эволюция Галактики
ков Галактики — нескольких шаровых скоплений и карли-
ковых галактик, «обитающих» в области от 100 до 500 тыс. св.
лет от ее центра. Хотя в этой области не удается заметить ни
звезд, ни газа, высокие скорости движения спутников Галак-
тики явно указывают на присутствие там массы, причем
в огромном количестве — в несколько раз большем, чем во
внутреннем, светящемся теле Галактики. □
ТЕМПЕРАТУРА ПОВЕРХНОСТИ почти всех звезд лежит
в интервале от 3000 до 30 000 К, поэтому их излучение за-
ключено в оптическом диапазоне — от ультрафиолетового
(УФ) до инфракрасного (ИК). Следовательно, для исследо-
вания любых звезд достаточно оптического телескопа, ос-
нащенного хорошим набором приемников света — от УФ
до ИК. В отличие от звездных атмосфер, условия в меж-
звездном веществе значительно разнообразнее: это ве-
щество мы встречаем и в твердой, и в газообразной,
и в плазменной формах; его температура изменяется от 4К
до 4 000 000 К, а значит, его излучение может лежать прак-
тически в любом диапазоне: от радио- до рентгеновского.
Помимо газа, межзвездное пространство заполнено энер-
гичными электрически заряженными частицами космичес-
ких лучей, летящими по всем направлениям почти со ско-
ростью света. Электроны, входящие в состав космических
лучей, в слабых магнитных полях Галактики рождают ра-
диоволны (синхротронный механизм излучения), и это из-
лучение обнаруживается с помощью радионаблюдений.
Поскольку свободно летящие электроны имеют различные
энергии, то излучают они на различных длинах волн, поэтому
синхротронное излучение Галактики имеет непрерывный
спектр. У каждого атома свой характерный набор энергий
квантов, или, как говорят физики, набор спектральных линий.
Важнейшими поставщиками межзвездного газа служат
многочисленные красные карлики (вспыхивающие звез-
ды), немногочисленные, но очень активные голубые звез-
ды спектральных классов О и В, а также состарившиеся ма-
ломассивные звезды (планетарные туманности) и быстро
стареющие массивные звезды (красные сверхгиганты).
При этом именно в истекающей атмосфере красных сверх-
гигантов и красных гигантов (спектральный класс М) в ус-
ловиях умеренной температуры и довольно высокой плот-
ности формируются пылинки и некоторые молекулы.
Взрывы новых и сверхновых звезд дают небольшой приток
газа, но это очень важная составляющая межзвездной сре-
ды: наиболее тяжелые химические элементы образуются
и попадают в межзвездное пространство именно при взры-
вах сверхновых. □
Любопытно, что за преде-
лами орбиты Солнца
внешняя часть газового
слоя Галактики становит-
ся к периферии все более
толстой и кривой - ее
края «задраны» в проти-
воположные стороны, как
поля у фетровой шляпы.
Причина этого искривле-
ния пока не ясна, но такое
искажение формы газо-
вого диска не исключе-
ние: оно наблюдается и во
многих других галактиках
и, по-видимому, связано
со взаимодействием с га-
лактиками-спутниками. □
Как взаимодействуют меж-
ду собой звезды и газ? Ка-
ждая звезда притягивает к
себе межзвездное вещест-
во силой гравитации и от-
талкивает его давлением
своего излучения и потока-
ми звездного ветра. В этом
противоборстве исход не
всегда очевиден. Напри-
мер, сравнительно слабый
солнечный ветер, несущий
в себе магнитное поле, не
впускает горячее ионизо-
ванное межзвездное веще-
ство в пределы нашей пла-
нетной системы, образуя
вокруг Солнца огромную
гелиосферу - своеобраз-
ный «пузырь», заполнен-
ный солнечным ветром.
Однако холодные нейт-
ральные атомы, не взаи-
модействующие с магнит-
ным полем, без труда
влетают в глубь Солнечной
системы из межзвездного
пространства. □
Ближайшие галактики
На детальной
фотографии эллиптиче-
ской галактики М 32, по-
лученной в Ловелловской
обсерватории (США), хо-
рошо заметно плотное
ядро, которое
отсутствует у сферои-
дальных галактик.
Основатель внегалактиче-
ской астрономии американ-
ский ученый Эдвин Хаббл
первый обратил внимание
на то, что наша Галактика
вместе с несколькими со-
седними звездными систе-
мами образует довольно
обособленную группу, кото-
рую он и назвал Местной
группой галактик. В своей
книге «Мир туманностей»
(1935) Хаббл отмечал, что
это- «типичная небольшая
группа туманностей, изоли-
рованная в общем поле от
остальных звездных сис-
тем». Современные иссле-
дования подтвердили его
выводы. □
Ближайшие к нам галактики представляют для ученых
особый интерес, поскольку могут быть исследованы на-
иболее детально, в некоторых аспектах даже лучше, чем на-
ша собственная Галактика, которую мы вынуждены наблю-
дать изнутри. □
РАЗУМЕЕТСЯ, само понятие «ближайшие» весьма услов-
но и его толкование зависит от уровня развития астроно-
мической техники. Поскольку основным «населением» га-
лактик являются звезды, то раньше «ближайшими»
называли те системы, в которых звезды были доступны для
индивидуального изучения. Таких галактик еще сравни-
тельно недавно насчитывалось совсем немного: Большое
и Малое Магеллановы Облака (БМО и ММО), туманность
Андромеды (М 31), «спираль» в Треугольнике (М 33) и не-
сколько карликовых галактик между ними. Однако после
запуска космического телескопа «Хаббл» и создания новых
наземных телескопов с диаметром объектива 8 — 10 м стало
возможным изучать отдельные звезды в довольно удален-
ных галактиках, которые уже не назовешь ближайшими.
Теперь, говоря о наших соседях в мире галактик, мы вкла-
дываем в это понятие иной смысл. Ближайшие звездные
системы — это те, которые заметно влияют на нашу Галак-
тику и сами испытывают ее влияние. В первую очередь
к ближайшим галактикам относят те соседние звездные си-
стемы, которые вместе с нашей Галактикой образуют не-
большое скопление или группу галактик, так называемую
Местную группу галактик.
В Местную группу входит около 35 галактик различного
строения и массы. Доминируют в ней две спиральные систе-
мы — туманность Андромеды и Млечный Путь, расстояние
между которыми около 2,5 млн св. лет. Туманность Андроме-
ды немного крупнее и, возможно, примерно в 1,5 раза мас-
сивнее нашей Галактики.
Среди прочих членов Местной группы своей массой и све-
тимостью выделяются два — небольшая спираль М 33
и наш сосед — неправильная галактика БМО. За ними
182
Ближайшие галактики
в порядке уменьшения светимости следуют неправильные
галактики ММО, IC 10, NGC 6822, IC 1613 u WLM, а также
два спутника туманности Андромеды — М 32 и NGC 205,
имеющие эллиптическую форму. Остальные галактики за-
метно мельче. Радиус Местной группы приблизительно ра-
вен 3 млн св. лет. Вблизи границы этой области расположе-
ны три маленькие системы — Aquarius, Tucana и Sag DIG,
принадлежность которых к Местной группе остается пока
под вопросом.
В пределах Местной группы маленькие галактики располо-
жены не совсем хаотично: многие из них явно тяготеют
к большим родительским галактикам — к Млечному Пути
и туманности Андромеды. Например, нашу Галактику со-
провождают довольно крупные Магеллановы Облака и не-
сколько небольших систем — Печь (Fornax), Дракон
(Draco), Скульптор (Sculptor), Секстант (Sextans), Киль
(Carina) и др. В «свиту» туманности Андромеды входят весь-
ма крупные системы М 32 и NGC 205, а также небольшие
NGC 147, NGC 185, And I, And И, And III и др. В мире галак-
тик небольшие спутники часто сопровождают крупного
«руководителя группы»; такие «коллективы» размером
около 1 млн св. лет принято называть гипергалактиками.
Таким образом, можно сказать, что основными составляю-
щими Местной группы являются две гипергалактики —
Млечный Путь и туманность Андромеды.
Третья по размеру и массе галактика Местной группы —
«спираль» М 33. Она, по-видимому, не имеет спутников, хо-
тя некоторые небольшие галактики расположены в проек-
ции на небо ближе к М 33, чем к М 31. Однако туманность
М 31 гораздо массивнее, чем М 33, поэтому даже далекие
спутники туманности Андромеды следуют за М 31, а не за ее
более легкой соседкой М 33.
Небольшая спиральная
галактика М 33 типа Sc
видна в созвездии
Треугольника, поэтому ее
часто называют «спи-
раль» в Треугольнике.
На небе она расположена
вблизи туманности
Андромеды и действи-
тельно находится недале-
ко от нее, в одной группе
с нашей Галактикой.
В спиральных рукавах
М 33 много крупных оча-
гов формирования звезд,
о чем свидетельствует
это изображение, на ко-
тором отчетливо видны
крупные голубые
комплексы ярких
молодых звезд.
«Население» Местной группы
не отличается разнообразием:
в основном это спиральные, не-
правильные и карликовые га-
лактики, что типично для таких
небольших и не очень плотных
«коллективов». Например, в Ме-
стной группе отсутствуют круп-
ные эллиптические галактики,
которые можно найти в более
богатых скоплениях. Единствен-
ная настоящая эллиптическая
галактика — М 32, близкий спут-
ник туманности Андромеды. Ос-
тальные сфероидальные и кар-
Астрономия
В небольшой группе галак-
тик обычно одна из них вы-
деляется своим размером
и массой - ее называют ро-
дительской. Разумеется,
слово «родительский» здесь
не имеет прямого смысла:
как правило, галактики не
размножаются «почковани-
ем». Впрочем, изредка в
системах тесно взаимо-
действующих галактик
приливные силы могут
«отрывать кусочки» от
крупных галактик и пус-
кать их в «самостоятель-
ное плавание». Вообще
генетическая связь между
большими и маленькими
галактиками еще не до
конца ясна. Не исключено,
что именно маленькие
звездные системы явля-
ются предками более
крупных. Но обычно мы
называем «родительской»
крупную звездную систе-
му лишь потому, что она,
как детьми, окружена бо-
лее мелкими галактиками-
спутниками □
ликовые сфероидальные системы не считаются настоящи-
ми эллиптическими галактиками, поскольку они не очень
плотны, слабо концентрированы к центру, содержат меж-
звездный газ и молодые звезды. □
МАГЕЛЛАНОВЫ ОБЛАКА очень богаты газом и молодыми
звездами: хотя их суммарная масса примерно в 10 раз мень-
ше, чем у нашей Галактики, межзвездного вещества в них
почти столько же. В БМО наблюдаются очень крупные об-
ласти звездообразования, причем изучать их там легче, чем
в запыленном Млечном Пути. В БМО астрономы обнару-
жили множество молодых звездных скоплений с массив-
ными звездами, а также многочисленные следы взрывов
сверхновых звезд. Кстати, единственная сверхновая звез-
да, наблюдавшаяся в XX в. в пределах Местной группы,
вспыхнула именно в БМО в 1987 г. По не ясной пока причи-
не в БМО около 4 млрд лет назад произошла вспышка звез-
дообразования. Память о ней сохранилась в виде большого
количества звездных скоплений именно такого возраста.
Не исключено, что причиной этого эпизода послужило
сближение БМО и ММО друг с другом или с Галактикой
при взаимном движении по эллиптической орбите. Изучая
более далекие двойные галактики, астрономы установили,
что их взаимные сближения часто повышают интенсив-
ность звездообразования в галактиках.
Будущая судьба Магеллановых Облаков представляется до-
вольно ясно: после того как они совершат еще несколько
оборотов вокруг центра нашей Галактики и еще больше
приблизятся к нему, они будут окончательно разорваны
приливными силами и «размазаны» вдоль орбиты. Их звез-
ды войдут в состав Галактики, но еще долго будут двигаться
широким потоком, напоминающим об их генетической
связи. Несколько таких потоков уже обнаружено в гало (во
внешних областях) Галактики. Вероятно, это остатки ранее
поглощенных спутников. □
ТУМАННОСТЬ АНДРОМЕДЫ — ближайшая к нам спи-
ральная галактика. Во многом она похожа на нашу звезд-
ную систему, хотя есть и различия. Диск у нашей Галакти-
ки не такой симметричный, как у туманности Андромеды:
спиральные рукава более «ветвистые и лохматые», и «рас-
тут» они не из самого центра Галактики, как в туманности
Андромеды, а от концов небольшой звездной «перемыч-
ки» — бара, пересекающего ядро (центральные области)
Галактики. К тому же у нашей звездной системы менее
массивное гало и, соответственно, меньше шаровых скоп-
лений, чем у нашей соседки — туманности Андромеды.
184
Ближайшие галактики
До сих пор в Галактике обна-
ружено около 150 шаровых
скоплений (всего их не бо-
лее 200), а в туманности Анд-
ромеды — не менее 400 ша-
ровых скоплений. Зато
в диске нашей Галактики
происходит более интенсив-
ный процесс звездообразо-
вания: молодые светила
формируются в несколько
раз чаще, чем в туманности
Андромеды.
Диск туманности Андроме-
ды повернут к Земле почти
ребром: луч нашего зрения
составляет с плоскостью ее диска угол всего около 15°, по-
этому изучать структуру спиральных рукавов туманности
Андромеды не намного легче, чем структуру Млечного Пу-
ти. Впрочем, особенно не позавидуешь и «тамошним» гипо-
тетическим астрономам: они видят диск нашей Галактики
под углом всего 21°.
Как наиболее крупный член Местной группы, туманность
Андромеды окружена большой «свитой». Вместе со своими
спутниками и спиралью М 33 она образует подгруппу
Большое Магелланово
Облако, крупнейший из
спутников
нашей Галактики
и один из самых близких
к ее центру.
Фото Национальной
оптической астрономиче-
ской обсерватории США.
звездных островов, раскинувшуюся в направлении созвез-
дия Андромеды и прилегающих к нему созвездий Кассио-
пеи, Треугольника и Рыб. Эту область американский астро-
ном Харлоу Шепли называл Архипелагом Андромеды.
Подобно тому как Магеллановы Облака тесно соседствуют
с нашей Галактикой, крупнейшие спутники туманности
Андромеды расположены очень близко к ней. Правда, сами
они совсем не похожи на богатые газом и молодыми звезда-
ми Магеллановы Облака. Спутники туманности Андроме-
ды — сфероидальные галактики, почти не содержащие
межзвездного вещества. Среди них выделяется эллиптиче-
ская галактика М 32, компактная и очень плотная, с доволь-
но массивным ядром. Она обращается в опасной близости
от туманности Андромеды и подвержена ее сильному гра-
витационному влиянию.
Изучая ближайшие к нам галактики Местной группы, аст-
рономы получают неоценимую информацию о структуре
и истории жизни самых обычных, самых распространен-
ных звездных систем, каких большинство во Вселен-
ной. История жизни галактик только начинает приоткры-
ваться. □
185
Ядра галактик. Квазары
В ядрах некоторых галак-
тик (как спиральных, так и
эллиптических) были об-
наружены очень любо-
пытные образования - га-
зозвездные диски, в
которых звезды вместе с
облаками газа быстро
обращаются вокруг цент-
ра масс галактики. Их ха-
рактерные размеры - не-
сколько тысяч световых
лет, причем эти диски
обособлены от основных
дисков галактик и даже
иногда сильно наклонены
по отношению к ним. Ме-
ханизм образования таких
структур пока не изучен,
но есть основание пола-
гать, что во многих случа-
ях они появились не из
вещества самой галакти-
ки, а в результате падения
на нее газа извне, напри-
мер при взаимодействии
с карликовыми спутника-
ми, богатыми газом. □
Ядра — это самые плотные центральные части галактик.
Нередко ядра обладают удивительными особенностями,
отличающими их от остальной галактики. Они могут иметь
свою обособленную структуру, свою скорость вращения, а
главное — содержать центральный источник энергии ко-
лоссальной мощности. □
Уже к середине XX в., используя инфракрасные и радиоте-
лескопы, астрономы убедились, что ядра нашей и других га-
лактик — это «огромные кучи звезд», и в сердцевине такой
«кучи» часто действительно содержится «центральное
солнце» — маленький, но удивительно мощный источник
энергии, в некоторых случаях сравнимый по мощности из-
лучения со всей остальной галактикой. Ядро галактики, ес-
ли оно проявляет себя подобным образом (как мощный
источник энергии), называют активным. Практически ка-
ждая крупная галактика в той или иной степени демонстри-
рует активность в центре своего ядра, причем природа про-
исходящих там процессов до сих пор не вполне ясна.
Строго говоря, точного определения понятия «ядро галак-
тики» пока не существует. Астроном может называть
ядром ту область в центре изучаемой им галактики, кото-
рая, с его точки зрения, выглядит неразрешаемой (т. е. то-
чечной), бесструктурной, чересчур яркой, активной или
еще как-то обособленной от остальных частей галактики.
Обычно размер ядра при этом оказывается в пределах от
нескольких десятков до нескольких сотен световых лет, но
иногда (скажем, при изучении особенно далеких галактик)
ядром называют область размером в 2-3 тыс. св. лет, а в
Околоядерный
газопылевой диск в
галактике NGC 7052.
Слева обычное
изображение галактики,
справа - увеличенное
изображение
ее центральной части,
полученное космическим
телескопом «Хаббл».
других случаях (например, при
изучении близких галак-
тик) — область размером всего
лишь в один световой год.
Специалистам по звездной ди-
намике удалось обнаружить
процессы, способствующие
уплотнению вещества в центре
186
Ядра галактик. Квазары
галактики. Оказалось, например, что звезды, объединен-
ные в скопления, движутся по галактической орбите не
так, как одиночные светила: массивное скопление своим
тяготением ускоряет движение окружающих его «легких»
звезд, но само при этом теряет энергию, тормозится и по
спиральной орбите очень медленно приближается к центру
галактики. Расчеты показывают, что за миллиарды лет эво-
люции в центре галактики могут собраться десятки массив-
ных и очень плотных шаровых звездных скоплений, кото-
рые, постепенно слившись в одно гигантское скопление,
образуют звездное ядро галактики. Кроме того, в центре га-
лактики может накапливаться разреженное межзвездное
вещество: массивные облака газа движутся практически
так же, как звездные скопления, постепенно приближаясь
к центру галактики, а менее плотная межоблачная среда ис-
пытывает трение о соседние слои и, теряя энергию, медлен-
но оседает к центру галактического диска. Накапливаю-
щийся в ядре газ постепенно превращается в звезды,
причем иногда они формируются внезапно и в большом ко-
личестве. В период таких «вспышек звездообразования»
ядро галактики ярко сияет и выбрасывает потоки горячего
«галактического ветра», подобные солнечному ветру, но
значительно более интенсивные.
Наблюдения показали, что ядра (а тем более активные яд-
Цетральная часть
спиральной галактики
NGC 1808 со вспышкой
звездообразования
в ядре. Цветовые
контрасты усилены.
Космический телескоп
«Хаббл».
ра) есть далеко не у всех
галактик: лишь самые
крупные звездные систе-
мы — спиральные и эл-
липтические — имеют
центральную конденса-
цию, отчетливо выделя-
ющуюся на фоне доволь-
но яркой центральной
части галактики.
С помощью детальных
исследований удалось
выяснить, что повышен-
ная яркость галактиче-
ского ядра в большинст-
ве случаев объясняется
тем, что оно состоит из
массивных и очень плот-
ных звездных скопле-
ний, наподобие шаро-
вых, только в десятки и
даже сотни раз массив-
нее и плотнее. Свечение
187
Астрономия
этих ядер — суммарное излучение находящихся в них
звезд. Такие галактические ядра называют нормаль-
ными или неактивными. Их спектры, как и спектры
отдельных звезд, содержат линии поглощения. Однако
в спектре ядер эти линии менее контрастны, посколь-
ку они расширены в результате эффекта Доплера из-
за движения звезд со скоростями 200 — 500 км/с.
В отличие от нормальных ядер, излучение активных
ядер нельзя объяснить как суммарное излучение
обычных звезд. Незвездная природа излучения актив-
ных ядер проявляется прежде всего в том, что в спект-
Стрелкой отмечено
положение на
небольшом участке неба
далекого квазара,
расстояние до которого
превышает 10 млрд. св.
лет (красное смещение
z=4,9). Рядом
с квазаром -
изображение галактики,
в несколько раз более
близкой.
ре такого ядра присутствуют мощные эмиссионные
линии, которые указывают на наличие значительного коли-
чества горячего полупрозрачного газа. Большая ширина ли-
ний излучения свидетельствует о том, что облака газа дви-
жутся в ядре со скоростями во многие сотни и даже тысячи
километров в секунду.
Первые наблюдения активности в ядрах галактик относятся
к началу XX в., когда сотрудник Ликской обсерватории
(США) Э. Фас заметил в спектре галактики NGC 1068 шесть
ярких эмиссионных линий, испускаемых водородом, кисло-
родом и неоном. Это было необычно, поскольку у большин-
ства галактик спектры похожи на солнечный — темные ли-
нии поглощения на ярком непрерывном фоне. Исследовав
спектры многих галактик, американский астроном К. Сей-
ферт в 1943 г. выделил среди них особый тип галактик с
очень широкими линиями излучения водорода в ядрах, что
свидетельствовало об их высокой активности. Как позднее
оказалось, у этих сейфертовских галактик светимость ядер
и вид спектра меняются со временем, что ясно указывает на
сравнительно небольшой размер активной области и высо-
кую мощность происходящих в ней процессов.
В 50 — 60-е гг. XX в. астрономы открыли и исследовали галак-
тики с мощным радиоизлучением — так называемые радио-
галактики. И хотя области их радиоизлучения часто нахо-
дятся далеко от ядра, быстро выяснилось, что «генератором
энергии» для них служит именно ядро галактики, в котором
рождаются пучки быстрых заряженных частиц (электронов,
протонов) и в виде струй выбрасываются из ядра на многие
тысячи световых лет, где и излучают свою энергию, двигаясь
в межзвездных магнитных полях. □
ЗНАКОМЯСЬ С ЯДРАМИ ГАЛАКТИК и переходя от наи-
более спокойных («нормальных») ко все более активным
ядрам, мы наконец достигли самых выдающихся объек-
тов — квазаров, в которых активность ядра практически
подавляет все прочие проявления галактики. Среди всех
188
Ядра галактик. Квазары
источников энергии во Вселенной квазары — самые мощ-
ные. Слово «квазар» (англ, quasar) — это аббревиатура тер-
мина «звездообразный радиоисточник» (англ, quasistellar
radiosource). В начале 60-х гг. XX в. некоторые космические
радиоисточники были отождествлены с ничем не примеча-
тельными «звездочками», потому им и дали такое название.
Однако оптические спектры этих «звездочек» оказались
необычными: ни одной знакомой линии астрономы в них
не обнаружили. С такой ситуацией ученые встретились
впервые: конечно, в разных источниках не все линии уда-
валось легко отождествить с теми или иными химическими
элементами или соединениями, но в этом случае астрономы
наблюдали просто непонятный спектр. В 1963 г. М. Шмидт
из обсерватории Маунт-Паломар (США) первым догадался,
что линии в спектрах квазаров принадлежат обычным хи-
мическим элементам, но находятся не на своих местах —
все они сильно сдвинуты в сторону красного конца спект-
ра. В соответствии с эффектом Доплера это свидетельству-
ет о быстром удалении квазаров от нас.
Астрономы знают, что все далекие галактики «разбегаются»
друг от друга, причем разбегаются тем быстрее, чем больше
между ними расстояние (закон Хаббла). Огромные скоро-
сти удаления квазаров указывают, что расстояния до них
очень велики — сотни миллионов и даже миллиарды свето-
вых лет! На таких расстояниях они заметны лишь потому,
что обладают гигантской мощностью излучения, которое
почти все рождается в крохотном ядре квазара. За 40 лет ис-
следований было обнаружено более 5 тыс. квазаров. Нужно
отметить, что далеко не всегда активность ядра галактики
прямо связана с ее размером и массой. Например, среди га-
лактик Местной группы (к ней относятся наша Галактика
вместе с несколькими звездными системами), которые, во-
обще говоря, не проявляют высокой ядерной активности,
наблюдается даже обратная зависимость: наибольшей рент-
геновской светимостью ядра обладает самая скромная дис-
ковая система — «спираль» в Треугольнике (М 33), а круп-
нейшая галактика группы — «спираль» в созвездии
Андромеды (М 31) уступает ей по этому показателю в 10 раз.
И уж совсем странно выглядит рядом с ними на-
ша Галактика: почти такая же крупная, как М 31,
она имеет ядро с рентгеновской светимостью в
10 тыс. раз слабее, чем у М 33! Не исключено, что
в этом есть какая-то закономерность: наше
Солнце — одна из самых спокойных звезд в Га-
лактике, а сама Галактика — одна из самых спо-
койных звездных систем. Может быть, только в
таких условиях и возможна жизнь? □
0 мощности излучения
квазаров говорит такой
факт. Один из самых
близких к нам квазаров
(первый, до которого бы-
ло определено расстоя-
ние) - источник ЗС 273 -
имеет красное смещение
0,16 (это значит, что дли-
ны волн всех линий в нем
увеличены на 16 %). Рас-
стояние до него, опреде-
ленное по красному сме-
щению, составляет более
2 млрд. св. лет, и с этого
гигантского расстояния он
выглядит как звездочка
13-й звездной величины,
т. е. его можно наблюдать
даже в небольшой люби-
тельский телескоп! У наи-
более активных квазаров
мощность излучения дос-
тигает 1039 Вт. Это означа-
ет, что за 1 с они выделя-
ют такую же энергию,
какую Солнце излучает
примерно за 100 тыс.
лет! □
Изображение
далеких галактик,
в ядрах которых
находятся квазары.
Среди таких галактик
астрономы
часто встречают
взаимодействующие
системы.
Телескоп «Хаббл».
ВВЦ
nd
Астрономия
КРУПНЕЙШИЕ НАЗЕМНЫЕ ОПТИЧЕСКИЕ ТЕЛЕСКОПЫ МИРА
Наменование Лесто установки Широта, долгота, высота над уровнем моря Диа- метр объек- тива, м Примечания
GTC (Большой Канарс- кий телескоп) Ла-Пальма, Канарские о-ва, Испания 19°49' с. ш., 17°54'з. д., 2400 м 10,4 Зеркало состоит из 36 шестиугольных сегментов
Keck 1 и II(Телескоп им. Уильяма Кека) Гора Мауна Кеа, Гавайские о-ва, США 19°50' с. ш„ 155°28' з. д„ 4123 м 10,0x2 Зеркало каждого телескопа состоит из 36 шести- угольных сегментов
НЕТ (Телескоп им. У. Хобби и Р. Эберли) Гора Фаулкес, Техас, США 30°40' с. ш., 104°0Гз. д„ 2072 м 9,2 Сферическое зеркало из отдельных сегментов. Телескоп вращается только вокруг вертикальной оси
SALT (Большой южноафриканский телескоп) Сатеренд, ЮАР 32°23' ю. ш., 20°49' в. д„ 1798 м 9,2 Международный проект. Телескоп по конструкции аналогичен телескопу им. У. Хобби и Р. Эберли
LBT (Большой бинокулярный телескоп) Маунт-Грэхем, Аризона, США 32°42' с. ш„ 109°51' з. д., 3170 м 8,4x2 Два телескопа на общей азимутальной установке. Международный проект
Субару Гора Мауна Кеа, Гавайские о-ва, США 19°50'с. ш., 155°28' з. д„ 4100 м 8,3 Национальная астрономическая обсерватория Японии
Анту (Солнце), Куаен (Луна), Мелипаль (Юпитер), Епун (Венера) Сьерро Паранал, Чили 24°38' ю. ш., 70°24' з. д„ 2635 м 8,2x4 Европейская Южная обсерватория. Общее название четырех телескопов - VLT (Очень большой телескоп). Названия взяты из языка племени мапуче
Джемини (северный) Гора Мауна Кеа, Гавайские о-ва, США 19°50'с. ш„ 155°28'з. д„ 4100м 8,0 Национальные оптические астрономические обсерватории (США)
Джемини (южный) Сьерро Пачон, Чили 30°14'ю. ш„ 70°43' з. д., 2715 м 8,0 If
Новый ММТ (на месте старого многозеркального телескопа) Гора Хопкинс, Аризона, США 31°41'с. ш., 110°53' з. д., 2600 м 6,5 Принадлежит Смитсонианскому институту и университету штата Аризона
Магеллан 1, Магеллан 11 Ла Серена, Чили 29°02' ю. ш„ 70°42' з. д„ 2282 м 6,5 Обсерватория Лас Кампанас (Чили).
БТА (Большой телескоп азимутальный) Гора Пастухова, Карачаево- Черкесия, Россия 43°39' с.ш., 41°26'в.д„ 2070 м 6,0 Крупнейший телескоп в России. Используется в основном для спектральных исследований. Специальная астрофизическая обсерватория РАН
Телескоп им. Дж. Хейла Гора Паломар, 33°2Г с. ш., Калифорния, США 116°52' з. д., 1900 м 5,0 Старейший из крупных телескопов. Действует с 1948 г.
SOAR (телескоп Южной обсерватории астрономических исследований) Сьерро Пачон, Чили 30°21'ю. ш.. 70°49' з.д., 2701 м 4,2 Совместный проект двух университетов США и двух научных учреждений США и Бразилии
WHT (Телескоп им В. Гершеля) Ла Пальма. Канарские о-ва. Испания 28°4б'с.ш.. 17°53'з.д.. 2400 м 4.2 Обсерватория Рок делос Мучачос (Испания)
Телескоп им. В. Бланко Сьерро Тололо. Чили 30°10' ю. ш.. 70°49' з. л.. 2200 м 4.0 Межамериканская обсерватория С ьерро Тололо
Приложение
ААТ (Англо-австралий- ский телескоп) Кунабарабран, Австралия 31°17х ю. ш., 149°4'в.д., 1130 м 3,9 Обсерватория Сайдинг Спринг (Австралия)
AEOS (Телескоп с усовершенствованной электрооптической) системой Гора Мауи, Гавайские о-ва, США 20°42'с. ш., 156°15'з. д„ 3058 м 3,7 Телескоп ВВС США для наблюдения за космическими объектами
Телескоп им. Н. Майолла Гора Китт Пик, Аризона, США 31°57' с. ш„ 111°37гз. д„ 2100 м. 3,8 Национальные оптические астрономические обсерватории (США)
UK1RT (Инфракрасный телескоп Соединенного Королевства) Гора Мауна Кеа, Гавайские о-ва, США 19°50'с. ш., 155°28' з. д„ 4200 м 3,8 Предназначен для инфракрасных наблюдений
«360» Сьерро Ла Силла, Чили 29°15' ю. ш., 70°44' з. д., 2400 м 3,6 Европейская Южная обсерватория
CFHT (Канадо-франко- гавайский телескоп) Гора Мауна Кеа, Гавайские о-ва, США 19°50'с. ш., 155°28'з. д„ 4200 м 3,6 Международный телескоп. Предназначен и для оптических и инфракрасных наблюдений
Национальный телескоп «Галилео» Ла Пальма, Канарские о-ва, Испания 28°45' с. ш„ 17°53' з. д„ 2370 м 3,6 Принадлежит Италии
MPI-CAHA (Институт Макса Планка — Испано-Германский астрономический центр) Кал ар Альто, Испания 37°13'с. ш., 2°33'з. д., 2200 м 3,5 Объектив телескопа (вместе с дополнительными оптическими элементами) может иметь 4 различных фокусных расстояния
NTT (Телескоп новой технологии) Сьерро Ла Силла, Чили 29°15' ю.ш., 70°44' з.д., 2400 м 3,5 Телескоп с активной оптикой, рассчитанный на получение изображения с предельно высоким угловым разрешением. Европейская Южная обсерватория
ARC (Телескоп Астро- физического исследова- тельского консорциума) Апаче Пойнт, Нью-Мексико, США 32°47' с. ш., 105°49' з. д., 2788 м 3,5 Телескоп рассчитан на дистанционное управление
WIYN (Телескоп нескольких университетов и Национальных оптических астрономических обсерваторий США Гора Китт-Пик, Аризона, США 31°57'с. ш„ 11°37з.д., 2100 м 3,5 Телескоп отличается очень компактной установ- кой. Для улучшения качества изображения исполь- зуется система теплового контроля, уравнивающая температуры поверхности зеркала и наружного воздуха
Starfire (Звездный огонь) Киртленд, Нью-Мексико, США 1900 м 3,5 Телескоп ВВС США для наблюдения за космиче- скими объектами
Телескоп им. С. Д. Шейна Гора Гамильтон, 37°21'с. ш., Калифорния, США 21°38'з. д., 1300 м 3,0 Ликская обсерватория (США)
NASA 1 RTF (Инфра- красный телескоп НАСА) Гора Мауна Кеа, Гавайские о-ва, США 19°50' с. ш., 155°28' з. д., 4160 м 3 Обсерватория НАСА (США)
LMT (Телескоп с жидким зеркалом) Клаудкрофт, Нью-Мексико, США 32°59' с.ш., 105°44' з. д„ 2758 м 3 Обсерватория НАСА (США). Зеркало представляет собой тонкий слой ртути во вращающемся сосуде; используется в основном для наблюдений тел на околоземных орбитах
ЗТА (Зеркальный телескоп Армении) Бюракан, Армения 40°20'с. ш„ 44° 17'в. д., 1405 м 2,6 Бюраканская астрофизическая обсерватория
ЗТШ ( Зеркальный телескоп им. Г. Шайна) Крым. Украина 44°44'с. ш.. 34°00' в. д.. 600 м 2,6 Крымская астрофизическая обсерватория
191
СЕРИЯ «ЭРУДИТ»
АСТРОНОМИЯ
Выпускающий редактор И.Ю. Фатиева
Технический редактор С.В. Камышова
Корректор Е.А. Костина
Серийное оформление:
художник А. С. Скороход
Дизайнер Д.И. Минеев
Компьютерная верстка
ООО «ТД «Издательство Мир книги»
ООО «Торговый дом «Издательство Мир книги»
111024, Москва, ул. 2-я Кабельная, д. 2, стр. 6.
Отдел реализации: (495) 974-29-76, 974-29-75;
факс: (495) 742-85-79 e-mail: commerce@mirkmgi.ru
Каталог «Мир Книги» можно заказать по адресу:
111116, г. Москва а/я 30 «МИР КНИГИ»,
тел.: (495) 974-29-74 e-mail: order@mirknigi.ru
Подписано в печать 20.06.2006 г.
Формат 70 х 100/16. Печать офсетная.
Бумага офсетная. Гарнитура «ВаШсаС».
Усл. печ. л. 15,48.
Тираж 30 000 экз. Заказ № 3489
Отпечатано в ОАО «ППК «Ульяновский Дом нечаш»
432980, г. Ульяновск, ул. Гончарова. 14
РУДИТ
надежный
путеводитель
по миру знаний
Астрономия — наука, раскрывающая тайны Вселенной.
Наблюдения небесных светил с древних времен играли
особую роль в жизни людей, помогая определять сроки
сельскохозяйственных сезонов и ориентироваться в откры-
том море. О созвездиях, видимых движениях Солнца и Луны,
затмениях, а также современных методах изучения галактик
рассказывается в этой книге.
ISBN 5-486-00845-7
9 785486 008450