г

на младия астроном

ЕНЦИКЛОПЕДИЧЕН
РЕЧНИК

на
младия
астроном

Съставител Н. П. ЕРПИЛЬОВ
Редакционна колегия:
Е. Р, МУСТЕЛ — главен редактор
В. Г. ГОРБ АЦКИ — зам-главен редактор
Б. А. ВОРОНЦОВ-ВЕЛЯМИНОВ
Ю. Н. ЕФРЕМОВ
И.М.ЖУКОВ
А. В. ЗАСОВ
A. А. МИХАЙЛОВ
И. Е.РАХЛИН
B. С. ХЕЛЕМЕНДИК

ЕНЦИКЛОПЕДИЧЕН

РЕЧНИК
на младия астроном
Превод
от руски език
В, ШКОДРОВ, В. ИВАНОВА,
В. УМЛЕНСКИ, Е. ШКОДРОВ А

ДИ „НАРОДНА ПРОСВЕТА”
ДИ ,Д Р ПЕТ ЬР БЕРОН”
СОФИЯ, 1987

Речникът отговаря на стотици въпроси от областта на астрономията, от нейната история и съвременни
постижения на науката. Разказва за звездите, галактиките, планетите и разглежда редица въпроси, свъпз
с Вселената. Описани са космическите полети и системите за тяхното осъществяване, резултатите отк
водят до разширяване на познанията ни за Вселената. В речника се съдържат сведения за живота и дейн ИТ°
та на изтъкнати астрономи.
Статиите са написани от известни съветски учени и специалисти. Материалът е подреден по азбучен р
съдържа разнообразни цветни и черно-бели илюстрации. От речника могат да се вземат идеи как да се РСД11
визират занятията в учебните планегариуми и кръжоци, как да се водят астрономическите наблюден^
как сами да си направим малък телескоп и др.
Л;
Речникът е предназначен за ученици и широк кръг читатели.

и ОД2

с Е6>

3 нциклопедический словарь юного астронома,
сост. Н. П. Ерпьшев, М., Педагогика, 1980.

©Издательетво „Педагогика”, 1980.
€) Владимир Георгиев Шкодров, Виолета Георгиева Иванова, Васил Иванов Умленски, Елена
Богданова Шкодрсва — преводачи, 1986 г.

В необятната. Вселена за нас винаги ще възникват
един след друг нови нерешени въпроси; така че на
човека предстои безкраен път на научен труд . . .
Академик Ф. А. Бредихин

КЪМ НАШИЯ ЧИТАТЕЛ
На Земята няма човек, който би могъл да гледа равнодушно величественото,
безмълвно нощно небе ...
Хилядите проблясващи звезди и блуждаещите между тях планети, появяване¬
то на опашатите комети, слънчевите и лунните затъмнения — всичко това изглеж¬
дало удивителна загадка в течение на много хилядолетия. Като не можели да
обяснят явленията, които поразявали тяхното въображение, древните наблюда¬
тели обожествявали небесните светила, опитвали се да предсказват по тях съдби¬
те на хората, на цели народи.
Минават години. Човечеството натрупва все повече сведения за небесните яв¬
ления. Много от това, което по-рано изглеждало тайнствено, свръхестествено,
получава просто обяснение.
Още в зората на развитието на човешкото общество хората разбират, че наблю¬
денията на звездите могат да им бъдат полезни в ежедневната практическа дей¬
ност: по тях можеш да се ориентираш, за да избереш правилния път в открито
море или в безкрайните простори на пустинята; звездите, Слънцето и Луната по¬
магат да се отчита времето, да се води календар. Така възниква астрономията,
една от най-древните науки.
През цялата си история астрономията тясно взаимодействува с другите науки,
с техниката. Именно на развитието на техниката астрономията е задължена за по¬
строяването на нови, все по-мощни и по-съвършени инструменти за наблюдения телескопи.
Появяването в близките до астрономията науки и преди всичко във физиката
на нови методи за изследване води до създаването на нови дялове от астрономия¬
та в които физическите методи се използуват за изследване на небесните светила.
От друга страна, чисто астрономическите открития често стимулират развитието
на едни или други дялове от математиката, физиката, геологията.
В зависимост от методите за изучаване на небесните светила, от приложението
на тези методи при изследването на различни типове космически обекти в астро¬
номията се обособяват различни дялове.
След астрометрията, нейната най-древна част, възниква небесната механика,
която изучава законите за движение на небесните тела. Звездната астрономия
се заема с изследването на строежа и развитието на нашата звездна система Галактиката. Извънгалактичната астрономия започва да изучава другите галак!и) и и закономерности!е в строежа на системите от галактики. Наи-общите
обдеми на строежа на Вселената се разработват от космологията. Фотограф

щ

6

Енциклопедичен речник на младия астроном

ските, фотометричните и епектроекопичните методи на изследван л )зв )лява1
нов подход при изучаването на природата на небесните тела. Сака се тараждй
трофизиката. Започва използуването на различните методи при изучаване!
а
различни небесни обекти. Така възникват дяловете на астрономията фи шь а на
Слънцето, физика на планетите, физика на звездите и мъглявини те, кометна ас¬
трономия, метеорна астрономия, метеоритика.
Астрономите започват да провеждат изследвания не само в достъп
за. чо¬
вешкото око лъчи, но и в другите диапазони от електромагнитното излъчване на
небесните тела. Така се появяват радиоастрономията, инфрачервена а, ултравио¬
летовата и рентгеновата астрономия, гама-астрономията
Техническият прогрес позволи да бъдат създадени оптически телескопи и радиотелеекопи, способни да приемат излъчвания от небесни тела, отдалечени на
огромни разстояния, които е просто невъзможно да си представим.
Не всички излъчвания, идващи от небесните светила, могат да оъдат уловени
от земните обсерватории Някои от тях се поглъщат от земната атмосфера и не
достигат до разположените на Земята инструменти, дори ако те са високо в пла¬
нините На помощ дойде космонавтиката.
Именно автоматичните изкуствени спътници и орбиталните станции с космо¬
навти на борда позволиха да се изнесат астрономическите инструменти извън
земната атмосфера и по такъв начин значително разшириха фронта на изследва¬
нето на Вселената Луната стана първото небесно тяло, посетено от човека.
През многовековната история на астрономията са събрани обширни сведения
за строежа, движенията, физическата природа, развитието на небесните тела и
техните системи, на Вселената като цяло. На тези сведения са посветени стотици
и хиляди томове научна и научнопопулярна литература. Естествено, че не е въз¬
можно да бъдат събрани в един том всички тези сведения дори и при най-сбитото
им излагане
Но авторите на речника, които сега лежи пред вас, се постараха независимо от
това вие да намерите в него отговори на основните въпроси, които могат да въз¬
никнат у вас при четенето на книги по астрономия, на съобщения за нови ас¬
трономически открития, за космически полети и др.
В речника ще намерите описания на наи-важните астрономически обсерватории
в СССР и на телескопите в тях, включително на наи-големия в света рефлектор
с огледало, диаметърът на което е равен на 6 метра.
Вие ще узнаете какви методи използуват астрономите при своите разнообраз¬
ни изследвания на космическите обекти, от какви дялове се състои астрономия¬
та.
Много внимание е отделено на разказите за различните небесни тела - Слънце¬
то, планетите, между които е и нашата Земя, спътниците на планетите, един от които е Луната, малките планети, кометите, метеорните потоци ... В речника ще
намерите и разкази за звездите от различни типове - променливи и двойни, за
пулсарите и новите звезди, за звездните купове и звездните системи. От статията
за нашата I алактика вие ще научите какви са нейните размери и строеж, какви
звезди и мъглявини принадлежат към нея ..
Много статии са посветени на новия дял на науката и техниката - космонав¬
тиката. В тях вие ще прочетете за изкуствените спътници на Земята, които не са¬
мо помагат на астрономите да провеждат научни изследвания, но и задоволяват
практическите нужди на хората: с тяхна помощ се предсказва времето, преда¬
ват се телевизионни програми от Москва до най-далечните области на Съветския
съюз, определя се положението на корабите в открито море, търсят се полезни изКосмическите апарати извършват меко кацане на Луната, Венера Марс и поовеждат научни наблюдения непосредствено на повърхността на тези небесни тела.

7

Енциклопедичен речник на младия астроном

Междупланетните космически сонди, прелитайки близо до Меркурий, Юпитер,
1 атурн, фотографират тези планети, спътниците на планетите.
На разкриването на тайните на Вселената посвещават своя живот учени от раз¬
лични страни от най-древни времена до наши дни. От статиите в речника вие ще
научите за трудовете и откритията на много изтъкнати астрономи.
Много могат да направят и младите астрономи, които работят в астрономичес¬
ките кръжоци, в секциите на Всесъюзното астрономо-геодезическо дружество. За
астрономите-любители ще бъдат полезни поместените в речника статии за астро¬
номическите наблюдения, които могат да бъдат проведени в училищните обсер¬
ватории, практическите съвети как сами да си направят малък телескоп.
В статиите „Астрономи-любители” и „Млади астрономи” се разказва за рабо¬
тата на младите астрономи, за това, как е организирана тя, за най-интересните
кръжоци при училищата, Домовете и Дворците на пионерите. Ще научите за сбир¬
ките и олимпиадите на младите астрономи, за връзките им с техните връстници
от социалистическите страни.
Речникът е предназначен за учениците, които искат да научат повече за Все¬
лената, да получат необходимите справки от областта на астрономията. Но, както вече беше отбелязано, поради ограничения обем на речника в него се съдър¬
жат само основните астрономически сведения. За по-задълбочено изучаване на
астрономията е необходимо да прочетете специални книги, каквито можете да
намерите в училищната или районната библиотека.
Статиите в речника са разположени по азбучен ред. Общо те са около 300. Раз¬
бира се, те са недостатъчни за изброяването на всички използувани в астрономия¬
та термини, рябва обаче да се има предвид, че много от термините, които ня¬
мат, така да се каже, собствени статии, се разясняват в други статии, посветени на
по-общи проблеми. Така например термините ректасцензия, азимут и много дру¬
ги са обяснени в статията „Небесни координати”, за противоетоянията на плане¬
тите е разказано в статията „Конфигурации” и т. н. Тези термини са изброени в
предметния указател, а в статиите, в които се дава тяхното разяснение, те са напи¬
сани разредено.
Ако една или друга дума е набрана с курсив, това означава, че в речника има
отделна статия с такова име. Там вие можете да направите справка за това, какво
означава терминът, или, ако е необходимо, за по-подробни сведения, отнасящи се
до този термин.
Авторският колектив, работил над енциклопедичния речник на младия астро¬
ном, се надява, че тази книга ще стане настолен справочник за много млади люби¬
тели на астрономията, че запознавайки се с поместените в речника статии, нашите
читатели ще разберат каква увлекателна наука е астрономията и какво широко
поле за научна и творческа дейност се открива пред бъдещите астрономи.

Б А. Воронцов-Веляминов, член-кореспондент
на Академията на педагогическите науки на СССР,
професор в Московския държавен университет
„М. В. Ломоносов”

8

Ьнциклоподичси речни

»» мллдил п тршюм

А
АБЕРАЦИЯ НА СВЕТЛИНАТА
Аберацията на светлината е видимо отмест¬
ване на небесните светила от тяхното истин¬
ско положение върху небесния свод, преди¬
звикано от относителното движение на све¬
тилото и наблюдателя. Явлението аберация се
дължи на факта, че светлината се разпростра¬
нява с крайна скорост.
От гледна точка на класическата астроно¬
мия явлението аберация може да се сравни с
това, което се случва с човек при проливен
дъжд. Стоящият под дъжда човек държи ча¬
дъра си точно над главата. Когато обаче той
се движи, ако иска да остане сух, е принуден
да наклони чадъра напред. При това колкото
по-голяма е неговата скорост, толкова пове¬

На наблюдателя, конто
се движи по посока на
бялата стрелка, му се
струва, че светлината на
звездата идва от посо¬
ката 1. В действител¬
ност посоката от звез¬
дата към наблюдателя
се дава от стрелката 2.

че трябва да наклонява чадъра. И макар че
дъждовните капки пак падат право надолу,
на човека се струва, че те идват от точката,
към която е наклонен чадърът.
Аналогично на това за движещия се наблю¬
дател изглежда, че светлината на небесното
светило не идва от точката, в която се нами¬
ра светилото, а от друга точка, отместена
спрямо първата по посока на движението на
наблюдателя. Това отместване е толкова поголямо, колкото по-голяма е скоростта на
наблюдателя. Нека някаква звезда се нами¬
ра в полюса на еклиптиката Нейната светли¬
на пада върху Земята перпендикулярно на
посоката на скоростта на движещата се по

10

Енциклопедичен речник не младия астроном

своята орбита Земя. Обаче астрономът, на¬
сочил своя телескоп в полюса на еклиптиката, не вижда звездата в центъра на зрителното
поле: на светлинния лъч, който влиза в обек¬
тива на такъв телескоп, е нужно време, за да
премине през цялата му тръба, а за това вре¬
ме тръбата ще се премести заедно със Земя¬
та и образът на звездата няма да попадне в
центъра на зрителното поле. Така че, за да
се наблюдава небесното светило в центъра на
зрителното поле, се налага телескопът да бъ¬
де наклоняван на някакъв ъгъл по посока на
движението на наблюдателя.
Големината на аберационното отместване
зависи също и от ъгъла между посоката на
движение на наблюдателя и посоката към
звездата Тя има най-голяма стойност, когато
този ъгъл е 90 , а ако той стане равен на 0°,
аберационно отместване не се наблюдава
Аберационното отместване е равно на аберационната константа а, умножена по синуса от
този ъгъл Големината на аберационната кон
станта се дава от формулата

тенето на Земята. Максималната стоин ст на
денонощната аберация (на екватора при ъгъл
90°) с около 0,3/ .
При решаването на много астрометрични
задачи и задачи от небесната механика е необ¬
ходимо да бъде отчитано влиянието на аберацията върху резултатите от наблюденията.
По-специално то се отчита при наблюденията
на изкуствените спътници на Зе¬
мя т а. В този случаи стойността на абераци¬
онното отместване може да достигне 4 — 6 .
От гледна точка на теорията на относител¬
ността аберацията на светлината е следствие
от преминаването от координатна система,
свързана със светлинния източник (небесно¬
то светило), към координатна система,
свързана с наблюдателя. Посоките на свет¬
линния лъч в двете координатни системи,
движещи се една спрямо друга, не съвпадат.
Аберацията на светлината всъщност е разли¬
ката между тези посоки.

АВТОМАТИЧНИ
МЕЖДУПЛАНЕТНИ СТАНЦИИ

където V е относителната скорост на наблюда¬
теля, ас — скоростта на светлината, равна на
300 000 кпгйз.
Ако наблюдателят заедно със Земята се
движеше спрямо звездата винаги в една и съ¬
ща посока, аберационното отместване за звез¬
дата би било едно и също, поради което то не
би могло да бъде открито Обаче посоката на
движение на Земята по нейната орбита не¬
прекъснато се изменя, като за 6 месеца се
променя със 180 .
Звездата, намираща се в полюса на еклиптиката, за една година описва върху небесната
сфера малка окръжност, радиусът на която е
равен на аберационната константа а.
Звездите, разположени по еклиптиката, се
движат напред-назад по дъга с дължина 2а
Звездите, които се намират между полюса и
еклиптиката, описват върху небесната сфера
малки елипси, големите полуоси на които са
равни на 2а.

Автоматичните междупланетни станции (АМС)
са разузнавачи на Вселената. Автоматите
винаги предшествуват проникването на чове¬
ка в Космоса Преди първия полет на човек в
космическото пространство условията в ор¬
бита бяха изучени от автоматични спътници.
Преди първата експедиция до Луната тя беше
подробно изследвана от автоматични станции
Автоматичните междупланетни станции са
безпилотни космически летателни апарати,
предназначени за полети до други небесни те¬
ла с цел изучаването на Слънчевата система
междупланетното пространство, Луната, пла¬
нетите, Слънцето, кометите и др. Често на
АМС се поставят уреди за астрономически
изследвания. Уредите регистрират космичните лъчи с галактичен произход, електро¬
магнитното излъчване в различни диапазони
на спектъра от небесни обекти, които се на¬
мират извън пределите на Слънчевата система

За годишното движение на Земята по ор¬
битата и (средна скорост V = 30 кш/х) абера¬
ционната константа е а = 20,50”.
Аберационно отместване, но по-малко по
големина, се наблюдава също и в резултат на
движението на наблюдателя вследствие вър¬

Към тази категория космически летателни
апарати се отнасят ав то матичните
лунни станции (АЛС), специално
предназначени за изследване на Луната, и
космическите сонди за изследване
на междупланетната среда, магнитните поле-

—

11

Енциклопедичен речник на младия астроном

та, микрометеоритите, околослънчевата об
ласг (например сондите „Хелиос )
АМС напускат Земяга с помощта на многостепснни ракети носители , които обикнове¬
но най-напред ги извеждат на промеждутъчни
жолоземни орбити, а след това им придават
втора космическа скорост и ги
изн жда/ на межцулланетни орбити
До 1 1 април 1983 г. бяха пуснати общо 87
Ш 43 от (< Р 42 от САЩ и 2 от САЩ по
ьвм I и проект с ФРГ С помощта на тези
авI
атичии станции ляха проведени изслед¬
вания на Луната, м< ждушюлешото простран

А

ство, Слънцето, планетите Венера, Марс, Мер¬
курий, Юпитер и Сатурн.
Изследванията се осъществяват по ра^лич
ни схеми вариант на прелитане (облитане)
при преминаването на АМС на малко разсто¬
яние от небесното тяло с измервания в
участъка на максимално сближаване (налри
мер американските АМС „Маринър”и Пайъ
ниър , някои съветски АМС „Марс”) ; вари¬
ант на спътник на Луната или планетата (на
пример съветската автоматична лунна стан
ция „Луна 10 ), вариант на кацане на не
бесного тяло (например съветските АДС

12

Енциклопедичен речник на младия астроном

Автоматичната
лунна
станция „Лунз9”. С
нея беше осъществено
първото в историята ме¬
ко кацане на Луната и
бяха проведени изслед¬
вания на лунната по¬
върхност.

„Луна-9^ „Луна-17”, американските „Сървейър”). През последните години най-често изслед¬
ванията се провеждат по смесени варианти:
АМС облита небесното тяло или става негов
изкуствен спътник, от нея се отделя отсек
или спускаем апарат, който каца на Луната
или на планетата. По такава смесена схема
бяха изследвани Венера (от съветските АМС
„Венера”) и Марс (от американските АМС
„Викинг”).
АМС са снабдени с разнообразна научна
апаратура. С нейна помощ бяха проведени
изследвания и направени открития, които ко. ренно измениха нашите представи за Слънче¬
вата система. Беше открито, че междупланетното пространство е запълнено с изтичащ от
Слънцето в радиална посока със скорост око¬
ло 4:0 кт/$ слънчев вятър, заедно с който се
движи като че ли „замразено” в него маг¬
нитно поле. Твърде подробно е изучена Луна¬
та: (Фотографирана е повърхността и, изслед¬
вани са окололунното пространство, харак¬
теристиките на гравитационното поле, хими¬
ческият състав и физико-механичните свой¬
ства на лунната почва. Три съветски
АЛС - „Луна-16”, „Луна-20” и „Луна-24”,
доставиха на Земята образци от лунната поч¬
ва. Съветските АМС от серията „Венера”,
които проведоха комплексни изследвания на
атмосферата на Венера и нейната повърхност,
откриха необичайни условия на тази планета:
гъста атмосфера (главно въглероден двуо¬
кис) , високо налягане (около 9 МРа) и тем¬

пература (около 500 °С) на повърхността. Ин¬
тересни данни са получени за Марс, Юпитер,
Меркурий. Например снимките на Меркурий,
направени от малко разстояние до планетата
от АМС „Маринър-10”, показаха, че неговата
повърхност прилича на повърхността на Лу¬
ната.
По конструкция и обзавеждане със слу¬
жебна и научна апаратура АМС са твърде свое¬
образни. Тъй като те функционират при лип¬
са на плътна среда, конструкторите им при¬
дават форма, определяща се само от поставе¬
ните задачи. Наистина спускаемите отееци и
апарати, предназначени за спускане и работа в
атмосферата на Марс и особено на Венера,
имат обтекаема форма и защитни екрани, ко¬
ето се диктува от изискванията на аеродина¬
миката.
Служебните системи, с които се обзавеж¬
дат АМС, са свързани с условията, при които
им се налага да функционират и да правят из¬
мервания. Обикновено АМС са снабдени със
системи за аетроориентация, т. е. като опорни
пунктове се използуват звездите. Електро¬
захранването се осигурява от слънчеви бате¬
рии. Могат да се използуват и радиоизотопни
източници на електроенергия, ако се налага
апаратът да функционира на разстояния 3 — 5
от Слънцето, където плътността на слън-

* Ш е международното означение на астрономичен
ката единица (вж. Единици за разстояни^

13

Енциклопедичен речник на младия астроном

чевата енергия е малка Тъй като на АМС се
налага да предават полезна информация от
огромни разстояния, те имат големи парабо¬
лични антени, чиито диаметър достига2 3 т.
АМС са снабдени и с двигатели за корекции
на траекторията на междупланетните участъ¬
ци от полета, за преминаване на орбита около
гм н гага и >а маневриране в околопланетноI о пр кл ранство
Ма и те на АМС са най-различни от дееети д( килиди килограми Например АМС
Вен а 10” имани маса “ЮЗЗ кр.
На учя 1а
а/ } а на АМС се определя от
неин, ге задачи Аю полетът към някаква

А

планета има характер на първоначално проуч
ване, стремежът е измерванията да се провеж¬
дат по възможно най-широка програма с от¬
читане на това, което е известно за планетата
от астрономическите наблюдения Впослед¬
ствие се поставя по-тясна, конкретна задача
Така например за изучаването на една планет¬
на атмосфера уредите се комплектуват, като
се изхожда от желанието да бъде получена
максимално пълна информация за състава на
атмосферните газове, структурата на атмо¬
сферата, метеорологичните условия на пла¬
нетата.
11а АМС се поставят телевизионни камери

14

Енциклопедичен речник на младия астроном

Автоматичната
лунна
станция „Луна-16”. Тя
достави на Земята об
разни от лунната почва.

за снимки на планетата, магнитомери за реги¬
стриране на магнитните полета, уреди за из¬
мерване на заредените частици, датчици за ре¬
гистриране на микрометеорните тела в междупланетното и околопланетното простран¬
ство Ако е поставена задача да се изследва
атмосферата на небесното тяло, добавят се
уреди за определяне на химическия състав на
атмосферата, нейната температура, налягане и
плътност. Ако на АМС предстои да работи на
повърхността на планетата, тя се снабдява с
апаратура за изучаване на химическия състав
и физико-механичните свойства на повърх¬
ностния слой, а понякога (например АМС
„Викинг”) — със специални уреди за откри¬
ване признаци за наличието на биологични
организми.

АЛБЕДО
Албедото е величина, която характеризира
отражателната способност на небесни тела,
осветявани отвън, например планетите, тех¬
ните спътници, астероидите. Албедото слу¬
жи за характеристика като цяло на небесното
тяло, което не свети само, и се определя ка¬
то отношение на светлинния поток, разсей¬
ван от тялото във всички посоки, към пото¬
ка, който пада върху него. Планетите и спът¬

ниците, които нямат забележима атмосфера,
се характеризират с твърде малки стойности
на албедото Така например албедото на Лу¬
ната и Меркурий е около 0,07. Обратно, за
планетите с плътни атмосфери (Венера, Юпи¬
тер, Сатурн) стойностите на албедото са срав¬
нително големи — около 0,5.
Обикновено албедото се изменя с дължи¬
ната на вълната в зависимост от цвета на пла¬
нетата интензитетът на отразяваната от нея
светлина е различен за различните диапазони
от спектъра. Тази зависимост може да бъде
изразена графически. Аналогично могат да
бъдат построени зависимостите на албедото
от дължината на вълната за различни минера¬
ли и образци почва Като сравняваме тези
криви с кривата албедо - дължина на вълна¬
та за дадена планета, можем да направим из¬
води за химическия състав и структурата на
повърхността на планетата.

АПЕКС
Апекс се нарича точката от небесната сфера,
към която е насочено дадено движение В
астрономията се разглежда апексът на го¬
дишното движение на Земята около Слънце¬
то. Той е по посока на допирателната към
земната орбита в тази нейна точка, в която се
намира в дадения момент Земята Посоката

15

Енциклопедичен речник на младия астроном

към апекса на практика е перпендикулярна
на посоката към Слънцето.
Апекеът на движението на Слънцето в про¬
странството спрямо наи-близките звезди се
намира близо до границата между съзвездия¬
та Херкулес и Лира

АСТРОГРАФ
Астрографът е специален телескоп за фото¬
графиране на небесните светила Негови ос¬
новни характеристики са диаметърът и фокус¬
ното разстояние на обектива, които опреде¬
лят светлосилата и мащаба на образа върху
плаката. За фотографиране на големи учас¬
тъци от небето с образи на метеори, комети,
малки планети, изкуствени спътници се из¬
ползуват светлосилни широкоъгълни аетрографи с фокусни разстояния, по-малки от
1 ш. За точни астрометрични измервания слу¬
жат астрографи с фокусни разстояния до
10-15 ш. Много обсерватории в света са
снабдени с нормални астрографи
с фокусно разстояние 3,4 ш.
Преместването на тръбата на астрографа
в процеса на фотографиране (с цел да бъде
компенсирано денонощното въртене на
небесната сфера') се осигурява от часовников
механизъм и се контролира от наблюдателя
с помощта на гид.

АСТРОДИНАМИКА
Астродинамиката е раздел от небесната меха¬
ника, който изучава движението на изкустве¬
ните небесни тела — автоматични и пилотируеми космически летателни апарати. Освен астродинамика този раздел от науката се нари¬
ча още космическа динамика, небесна или
космическа балистика, приложна небесна ме¬
ханика. Астродинамиката всъщност е основа¬
та на общата теория на полета на космически¬
те апарати За разлика от класическата небес¬
на механика астродинамиката изучава не са¬
мо пасивното движение, извършващо се под
действието на гравитационните сили на небес¬
ните тела, но и активното движение, управля мо посредством включване на двигатели.
Астродинамиката се разделя на две части:
теория за движението на центъра на масата
на космическия апарат, т. е. теория на кос¬

А

мическите траектории, и теория на движение¬
то на космическия апарат спрямо центъра на
масата, или теория за неговото въртеливо
движение.
Астродинамиката се занимава с опре¬
делянето на най-удобната (от различни
гледни точки) траектория (орбита) на по¬
лета към дадено небесно тяло. Главното
изискване при това е възможно най-мал¬
ка скорост, която трябва да бъде съобщена
на космическия апарат в началния, активния
участък на полета и по такъв начин - наймалка маса на ракетата-носител или на ор¬
биталния ускоряващ блок при старт от
околоземна орбита. Това на свой ред поз¬
волява да бъде увеличен полезният товар и
следователно да се постигне най голяма науч¬
на ефективност на полета При определянето
на орбитата се отчитат изискванията за про¬
стота на управлението, условията за радио¬
връзка (например в момента на скриването
на станцията зад планетата при облитането й
радиовръзката се нарушава), условията за
научни изследвания (кацане на дневната или
нощната страна на планетата) и др.
Пресмятат се също орбиталните маневри
с помощта на бордовия двигател при излиза¬
нето на космическия апарат в орбита на из¬
куствен спътник на Луната или планетата,
при спускането към повърхността на небес¬
ното тяло, при преминаването на спътника
от една орбита на друга; предвиждат се ко¬
ригиращи маневри за поправянето на неиз¬
бежни грешки в орбитата, обусловени от не¬
достатъчно точните данни за междупланетните разстояния, масите на планетите и техните
спътници, неточността при работата на апара¬
турата за управление.
Продължителността на работата на двига¬
телите в активните участъци на полета се из¬
числява в минути или секунди, докато па¬
сивният полет (с изключени двигатели) до
Луната и планетите трае денонощия, месеци,
годишт, дори десетки години. Полетите с крат¬
котрайни включвания на двигателите се на¬
ричат им пулсни или многоимпулс н и (при многократно включване на дви¬
гателите). Такива полети се осъществяват с
помощта на химически топлинни двигатели,
а в бъдеще ще се използуват и ядрени топ¬
линни двигатели Ускоренията, придавани от
такива двигатели, обикновено няколко пъти
превишават гравитационното ускорение на

16

Енциклопедичен речник на младия астроном

Фиг. 2. Траектория на полета Земя - Отури Юпитер

земната повърхност % = 9,8 ш/з2 Разработват
се и са изпитани в Космоса и електрически
ракетни двигатели, които действуват по съв¬
сем друг начин. Различни типове от тях мо¬
гат да придават малки ускорения - от 10"5
до 1СГ3
Такива двигатели не могат да оси¬
гурят старт на космическия кораб от Земята,
но като работят непрекъснато в течение на
месещ и години, те осигуряват неговото пре¬
литане от орбита около Земята до орбита
около която и да е планета. С помощта на
електрически кораби ще бъде възможно в те¬
чение на няколко седмици да се повдигнат
големи товари (например слънчева електро¬
станция с маса няколко десетки хиляди то¬
на) по спираловидна траектория от ниска
околоземна орбита на стационарна орбита
(с височина над земната повърхност 35 800
кт), за един месец да се доставят товари
на окололунна орбита, за да бъдат след това
постепенно, с помощта вече на химически
ракети, спуснати на повърхността на Луната,
да се изпрати в орбита около Марс запас от
гориво
Все по-важна роля при определянето на ор¬
битите играе т. нар. пертурбационна маневра,
при която за промяна на орбитата се изпол¬
зува привличането на срещаните по пътя не¬
бесни тела Така през 1959 г. автоматичната

Фиг. 1. Траектория на полета Земя - Юпитер Слънце

станция „Луна-З” се върна към Земята след
преминаване близо до Луната, под действие¬
то на чиято гравитация се промени нейната
орбита. Бяха осъществени или се осъществя
ват полети Земя—Венера—Меркурий, ЗемяЮпитер—Сатурн—Уран. Пресметнати са едноимпулсни траектории Земя— Венера -Земя
Юпитер, Земя- Юпитер-Слънце (фиг. 1), Земя-Сатурн-Юпитер (фиг. 2), Земя-Юпитер
Халеева комета (при триимпулена орбита
придават се ускоряващи импулси при обли
тането на Юпитер и при срещата с Халеевата
комета за изравняване на скоростите) и мнс
го други.
Пасивното въртеливо движение на всеки
космически апарат може да бъде пресметна¬
то предварително с методите на астродина
миката. ези методи се използуват за стаби¬
лизиране на спътника. Например бавновъртящ се спътник с продълговата форма (от
типа на комплекса „Салют”- „Союз”), ако
бъде оставен сам на себе си, под действието
на гравитационните сили (вж. Гравитация
постепенно се разполага така, че при движе¬
нието му по орбитата единият му край през
цялото време е насочен към центъра на Зе¬
мята (гравитационна стабилиза
ц и я). Продълговат спътник с опашни плос
кости се стабилизира в горната част на атмо¬
сферата по посока на движението (аеро¬
динамична стабилизация). Като
най прост пример за активна стабилизация

17

Енциклопедичен речник на младия астроном

може да служи завъртането на спътника пре¬
ди отделянето му от последната степен на
ракетата-носител. С помощта на миниатюрни
двигатели за ориентиране космическият апа¬
рат може да бъде насочен с много голяма
точност (части от дъговата секунда) и да бъ¬
де задържан в нужното положение, докато не
бъдат завършени научните измервания или не
прекратят работа двигателите след изтичане¬
то на определения срок.

АСТРОКЛИМАТ
Астроклимат се нарича съвкупността от фак¬
торите, които определят годността на дадена
местност за провеждане на астрономически
наблюдения. Тези фактори са: брой на ясните
дни и нощи, прозрачност на атмосферата,
брой на дните и нощите с максимална проз¬
рачност, степен на запрашеност на въздуха,
яркост на фона на нощното небе, която зави¬
си главно от осветеността на небето от близ¬
ките населени пунктове, устойчивост на оп¬
тическите характеристики на атмосферата,
честота на появяване на роса и мъгла. Небла¬
гоприятните метеорологични процеси могат
забележимо да пречат на наблюденията.
Астрономическият климат има важно зна¬
чение за избора на място за построяване на
астрономически обсерватории с големи телес¬
копи. При търсене на нови места качеството
на образа, прозрачността на атмосферата и
яркостта на фона на небето се измерват с по¬
мощта на специални астроклиматични телес¬
копи с малък диаметър.
Метеорологичните процеси, които опреде¬
лят астроклимата, протичат по съвсем разли¬
чен начин през деня и през нощта. Ето защо
аетроклиматьт се разделя на дневен и нощен:
местата с добър нощен и дневен (слънчев)
астроклимат често не съвпадат. В Съветския
съюз благоприятен астроклимат има в Крим,
в Кавказ, в районите на Източен Сибир, Сред¬
на Азия и в южната част на европейската те¬
ритория на СССР. В България един от найблагоприятните е аетроклиматьт в Родопите,
и ъдето е построена Националната астрономич* *- а ' серватория. С изследването на астро, и мата се занимават специални астрономи¬
чески скследи ции.

А

АСТРОЛОГИЯ
Астрологията е лъжливо учение, съгласно ко¬
ето по взаимното разположение на Слънцето,
Луната и планетите, а също по тяхното поло¬
жение на фона на съзвездията е възможно да
се предсказват епидемии, съдбите на хората и
на цели народи, да се определя изходът от
предприеманите действия, например сраже¬
ния
Астрологията е възникнала в дълбоката
древност, когато хората не можели да си
обяснят истинските причини за слънчеви¬
те и лунните затъмнения,движе¬
нието на Слънцето, Луната, планетите и дру¬
гите астрономически явления и приписвали
всичко това на действието на божествени си¬
ли. Създаването от Н. Коперник на хелиоцентричната система н а с в е т а
(вж. Системи на света) и последвалите ус¬
пехи на астрономията предизвикали упадък
на астрологията. И до днес обаче тя е попу¬
лярна в някои капиталистически страни, където хората използуват хороскопи (т. е. пред¬
сказания по разположението на небесните те
ла за дадения момент), за да вземат решения
по предстоящи събития.

АСТРОМЕТРИЯ
Астрометрията е един от най-древните дялове
на астрономията, който има за предмет глав¬
но изучаването на метричните особености на
Вселената. С помощта на астрометрични ме¬
тоди се установяват положенията и премес¬
тванията в пространството на небесните те¬
ла, в това число на Земята, Слънцето, плане¬
тите, звездите, галактиките, изкустве¬
ните спътници на Земята,авто¬
матичните междупланетни станции. Астрометричните измервания помагат да бъде изучена
формата на Земята и на другите планети.
Най-важните резултати от астрометричните наблюдения са скалата на точното време за
нуждите на научните изследвания и народно¬
то стопанство; данните за положението на
оста на въртене на Земята в пространството и
в тялото на Земята ; системата астрономичес¬
ки константи, които позволяват да бъде из¬
числявано предварително за дълъг интервал
от време взаимното положение на Слънцето,
Земята, планетите и техните спътници, а също

18

Енциклопедичен речник на младия астроном

и на изкуствените небесни тела; звездните
каталози, в които с голяма точност са фикси¬
рани небесните координати на стотици хиля
ди светила, каталозите на пунктовете от зем¬
ната повърхност, за които са определени ас¬
трономическите координати (вж Географ¬
ски координати) ; каталозите на точките с
измерени планетографични координати на по¬
върхността на Луната, Марс, Меркурий и дру¬
ги планети, а също много други материали.
Изброените данни определят в пространство¬
то инерциална координатна система, която
намира приложение в най-различни области
на науката и техниката. Към астрометрията
обикновено се отнася и предварителното из¬
числяване на слънчевите и лунните затъмне¬
ния, а също проблемите на календара.
Астрометрията има редица подраздели. В
сферичната астрономия се раз¬
глеждат математическите методи за решаване
на задачите, свързани с видимото разположе¬
ние и движение на светилата по небесната
сфера. Фундаменталната астром е т р и я се занимава с определянето на найточна система небесни координати. Прак¬
тическата астрометрия разработ¬
ва инструменти и начини за определяне на вре¬
мето, географските координати и азимутите
на посоките. Нейните задачи плътно се добли¬
жават до задачите на геодезията.
Астрометрията е най-древният дял на ас¬
трономията. От първите крачки в древния
свят до началото на XVIII в. съдържанието
на астрономията се е свеждало главно до астрометрични измервания.
Съставянето на първите звездни каталози
в древния Китай се отнася към IV в. пр. н. е,
Древногръцкият астроном Хипарх е съставил
през II в. пр. н. е. каталог с координатите на
850 звезди. Сравнявайки го с по-ранни на¬
блюдения, той открил движението на земна¬
та ос в пространството, наречено предесия (вж. Прецесия и нутация). Като посто¬
янен стимул за развитието на астрометрията
в древността са служели практическите по¬
требности на хората и преди всичко нуждите
на мореплаването, тъй като поради липсата
на компаси и механични часовници навига¬
цията в открито море се е осъществявала из¬
ключително по наблюдения на небесните све¬
тила.
През средновековието астрометрията по¬
лучила широко разпространение в арабския

Изток. Най-виден наблюдател на XV в. бил
Улугбек. В края на XVI в. датчанинът Т Ьрахе направил измервания на положенията на
планетата Марс, след обработката на които
Й. Кеплер открил трите закона за движение
на планетите. По-късно в астрономията се
появили нови дялове — небесна механика,
звездна астрономия, астрофизика, но те запа¬
зили връзка с астрометрията, която остава
за тях важен източник на фактически изход¬
ни данни.
През XIX в. в света имало няколко големи
астрометрични центъра. Видно място между
тях заемала Пулковската обсерватория. Ас¬
трономите от различни страни единодушно
признавали Пулково за астрономическа сто¬
лица на света. Именно Пулковската обсерва¬
тория била една от първите, в които започна¬
ло използуването на фотографията за целите
на астрометрията.
Във връзка с непрекъснатото нарастване
на точността на наблюденията задачите на ас¬
трометрията постоянно се усложнявали. Би¬
ло открито собственото движение на звезди¬
те, астрометристите се научили да измерват
техните паралакси. При съставянето на ката¬
лози се наложило да бъде отчитано изключи¬
телно сложното движение на оста на въртене
на Земята. За целта е създадена служба за
движението на полюсите. Откриването на неравномерностите във въртенето на Земята
поставяло много нови задачи пред службата
„Точно време”.
Възможностите на съвременната астромет¬
рия най-пълно се илюстрират от постигнати¬
те точности при ъгловите измервания. Така
например грешките в координатите на звез¬
дите в съвременните каталози обикновено не
са по-големи от ± 0,1”, а при изучаването на
положението на оста на въртене на Земята в
пространството и в тялото й точността на ре¬
зултатите от наблюденията се доближава до
± 0,01 . Това означава, че положението на
географските полюси се фиксира върху по¬
върхността на Земята във всеки момент с
грешка, не по-голяма от 30 сш.
Астрометрията съществено се обогати чрез
използуване постиженията на радиотехниката. Едновременните наблюдения на радиоизточници с помощта на радиоинтерферометри
вече дават възможност да се определят техни¬
те положения върху небесната сфера с ъгло¬
ви грешки, не по-големи от ± 0,001 \ Астро-

19

Енциклопедичен речник на младия астроном

метрични измервания е радиоинтерферометри могат да се провеждат както за естествени
радиоизточници, така и по специално поставе¬
ни, например върху повърхността на Луната
и планетите, изкуствени радиомаяци. Този
клон от астрометрията вече се превръща във
важна самостоятелна област на изследване,
която наричат радиоастрометрия.
Все по-широко приложение намират лазер¬
ните далекомери, използувани за локация на
Луната и изкуствените спътници на Земята.
Това позволява да бъде повишена точността
например при определянето на оста на върте¬
не на Земята.
В съвременната астрометрия възникнаха
съвсем нови задачи, например проблемът за
наблюдаване на бързопреместващите се по
небето изкуствени спътници на Земята. По
време на продължителните межцупланетни
полети космическите сонди се ориентират по
Слънцето, Земята, Луната, звездите. Придо¬
биха голямо значение астрометричните зада¬
чи, свързани с ориентирането върху повърх¬
ността на Луната, Марс и другите планети.

АСТРОНОМИ-ЛЮБИТЕЛИ
Любовта към астрономията обединява хора с
различни професии. Те провеждат редовни на¬
блюдения на небесните светила и явления, из¬
вършват разнообразни теоретически изслед¬
вания в областта на астрономията Много ас¬
трономи-любители работят в дружества и
кръжоци, които се ръководят от опитни спе¬
циалисти.
Значителна част от астрономите-любители
са ученици. Те се обединяват в астроно¬
мически кръжоци, дружества на мла¬
дите астрономи към общообразователните
училища, станциите и клубовете на младите
техници, към дворците и домовете на пионе¬
рите Астрономически кръжоци се създават и
към планетариумите, учебните и научноизсле¬
дователските институти, към обсерваториите.
Работата на младите астрономи в СССР се
направлява и координира от Всесъюзното
астрономо-геодезическо дружество към АН
на СССР и по-специално от Бюрото на
юношеската секция на това дружес¬
тво. В България най-добри условия за работа¬
та на астрономите-любители предоставят на¬
родните астрономически обсерватории Тях¬
ната дейност се ръководи от Съвета на народ¬

А

ните обсерватории, в който влизат нашите
най-изтъкнати специалисти по астрономия.
Много колективи от млади астрономи
имат на свое разположение астрономически
площадки, павилиони, обсерватории с разно¬
образни наблюдателни инструменти. В обсер¬
ваториите се създават лаборатории по астро¬
номия, астрофизика, астроприбороетроене и
др. За провеждането на учебните занятия и
астрономическите наблюдения се издават
учебни нагледни пособия, средства за техни¬
ческо обучение, промишлените предприятия
произвеждат оптически инструменти. За на¬
блюдения се използуват също различни типо¬
ве саморъчно направени телескопи (вж. Теле¬
скоп - самоделен).
За любителите на астрономията се издава
справочна и методическа литература, карти и
атласи на звездното небе, научнопопулярни
книги по астрономия, космонавтика и опти¬
ка. Много ценни сведения има в съветските
издания: „Что и как наблюдать на небе”
от В. П. Цесевич, „Что можно увидетьна не¬
бе” от И. Г Колчинский, М. Я Орлов, Л 3
Прох, А. Ф Пугач, „Справочник любителя
астрономии” от П. Г. Куликовский, „Астрономический календарь Постоянная часть”
(под редакцията на П. И. Бакулин), „Астро¬
номическия календарь Переменная часть”
(за дадена календарна година), „Школьньш
астрономический календарь” (за дадена учеб¬
на година), „Учебньш звездньш атлас” от А
Д. Марленский, „Звездньш атлас” от А А
Михайлов, „Телескоп астронома-любителя”
от М. С. Навашин.
За астрономите-любители представляват
интерес и следните български издания „Ас¬
трономически календар на Обсерваторията в
София” (под редакцията на А. Бонов), „Се¬
мейството на Слънцето” и „Луната” от Б,
Ковачев, „Марс” от К. Ковачев и Б. Ковачев,
„Извънатмосферна астрономия” от Н. Нико¬
лов, поредицата „Звездобройците на древ¬
ността”, „Епоха на велики астрономически
открития” и „Човекът и Вселената” от Н. Ни¬
колов и В. Харалампиев, „Далечните плане¬
ти” и „Малките планети в Слънчевата систе¬
ма” от В. Шкодров, „Слънцето и неговото
влияние върху Земята”, „Венера - най-зага¬
дъчната планета” и „Митове и легенди за съз¬
вездията” от А. Бонов, „Падащи звезди” от
М. Калинков, „Любителски телескопи” от
М. Калинков и И. Памукчиев, „Сатурн” и

0

}' 111ХИ1

допсдичсн речник на младия а< *Р

На демонстрационната астрономическа площадка се провеждат наблюдения с г че* к *п.

21

Енциклопедичен речник на младия астроном

Изработването на самоделен телескоп е увлекателно и интересно занимание.

В лабораторията по асгрофизика иа москов¬
ския 1радски Дворец
пионерите и ученици
те младите астрономи
р*' ти/ ил моиохромар
ш
иа I изи
уред
тати тнават С
новите на /м к^.о. ко
ШИТ а

А

22

Енциклопедичен речник ия млялия астроном

„Юпитер” от Р, Русев, „Небето, Земята и аз’
от Р Радков, „Неспокойните звезди” от П
Кънчев и др.
За последните постижения в областта на
астрономията и космонавтиката астрономи¬
те-любители могат да се информират от спи¬
санията „Земля и Вселенная”, „Квант”,
„Техника — молодежи”, „Знание — сила”,
„Природа”, „Наука и техника за младежта”,
„Космос”, „Криле”, от в-к „Орбита”, а също
от брошурите от серията „Космонавтика,
астрономия” на съветското издателство „Зна¬
ние”.
С цел обмяна на опит и повишаване на
майсторството в СССР се провеждат сбирки
на младите астрономи. В България периодич¬
но се провеждат Национални седми¬
ци по астрономия.

АСТРОНОМИЧЕСКИ
ДРУЖЕСТВА
Астрономическите дружества са научно-об¬
ществени организации, които обединяват
както професионални астрономи, така и лю¬
бители. Тези дружества координират научните
изследвания, съдеиствуват за обмен на ин¬
формация, пропагандират астрономическите
знания между населението, помагат на люби¬
телите да придобият наблюдателни навици.
Най старото дружество на професионални
астрономи е Английското кралско астроно¬
мическо дружество, основано през 1820 г.
През 1887 г. е създадено Френското астроно¬
мическо дружество, в което влезли и профе¬
сионалисти, и любители от много страни,
включително и от Русия.
Първото такова дружество в Русия —
кръжокът на любителите на физиката и ас¬
трономията, е създадено през 1888 г. в Нижни Новгород (сегагр.Горки). През 1890 г. е
основано Руското астрономическо дружество,
в което са приемани само професионални ас¬
трономи. През 1909 г. в Петербург е образу¬
вано Руското дружество на любителите на
природознанието, в което участвували астро¬
номи-любители, предимно младежи.
В Москва кръжок на астрономите-любите¬
ли е създаден през 1908 г., а през 1912 г. той
е преобразуван в Дружество на астрономителюбители. След Великата октомврийска со¬
циалистическа революция астрономически

кръжоци и дружества се създават в много
градове на Съветския съюз
През 1932 г. на базата на много астроном
чески дружества е създадена единна обществ но-научна организация — всесъюзното встрономо-геодезическо дружество (ВАГО).
В много градове на СССР при дворците и
домовете на пионерите, клубовете, станциите
на младите техници и гшанетариумите рабо¬
тят астрономически кръжоци или клубове
Младите любители на астрономията и космо¬
навтиката се занимават в тях с увлекателна
та наука за Вселената, провеждат астрономи¬
чески наблюдения. Най-активните кръжочш:
ци стават членове на ВАГО.

АСТРОНОМИЧЕСКИ
ЕЖЕГОДНИЦИ И КАЛЕНДАРИ
Астрономическите ежегодници и календари
са периодични издания на астрономически
учреждения или дружества. Те съдържат ефемериди на небесните светила, информация за
астрономическите явления и справочни дан¬
ни. Тези издания са предназначени за астроно¬
мическите и астрономо-геодезическите учреж¬
дения, навигацията и астрономите-любители.
Те позволяват да бъде съставена програма за
наблюдаване на дадени астрономически явле
ния и да бъде пресметнат моментът на тяхно¬
то начало или край.
За астрономическите и астрономо-геоде
зическите учреждения Институтът по теоре¬
тична астрономия при АН на СССР издава
„Астрономический ежегодник СССР”, в койтс
са дадени ефемеридите на Слънцето, Луната,
големите планети, средните и видимите мес
та на избрани звезди, сведения за лунните и
слънчевите затъмнения. Ефемеридите на тела
та от Слънчевата система се пресмятат по ма
тематическата теория за движение на тези те¬
ла. Сравняването на пресметнатите положе¬
ния с наблюденията позволява да се уточни
теорията за движение на тези тела и да се за¬
дълбочат нашите знания за строежа на Слън¬
чевата система. „Астрономический ежегод¬
ник СССР” се издава от 1922 г.
За астрономите-любители Всесъюзното ас
трономо-геодезическо дружество (ВАГСЛ из¬
дава „Астрономический календарь”, койтс
съдържа ефемеридите на Слънцето, Луната,
големите и някои ярки малки планети, ярки

А

Енциклопедичен речник на младия астроном

23

те комети, координатите на променливи звез¬
ди. сведения за изстреляните изкустве¬
ни спътници на Земята. В „Астро¬
номическия календарь” се публикуват обзор¬
ни статии за основните успехи на астрономия¬
та. Този календар е съставен на основата на
данните, публикувани в „Астрономический
ежегодник СССР”. Епизодично се издава и
постоянна част на „Астрономический кален¬
дарь”, която съдържа инструкции за провеж¬
дането на наблюдения на различни астрономи¬
чески явления, както и някои често използу¬
вани таблици. „Астрономический календарь”
излиза от 1895 г. и до 1934 г се е наричал
..Русский астрономический календарь”.
За обсерваториите, които провеждат сис¬
темни наблюдения на малки планети, Институ¬
тът по теоретична астрономия при АН на
СССР издава ежегодника „Зфемеридм мальгх
планет”.
От 1954 г. и Българската академия на нау¬
ките издава астрономически календар. Той
се нарича „Астрономически календар на Об¬
серваторията в София”. Съдържанието му е
подобно на това на „Астрономический кален¬
дарь”, но обемът му е по-малък.

АСТРОНОМИЧЕСКИ ЗНАЦИ
Астрономическите знаци са условни означе¬
ния на Слънцето, Луната, планетите, зодиа
калните съзвездия, а също така на противостоянията, съединенията на планетите, фази¬
те на Луната и др. Знаците се използуват в
астрономическата литература, ежегодниците
и календарите. Някои знаци служат и за оз¬
начаване на дните от седмицата (вж. табли¬
цата).

Астрономически знаци
Знаци на телата от Слънчевата система

О
<г

Слънце / неделя/
Луна /понеделник/
М*рк,:„1Й/сряда/

?

• - 1 /петък/
Земя

^

или

Сатурн /събота/

\

Уран

X

Нептун

X

Плутон

Е

или

й.

Комета

•

Марс /вшрник/

4

- етер/четвъртък/

%

Астероид № 5

©

Знаци за зодиакалните съзвездия

Т

Овен {а също точ
ката на пролетното
равноденствие)

Везни ( а също точ
—ту- ката на есенното
равноденствие)

Бик

Щ Скорпион

Близнаци

Д Стрелец

о

Рак {а също точка
та на лятното
слънцестояние)

"0

4?

Лъв ( а също знак за
възходящ възел
на обрита)

53% Водолеи

ЦУ

Девица

У"(

I

Козирог ( а също точката на зимното
слънцестояние)

Риби

АСТРОНОМИЧЕСКИ
ИНСТИТУТ „ЩЕРНБЕРГ”
Държавният астрономически институт „Щернберг” към Московския държавен универси¬
тет (ГАИШ) обединява един от най-големите
научни колективи от съветски астрономи.
Първата астрономическа обсерватория към
Московския университет е построена през
1830 г. в Пресна. На основата на тази обсер¬
ватория през 1931 г е създаден ГАИШ, обе¬
динил три астрономически учреждения.
Сега ГАИШ се помещава в красиво зда¬
ние на Ленинските възвишения в близост до
МГУ. Освен това институтът разполага с мно¬
го наблюдателни бази: Кримската южна стан¬
ция, Тяншанската високопланинска експеди¬
ция близо до г. Алма Ата, Високопланинска¬
та средноазиатска експедиция, където са раз¬
положени основните телескопи и уреди на
института
Най-големият телескоп, 125-сантиметров
рефлектор, се намира в Кримската станция
на ГАИШ. Други по-значителни инструменти
са 70-сантиметровият рефлектор, вертикал¬
ният слънчев телескоп, 40-сантиметровият
астрограф, 50-еантиметровият менисков те¬
лескоп и т. н. В строящата се средноазиатска
обсерватория ще бъде монтиран 150-санти
метров рефлектор.
Тематиката на научната дейност на инсти¬
тута обхваща много проблеми на съвременна
та астрономия: космология, изследване на

24

Енциклопедичен речник не младия астроном

Т елескопите-рефлекто
ри на Кримската стан¬
ция иа ГАИШ с диамет
ри на огледалата 48 см
(вляво) и 125 сш

Астрономическият ин¬
ститут „П. К. Щсрнберг ’

галактики и тяхното взаимодействие, радиоастрономия, физика на звездите и мъглявините, звездна астрономия, изследване на рент-

генови източници, физика на Слънцето и планетите, съставяне на карти на повърхността
на Луната и планетите, астрометрия слхж 5

25

Енциклопедичен речник на младия астроном

А

Огледалният телескоп (рефлектор) на И. Ню тон

„Точно време”, движение на земните полюси,
небесна механика, астродинамика, гравиметрия.
Институтът служи за база при подготовка¬
та на специалисти по астрономическите дис¬
циплини. Той работи в тесен контакт с астро¬
номическия отдел на Физическия факултет
наМГУ.

АСТРОНОМИЧЕСКИ
ИНСТРУМЕНТИ И УРЕДИ
Астрономически инструменти и уреди са оп¬
тическите телескопи с различни приспособле¬
ния и приемници на лъчение към тях, радиотелескопите,
лабораторните измерителни
уреди й другите технически средства, които
служат за провеждане и обработване на астро¬
номическите наблюдения.
Цялата история на астрономията е свър¬
зана със създаването на нови инструменти,
които позволяват да бъде повишена точност¬
та на наблюденията и да бъдат разширени въз¬
можностите за изследване на небесните свети¬
ла в недостъпните за невъоръженото човешко
око области на електромагнитното излъчване
(вж. Електромагнитно излъчване на небесни¬
те тела).

Квадрант за определяне на височините на небесните
тела

Първи (още в дълбоката древност) се поя¬
вили ъгломерните инструменти. Най-древни¬
ят от тях е гномонът. Това е вертикален
прът, който хвърля сянка от Слънцето върху
хоризонтална равнина. Като знаем дължината
на гномона и на сянката, можем да опреде¬
лим височината на Слънцето над хоризонта
Към старинните ъгломерни инструменти
спада и квадрантът. В наи-иростия си
вариант квадрантът представлява дъска във
формата на четвъртина от кръга, разделена
на градуси. Около центъра на този кръг се
върти подвижна линийка с два визьора.
Широко разпространение в древната астро¬
номия получили армиларните сфери
— модели на небесната сфера с нейните найважни точки и кръгове: полюсите и светов¬
ната ос, меридиана, хоризонта, небесния екватор и еклиптиката. В края на XVI в найточни и изящни астрономически инструмен¬
ти изготвял датският астроном Т. Брахе. Не¬
говите армиларни сфери били приспособени
за измерване както на хоризонталните, така
и на екваториалните координати на светилата
Коренен преврат в методите за астрономи¬
чески наблюдения бил извършен през 1609 г ,
когато италианският учен Г. Галилей изпол¬
зувал за оглеждане на небето зрителна тръба
и извършил първите телескопични наблюде¬
ния. За усъвършенствуването на конструкци¬
ята на телескопите рефрактори, които имат
лещови обективи, големи заслуги има Й
Кеплер.
Първите телескопи били крайно несъвър¬
шени, давали размит образ, оцветен с цвето¬
вете на дъгата.
Опитвали се да се избавят от недостатъците, увеличавайки дължината на телескопите.

26

Енциклопедичен речник на младия астроном

Армиларна

сфера.

Вдясно астролабия

Телескопът на Кеп
лер

Така се появили огромни инструменти от ро
да на този, който бил построен през 1664 г.
във Франция от А Озу; този телескоп бил
дълъг 98 ш и в това отношение и досега оста¬
ва шампион Наи-ефективни и удобни обаче
се оказали ахроматичните телескопи-рефрак
тори, каквито започнал да изготвя от 1758 г
в Англия Д Долънд.
През 1668 г И Нютон построил телескопрефл кюр, който нямал редица от оптичес¬
ките недостатъци присъщи на рефракторите
По късно с усъвършенетвуването на тази
система телескопи са се занимавали М В Ломоносов и У Хершел Последният е постиг¬
нал особено големи успехи при изработване
то на рефлектори Увеличавайки постепенно
диаметрите на изготвяните огледала, през
1789 г У Хершел шлифовал за своя телес¬
коп наи-голямото огледало (с диаметър 122
сш), За времето си този телескоп бил най-големият в света рефлектор.
През XX в получиха разпространение огле¬
дално-лещовите телескопи, чиито конструк¬
ции са разработени от немския оптик Б.
Лмит (1931 г.) и от съветския оптик Д Д.
Максутов (1941 г ).
През 1974 г. завърши съоръжаването на
най-големия в света съветски огледален те¬
лескоп с диаметър на огледалото 6 т Този
телескоп се намира в Кавказ в Специалната
астрофизическа обсерватория. Възможности¬
те на новия инструмент са огромни. Още
първите наблюдения показаха, че за този те¬

лескоп са достъпни обекти от 25-а звездна
величина, т. е. милиони пъти по-слаби от тези,
които е наблюдавал Галилеи със своя телес¬
коп.
Съвременните астрономически инструмен
ти се използуват за измерване на точните по-

27

Енциклопедичен речник на младия астроном

А

Гигантският телескоп на Ян Хевелий

ложения на светилата върху небесната сфера
(системните наблюдения от такъв род позво¬
ляват да бъде изучено движението на небес¬
ните светила); за определяне на скоростта
на движение на небесните тела по направле¬
ние на зрителния лъч {лъчеви скорости); за
пресмятане на геометричните и физическите
арактсристики на небесните тела; за изуча¬
ване н физическите процеси, протичащи в
различни небесни тела, за определяне на тех¬
ния имиче< ни състав и за много други из¬
следвания на небесни!е обекти, с които се за¬
нимава астрономия 1 а.

Към астрономическите инструменти спа¬
дат универсалният инструмент и близкият до
него по конструкция теодолит; меридианният кръг, използуващ се за съставяне на
точни каталози на положенията на звездите;
пасажният инструмент, които служи за точно
определяне на преминаванията на звездите
през меридиана на мястото на наблюдение,
което е нужно за службата „Точно време”
За фотографически наблюдения се изпол¬
зуват астрографи.
За астрофизичееките изследвания са нуж¬
ни телескопи със специални приспособления.

28

Енциклопедичен речник на младия астроном

предназначени за спектрални {обективна
За измерване на положенията на звездните
призма, астроспектрограф), фотометрични образи върху фотографиите и образите на
(астрофотометър), поляриме грични и други изкуствените спътници спрямо звездите вър
наблюдения,
ху спътникограмите служат координатно-из¬
Проникващата способност на телескопа мерителните машини. За измерване на почерможе да бъде увеличена, като при наблюде¬ ненията на фотографиите на небесните свети
нията се използува телевизионна техника (вж. ла и спектрограмите се използуват микрофс
Телевизионен телескоп), а също и фотоелек- тометри
тронни умножители
Важен уред, необходим за наблюденията е
Създадени са инструменти, които позво¬ астрономическият часовник.
ляват да се провеждат наблюдения на небес¬
При обработването на резултатите от ас¬
ните тела в различни диапазони на електро¬ трономическите наблюдения се използуват
магнитното лъчение, включително и в неви¬ електронни изчислителни машини.
димия диапазон Това са радиотелескопите
Съществено обогати нашите представи за
и радиоинтерферометрите, а също така ин¬
струментите, използувани в рентгеновата ас¬ Вселената радиоастрономията, зародила се в
трономия, гама-астрономията, инфрачервена¬ началото на 30-те години на нашия век. През
1943 г. съветските учени Л. И. Манделщам и
та астрономия
За наблюдаването на някои астрономичес¬ Н Д. Папалекси теоретически обосноваха
ки обекти са разработени инструменти със възможността за радиолокация на Луната. Ра¬
специална конструкция. Такива са слънчеви¬ диовълни, изпратени от човека, достигнаха
ят телескоп, к о р о н о г р а ф ъ т (за на¬ Луната и отразявайки се от нея, се върнаха на
блюдаване на слънчевата корона), комето- Земята. 50-те години на XX в. бяха период на
тьрсачът, метеорният патрул, спътниковата необикновено бързо развитие на радиоастро¬
фотографическа камера (за фотографически номията. Ежегодно радиовълните донасяха от
Космоса нови удивителни сведения за приро¬
наблюдения на спътници) и много други.
В хода на астрономическите наблюдения се дата на небесните тела.
получават много числа, фотографии, спектроДнес радиоастрономията използува найграми и други материали, които трябва да бъ¬ чувствителните приемни устройства и най
дат подложени на лабораторна обработка за големите антени. Радиотелескопите проник¬
получаване на окончателни резултати. Такава наха на такава дълбочина в Космоса, която
обработка се извършва с помощта на лабора¬ засега остава недостъпна за обикновените оп¬
торните измерителни уреди.
тически телескопи. Пред човека се разкри

79

Енциклопедичен речник на младия астроном

А

радиокосмосът — картината на Вселената в Телескопът-рефлектор с диаметър на огледалото
2,6 ш на Кримската астрофизимеска лаборатория
радиовълни.
Астрономическите инструменти за наблю¬
дения се монтират в астрономическите обсер¬
ватории. За построяването на обсерватория
се избира място с добър астроклимат, където
има достатъчно голям брой ясни нощи, а ат¬
мосферните условия са благоприятни за по¬
лучаването на добри образи на небесните све¬
тила в телескопите. Обикновено такива места
се намират в планините.
Земната атмосфера създава значителни
смущения при астрономическите наблюдения.
Постоянното движение на въздушните маси
размива, разваля образите на небесните све¬
тила, поради което при наземни наблюдения
се налага да се използуват телескопи с огра¬
ничено увеличение (обикновено не повече от
неколкостотин пъти). Поради поглъщането
от земната атмосфера на ултравиолетовото и
голяма част от инфрачервеното излъчване се
губи огромно количество информация за
обектите, които са източници на такива лъче¬
ния.
На планинските върхове въздухът е почист, по-спокоен и затова условията за изуча¬
ване на Вселената там са по-благоприятни.
По тази причина още от края на XIX в. всич¬
ки големи астрономически обсерватории се
строят на планински върхове или на високи
плата През 1870 г. френският изследовател
П. Жанеен използувал балон за наблюдения АСТРОНОМИЧЕСКИ
на Слънцето. Такива наблюдения се провеж¬ КОНСТАНТИ
дат и в наше време През 1946 г. група амери¬ Астрономическите константи са величини,
кански учени поставиха спектрограф в раке¬ които определят формата, размерите и орби¬
та и я отправиха към горните слоеве на атмо¬ тата на Земята, мащаба на Слънчевата систе¬
сферата на височина около 200 кш. Следващ ма, единицата за време, масата на Слънцето,
етап в извънатмосферните наблюдения беше скоростта на светлината, гравитационната
създаването на орбитални астрономически константа, константата на аберация и т. н.
обсерватории (ОАО) на изкуствени Най-важните от тях се наричат фундаментал¬
спътници на Земята. 1 акивн обсер¬ ни. Такава е например астрономичес¬
ватории са например съветските орбитални ката единица за дължина
танции „Салют'5. Орбиталните астрономи¬
Астрономическите константи се определят
чески обсерватории от различни типове и с на основата на многогодишни наблюдения и
различно предназначение се използуват широ¬ периодично се уточняват по нови наблюдения.
ко в практиката на съвременните изследва¬ На определянето на константите се придава
ния на космическото пространство.
много голямо значение: за да бъдат сравними
От първи хе наблюдения на небето до съв- наблюденията, извършвани в различните об¬
рем ннит' космически обсерватории, непо- серватории, в целия свят се използуват едни
ср дствено изучаващи небесните тела - ето и същи константи, обединени в системи Сис
Меж¬
пътя на развити на астрономическите уреди темите се утвърждават на конгресите
дународния астрономически съюз (МАС).
и инструменти.

30

Енциклопедичен речник на младия астроном

АСТРОНОМИЧЕСКИ
НАБЛЮДЕНИЯ
Астрономическите наблюдения са основен на¬
чин за изследване на небесните обекти и явле¬
ния Те могат да се провеждат с невъоръжено
око или чрез оптически инструменти телес¬
копи, снабдени с различни приемници на из¬
лъчване (спектрографи, фотометри и др ),
астрографи, специални инструменти (напри¬
мер бинокли) , Целите на наблюденията са
най-разнообразни Точните измервания на по¬
ложенията на звездите, планетите и другите
небесни тела дават материал за определяне на
разстоянията до тях (вж Паралакс), на соб¬
ствените движения на звездите, позволяват
да бъдат изучени законите за движение на
планетите и кометите Резултатите от измер¬
ването на видимия блясък на светилата (ви¬
зуално или с помощта на астрофотометри)
позволяват да бъде оценено разстоянието до
звездите, звездните купове, галак¬
тиките, да бъдат изучени процесите, които
протичат в променливите звезди, и т. н. Из¬
следването на спектрите на небесните светила
с помощта на спектрални уреди позволява да
бъдат измерени температурата на светилата и
техните лъчеви скорости, дава неоценим ма¬
териал за задълбочено изучаване на физиката
на звездите и на другите обекти.
Резултатите от астрономическите наблю¬
дения обаче имат научна стойност само тога¬
ва, когато безусловно се изпълняват инструк¬
циите, които определят реда на действията на
наблюдателя, изискванията към инструмен¬
тите, към мястото на наблюдението и към на¬
чина на регистриране на данните от него.
Към методите на наблюдения, достъпни за
младите астрономи, спадат визуалните наблю¬
дения без инструмент, визуалните телеско¬
пични, фотографските и фотоелектричните
наблюдения на небесните обекти и явления
В зависимост от инструменталната база, по¬
ложението на пункта за наблюдения (голям
град, градче, село), астроклиматичните усло¬
вия и интересите на любителя за наблюдения¬
та може да бъде избрана всяка (или някол¬
ко) от предложените теми.
Наблюдения на слънчевата
активност. При наблюдаването на слън¬
чевата активност ежедневно се скицират слън¬
чевите петна и се определят координатите им

с помощта на предварително приготвена ъгломерна мрежа Най-добре е наблюденията да
се провеждат с голям училищен телескопрефрактор или самоцелен телескоп на пара
лактичен статив (вж. Телескоп самоделен)
Винаги трябва да се помни, че не бива в ни¬
какъв случаи да се гледа Слънцето без тъмен
(защитен) филтър Удобно е наблюденията на
Слънцето да се провеждат, като образът му се
проектира на специално приспособен към те
лескопа екран. Върху хартиен шаблон се на¬
насят контурите на групите от петна и на от¬
делните петна, отбелязват се порите. След
това се пресмятат техните координати, пре¬
брояват се петната в групите и за момента на
наблюдението се определя индексът на слън¬
чевата активност — числото на Волф. Наблю¬
дателят изучава и всички изменения, които
настъпват вътре в групите от петна, като се
стреми максимално точно да предаде тяхната
форма и размери, взаимното разположение на
детайлите. Слънцето може да се наблюдава и
фотографски, като се използува допълнител¬
на оптика към телескопа, която увеличава
еквивалентното фокусно разстояние на уреда
и позволява да бъдат фотографирани в поедър план отделни детайли върху неговата по¬
върхност. Плаките и лентите за фотографира¬
не на Слънцето трябва да имат възможно наймалка чувствителност.
Наблюдения на Юпитер и не¬
говите спътници, За наблюдения на
планети, например на Юпитер, се използува
телескоп с диаметър на обектива или огледа¬
лото, не по-малък от 150 тт Наблюдателят
подробно скицира детайлите в ивиците на
Юпитер и самите ивици и определя координа¬
тите им. Ако провежда наблюдения в продъл¬
жение на повече нощи, той може да изучи
картината на измененията в облачната по¬
кривка на планетата. Интересно за наблюде¬
ние върху диска на Юпитер е Червеното пет¬
но, чиято физическа природа засега не е на¬
пълно изяснена. Наблюдателят скицира поло¬
жението на Червеното петно върху диска на
планетата, определя неговите координати,
описва цвета и яркостта на петното, регистри¬
ра забелязаните особености в обкръжаващия
го облачен слой.
За наблюдения на спътниците на Юпитер се
използува училищен телескоп-рефрактор.
Наблюдателят определя точното положение
на спътниците относно края на диска на пла-

31

I нциклопедичен речник на младия астроном

В обсерваторията се провежда подготовка за вечерните наблюдения.

А

32

I1 нцнклопедичсн речник на младия

*Р 11

1

Членове и<» Кри • кого
дружество из младит
любители астрономи
провеждат наблюд ния
на метеори с поммлта
на полеви бинокли.

Млади астрономи от
московския
градски
Дворец на пионерите и
учениците се готвят за
наблюдения от Слък
цето.

нетата с помощта на окулярен микрометър.
Освен това интерес представлява наблюдаванет > на явленията в системата от спътници

и регистрирането на моментите на тези явле
ния Към тях се отнасят затъмненията нз
спътниците, скриването им зад диска на пла

Енциклопедичен речник не младия астроном

33

нетата и появяването им иззад диска, преми¬
наването на спътника между Слънцето и пла¬
нетата, между Земята и планетата.
Търсене на комети и тяхното
наблюдаване. Търсенето на комети се
извършва с помощта на светлосилни опти¬
чески инструменти с голямо зрително поле
(3 - 5°) За тази цел могат да бъдат изпол¬
зувани полеви бинокли, астрономическата
тръба АТ-1, бинокулярите ТЗК, БМТ-110,
а също и кометотърсачи.
Наблюдателят системно оглежда западната
част на небето след залеза на Слънцето, север¬
ната област и областта около зенита през
нощта, а източната — преди изгрева на Слън¬
цето Той трябва много добре да познава раз¬
положението по небето на стационарните мъг¬
ливи обекти — газови мъглявини, галактики,
звездни купове, които по външен вид напом¬
нят комета с малка яркост В това отношение
са много полезни атласите на звездното небе,
по-специално „Учебньш звездньш атлас'* от А
Д.Марленскии и „Звездньш атлас” от А А
, Михайлов. Може да се използува и „Карта
на северното звездно небе” от Б Бонев и Н
Николов При появяването на нова комета
незабавно се подава телеграма на адрес:

В кръжока по занима
Ш*
'■

3,

'<■ ■

Н

4< Iрои* МИЯ
И

ГЛ

вус

При

А

София 1184, бул „Ленин” 72, Самостоятел¬
на секция по астрономия с НАО или София
1126, бул. „А. Иванов” 5, Катедра по астро¬
номия. Наблюдателят може да се обърне и
към най-близката обсерватория. Трябва да се
съобщят времето на откриване на кометата,
нейните приблизителни координати, името и
фамилията на наблюдателя, неговият адрес.
Наблюдателят трябва да скицира положе¬
нието на кометата между звездите, да изучи
видимата структура на главата и опашката на
кометата (ако има такава), да определи бля¬
съка й Фотографирането на областта от небе¬
то, в която се намира кометата, позволява
по-точно, отколкото при скицирането, да бъ¬
дат определени нейните координати, а следо¬
вателно да бъде определена по-точно и орби¬
тата на кометата При фотографирането на
кометата телескопът трябва да бъде снабден
с часовников механизъм, който да компен¬
сира видимото въртене на небесната сфера
Наблюдения на сребристи об¬
лаци Сребристите облаци са много инте¬
ресно, но все още недостатъчно изучено при¬
родно явление В СССР те се наблюдават лят¬
но време в областите, чиято северна ширина
е по голяма от 50 Могат да бъдат забеляза-

34

Енциклопедичен речник на младия астроном

бинокуляри ТЗК. Наблюденията по тази прони в полумрака, когато Слънцето е на ъгъл о I
грама позволяват да бъде изучено разпреде,
6 до 12‘ под хоризонта. Тогава слънчевите
лението на малките радианти по небесната
лъчи осветяват само горните слоеве на атмо¬
сфера, да бъде определено положението и от¬
сферата, където на височина 0 — 90 кт
местването на слабоизучените малки радиансе образуват сребристите облаци За разлг а
ти водят до откриването на нови радианиот обикновените облаци, които в здрача из¬
Наблюдения на променливи
глеждат тъмни, сребристите облаци светят. Те
звезди. Основните инструменти за наблю¬
се наблюдават в северната страна на небето,
даване на променливи звезди са полеви би
ниско над хоризонта.
нокли, астрономически тръби АТ-1, биноку¬
Наблюдателят оглежда всяка нощ през 15ляри ТЗК, БМТ-110, кометотърсачи, обезпе¬
минутни интервали областта над хоризонта и
чаващи голямо зрително поле. Наблюдения
ако се появят сребристи облаци, оценява яр¬
та на променливи звезди позволяват да бъ¬
костта им, регистрира измененията на форма¬
дат изучени законите за изменението на бля
та, с помощта на теодолит или друг ъгломесъка им, да бъдат уточнени периодите и ам¬
рен инструмент измерва дължината на заета¬
плитудите на изменение на блясъка, да бь
та от облаците област по височина и азимут.
де определен типът им и т. н.
Освен това целесъобразно е сребристите об¬
Най-напред се наблюдават променливите
лаци да бъдат фотографирани. Ако светлозвезди цефеиди, които имат правилни изме¬
силата на обектива е 1 2 и чувствителността
нения на блясъка с достатъчно голяма ам
на лентата — 130 — 180 единици по ГОСТ,
плитуда, и едва след това се пристъпва към
добри снимки могат да се получат при експо¬
наблюдения на полуправилни и неправилни
зиции 1—2 ? На снимката трябва да се виж¬
променливи звезди, звезди с малка амплиг
дат основната част от областта на облаците и
да на блясъка, а също към изследване на
силуетите на строежи или дървета.
звезди, заподозрени в променливост и към
Целта на патрулирането и наблюденията на
патрулиране на избухващи звезди.
сребристите облаци е да се определят честота¬
С помощта на фотоапарат може да бъде
та на появяване на облаците, преобладаващи¬
фотографирано звезднотЬ небе с цел наблю¬
те форми, динамиката на областта на сребрис¬
даване на дългопериодични променливи звез¬
тите облаци, а също на отделните детайли вът¬
ди и търсене на нови променливи звезди.
ре в тази област.
Наблюдения на слънчеви за
Наблюдения на метеори. Задача¬
тъмнения. В програмата на любителски¬
та на визуалните наблюдения е броенето на
те наблюдения на едно пълно слънчево затъм¬
метеорите и определянето на метеорните ранение
могат да влязат: визуално регистрира¬
дианти. В първия случай наблюдателите се
разполагат под кръгла рамка, ограничаваща
не на моментите на контактите на края в
лунния диск с края на диска на Слънцето
зрителното поле до 60°, и регистрират само
тези метеори, които се появяват вътре в рам¬
(четири контакта); скициране на слънчев
корона — нейната форма, структура, размериката В дневника за наблюдения се записват
поредният номер на метеора, моментът на
цвят; телескопни наблюдения на явления
прелитане с точност до една секунда, звезд¬
при покриването на слънчевите петна и фак¬
ната величина, ъгловата скорост, посоката на
лите от края на лунния диск; метеорологич¬
метеора и положението му спрямо рамката.
ни наблюдения — регистриране на изменения
Тези наблюдения позволяват да бъде изучена
та на температурата, налягането, влажнее1
на въздуха, промените в посоката и силата и
плътността на метеорните потоци и разпреде¬
лението на метеорите по блясък.
вятъра; наблюдения върху поведението
При определянето на метеорните радианти
животните и птиците; фотографиране на ра*
наблюдателят внимателно нанася на копие от
личните фази на затъмнението с телескоп •
картата на звездното небе всеки забелязан фокусно разстояние 60 или повече сш; Ф°
метеор и отбелязва поредния номер на мете¬
графиране на слънчевата корона с поме¬
ора, момента на прелитане, звездната величи¬
на фотоапарат с обектив с фокусно разсте
на, дължината на метеора в градуси, ъгловата
ние 20 — 30 сгп, фотографиране на т н
скорост и цвета. Слабите по блясък метеори
четки на Бейли, които се появяват преди про
се наблюдават с полеви бинокли, тръби АТ-1,
светването на слънчевата корона (причина

35

Енциклопедичен речник на младия астроном

тях са планините, кратерите и долините по
края на лунния диск); регистриране измене¬
нието на яркостта на небето при увеличаване¬
то на фазата на затъмнението с помощта на
самоделен фотометър.
Наблюдения на лунни затъм¬
нения. Лунни затъмнения, както и слън¬
чеви се случват сравнително рядко и в също¬
то време всяко затъмнение се характеризира
със свои специфични особености. Наблюдени¬
ята на лунните затъмнения позволяват да бъ¬
де уточнена орбитата на Луната, дават сведе¬
ния за горните слоеве на земната атмосфера.
Програмата за наблюдаване на едно лунно
затъмнение може да съдържа следните еле¬
менти: определяне яркостта на засенчените
части на лунния диск по видимостта на детай¬
лите от повърхността на Луната при наблюда¬
ване с призмен бинокъл с шесткратно увели
чение или с телескоп с малко увеличение,
визуални оценки на яркостта на Луната и ней¬
ния цвят както с невъоръжено око, така и с
бинокъл (телескоп) ; наблюдения с телескоп
с диаметър на обектива, не по-малък от 10 сгп
при 90-кратно увеличение през цялото време
на затъмнението на кратерите Херодот, Аристарх, Грималди, Атлас и Ричиоли, в областта
на които могат да бъдат забелязани цветови и
светлинни явления, регистриране с помощта
на телескоп на моментите на покриване от
земната сянка на някои детайли върху лунна¬
та повърхност (списъкът на тези обекти е
даден в книгата „Астрономическия календарь Постоянная часть”); определяне с по¬
мощта на фотометър на яркостта на лунната
повърхност по време на различните фази на
затъмнението.
Наблюдения на изкуствените
спътници на Земята, При наблюде
нията на изкуствените спътници на Земята се
отбелязва траекторията на спътника върху
звездна карта и времето на неговото преми¬
наване покрай забележими ярки звезди Вре¬
мето трябва да бъде регистрирано с точност
до 0,2 5 със секундомер Ярките спътници мо¬
гат да бъдат фотографирани.

АСТРОНОМИЧЕСКИ
ОБ< ЕРВАТОРИИ
Астрономическите обсерватории са научноиз¬
следователски учреждения, в които се извър¬
шват системни наблюдения на небесните све¬

А

тила и явления и се провеждат изследвания в
областта на астрономията. Обсерваториите са
обзаведени с инструменти за наблюдения
(оптически телескопи и радиотелескопи),
специални лабораторни уреди за обработване
на резултатите от наблюденията астрофотографии, спектрограми, записи от астрофотометрите и другите приспособления, с
които се регистрират различните изучавани
характеристики на небесните светила, и др
Създаването на първите астрономически
обсерватории се губи в дълбоката древност.
Най-древните обсерватории били построени в
Асирия, Вавилон, Китаи, Египет, Персия, Ин¬
дия, Мексико, Перу и някои други държави
преди няколко хилядолетия. Древните еги¬
петски жреци, които всъщност са били и пър¬
вите астрономи, провеждали наблюденията от
специално направени площадки на върховете
на пирамидите.
В Англия са открити останки от удивител¬
на астрономическа обсерватория, съоръжена
още през каменния век — Стоунхендж. За
„инструменти”, с които са се провеждали
наблюденията в тази обсерватория-храм слу
жели каменни плочи, подредени по определен
начин.
Още една древна обсерватория беше от¬
крита наскоро на територията на Арменската
ССР, близо до Ереван Според археолозите та¬
зи обсерватория е била построена преди око¬
ло 5 хиляди години, много преди образуване¬
то на Урарту - първата държава, възникнала
на територията на Съветския съюз.
Забележителна за СЕоето време обсерва
тория е построил през XV в в Самарканд ве¬
ликият узбекски астроном Улугбек Основен
инструмент в обсерваторията бил гигантски¬
ят квадрант за измерване на ъглови разстоя¬
ния между небесните светила. В тази обсерва¬
тория с непосредственото участие на Улугбек
бил съставен знаменитият каталог, който съ
държал определените с невиждана дотогава
точност координати на 1018 звезди. Дълго
време този каталог бил считан за най-добър в
света.
Първите обсерватории от съвременен тип
са построени в Европа в началото на XVII в
след изобретяването на телескопа. Първата
голяма държавна обсерватория е построена в
Париж през 1667 г. Освен квадранти и други
ъгломерни инструмети гук се използуват го¬
леми телескопи рефрак гори с фокусно раз-

I нциклопедичен речник на младия и' гроном

36

Карта на астрономическите обсерватории, разположени на територията на СССР
Астрономически
обсерватории на СССР

’"//берг

Иркутск

I
ОБСЕРВАТОРИИ
М оптически

стояние 10, 30 и 40 т През 1675 г. започва
своя та дейност I ринуичката обсерватория в
Англия
Към края на XVIII в в целия свят имало
стотина обсерватории, а в края на XIX в те
били вече около 400. В днешно време по ця¬

^ радиоасрономически

лото земно кълбо работят повече от 500 ас¬
трономически обсерватории, повечето от ко¬
ито са в северното полукълбо
Първата астрономическа обсерватория в
Русия е частната обсерватория на А. А. Любимов в Холмогори близо до Архангелск

С о> осендж
обсерватория, построена още през каменния век. Гигантските каменни стълбове наСтоувхендж са служели за визьори, през които са били наблюдавани небесните светила.

37

Енциклопедичен речник на младия астроном

А

Квадрантьт на обсерваторията на Улугбек

(1692 г.). През 1701 г. е открита обсервато¬
рията при Навигационната школа в Москва.
През 1839 г е основана знаменитата Пулковска обсерватория край Петербург, която
благодарение на съвършените инструменти и
високата точност на наблюденията в средата
на XIX в. наричали астрономическа столица
на света. По съвършенство на обзавеждането
обсерваторията веднага заела едно от първите
места в света.
Сега в Съветския съюз астрономически на¬
блюдения и изследвания се провеждат в по¬
вече от 30 астрономически обсерватории и
институти, снабдени с най-модерно обзавеж¬
дане, включително с най-големия в света те¬
лескоп с диаметър на огледалото 6 ш Между
водещите съветски обсерватории са Главната
астрономическа обсерватория на АН на СССР
(Пулковската обсерватория), Специалната
астрофизическа обсерватория на АН на СССР
(близо до селището Зеленчукск в Северен
Кавказ), Кримската астрофизическа обсерва¬
тория на АН на СССР, Главната астрономичес¬
ка обсерватория на АН на УССР, Бюракан
ската астрофизическа обсерватория на АН на
Арменската ССР, Абастуманската астрофи
зическа обсерватория на АН на Грузинската
ССР, Шемахинската астрофизическа обсерва¬
тория на АН на Азербайджанската ССР, Радиоаетрофизическата обсерватория на АН
на Латвийската ССР, Астрофизическата об
серватория на АН на Естонската ССР край
Тарту Астрономическият институт на АН на
Узбекската ССР, Астрофизическият институт
на АН на Казахската ССР, Институтът по астрофизика на АН на Таджикската ССР, Звенигородската станция за наблюдения на из¬
куствени спътници на Земята на Астросъвета
на АН на СССР, Астрономическият институт
„Щернберг ” на Московския университет, ас¬
трономическите обсерватории на Лениш радския, на Казанския и на други университети
Между най-големите обсерватории в света
са Гринуичката (Великобритания) , Харвардската и Маунт-Паломарската (САЩ) , Пик дю
Миди (Франция), в социалистическите стра¬
ни — Потсдамската (ГДР) , Ондржейовската
(ЧССР) , Краковската (ПНР), Астрономичес¬
ката обсерватория на Българската академия
на науките и др Астрономическите обсервагории на различните страни, които работят по
■бща тематика, обменят резултатите от свои¬
те изследвания и наблюдения и често нровеж-

дат наблюдения на едни и същи космически
обекти по еднаква програма
За външния вид на съвременните астроно
мически обсерватории са характерни високи
здания с форма на цилиндър или многостен
Това са кулите, в които са монтирани телес¬
копите.
Съществуват специализирани обсервато¬
рии, които провеждат наблюдения предимно
по тясно специализирана научна програма. Та¬
кива са станциите за ширината, радиоаетрономическите обсерватории, планинските стан
ции за наблюдения на Слънцето, станциите за
оптически наблюдения на изкуствените спът ници на Земята и др
В днешно време работата на някои обсер¬
ватории (Бюраканската, Кримската) е тясно
свързана с космонавтите, които провеждат
наблюдения от космически кораби и орби*

38

)' 1Н1ИК ПОП '‘ПИЧ II Р ЧНИК ИЯ МЛЯ/ДОЯ Я! трои >М

Американската обсерватория Серо Тололо

Ондржейовската ас¬
трономическа обсер¬
ватория в Чехосло¬
вашката социалисти¬
ческа република

Енциклопедичен речник на младия астроном

тачни станции. В тези обсерватории се изгот¬
вя апаратура, необходима на космонавтите
за наблюдения; сътрудници на обсерватории¬
те обработват постъпващия от Космоса мате¬
риал, В България апаратура за наблюдения от
Космоса се изработва от сътрудниците на
Централната лаборатория за космически из¬
следвания при БАН
Освен астрономически обсерватории, кои¬
то са научноизследователски учреждения, в
СССР, България и други страни има народ¬
ни обсерватории — научно-просветни
учреждения, предназначени за пропагандира¬
не постиженията на астрономията и демон¬
страционни наблюдения на небесните светила
и явления за широката публика Т ези обсер¬
ватории, снабдени с малки телескопи и дру¬
га апаратура, подвижни астрономически из¬
ложби и експонати, често се съоръжават към
планетариумите, пионерските дворци мла
дежките домове или астрономическите дру¬
жества.
Една особена категория обсерватории са
учебните астрономически об¬
серватории, създавани при средните
училища и педагогическите институти Тяхно¬
то предназначение е да осигуряват високока¬
чествено провеждане на наблюденията, пред¬
видени в учебната програма, а също разгръ¬
щане на кръжочната работа сред учащите

АСТРОНОМИЧЕСКИ
ОБСЕРВАТОРИИ В БЪЛГАРИЯ
Астрономическа обсерватория
към Софийския университет
„Климент Охридск и”. Това е първата
астрономическа обсерватория в България. Тя
е построена през 1894 г. от първия у нас про¬
фесор по астрономия Марин Бъчеваров. Нами¬
ра се в Парка на свободата в София Разпола¬
га с екваториал рефрактор „Груб” (1897 г.)
с диаметър на обектива 160 шш, зенитен те¬
лескоп (1904 г) с диаметър на обектива 55
гпш, рефрактор „Цайс” (1913 г ) с диаметър
на обектива 110 тш, пасажен инструмент и
др. По-важни извършени в обсерваторията на¬
блюдения са на планетата Марс (велики про¬
тивостоялия 1939 и 1956 \ ), с/рьнчеви и лун¬
ни »агьмнения, окултации на звезди от Луна¬
та, ^ омети, метеори, астероиди, слънчеви пет¬
на, променливи звезди По наблюдения от об¬

А

серваторията е определена географската ши¬
рина на София. Към обсерваторията работи
службата „Точно време”.
Още при пускането на първия съветски из¬
куствен спътник на Земята (ИСЗ) към об¬
серваторията беше създадена първата в Бъл¬
гария станция за наблюдения на ИСЗ, в която
бяха извършени първите у нас оптически и
фотографически наблюдения на ИСЗ
Основното предназначение на обсервато¬
рията е било и остава обучението на студенти.
В обсерваторията са работили видни българ¬
ски учени и преподаватели, като акад Никола
Бонев, акад Кирил Попов, който през пролет¬
та на 1910 г първи у нас е наблюдавал Халеевага комета., и др. Наградена е с орден „Кирил и
Методий' I степен
Национална астрономическа
обсерватория (НАО). Тя е един от
наи-големите научни комплекси на БАН. От¬
крита е през 1981 г. Разположена е в Родопи¬
те, в местността „Рожен”, недалеч от курорта
„Пампорово”, на височина 1750 ш над мор¬
ското равнище
Обсерваторията раздолага с три телескопа,
производство на държавното предприятие
„Карл Цаис”-Йена. ГДР, комплекс от лабо¬
ратории изчислителен център, работилници,
административен и битов корпус.
Най големият от тях е рефлектор с диа¬
метър на огледалото 2 т Този телескоп е
не само наи-голям в България, но и в Югоиз¬
точна Европа Оптическата му система е РичиКретиен. Тя съчетава сравнително голямо
зрително поле и добра разделителна способ¬
ност, поради което все повече се предпочита
от астрономите Двуметровият телескоп има
два фокуса Ричи-Крстиен и Куде-фокус. В
тях могат да се правят фотографични, фотселектрични и епектроекопични наблюдения.
Благодарение на специалните камери и ре¬
шетки, които са разположени на по-долния
етаж на кулата, спектроекопичните наблю¬
дения в Куде фокуса се отличават с голяма
дисперсия. Астрономическите наблюдения с
двуметровия телескоп се извършват автома¬
тизирано, като за целта се използува средна
по мощност електронноизчислителна маши
на Дистанционното командуване на телес¬
копа се извършва от три пулта, които са раз¬
положени на различни места единият се на¬
мира върху специална обслужваща количка,
вторият — в кабина, която е в подкуполною

40

Енциклопедичен речник на младия астроном

Астрономическата обсерватория към Софийския
университет „Климент Охридски”

Иационалната астрономическа обсерватория

помещение, третият се намира на по-долния
етаж от това помещение
Вторият по големина телескоп е със сис¬
тема Шмид с диаметър на огледалото 70 ст
С него могат да бъдат фотографирани срав¬
нително големи области от небето за кратко
време Това го прави много удобен за наблю¬
дения на комети, астероиди, променливи
звезди и др
[ретият телескоп е рефлектор с диаметър
на огледалото 60 спп Към него е прикрепен
електрофотометър но той може да бъде из¬
ползуван още за фотографии и за получава¬
не на спектри
Лабораторният комплекс на обсерватори¬
ята се състои от лаборатории и кабинети, ко¬
ито са снабдени с астрометрична, фотомет¬
рична и др апаратура С нея и с електронно¬
изчислителната машина към изчислителния
център на обсерваторията се обработват полу¬
чените от телескопите наблюдения.
Националната астрономическа обсервато¬
рия е наблюдателна база на Самостоятелната
секция по астрономия при БАН. В нея почти
непрекъснато работят астрономи от други ас¬
трономически учреждения — наши и чужде-

странни Често през лятото в нея прекарват
практиката си студенти, провеждат се нацио¬
нални и международни съвещания и симпози
уми Наблюдават се звезди, планети, галак
тики и др.
Белоградчишката астрономи
ческа обсерватория (Б АО) се нами¬
ра непосредствено до гр Белоградчик Тя е
основана през 1961 г. като народна астроно¬
мическа обсерватория. През 1969 г е снабде¬
на с 60 ст рефрактор „Цайс”, система Касегрен В началото тя беше станция за наблю
дения на ИСЗ, а след монтирането на телес¬
копа се извършват предимно фотоелектрич
ни наблюдения. От 1976 г е поделение на Са
мостоятелната секция по астрономия при
БАН.
Обсерваторията за наблюде¬
ния н а и з к у с т в е н и с пъ т ни ци на
Земята съществува от 1968 г. Намира се
близо до с. Плана, Софийски окръг. До 197?
г. тя беше звено на Самостоятелната секция
по астрономия при БАН, а след това премина
към Централната лаборатория по висша гео¬
дезия при БАН. Снабдена е с камера за фотографически наблюдения на ИСЗ АФУ-75, ла

41

Енциклопедичен речник на младия астроном

А

Белоградчишката астрономическа обсерватория

Н 1

1 Г 1

зерен далекомер, зенитен телескоп, пасажен
инструмент, атомен стандарт за точно време.
Има филиална наблюдателна станция, която
се намира недалеч от Ст. Загора
Базовата о б с е рв атория към
Централната лаборатория за
космически изследвания при
Б АН е разположена край Ст. Загора. Снабде¬
на е със 150 шш рефрактор със система Куде,
произведен в ,Даис” - Йена, ГДР, с които се
извършват предимно наблюдения на Слънцето
Народните астрономически
обсерватории и планетариуми
(НАОП) възникнаха след пускането на пър¬
вия изкуствен спътник на Земята като звена
за популяризиране успехите на съветската на¬
ука в изучаването на Вселената и овладяване¬
то на Космоса Повечето от тях започнаха
ьоето съществуване като станции за наблю¬
дение на ИСЗ, които извършваха наблюдение
по международна програма Първата народна
асгрономическа обсерватория беше създадена
в Ст Заг ора през 1961 г. През 1962 г се съз¬
даде обсерватория в Димитровград Към нея
любителите-астрономи създадоха и първият

л

щ *

планетариум в страната Малко по късно бяха
създадени още три — в Белоградчик (1965 г.),
която впоследствие премина към ССА с НАО,
във Варна (1968 г ) и в Ямбол (1971 г) На¬
родната обсерватория във Варна изгради соб¬
ствена наблюдателна база в близост до с Аврен, където работи 50 ст рефлектор Сега
НАОП има в Смолян, Кърджали (с наблюда
телна база на около 30 кт с 40 ст Цайсов астрограф), в Сливен (с 60 ст Цайсов рефлек¬
тор) , в Габрово, Враца и две в София (една
градска обсерватория и една към IV Благоевски район) Планетариуми има към НАОП
Смолян — това е най-големият Цайсов плане¬
тариум у нас, в Ст Загора, Варна.
НАОП са просветни и идеологически цен¬
трове за научно и техническо творчество сред
младежта в областта на физико-математическите науки. Те са оборудвани с разнообразни
кабинети, в които се провеждат занятия с лю¬
бители-астрономи от всички възрасти. Найчести посетители са обаче средношколците
Тук любителите могат да задоволят най-пъл¬
но своите интереси в различни области на ас¬
трономията. Много от възпитаници те на на

42

1 нциклонсдичен речник па млпдия а< фоноМ

родните обсерватории днес са добри астроно¬
ми, физици, математици и др специалисти
Наред с широката научнопопулярна дей¬
ност в народните обсерватории се извършват
изследователски наблюдения като например
наблюдения на ИСЗ (в Ст. Загора, Варна),
наблюдения на метеори (Варна. Ст Загора,
Кърджали и др), на слънчеви петна (Смо¬
лян) , на променливи звезди (Варна, София)
и др

АСТРОНОМИЧЕСКИ
ЧАСОВНИЦИ

За да сс защитят астрономическите ча«о.
ници от влиянието на промените в агмосф
ното налягане и за да се намали съпроще
нието на въздуха при люлеенето на махалот
започнали да ги поместват в херметични к
жуси, в които се поддържа понижено наля
гане.
Освен това за защита от всевъзможни вя
рации и сътресения астрономическите часов
ници били поставяни в подземия на значите,
на дълбочина.
Най-съвършсн махален механизъм с осо¬
бено окачване и подобрена система за термокомпенсация е създаден в началото на втора¬
та половина на XX в. от съветския инженер
Ф, М. Фсдченко. Точността на хода на часов
ниците с такава конструкция достига (2 - 3)
10 4 ь в денонощие, т. е тя е сравнима с точ
но. гта на хода на кварцовите часовници.
В астрономическите часовници на Шорт се
използуват две махала. Едното от тях, т. нар
независимо махало, се поставя в подземие
под похлупак при понижено налягане; това
махало определя ритъма на работа на часов¬
ника. С помощта на система от електромак
нит и люлеенето на независимото махало
управлява люлеенето на второто, т. нар. за
висимо махало, което непосредствено управ
лява часовниковия механизъм.
Сега в службите „Точно време” механич
ните махални астрономически часовници от¬
стъпиха място на кварцовите и атомните ча
совници

Астрономическите часовници са извънредно
точни В тях равномерната скала на времето
се определя от люлеенията на махало В про¬
дължение на много юдини астрономически¬
те часовници се използуваха за съхраняване
на времето (вж. Служба „Точно време").
1 дна от първите системи астрономически
часовници е създадена през 1657 I ог X. Хюигеис За основа на тяхната конструкция слу¬
жи махално устройство, което осигурява от¬
читането на равни промеждутъци от време е
много голяма точност.
Тъй като точността на хода на астрономи¬
ческите часовници зависи от махалното ус¬
тройство, усилията на конструкторите са се
насочили към това, да осигурят най благо¬
приятни условия за неговата работа.
Известно е, че периодът на люлеенето на
махалото зависи от неговата дължина с уве¬
личаване ю на дължината периодът нараства
Освен това периодът на люлеене на махалото
АСТРОНОМИЯ
|
се изменя при промяна на плътността на
околния въздух. За да не оказват тези причи¬
Вън всички посоки около кашата Земя сс
ни влияние върху точността на хода на часов¬
простира необятният свят на небесните тела
ника, се вземат специални мерки за поддър¬
който се нарича Вселена или Космос. Само
жане на постоянна температура в помещения¬
някои от небесните тела, например Слънцето,
та, къдсто са поставени астрономическите ча¬
Луната, планетите и наи-яркиге звезди, V
совници. А за да не изменят дължината на ма
виждат с невъоръжено око. Но освен тях във
халето дори малките колебания на темпораВселената има и безброй тела, невидими дори
турата, от XVIII в започнали да правят маха¬
с най-мощните телескопи; за тяхното еъщест
те т на астрономическите часовници от ня¬
вуване ние правим заключения въз основа 11
колко пръчки, съединени по такъв начин, че
едни или други теории. Всички тези тела се
при промяна на температурата едни от тях се
изучават от астрономията И така, астрономи¬
удължават, а дължината на други намалява
ята е наука за строежа и развитието на косм«
Използуването на такъв компенсационен
ческите тела, на техните системи и изобщо Ш
механизъм позволило значително да се пови¬
Вселената. Самата дума „астрономия” произ¬
ши точността на работа на астрономическите
лиза от две I ръцки думи „астрон” означава
часовници.
звезда и „номос” — закон.

4?

Енциклопедичен речник на младия астроном

Първите крачки. Картина от художника А. Соколов

А

44

Енциклопедичен речник не младия ястр и ?

Методите на астрономическите изследва¬
ния са извънредно разнообразни. Едни от тях
се прилагат при определянето на положението
на космическите тела върху небесната сфе¬
ра, други — при изучаването на техните дви¬
жения, трети — при изследването на физичес¬
ките характеристики на космическите тела и
т. н По различни методи, съответно с различ¬
ни инструменти, се провеждат наблюденията
на Слънцето, мъглявините, планетите, метео¬
рите, изкуствените спътници на Земята. В
съответствие с тези методи и астрономията
има различни дялове.
С измерването на небесните координати
на звездите, планетите и другите обекти се
занимава астрометрията Небесната механи¬
ка изучава законите за движение на небесни
те тела под действието на силите на всеоб¬
щото привличане, Астрофизиката изучава фи¬
зическия строеж и химическия състав на не¬
бесните тела посредством спектрални изслед¬
вания, фотометрия и други физически мето¬
ди В зависимост от изучаваните обекти в ас¬
трономията различаваме физика на Слънцето,
планетна, кометна, звездна и извънгалактична астрономия В зависимост от диапазона на
излъчване, в който се провеждат изследва¬
нията, различаваме радиоастрономия, и нфрачервена, оптическа, ултра¬
виолетова, рентгенова астрономия и га¬
ма астрономия Произходът на небесните
обекти и техните системи се изучава от космогонията, а с общите закономерности на
Вселената се занимава космологията При ас¬
трономическите изследвания широко се из¬
ползуват методите на физиката, химията, ма¬
тематиката и други науки. На свой ред астро¬
номията ги обогатява с резултатите от из¬
следванията на веществото при такива физи¬
чески условия (температура, налягане, маг¬
нитно поле), които не могат да бъдат създа¬
дени в земните лаборатории.
Астрономията се е зародила в дълбоката
древност във връзка с необходимостта от
измерване на времето и предсказване на смя¬
ната на годишните времена, с които са свър¬
зани селскостопанските работи, а също и за
ориентиране при пътешествията в пустините
и по моретата.
От незапомнени времена между „непод¬
вижните” звезди, които не изменят взаимно¬
то си положение на небето и образуват посто¬
янни съзвездия, са забелязани седем светила,

които се движели по сложен начин пр в а?
вездията, като оставали в пределите на т* ,
зона, опасваща звездното небе. Тези вети;\
били Саънцето, Луната и петте план ти Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн,
Гръцките учени преди повече от 2000 години
създали геометрична схема, която представя¬
ла видимите движения на планетите окол'
Земята. Кълбовидността на Земята вече би
ла известна, считало се, че тя стои неподвиж
но в центъра на Вселената. Тази г е о ц е нтрична теория е общоприета до XVI в
когато полският астроном Н Коперник обос¬
новава хелиоцентричната теория
(вж. Системи за света). Италианският ученГ
Галилей в началото на XVII в. извършва пър
вите телескопни наблюдения на небесни све¬
тила и открива фазите на Венера, 4 спътника
на Юпитер и много слаби звезди, невидими с
невъоръжено око По същото време немски¬
ят астроном Й. Кеплер открива трите закона
за движение на планетите около Слънцето
(вж. Закони на Кеплер), а английският учен
И. Нютон в края на XVII в доказва, че тези
закони са следствия от открития от него з акон за в с е о б щ о т о п р и в л ичане
(вж, Гравитация').
През 1718 г. английският астроном Е Халей открива собствените движения на звез¬
дите По това време вече става ясно, че звез¬
дите са извънредно далечни горещи тела, по¬
добни на Слънцето, поради което възниква
въпросът за възможно движение на Слънцето
в пространството. Такова движение е откри¬
то през 1783 г. от английския астроном У
Хершел. По-късно е определена и скороспа
на това движение, която относно най-близки
те звезди се оказва 20 кт/$.
Многобройните опити за определяне на
разстоянията до звездите дълго време оста¬
ват неуспешни. Едва през първата половина
на XIX в. за пръв път са определени разстоя¬
нията до най-близките от тях. Най-близо от
всички се оказва ярката звезда алфа от съз¬
вездието Кентавър. Но и тя е 270 000 пъти подалече от Слънцето и светлината от нея идва
до нас за 4,3 години; повечето звезди се на¬
мират на хиляди пъти по-големи разстояния
Изследването на двойните звезди позволява
да бъдат определени техните маси.
В началото на XX в. окончателно е устано¬
вено, че Вселената има островен строеж ми¬
лиарди звезди образуват отделни системи,

45

Енциклопедичен речник на младия астроном

изолирани една от друга. Системата, към ко¬
ято принадлежи Слънцето и която ние наблю¬
даваме като бледата ивица на Млечния път,
се нарича Галактика. Слънцето се намира
твърде далече от нейния център. Извън преде¬
лите на Галактиката има много други подоб¬
ни системи — галактики.
Съставът на Слънчевата система също на¬
раства значително. През 1781 г. Хершел от¬
крива планетата Уран, два пъти по-отдалечена
от Слънцето, отколкото Сатурн. През 1846 г.
в резултат на теоретични пресмятания е от¬
крита още по-отдалечена планета — Нептун,
а през 1930 г. и най-далечната планета — Плу¬
тон (сега на най-голямо разстояние от Слън¬
цето е Нептун бел. прев). Много планети имат
спътници (вж. Спътници на планетите). През
1801 г. е открита първата малка планета (ас¬
тероид) . Сега са известни около 2000 малки
планети.
В средата на XIX в. са разработени мето
дите на спектралния анализ (вж
Електромагнитно излъчване на небесните те¬
ла; Астрофизика), които позволяват да бъ¬
дат изучени химическият състав и физически¬
ят строеж на звездите, както и техните прос¬
транствени движения. По това време наблю¬
дателните методи се попълват с фотографи¬
ята XX в. е ознаменуван с много забележи¬
телни открития в значителна степен благода¬
рение на създаването на мощни телескопи.
От средата на XX в. стремително се развива
радиоастрономията, която разшири изследва¬
ния от астрономите диапазон на излъчванията
на небесните тела и по такъв начин позволи
да бъдат открити редица нови космически
обекти; пулсари, квазари.
С изстрелването на първия изкуствен
спътник на Земята през 1957 г от
Съветския съюз стана възможно наблюдава¬
нето на космически обекти не от повърхност¬
та на Земята през неспокойната и малко про¬
зрачна атмосфера, а от космическото прос¬
транство. С това се занимава новият дял о*
астрономията — извън атмосфер . ата астрономия Изпращаните към пла¬
нетите сонди позволяват да бъдат получени
сведения за строежа на тяхната повърхност,
за атмосферата им и за физическите условия
на тези планети. Луната се изследва не само
от автоматични апарати и луноходи, но и от
астронавтите, посетили нашия естествен спът¬
ник.

А

АСТРОС ПЕКТРОГРАФ
Астроспектрографът е уред за регистриране
на спектрите на излъчването, което идва към
нас от небесните тела. Той се поставя в един
от фокусите на телескопа. Астроспектрогра¬
фът практически не се различава от спектро¬
графите, които се използуват при лаборатор¬
ните изследвания.
В спектрографа светлинният лъч от изслед¬
ваното небесно тяло се разлага на съставни¬
те цветове подобно на слънчевата светлина
при дъгата Получената на изхода на спектро¬
графа съвкупност от цветове (това е спектъ¬
рът на излъчване) се фотографира или се ре¬
гистрира с помощта на фотоелектрични при¬
емници на светлина След това записаният
спектър се подлага на детайлно изследване.
В резултат на такива изследвания се опреде¬
лят физическите условия и химическият със¬
тав на небесните тела, измерват се лъчевите
скорости на движение, установява се наличи¬
ето и се измерва интензитетът на магнитното
поле и много други.
Главна част на спектрографа е стъклена
призма или дифракционна решетка, с по¬
мощта на които се осъществява разлагането
на светлинния лъч в спектър В стъклена¬
та призма разлагането на лъча на състав¬
ните цветове става по същите физически за¬
кони, по които слънчевият лъч блести с всич¬
ки цветове на дъгата в дъждовната капка или
утринната роса В дифракционната
решетка разлагането на светлинния лъч
се извършва другояче. Представа за начина,
по който става това, може да се получи при
прост опит с грамофонна плоча. Вземете гра¬
мофонната плоча и се опитайте, като я гледа
те почти ребром, да уловите в нея отражение¬
то на светеща лампичка. От двете страни на
това отражение ще видите разноцветни ивички, приличащи на късчета дъга. Това не е не¬
що друго, а спектърът на излъчването на лам¬
пичката, получен с помощта на дифракционна
решетка, ролята на която изпълнява набраз¬
дената повърхност на грамофонната плоча.
Да разгледаме устройството на призмения астроспектрограф.Светлин¬
ният лъч от звездата постъпва в спектрогра¬
фа през тесен процеп След преминаването
през лещата-колиматор светлинният сноп
става успореден Като премине и през призма¬
та, светлинният сноп представлява съвкуи-

Енциклопедичен речник на младия астроном

46

Схема на призмен аетроспектрограф
Леща — колиматор
Пооцеп

Призма
•

„ Ллца — обутия

И

\

Фокус на телескопа

ност от цветни лъчи, които падат под различ¬
ни, макар и близки, ъгли Ако тези лъчи се
пропуснат през лещата-обектив, в неиния фо¬
кус се получава цветна дъга, която представ¬
лява непрекъсната поредица от цветни образи
на процепа на спектрографа, осветен от свет¬
лината на звезда или друг изследван източ¬
ник Във фокуса на спектрографа се поставя
фотографска плака или фотоелектричен при¬
емник на светлина, например фотоелектронен умножител. При фотоелектричната реги
страция спектърът автоматично се записва на
хартиена лента или се „запомня” от ЕИМ. За
анализ на спектъра, получен на фотоплака
(фотолента) , е необходимо най-напред той да
бъде обработен на микрофотометър, който
измерва почернението на различните участъци
от негатива.
Дифракционният аетроспек¬
трограф е устроен по същия начин, както призменият Разликата е само в това, че
вместо призма се използува дифракционна
решетка. Дифракционните решетки биват
прозрачни и отражателни В последно време в
астрономията дифракционните спектрографи
изместиха призмените.

АСТРОФИЗИКА
Астрофизиката изучава физическата природа
на космическите тела; плътност, температура,
маса, химически състав, възраст на небесни¬
те тела, тяхното образуване, развитие и вза¬
имодействие едно с друго. На основата на
физическите закони астрофизиката изследва
природата на космическите тела и явления и
ги обяснява. Материал за астрофизическите

Спек

изследвания дават астрофизическите наблю¬
дения.
Почти всички сведения за далечните небес¬
ни тела са получени посредством изучаване
на слабите потоци от електромагнитни вълни
пристигащи от тези тела на Земята (вж. Елек¬
тромагнитно излъчване на небесните тела ,
И светлината, и радиовълните, и рентгеновото
излъчване са електромагнитни вълни с раз¬
лична дължина За астрофизиците е важно да
извлекат от идващото електромагнитно лъ¬
чение колкото е възможно повече информа¬
ция За тази цел се изследва спектърът на из¬
точника, т. е. прави се спектрален
анализ на електромагнитното лъчение от
небесното тяло. Появилият се през втората
половина на XIX в спектрален анализ бързо
навлиза в астрономията. Всъщност едва от¬
тогава може да се говори за астрофизика С
помощта на спектралния анализ стана въз¬
можно да се измерва температурата и да се
определя химическият състав на небесните
тела, отдалечени от нас на гигантски разсто¬
яния. По-нататъшното развитие на спектрая
ния анализ е свързано с успехите на теоретич
ната и експерименталната физика, които поз¬
волиха да бъдат открити законите за излъч¬
ване и поглъщане на светлината от атомите
Спектралният анализ се оказа приложим за
определянето на всички най-важни физичес¬
ки характеристики на космическите обекти
Да вземем например светещи облаци от го¬
рещ междузвезден газ (вж. Междузвездна
среда). По техния спектър можем да узнаем
температурата и плътността на газа, неговия
химически състав, скоростите на движение на
отделните части на облаците и дори количес¬
твото междузвезден прах, който погтгьшз

4

Енциклопедичен речник на.младия астроном

преминаващата през него светлина. Нашите
знания за звездите в много отношения също
се основават на спектралния анализ. Спектри¬
те на звездите позволяват да бъдат определе¬
ни температурата, плътността и химическият
състав на техните атмосфери, да се определят
разстоянията до звездите и тяхната светимост, да бъде измерена лъчевата скорост на
звездите и скоростта на околоосното вър¬
тене, да бъде оценен интензитетът на маг¬
нитното поле на звездите (ако то е достатъч¬
но силно), да бъде открито присъствието на
обвивки от горещ газ около звездите. Без
резултатите от спектралния анализ би било
невъзможно да се изследва (теоретично)
вътрешният строеж на Слънцето и звездите,
да се оценят масата, възрастта и звездният
състав на звездните системи.
Задълбочени астрофизически изследвания
биха били немислими, ако наблюдателите не
бяха се научили да измерват точно енергията,
излъчвана от астрономическите обекти Отна ¬
чало такива измервания се провеждали „на
око” при визуалните наблюдения с телеско
пите По-късно били разработени специални
методи за измерване с помощта на астроно¬
мическата фотография Но вече са създадени
и широко се прилагат и други приемници на
лъчение (фотоелектрически), които по чув
ствителност към светлината и точност на из¬
мерване на светлинните потоци значително
превъзхождат най-качествените фотоемулсии
През последните 2 — 3 десетилетия въз¬
можностите на астрофизиката се разшириха
значително благодарение на бурното развитие
на „астрономията на невидимото” — изучава¬
нето на електромагнитни лъчения с такива
дължини на вълните, които не се възприемат
от окото
Първи между „невидимите вълни” бяха
усвоени радиовълните (вж Радиоастроно
мия). За приемането на космическите радио¬
вълни са създадени многоброини системи
аоиотелескопи Радионаблюденията позво¬
лиха разстоянията до Слънцето и планетите
да бъдат измерени с много голяма точност, да
се „погледне” под непрозрачния облачен слой
на В чера, да се „видят” от много големи
ра о ния облаци от горещ междузвезден
газ, н достъпни за оптическите телескопи
Ра иоастрономията даде възможност за на¬
блюдаване и на много студения междузвез¬
ден газ, който излъчва спектрални линии в

А

радиодиапазона. Радиогалактиките, квазарите, пулсарите - всички тези обекти бяха
открити по тяхното радиоизлъчване.
Наблюдавайки небето в инфрачервени лъ¬
чи, астрофизиците изм^иха собственото из¬
лъчване на планетите, видяха много млади
звезди през непрозрачната завеса от прах, от¬
криха ядра на галактики с мощно инфрачер¬
вено излъчване
За наблюдаване на небето в рентгенови лъ¬
чи и в гама-лъчи се наложи приемниците на
излъчване да бъдат издигани над плътните
слоеве на атмосферата — за тези лъчи слоят
въздух над Земята е съвсем непрозрачен. Ето
защо рентгеновата астрономия и гама-астро¬
номията започнаха да се развиват едва с нас¬
тъпването на космическата ера, т. е. съвсем
неотдавна. Но още сега може да се говори за
най важните открития, до които доведоха те¬
зи наблюдения бяха открити например рент¬
геновите източници, „разсипани” по цялото
небе, открито беше и излъчването на горещ
и много разреден газ в пространството меж
ду галактиките.
Като се опират на богатия материал от астрофизическите наблюдения и използуват из¬
вестните физически закони, учените се стре¬
мят да вникнат по-дълбоко в сложните физи¬
чески процеси, които протичат в различните
области на Вселената А тези процеси поняко¬
га протичат в условия, съвсем необичайни от
наша, земна тленна точка. В космическото
пространство може да бъде открито както
извънредно горещо вещество, така и газ с
много ниска температура Само в косми¬
ческото пространство може да се наблюдава
излъчване на газ с нищожна плътност, при
която в обем, равен на този на земното къл¬
бо, се съдържа по-малко от килограм вещест¬
во Само в света на звездите можем да срещ¬
нем тела с фантастична плътност, каквато
имат ядрата на атомите. Много силните маг¬
нитни полета на пулсарите и на магнит¬
ните звезди и изключително слабите по¬
лета на междузвездното пространство, излъч¬
ването на бързите частици, които летят прак¬
тически със скоростта на светлината, самоуправляемите термоядрени реакции в звезди¬
те, източниците на гигантска енергия в галак¬
тиките — всичко това може да се наблюдава,
измери, изучи с методите на астрофизиката.
Астрофизиката не само използува новите от¬
крития на съвременната физика, но и сама

48

Енциклопедичен речник на младия астрон м

съдеиствува за нейното развитие. „За астрофизиците Космосът е продължение на физи¬
ческата лаборатория, където задълбочено се
изучават най-важните физически закони, съз¬
дават се и се проверяват нови физически
представи и теории” — писа известният съ¬
ветски астрофизик С. Б. Пикелнер
Заедно с физиката и другите естествени на¬
уки астрофизиката формира представите на
човека за този безграничен свят, които го за¬
обикаля.

АСТРОФОТОМЕТЪР
Астрофотометърът е уред, който служи за из¬
мерване на светлинните потопи, които идват
от небесните тела, Основен елемент на уреда е
фотоелектричният приемник на светлина,
който преобразува падащото върху него лъ¬
чение в електричен сигнал. Силата на сигнала
може да бъде измерена и по нея се съди за
големината на светлинния поток
За какво е необходимо да се измерват
светлинните потоци? Това се прави с различ¬
ни цели. Например, ако искаме да узнаем
колко енергия излъчва звездата или каква е
нейната температура. А ето и друг пример
При изследването на измененията в лъчението
на звездите, галактиките и други астрономи¬
чески обекти е важно да бъдат ус гановени за¬
кономерностите, на които се подчиняват из¬
мененията в лъчението По-рано такива зада
чи се решаваха с помощта на фотографията.
С астрофотометър светлинните потоци се из¬
мерват значително по-бързо, по-точно и глав¬
но по-пълно. Особено незаменим е астрофо¬
тометърът при измерването на слаби измене¬
ния в лъчението, които траят секунди или до¬
ри части от секундата
Наи-разпространеният фотоелектричен при¬
емник, който се използува в астрофотометрите, е фотоелектронниятумножител (ФЕУ).
В последно време астрономите използу¬
ват астрофотометри. които измерват яркост¬
та на астрономически обекти с видими разме¬
ри в различни точки. Катодът на такъв астро¬
фотометър се състои от стотици хиляди неза¬
висими микрокатоди с големина около 20

рш Сигналът от всеки микрокатод се усил¬
ва и измерва отделно.
С помощта на новия астрофотометър бе¬
ше изследвано разпределението на яркост¬
та в ядрото на галактиката М 87 и беше от¬
крито централно ядро с размери, 7 пъти помалки от тези на ядрото на галактиката По¬
средством фотографски методи откриването
на такъв детайл е невъзможно.

АТОМЕН ЧАСОВНИК
Атомният часовник е уред за точно измерва¬
не на времето Засега той е най-точният от
всички часовници. Основна част на атомния
часовник е квантовият стандарт
за честота, който позволява да бъдат
използувани енергетичните преходи в атоми¬
те за контрол на хода на часовника.
При определени условия атомите на хи¬
мичните елементи могат да преминават от
едно енергетично състояние в друго Това
е съпроводено с излъчване или поглъщан
на електромагнитни вълни, честотата на из
лъчването се характеризира с голяма стабил
ност и се използува в часовниците като стан
дарт.
В разпространената система атомни часов¬
ници се използува атомно-лъчев
стандарт за честота, в чиято основа
е явлението резонансно поглъщане на елек
тромагнитните вълни от атомите на химичния
елемент цезий. В този случай се използува
честотата, която съответствува на линията
на поглъщане (абсорбция) на цезия с честота
9 192 631 770 периода в секунда.
Атомно-лъчевият стандарт контролира ра¬
ботата на кварцовия генератор (вж. Кварцов
часовник) и осигурява неговото автоматично
донастройване, ако генерираната честота на
трептенията се различава от номиналната
(9 192 631 770 периода в секунда).
Съвременните атомни часовници с цезиеви стандарти за честота осигуряват много го¬
ляма точност при измерването на времето
Грешката на техния ход е само около 1 5 за

10 000 години.

Б.В
БЕЛИ ДЖУДЖЕТА
Белите джуджета са необикновени, много
малки и много плътни звезди с висока повър¬
хностна температура. Техният радиус е приб¬
лизително равен на земния, а масата им сьответствува на масата на Слънцето. Светимостта на белите джуджета е няколко хиляди пъ¬
ти по-малка от светимостта на Слънцето.
Първото известно бяло джудже е Сириус В —
спътник на звездата Сириус. То било открито
в средата на XIX в., когато астрономите забе¬
лязали отклонения в движението на главна¬
та звезда Сириус, предизвикани от привлича¬
нето на малкия, но тежък спътник. Сириус В
има бял цвят, което впоследствие определи¬
ло названието на всички звезди от този тип,
макар че има и бели джуджета с по-ниска по¬
върхностна температура. Те имат жълт или
червеникав цвят.
Главна отличителна черта на вътрешния
строеж на белите джуджета е огромната в
сравнение с нормалните звезди
плътност. Средната им плътност е около 1
млн. пъти по-голяма от плътността на вода¬
та Поради огромната плътност газът в недра¬
та на белите джуджета е в необикновено със¬
тояние — той е изроден. Свойствата на такъв
изроден газ никак не приличат на свой¬
ствата на обикновените газове. Неговото на¬
лягане например практически не зависи от
температурата. Устойчивостта на бялото джу¬
дже се поддържа, като свиващата го гигант¬
ска сила на привличане противодействува на
нал^г нето на изродения газ в неговите недра.
Белите джуджета се намират в последния
стадий на еволюция на звезди с не много

4.

големи маси (вж. Звезди). Ядрените източни¬
ци на енергия в звездата вече са изчерпани, но
тя свети още дълго, като изстива бавно. Бе¬
лите джуджета са устойчиви, ако масата им
не превишава приблизително 1,4 пъти масата
на Слънцето.

БОЛИЦИ
Болидът е ярък метеор („огнено кълбо”) със
забележим ъглов диаметър. Той възниква
при влитането в земната атмосфера на тела с
маси приблизително от 100 § до няколко
тона. Най-често тези тела се разпадат и в
повечето случаи изцяло се изпаряват в ат¬
мосферата. Но понякога полетът на болида
завършва с падането на метеорит Най-ярките
болиди могат да бъдат забелязани дори през
деня. Нощем се виждат обвивката и опашка¬
та на болида. След неговия полет остава сле¬
да, която се състои от йонизиран газ и прах.
Тази следа под действието на стратоеферните
ветрове придобива лъкатушна форма и се
вижда в продължение на няколко минути
Понякога полетите на болидите са съпрово¬
дени от звукови ефекти, което е дало повод
за възникване на легендите за Змей Горянин.

ВЕНЕРА
Венера е втората по отдалеченост от Слънце¬
то и най-близката до Земята планета от Слън¬
чевата система Средното к разстояние до
Слънцето е 108 млн. кш, а периодът на обика-

50

Енциклопедичен речник на младия астроном

ляне около него е 225 денонощия. По време
ка долните съединения тя може да се прибли¬
жава до Земята на 40 млн кт. т е по-близо
от която и да е друга голяма планета от Слън¬
чевата система. Синодичният период (от едно
долно съединение до следващото) е 584 де¬
нонощия. Най-добра видимост Венера има
през периодите на елонгация, въпреки че ъг¬
ловото и разстояние от Слънцето не превиша¬
ва 48 , поради което тя се вижда или след за¬
лез Слънце (Вечерница), или малко преди
изгрев Слънце (Зорница) . Венера е най-ярко¬
то светило на небето след Слънцето и Луната.
Известна е на хората от дълбока древност
Диаметърът на Венера е 12 100 кт (95% от
диаметъра на Земята), масата й е 81,5% от
масата на Земята или 1/408 400 от масата на
Слънцето, средната плътност е 5,2§/ст3, гра¬
витационното ускорение на повърхността е
8,6 т/52 (90% от земното). Периодът на ро¬
тация на Венера дълго не можеше да бъде
определен поради плътната атмосфера и об¬
лачния слой, които обгръща планетата. Едва
с помощта на радиолокацията бе установено,
че този период е 243,2 денонощия, като Вене¬
ра се върти в обратна посока в сравнение със
Земята и другите планети Наклонът на оста
на въртене на Венера към равнината на нейна¬
та орбита е почти 90
Съществуването на атмосфера на Венера
било открито през 1761 г. отМ В. Лононосов, когато той наблюдавал преминаването й
по диска на Слънцето. През XX щ.с.помощта
на спектрални изследвания в атмосферата на
Венера бе открит въглероден двуокис, който
се оказа основен газ на нейния състав По
данни на съветските междупланетни станции
от серията „Венера” въглеродният двуокис е
97% от атмосферата на Венера Освен това тя
съдържа около 2% азот и инертни газове, не
повече от 0,1% кислород, малки количества
въ« лероден окис, хлороводород и флуороводород, както и около 0,1% водни пари. Въг¬
леродният двуокис и водните пари създават в
атмосферата на Венера парников ефект, кой¬
то предизвиква силно нагряване на планетна¬
та повърхност. Причината за това е интензив¬
ното поглъщане от двата газа на инфрачерве¬
ните (топлинните) лъчи, изпускани от нагря¬
тата повърхност на Венера, чиято температу¬
ра достига около 500 °С.
Както е установено от съветските автома¬
тични станции от серията „Венера”, облачни¬

ят слой, който скрива от нас повърхността щ
штанетата, е разположен на височина 4) кт над повърхността, а плътността му е при.г
лизително като на лека мъгла Но голямат?
обща дебелина на облачния слои го прави I
пълно непрозрачен за земния наблюдат,,
Предполага се, че облаците се състоят от кап¬
ки воден разтвор на сярна киселина Осве,
ността на повърхността денем е подобна н;
земната в мрачен ден.
От Космоса облаците на Венера изглежш
като система от ивици, които обикновено се
разполагат успоредно на екватора на планета¬
та. Понякога облаците образуват детайли
които могат да бъдат забелязани и от Земята.
Това е позволило да бъде установен периодът
на въртене на облачния слой - приблизително
4 денонощия
Четиридневното завъртане беше потвърде¬
но от космическите апарати. То се обяснява с
наличието на постоянни ветрове на нивото на
облаците, които духат по посока на въртене¬
то на планетата. Скоростта им е около 100
т/5

Атмосферното налягане на повърхността
на Венера е около 9 МРа, а плътността на ат¬
мосферата е 35 пъти по-голяма от тази на зем¬
ната атмосфера. Количеството на въглерод¬
ния двуокис е 400 хил. пъти по-голямо от то¬
ва в земната атмосфера. Основната причин?
за това вероятно е интензивната в миналото
вулканична дейност, както и липсата на оке¬
ан на Венера с неговия планктон и на расти¬
телност, които са основните абсорбери на
въглеродния двуокис.
Най-горните слоеве от атмосферата на Ве¬
нера се състоят почти изцяло от водород. Во¬
дородната атмосфера се простира до височина
5500 кт.
Радиолокацията позволи да бъде изучен
невидимият поради облаците релеф на Вене
ра. В областта около екватора бяха открити
повече от 10 пръстеновидни структури, по¬
добни на кратерите на Луната и Меркурий, диаметри от 35 до 150 кт, но силно загладе¬
ни и равнинни. Открити са също. пукнатина в
кората на планетата с дължина 1500 кт ши
рина 150 кт и дълбочина около 2 кт, плзнински масиви, вулкан с диаметър в основа'
300 — 400 кт и височина около I кт, огром¬
на котловина с дължина 1500 кт от северна
юг и 1000 кт от запад на изток. Междупя нетните станции „Венера-9” и „Венера-1

51
Сърпът на Венера

Енциклопедичен речник на младия астроном

В

вида на облачната покривка на Венера. Снимки от автоматичната
междупланетна станция „Маринър-10”

позволиха да бъде изучен от орбитите на из¬
куствени спътници на Венера релефът на 55
района на планетата, при това бяха открити
планински участъци с разлика във височините
2-3 кгп, а също и относително равни участъ¬
ци. Като цяло повърхността на Венера е погладка от тази на Луната
На снимките на повърхността на Венера,
предадени от спускаемите апарати на „Венера-9” и „Венера-10”, се вижда камениста
пустиня с характерни скални образувания.
На снимка от „Венера 9” се вижда прясно
свличане на камъни, което говори за непрекъсваща тектонична активност на планетата
Външният вид на камъните и спектралният
анализ с помощта на гама-спектрометър го
ворят за техния вулканичен произход.
Венера е планета със сложен релеф Анали¬
зът на нейната природа и атмосфера може да

има голямо значение за построяването на те¬
ория за еволюцията на всички планети от
Слънчевата система, в това число и на нашата
Земя
Венера няма естествени спътници

ВСЕЛЕНА
Вселената — това е целият материален свят,
безкраен в пространството и развиващ се
във времето. Когато се говори за Вселената,,
обикновено се подразбира окръжаващият ни
макросвят — небесните тела, техните системи,
космическото пространство и всичко, което
го изпълва газ, електромагнитно лъчение и
т. н. Този макросвят се изучава от астроно¬
мията
Правилните представи на човечеството за

Панорама на повърхността на Венера, предадена от спускаемия апарат на автоматичната междупланетна
станция „Венера-10”

52

Енциклопедичен речник на младия астроном

Вселената са се оформяли в продължение на
цялата му история. Още най-големите фило¬
софи на древността са достигнали до извода,
че Земята е кълбо, а по-късно — че е възмож¬
но тя да се движи в пространството, че Слън¬
цето, Луната и планетите са далечни светила.
През II в пр.н.е. в науката се наложила г е оцентричната система за света
на К. Птолемей. Според тази система непод¬
вижната кълбовидна Земя е център на Вселе¬
ната, а всички небесни светила обикалят око¬
ло Земята (вж. Системи за света). В тази кар¬
тина на истината отговарят само кълбовидността на Земята и движението на Луната
около нея. Знанията през тази епоха и астро¬
номическите наблюдения все още са недоста¬
тъчни за разбирането на истинския строеж на
Космоса на големи разстояния от Земята
Птолемеевата система за света се задържа в
науката почти две хилядолетия. Едва през
XVI в. Н. Коперник показва, че Земята не се
намира в центъра на Вселената, че тя е обик¬
новена планета и заедно с другите планети
обикаля около Слънцето. Това откритие ста¬
ва революция в естествознанието. Коперниковата система за света вече отразява правил¬
но строежа на цяла система от небесни тела Слънчевата система.
Следващата голяма крачка в развитието
на представите за Вселената е направена от
Дж. Бруно. В края на XVI в той застъпва
схващането, че Вселената е безкрайна, а
звездите са далечни слънца, които изпъл¬
ват цялата Вселена, че около звездите обика¬
лят планети, на много от които може да има
разумен живот (вж. Извънземни цивили¬
зации) .
През XVII в Г. Галилей започва да наб¬
людава небесните тела с помощта на те¬
лескоп. И. Нютон открива закона за
всеобщото привличане - основна¬
та сила, която управлява движението на не¬
бесните тела (вж. Гравитация). На основата
на трудовете на Галилей и Нютон са открити
законите на небесната механика. Астрономия¬
та получава надеждна теоретична и практичес¬
ка основа за своето развитие.
През XIX в. е открито съществуването на
гигантска звездна система - Галактиката,
към която принадлежи и нашето Слънце. И
най-после през XX в. са открити и други звез¬
дни системи - галактики, а по-късно и к у пове от галактики.

В началото на нашия век А. Айнщайн съз
дава общата теория на относителността, коя¬
то обобщава нютоновата теория за гравита¬
цията. Въз основа на теорията на Айнщайн
съветският математик А. Фридман създава
физико-математически модел на строежа на
Вселената като цяло. Тези трудове полагат
началото на съвременната научна космоло
гия.
Особено бурно се развива науката за Все¬
лената през втората половина на XX в - във
връзка със създаването на нови телескопи и
уреди, развитието на радиоастрономията и
излизането на човека в космическото про¬
странство Днес учените имат определена
представа за еволюцията на всички небесни
тела и техните системи - от отделните звез¬
ди и планети до Вселената като цяло
Съвременната наука разкрива пред на:
следната картина на строежа на Вселената
Нашата планета Земя принадлежи към
Слънчевата система, която влиза в състава
на гигантска звездна система - Галактика
та. Астрономите познават огромен брой дру¬
ги звездни системи — галактики, различни по
размери, по брой на влизащите в тях звезди
и по строеж. По-голямата част от галактики¬
те се обединяват вкупове от галак
т и к и (вж .Метагалактика). Най-големите
купове съдържат хиляди галактики и има:
размери от порядъка на десетки милиони
светлинни години. В по-големи мащаби Все¬
лената е приблизително еднородна, т. е. сред
но центровете на големите купове от галакти¬
ки (или комплекси от купове), изглежда, са
равномерно разпределени в пространството
В ядрата на някои галактики се наблюдават
мощни взривове, причините за които засега
не са напълно ясни (вж. Галактични ядра
Още по-бурни процеси протичат в квазарите.
Най-важното свойство на Вселената, пот¬
върдено от наблюденията, е нейното разширя
ване (космологично разширяване). Космол
гичното разширяване отразява глобалната
еволюция на цялата Вселена. В далечното ми¬
нало куповете от галактики са били разпс
жени по-близо, отколкото сега. Приблизително преди 10—20 млрд. години не е имало от¬
делни небесни тела. Цялото вещество се е на
мирало в състояние на почти еднородна
реща разширяваща се плазма. Какво е имал?
преди началото на космологичното разширя¬
ване, засега
не е известно. Може би е има;

53

Енциклопедичен речник на младия астроном

свиване, а може би са съществували съвсем
други форми на движение на материята. В на¬
ше време остатък от епохата на началото на
разширяването на горещата плазма е реликтовото лъчение, което пронизва цялата Все¬
лена.
Съгласно съвременната космология прост¬
ранството на Вселената е „изкривено”. Към
него не могат да се прилагат законите на обик¬
новената (евклидова) геометрия. „Изкривя¬
ването” на Вселената е свързано с наличието
на движеща се привличаща материя. Простран¬
ството е безкрайно, но обемът му може да се
окаже краен. В известна степен то може да
бъде сравнено с повърхността на сфера (раз¬
бира се, това е само аналогия), по която мо¬
жем да се движим във всички посоки, без да
достигнем някакви граници, въпреки че тя
има напълно определени размери (площ).
Крайно или безкрайно е в действителност
пространството на Вселената? За съжаление
съвременните астрономически наблюдения
все още не дават окончателен отговор на този
теоретичен въпрос. Повечето астрономи счи¬
тат, че обемът на пространството на Вселена¬
та най-вероятно е безкраен и съдържа неогра¬
ничен брой неб ш тела.

В

ВСЕСЪЮЗНО АСТРОНОМОГЕОДЕЗИЧЕСКО ДРУЖЕСТВО
(ВАГО)
Всесъюзното аетрономо-геодезическо дру¬
жество (ВАГО) е научно-обществена органи¬
зация към Академията на науките на СССР,
която работи в областта на астрономията, гео¬
дезията и картографията. Основано е през
1932 г. чрез обединяване на много дружества
и кръжоци, най-старите от които са съществу¬
вали от 1888 г. През 1939 г. преминава в сис¬
темата на АН на СССР.
В СССР дружеството има 68 секции (репуб¬
ликански, областни и градски). То обединява
7500 действителни членове и около 2000 чле¬
нове на юношеските секции, а също 225 ко¬
лективни члена. На всеки 5 години се провеж¬
дат всесъюзни конгреси на дружеството. В
периодите между конгресите работата на
ВАГО се ръководи от централен съвет. В
юношеските секции може да се постъпи от
14-годишна въ зраст
Освен трудовете на своите членове дру¬
жеството издава две списания научнопопу¬
лярното списание „Земля и Вселенная”
(от 1965 г.) и научното списание „Астрономический вестник” (от 1967 г). „Астроно¬
мическия календарь” излиза от 1895 г.
Освен това се издават помагала за научни
наблюдения и изработване на телескопи и
уреди от астрономите любители, както и
друга научна и научнопопулярна литерату¬
ра по астрономия и геодезия.

54

Енциклопедичен речник на младия астроном

АРИСТАРХ АПОЛОНОВИЧ БЕЛОПОЛСКИ (1854- 1934)
Аристарх Аполонович Белополски е
ру ски и съветски астроном, академик
(от 1903 г.) . Роден е в Москва, През
1877 г завършва Московския уни
верситет От студентски! е си години
работи в университетската астроно¬
мическа обсерватория, а от 1888 г до
края на живота си — в Пулковската
обсерватория (през периода 1917 1919 г е неин директор)
Дейността на А А Белополски е
свързана с началния период от разви¬
тието на астрофизиката В края на
XIX в в астрономията започват да се
прилагат нови методи на изследване
- спектралният анализ и фотографи¬
ята А А Белополски успешно изпол¬
зува тези методи в своите астрофизичееки изследвания като многократно
уеъвършенетвува конструкцията на
използуваните уреди и приспособле¬
ния Той е между първите астрономи,
започнали да фотографират кометите.
Луната по време на затъмнение, слън¬
чевата корона, детайли от повърх¬
ността на Слънцето
В астрономията е известен ефек
тът на Доплер, наречен така на името
на открилия го австрийски физик
Ако в спектъра на някакво небесно
тяло, например далечна звезда, спек¬
тралните линии са отместени към вио¬
летовия край, това означава, че звез¬

дата се приближава към ш Дко, ./
ратно, отместването на линиите е към
червения край звездата се отдалечава
от нас (това е движението по зрител¬
ния лъч) . А А Белополски експериментално доказва възможността за
използуването на доплеровия еф
за измерване на лъчевите скорости н,.
небесните тела (т е. скоростите им по
направление на зрителния лъч).
Като изследва спектрите на
менливите звезди цефеиди, той от¬
крива, че измененията на техния бля¬
сък и на лъчевите им скорос ги имат
един и същ период, но са отместени
по фаза По-късно този факт е обяс¬
нен с пулсирането (периодичното раз¬
ширяване и свиване) на звездите от
този тип Цефеидите изиграват важна
роля при доказването на съществува¬
нето на други звездни системи - га¬
лактики.
Като изследва лъчевите скорости
на различните части от пръстени е на
Сатурн, през 1895 г Белополски ед¬
новременно с други астрономи доказ¬
ва, че тези пръстени не са плътни, а се
състоят от много отделни малки тела,
които обикалят около планетата,
Белополски е автор на първия
учебник по астрофизика на руски
език.

ФРИДРИХ ВИЛХЕЛМ БЕСЕЛ (1784 - 1846)
Известният немски астроном и ма¬
тематик Фридрих Вилхелм Бесел е
роден в градчето Минден в северо¬
западна Германия в семейството на
дребен чиновник Жизненият си път
Бесел започва като търговски служи¬
тел Като се самообразова задълбоче¬
но, той бързо овладява математичес¬
ките и астрономическите знания Ве
че 20-годишен младеж, Бесел само
стоятелно изчислява орбитата на Халеевата комета. Като асистент на вид¬
ния астроном И Шретер той се зани¬
мава с наблюдения на звезди. Тази
работа скоро му донася известност на
виден астроном-наблюдател и изчислител-математик,
През 1810 г. Бесел е поканен в
Кьонигсберг, където става професор
по астрономия в Кьонигсбергския
университет Тук под негово ръко¬
водство е построена обсерватория,
чийто директор той остава до края на
живота си.

Бесел е един от основателите на
астрометрията Той последователна
прокарва идеята за необходимостта
от внасяне на поправки в резултати¬
те от наблюденията Поправките от¬
читат влиянието на привидно незначителни фактори, които намаляват точ¬
ността на аетрометричните измерва¬
ния. Бесел разработва строги матема¬
тически методи за поправка на резул¬
татите от наблюденията. Първа негова
работа в това отношение е преработ¬
ката на резултатите от наблюденията
на положенията на звездите в катало¬
га, съставен през 40-те и 50-те годиш¬
на XVIII в от английския астроном
Дж. Брадли След това Бесел сам из¬
вършва наблюдения на положеният»
на звездите Той определя положения
та на 75 000 звезди и създава големи
звездни каталози, които са основата
на съвременните знания за звездното
небе.
Бесел е един от първите астроно-

55

Енциклопедичен речник на младия астроном

ми, които са измерили паралаксите,
а с това и разстоянията до звездите.
След В Я Струве, който през 1837 г
за пръв път определя разстоянието до
звездата Вега от съзвездието Лира,
през 1838 г. Бесел измерва разстоя¬
нието до звездата 61 от съзвездието
Лебед Тази звезда се оказва една от
най-близките до Слънчевата система.
Наблюдавайки в продължение на
много години ярките звезди Сириус
и Процион, Бесел открива в движе¬

В

нието им особености, които можели
да бъдат обяснени само с това, че те
имат спътници (вж Невидими спът¬
ници на звездите и Двойни звезди)
Но тези спътници имат толкова слаба
светамост, че не са могли по онова
време да бъдат видени в телескопа.
Предположенията на Бесел по-късно
се потвърждават: през 1862 г. е от¬
крит спътникът на звездата Сириус,
а през 1896 г - спътникът на Про¬
цион

БИРУНИ (973 - 1048)
Абу Райхан Мухамед ибн Ахмед алБируни е средноазиатски учен-енци
клопедиет Роден е в предградието на
гр Кят, столица на древната държава
Хорезъм (днес част от Узбекисган).
Живял по времето, когато гоеподствувала мюсюлманската религия от¬
насяща се враждебно към науката,
той смело се опълчва срещу религиоз¬
ното разбиране за света. Бируни смя¬
та че всичко в природата съществува
и се изменя по законите на самата
природа, а не по божествена повеля
Да опознае тези закони, може само
науката. За напредничавите си въз¬
гледи Бируни е преследван и три пъти
е принуден да напуска страната си и
да живее в изгнание
Научните трудове на Бируни об
хващат различни области на познание¬
то астрономия и география матема¬
тика и физика, геология и минера¬
логия химия и ботаника, история и
етнография философия и филология
Основните му работи (над 40) са по¬
светени на математиката и астроно¬
мията Последната е имала огромно
практическо значение за стопанския
живот в Хорезъм - за поливното зе¬
меделие и търговските пътешествия
Важни задачи на астрономията били
усъвършенствуването на календара и
методите за ориентиране по небесните
светила Това е изисквало да се оп¬
ределят колкото е възможно
по¬
точно положенията по небесната сфе¬
ра на Слънцето, Луната, звездите, а
също и основните астрономически
константи - наклонът на еклитика¬
ха към екватора, дължината на слън¬
чевата и звездната година и т. н. А то¬
ва изисквало развитие на математи¬
ката - от една страна равнинната и
сферичната тригонометрия, а от дру

га, усъвършенствуването на инстру¬
ментите за точни наблюдения Резул¬
татите, постигнати от Бируни във
всички изброени области, остават не¬
надминати в продължение на няколко
века най-големият стенен квадрант ъгломерен инструмент, позволяващда
се измерва положението на Слънцето
с точност до 2 ; най-точното опреде¬
ляне на наклона на жлиптиката към
екватора и вековото изменение на
тази величина, нов метод за опреде¬
ляне на земния радиус — по степента
на понижение на хоризонта при наб
людение от планини. Бируни опреде¬
ля почти точно радиуса на Земята
(над 6000 кт), изхождайки от пра¬
вилната пред тава за нейната кълбо¬
видна форма
Бируни възприема и развива про¬
гресивните идеи на древногръцките и
древноиндийските философи по ня¬
кои общи проблеми на астрономията
поддържа хипотезата за еднаквата ог¬
нена природа на Слънцето и звездите
за разлика от природата на тъмните
тела — планетите; подвижността на
звездите и огромните им размери в
сравнение със Земята; идеята за гра¬
витация Бируни изказва обосновани
съмнения във верността на геоцентричната система на Птолемей за Все¬
лената
В първото свое съчинение „Хроно¬
логия на древните народи” (1000 г.)
Бируни събира и описва всички из¬
вестни по онова време календарни
системи, които са били използувани
от различните народи Астрономичес¬
ките си изследвания излага в „Книга
за тълкуване на основните начала на
астрономията ’ и в други научни тру¬
дове

56

Енциклопедичен речник на младия астроном

НИКОЛА БОНЕВ ИВАНОВ (1898 - 1979)
С името на Никола Бонев е свързано
развитието на българската астроно¬
мия в продължение на около половин
век. Близо 40 години - от 1928 до
1966 г. той е ръководител на катедра¬
та по астрономия и на астрономичес¬
ката обсерватория при Софийския
университет ,,Климент Охридски”.
През 50-те години поставя началото
на днешната Самостоятелна секция по
астрономия с Национална астрономи¬
ческа обсерватория към Българската
академия на науките и е неин дирек¬
тор в продължение на почти 20 годи¬
ни Той е радетел и инициатор за съз¬
даването на Националната астрономи¬
ческа обсерватория
Н Бонев е роден на 11 юли 1898 г
в гр. Ст Загора Завършил е матема¬
тика и физика през 1922 г. в Софий¬
ския универс итет. След завършването
му е асистент в катедрата по диферен
циално и интегрално смятане при уни¬
верситета От 1924 до 1926 г. Н Бо¬
нев специализира астрономия в Сорбоната и Парижката обсерватория
Веднага след това той е научен сътруд¬
ник в Г еодезическия институт в Пот
сдам През 1928 г. е избран за доцент
по астрономия в Софийския универ¬
ситет. През 1932 г той става извън¬
реден, а през 1934 г - редовен про¬
фесор Избран е за член-кореспондент
на БАН през 1948 г., а действителен
член на академията става през 1977 г.
Н Бонев е автор на повече от 100
научни труда Неговите изследвания
са из областта на сферичната астроно¬
мия, теоретичната астрономия, космогокията на Слънчевата система и др.
По-важните от тях се отнасят към въ¬
проси от гравитацията, като резулта¬
тите от своите изследвания той при¬
лага към решаването на някои въпро¬
си от космогонията на Слънчевата
система. Особено са известни негови¬
те изследвания за произхода на лун¬
ните кратери въз основа на тяхното

разпределение по лунната ловър и г
Част от лунните кратери имат вулка¬
ничен произход - това е един п глав¬
ните изводи на тези изследвания кото по-късно бе потвърден от набл*>
денията.
Няколко месеца преди пускането
на първия изкуствен спътник на Зе¬
мята от Съветския съюз Н Бонев организира наблюдението му, както и
наблюденията на следващите изкус¬
твени спътници.
Н. Бонев е инициатор на междуна¬
родната програма за измерване на дъ¬
гата на меридиана между Северния
ледовит океан и Африка през 1933 г
В продължение на 40 години Н Бо¬
нев чете курсове по астрономия на
студенти от специалностите физика и
математика при Софийския универси¬
тет „Климент Охридски”. Автор е на
първите университетски учебници по
астрономия.
Н. Бонев бе един от основателите
на Българското аетронавтическо дру
жество и негов председател от 1957 г.
до края на живота си.
Научната, преподавателската и на¬
учно-организационната дейност на Н
Бонев има широко признание не са¬
мо у нас, но и в чужбина. Той бе член
на Международната академия по ас¬
тронавтика, член на комисията за
Луната при Международния астроно¬
мически съюз, през периода 1962 1963 г. беше вицепрезидент на Меж¬
дународната федерация по астронав¬
тика. Н, Бонев беше избран и за по¬
четен член на много български и чуж¬
дестранни научни дружества. Н. Бо¬
нев беше удостоен и с редица прави¬
телствени ордени и медали, като,Ди¬
рил и Методий” II и I степен, „Черве¬
но знаме на труда”, с почетно зва¬
ние „Заслужил деятел на науката ,
а също и с чуждестранни ордени и ме¬
дали.

57

Енциклопедичен речник на младия астроном

Б

МАРИН БЪЧЕВАРОВ (1859 - 1926)
Марин Бъчеваров е първият профе¬
сор по астрономия у нас. Той е роден
на 1 октомври 1859 г. в Горна Оряхо¬
вица. Полученото образование в Бъл¬
гария му позволява да стане народен
учител още преди Освобождението на
България. Завършва реална гимназия
в гр Николаев (Русия) през 1880 г.
След гимназията постъпва в Москов¬
ския университет като стипендиант на
българското правителство и завър¬
шва физико-математически науки
през 1884 г. От 1892 г. е извънреден
професор по астрономия във Висшето
училище, което по-късно се превръща
в Софийски университет. М Бъчева¬
ров ръководи катедрата по астроно¬
мия към университета до 1926 г. Неколкократно е бил декан на физико-математическия факултет През
1895/96 и 1914/15 учебна година е
ректор на Софийския университет
М Бъчеваров е инициатор за осно¬

ваването на Университетската астро¬
номическа обсерватория. Тя е постро¬
ена под неговото лично ръководство
и по негов проект
Научната дейност на М. Бъчеваров
е от областта на наблюдателната ас¬
трономия. Той се интересува и от ме¬
теорологични наблюдения и пробле¬
ми. Тези негови интереси са причина
той да основе Метеорологичната служ¬
ба в България
Проф. М. Бъчеваров е пионер на
съвременната българска астрономия
и метеорология
Освен с преподавателска и научна
работа проф. М Бъчеваров се занима¬
ва и с обществена дейност. Бил е дъл ¬
гогодишен член на Висшия учебен съ¬
вет при Министерство на просветата и
председател на Комитета ..Българско
Отечество”, като е участвувал в раз¬
решаването на много училищни и
културни въпроси.

ФЬОДОР АЛЕКСАНДРОВИЧ БРЕДИХИН (1831 - 1904)
Фьодор Алек.. андрович Бредихин —
руски астроном, академик на Петербургската академия на науките (от
1890 г.). Роден е в гр Николаевск
в семейството на морски офицер.
През 1855 г. завършва Московския
университет, след което преподава
там астрономия.
Изследванията на Бредихин об¬
хващат всички основни раздели на ас¬
трономията по онова време. В област¬
та на астрометрията той извършва на¬
блюдения на меридианен кръг и с из¬
ключителна точност определя положе¬
нието на малки планети. В областта
на астрофизиката той изучава повърх¬
ността на Слънцето и планетите,
спектри на комети и мъглявини За¬
почнатите през 60-те години изслед¬
вания на кометите той продължава до
края на живота си. Бредихин разра¬
ботва първата механична теория за
движение на веществото в опашките
на кометите. Всички наблюдавани в
кометните опашки явления той обяс¬
нява с въздействието върху вещест¬

вото на две сили силата на привли¬
чане, насочена към Слънцето, и силата
на светлинното налягане, действува¬
ща в противоположна посока Бреди¬
хин разработва теория за образуване¬
то на метеорните потоци в резултат на
разпадай, на ядрата на кометите.
От 1873 до 1890 г Бредихин огла¬
вява Московската университетска ас¬
трономическа обсерватория, а след
избирането му за член на Петербургската академия на науките - Пулковската обсерватория (1890 - 1895)
Под неговото ръководство в Пулково се разширява програмата както
на астрономическите, така и на асгрофизическите изследвания, монтирани
са нови инструменти
Ф А. Бредихин е бил член на мно¬
го руски и чуждестранни научни дру¬
жества
През 1946 г. Президиумът на АН
на СССР учреди награда на името на
Ф. А Бредихин за изтъкнати работи в
областта на астрономията

58

Енциклопедичен речник

на младия астроном

ДЖОРДАНО БРУНО (1548 - 1600)
Джордано Бруно е велик италиански
учен, философ, поет, пламенен при¬
върженик и пропагандатор на учение¬
то на Коперник На 14 години постъп¬
ва в доминикански манастир и става
монах като сменя истинското си име
Филипо с Джордано Дълбоките си
знания придобива чрез самообразова¬
ние в богатата манастирска библиоте¬
ка За смелите си изказвания против
църковните догми и подкрепата на
учението на Коперник Бруно е прину¬
ден да напусне манастира Преследван
от църквата, той дълги години скита
из европейс ките градове и страни. На¬
всякъде той чете лекции, изказва се на
публични богословски диспути. Така
например през 1583 г. в Оксфорд на
знаменития диспут за въртенето на
Земята безкрайността на Вселената и
безбройностга на обитаемите светове
в нея той по отзивите на съвременни
ци „петнадесет пъти затворил устата
на бедния доктор - своя опонент
През 1584 г в Лондон са издаде¬
ни неговите основни философски и
природонаучни съчинения, написани
на италиански език Най-значителен е
трудът „За безкрайността, Вселената
и световете” (свят тогава наричали Зе¬
мята с нейните обитатели) Вдъхно¬
вен от учението на Коперник и дьл
боките общофилософски идеи на
немския философ от XV в Николай
Кузански, Бруно създава свое, още
по-смело и прогресивно учение за Все¬
лената, предусещайки много от бъде¬
щите научни открития
Идеите на Джордано Бруно изпре¬

ТИХО БРАХЕ

варват с векове своето време Той пи
ше „Небето ... е единно огромк
пространство, чието лоно съдърж*
всичко, ефирна област, в която вед
ко бърза и се движи В него са без¬
бройните звезди, съзвездията, сфери¬
те, слънцата и земите .
с разума (
ние стигаме до извода за безброй т
ги светове”, „Всички те имат свои
собствени движения . . едни обика¬
лят около други.” Той счита, че не са¬
мо Земята, но и никое друго тяло н
може да бъде център на света, тъй ка¬
то Вселената е безкрайна и „центрове¬
те” в нея са безброй. Той твърди че
телата във Вселената не са неизменни
че се изменя и повърхността на наша¬
та Земя, като счита, че в течение на
огромни промеждутъци от време
„моретата се превръщат в континеи
ти, а континентите - в морета”
Учението на Бруно разкрива огра¬
ничеността на свещеното писание, ко¬
ето се опира на примитивните прец
стави за плоската, неподвижна Земя
Смелите идеи и изказвания на Бруно
предизвикват ненавистта на църквата
към учения И когато носталгията по
родината кара Бруно да се върне в
Италия, той е предаден от свой уче¬
ник на Инквизицията. Обвинен е в бо¬
гохулство. След седем години прека¬
рани в тъмница, Бруно е изгорен на
клада на Площада на цветята в Рим.
Днес там се издига паметник с над
пие: „9 юли 1889 г. Джордано Бруно.
От столетието, което той предвиди
на мястото, където беше запалена
кладата.”

(1546 - 1601)

Тихо Брахе е роден в малкото селище
Кнутструп и произлиза от древен дат¬
ски дворянски род. Своята научна
дейност той посвещава на наблюдение
на небето. На остров Вен построява
уникално градче — обсерваторията
Ураниборг (Небесен замък), а след
това и „Звездния замък”, където 21
години прави наблюдения с изработе¬
ни от него инструменти. Удава му се
да достигне висока точност при из¬
мервания с инструменти без оптичес¬
ки приспособления (1 -2*). Небива¬
лата точност на наблюденията той
постига не само чрез увеличаване на
размерите на инструментите (най-големият бил 6-метров квадрант), но и
чрез разработване на нови методи за
наблюдение.
Тихо Брахе съставя нови точни

слънчеви таблици и уточнен каталог с
800 звезди. Той открива две нови неравномерност
(„неравенства”) в
движението на Луната, периодично из¬
менение в наклона на орбитата на Лу¬
ната към еклиптиката, а също и изме¬
нения в положението на лунните въз¬
ли. С името на Тихо Брахе са свърза¬
ни: откриването на свръхнова звезда
в съзвездието Касиопея и първият
обоснован от наблюденията извод за
извънземния Произход на кометите
В продължение на 16 години Тих
Брахе извършва наблюдения на пла¬
нетата Марс. Материалите от тези на¬
блюдения са послужили на неговия
помощник немския улеи Й Кеплер Р*
открие законите за движение на пла¬
нетите (вж. Закони на Кеплер)

г
ГАЛАКТИКА
В ясна безлунна нощ, далеч от градските свет¬
лини, звездното небе представлява много кра¬
сива гледка. През цялото небе се проточва ши
роката светла ивица на Млечния път, която
през телескоп се оказва струпване на огромен
брой звезди и мъглявини. Всички звезди, кои¬
то се виждат на небето, образуват гигантска
звездна система — Галактиката Ярките, види¬
ми с невъоръжено око звезди — това са прос¬
то най-близките до нас обекти от Галактика¬
та. А общо в Галактиката звездите са повече
от 100 млрд Слънцето, около което се вър¬
тят планетите, включително нашата Земя, е
една от тези звезди. Много звезди образуват
групи, наричани звездни купове. В
Галактиката има разреден газ с примеси от
прах. Най-плътните области от газово-прахова¬
та междузвездна среда образуват светли и тъм¬
ни мъглявини. Галактиката е пронизвана от
различни електромагнитни вълни и бър
зи частици - космичнилъчи. Най-плътната част
на Галактиката има форма на гигантска двой¬
но изпъкнала леща В тази област с диаметър
около 25 крс и дебелина средно около 2 крс
е съсредоточена основната маса на Галактика¬
та. Общата маса на Галактиката е около
ЗЛО41

'щ.

Слънчевата система се намира на разстояни около 10 крс от центъра на Галактиката
и се движи със скорост приблизително 250
кш/5 по почти кръг ова орбита, лежаща в рав¬
нината на Галактиката, Въртенето е присъщо
на цялата Галактика В околностите на < пън¬

чето едно завъртане по галактична орбита про¬
дължава около 250 млн години
Различните галактични обекти имат различ¬
на възраст и заемат различно положение в Га¬
лактиката Най-старите обекти са сферичните
звездни купове и следните звезди червени
джуджета, червени гиганти и късопериодични
цефеиди (тяхната възраст е около 10*а годи¬
ни). Те заемат една почти сферична област,
която се нарича галактично хало, ка¬
то с приближаването към центъра на Галак¬
тиката концентрацията им силно нараства.
Съгласно съвременните представи тези обек¬
ти са се образували по времето, когато наша
та Галактика едва се е оформяла от огром¬
ния бавно въртящ се газов облак с приблизи
телно сферична форма, които се е свивал под
действието на силите на гравитацията.
Едновременно със свиването на останалия
в Галактиката газ неговата скорост на върте¬
не се увеличавала, като газът се свивал във
все по-тънък слой, приближавайки се към
галактичната равнина. Колкото по-късно се
раждала дадена звезда от този газ. толкова поблизо се оказвала тя до галактичната равнина.
Прието е всички обекти в Галактиката да
се разделят на два типа (населения) .Към насе¬
лението от II тип спадат изброените по-горе
стари обекти в галактичното хало и централ¬
ната област. Напротив, обектите,които спадат
към населението от I тип, се разполагат близо
до галактичната равнина В състава на това на¬
селение влизат разсеяните звездни купове,

60

Енциклопедичен речник ип младия ас гр " пм

Една от много бройните газови мъглявини, влизащи в състава на нашата Галактика. Н мир*
сто Стрелец.

' в съзвезр)(

Енциклопедичен речник на младия астроном
61

горещите звезди-гиганти и свръхгиганти, дългопериодичните цефеида, свръхновите звезди,
молекулните облаци, светлите и тъмните мъглявини. Повечето от тези обекти са сравнител¬
но млади (107 — Ю9 години) и силното имкондентриране към галактичната равнина се обясндаа с факта, че там се намира междузвездят Газ, от който те са възникнали сравни¬
телно неотдавна.
В отделна група се обособява понякога на¬
селението с междинна възраст, което запълва
иск от Галактиката с дебелина средно
около 1 крс. Това са новите звезди, планетарните мъглявини, звездите със слаби линии на
метали в спектъра, ярките червени гиганти,
разположени в ядрото на Галактиката. Наше¬
то Слънце, чиято възраст е около 5 млрд. го¬
дини, навярно също се отнася към населени¬
ето на този диск.
В днешно време в Галактиката е останал
малко газ: неговата маса е около 5% от обща¬
та и маса, като газът е концентриран главно в
няколко спирални ръкава на Галакти¬
ката, разположени в нейната равнина. Нашето
Слънце се намира в промеждутъка между два
спирални ръкава. Съгласно съвременните пред¬
стави тези спирални ръкави са своеобразни
плътностни вълни (подобни на звуковите въл¬
ни) , които се разпространяват в диска на Га¬
лактиката и свиват по своя път както звездна¬
та, така и (в още по-голяма степен) газовата
компонента. Това свиване на газа ускорява
процеса на превръщането му в звезда. Гипичен
пример за зона на активно звездообразуване
в нашата Галактика е мъглявината в Орион.
Тъй като междузвездният газ лежи в галак¬
тичната равнина, всички млада звезда и купо¬
вете от тях също са разположени в тази равни¬
на и се движат по почти кръгови орбити, „пов¬
таряйки” движението на газа, от който са се
образували. Най-масивните ярки
з^
времето на своя живот не успяват да отидат
далече от месторождението си — плътните
газови облаци в спиралните ръкави на ала етиката Ето защо на фотографиите на другите
спирални галактики ние виждаме тези ярки
:еезди съсредоточени покрай спиралните ръ¬
кави Именно тези ярки сини звезди създават
кр ивата картина на спиралните галактики,
конк
но добре се забелязва на фотоплач, вствителни към синия цвят
Еен ■ лиралниге ръкави важен детайл от
л «етиката
нейното ядро. То има сложна

г

структура и трудно се поддава на изучаване,
тъй като централната област на Галактиката е
недостъпна за наблюдения във видимата об¬
ласт поради силното междузвездно поглъща¬
не. Едва през последните години започнаха да
се провеждат радаонаблюдения и инфрачерве¬
ни наблюдения, които не са толкова чувстви¬
телни към поглъщането, както видимата свет¬
лина. Те дават възможност да бъде изяснен
строежът на самия център на галактичното
ядро.
Върху небесната сфера ядрото на Га¬
лактиката заема площ приблизително
30° х 20°, т. е. неговият размер е няколко
килопарсека. Наличието на тази централна
звездна кондензация се обяснява със силното
концентриране на звездите от халото на Галак¬
тиката към нейния център. Ако в околности¬
те на Слънцето една звезда се пада средно на
10 рс3 , то в центъра на Галактиката плътност¬
та достига до 10? звезди в кубически парсек
Въртенето на газовия диск в централната об
ласт на Галактиката е много сложно* газът не
само се върти, но и се отдалечава от центъра;
отделни облаци газ се разпитат със скорост
до 140 кш/5 Може би съществуват и потоци
газ, които се движат към центъра на Галакти¬
ката.
Междузвездният газ около центъра на Га¬
лактиката е силно нагрят, ионизиран и е из¬
точник на топлинно радиоизлъчване. В самия
център на Галактиката се намира мощен из¬
точник на нетопдинно (т. е. несвързано с наг¬
рят газ) радиоизлъчване — Стрелец А. В кос¬
мически условия такова излъчване на радио¬
вълни може да се дължи на движението на
електрони в магнитно поле, но за това са нуж¬
ни бързи електрони, каквито обикновено въз
никват при избухванията на свръхновите звезди или като резултат от активността на оста¬
тъците от тях - бързо въртящите се неутронни
звезди - пулсари Наблюденията показват, че
с радиоизточника Стрелец А съвпада мощен
източник на инфрачервено лъчение, който по
всяка вероятност представлява куп от млади
звезда, потопен в газово-прахов облак.Напъл¬
но вероятно е там от време на време да избух¬
ват свръхнови звезди, но дали те са източни¬
кът на активност в центъра на Галактиката,
засега не е ясно. Не е изключена възможността
в центъра на галактичното ядро да се намира
много масивно бързо вързящо се иамагнитено
плазмено тяло - „магнегоид” или масивен

62

Енциклопедичен речник на младия астроном

релативистки обект — черна дупка. Безуслов¬
но активно провежданото в последните годи¬
ни изучаване на центъра на нашата Галактика
ще доведе до нови открития

ГАЛАКТИКИ
Галактиките са гигантски звездни системи,
подобни на нашата Галактика, в която влиза
и Слънчевата система. Нашата Галактика (за
разлика от другите галактики тя се пише с
главна буква) ние виждаме „отвътре” като
непрекъсната ивица от сливащи се звезди
Млечния път По рано се е считало, че това е
цялата Вселена Но постепенно се изяснило,
че съществува голямо множество други обо¬
собени звездни системи с най-различна форма.
Едни от тях са по-големи от Галактиката, а
други — по-малки На небето те се виждат ка¬
то слаби мъгляви петна извън ивицата на Млеч¬
ния път; в зоната на Млечния път те не се
виждат поради разположените в галактичната
равнина материални частици (прах) , които
поглъщат светлината Разстоянията между
галактиките са много по-големи от размерите
им така че можем да си ги представим като
Острови във Вселената, Една галактика се пада
средно на обем 50 Мре3.
Природата на галакгиките бе разгадана,
след като американският астроном Е Хъбл
през 20-те години на нашия век открива, че
някои мъглявини се състоят от множество
извънредно слаби звезди. Между тези звезди
му се удава да открие променливи звезди цефеиди, с помощта на които той успява да
определи разстоянията до мъглявините. По
такъв начин окончателно е установено, че
тези мъглявини представляват звездни сис¬
теми, подобни на нашата Галактика, намират
се далече извън нейните граници и размерите
им са сравними с нейните размери
С невъоръжено око се виждат само найблизките до нас Магеланови облаци, които
имаг сравнително малки размери и неправил¬
на форма, а също и подобната на нашата Га¬
лактика мъглявина в Андромеда. Най-далеч¬
ните галактики, които се забелязват на по¬
лучените с помощта на големи телескопи фо¬
тографии, са отдалечени на милиарди парсеци
от нас. Разстоянията до тях се определят по
червеното преместване на линиите

в техния спектър (вж. Разширяване на Вселе¬
ната).
В края на XVIII в френският учен Меа*
който се занимавал с наблюдения на комети
съставя каталог на мъгливите петна, които се
виждат на небето, за да не ги бърка с новоот
крити комети Част от тези мъглявини се оказ¬
ват звездни купове, друга част - газови мъг¬
лявини, а много са галактики. Обектите от
този каталог се означават с буквата М и номер
(например М 31 е мъглявината в Андроме¬
да) . Последният наи-голям каталог вече само
на галактики е съставен в СССР през 60-те го¬
дини Той съдържа повече от 30 000 галактики
Съгласно класификацията, въведена от
Хъбл, галактиките се подразделят на три ос¬
новни класа спирални, елиптични и неправия
ни. Спиралните галактики, каквито са нашата Галактика и мъглявината в Ан
дромеда, имат ядро с разположени около не¬
го два сравнително ярки ръкава, които се
засукват спираловидно. Плътността на звез¬
дите нараства бързо с приближаването към
екваториалните равнини на галактиките, така
че по форма те напомнят леща. По физически¬
те си свойства принадлежащите на галактики¬
те звезди образуват две подсистеми сфе¬
рична и плоска (вж. Звездна астроно¬
мия ), в които влизат съответно звездите от
II и I тип население Сплеснатостта на такива
галактики се обуславя от въртенето, периодът
иа което е много голям: от десетки милиони
до милиарди години. Във въртенето участву
ват всички звезди и газови облаци Праховата
материя и газът се концентрират към галактичните равнини. Поради поглъщането на свет¬
лината на звездите от междузвездния прах в
много спирални галактики, зрителният лъч
към които лежи приблизително в галактична¬
та им равнина, добре се забелязва тъмна иви
ца, която ги пресича надлъжно Понякога ръ
кавите на спиралните галактики излизат не от
ядрото, а от краищата на светлите съединител¬
ни ивици, пресичащи ядрото.
Елиптичните галактики,как*
се вижда и от названието им, имат форма на
елипсоиди. Разпределението на звездите в тях
е еднакво във всички посоки, като плътността
намалява равномерно с отдалечаването от це?>
търа. В елиптичните галактики почти ням
прах и газ, а звездите принадлежат към насе¬
лението от II тип и са стари звезди
Неправилните галактики -

63

Взакмодействуващк си
галактики

Спиралната галактика
М51 в съзвездието Лов¬
джийски кучета

Енциклопедичен речник на младия астроном

г

64

Енциклопедичен речник на младия астроном

характеризират с неправилна структура. При¬
мер за такива галактики са споменатите погоре Магеланови облаци. Те съдържат разсе¬
яни и сферични звездни купове, газови и пра¬
хови мъглявини, променливи звезди, вклю¬
чително цефеиди, горещи звезди, но всички
обекти в тях са разположени хаотично. Непра¬
вилните галактики се срещат твърде рядко.
Наблюденията показват, че класификация¬
та на Хъбл не е достатъчна за описването на
многообразието от форми и свойства на га¬
лактиките. Така например бяха открити га¬
лактики, промеждутъчни между елиптични¬
те и спиралните. Те имат огромно централно
сгъстяване и плосък диск без спирални ръка¬
ви. Бяха открити и елиптични галак¬
тики -джуджета с много малка яр¬
кост, както и компактни галактик и, които дори в силен телескоп изглеждат
като звезди. Открито е интензивно радиоизлъчване от мкого галактики. Това са т. нар.
радиогалактики Далечните компактни галак¬
тики с мощно радиоизлъчване се наричат
И- галактики. Много интересни са с е йфъртовите галактики, открити
от американския астроном К. Сейфърт
през 1943 г. Широките ярки линии в техните
спектри говорят за мощни изхвърляния на
газ от техните центрове със скорости, дости¬
гащи няколко хиляди километра в секунда.
Галактиките се срещат в пространството
по двоики, а също и на по-големи групи. Та¬
кива са Големият и Малкият Магеланов облак,
както и галактиката М 31. В тесните двойки
галактиките понякога са със силно промене¬
на форма те „изхвърлят” опашки, понякога
са обвити с разреден облак от звезди, а между
тях има съединителни ивици. Такива галакти¬
ки се наричат в заимодействуващи
с и. (Взаимодействието между галактиките е
открито и се изучава от автора на статията,
чл.-кор.
на АПН на СССР Б. А. ВоронцовВеляминов — Бел. на рус. ред.). Срещат се
също гнезда и вериги от галактики. В първия
случай галактиките са струпани на куп, а във
втория са разположени във верига.
Галактиките образуват групи и купове
Пример за такава обособена група е Местна¬
та група от галактики. Размерите на купо¬
вете от галактики са средно около
3 Мре, но в отделни случаи достигат до 20
Мре. Твърде известен е гигантският куп от
галактики в съзвездието Девица, който съ¬

държа няколко хиляди галактики. Разсто*
нието до центъра на този куп е 11 Мре &
разстояние 70 Мре от нас се намира още п<>
голям куп (в съзвездието Косите на Веро
ника). Както показват наблюденията, разсто¬
янията между куповете от галактики не
остават постоянни, а се увеличават с времет
т. е. наблюдава се така нареченото разбяг
ване на галактиките. В съвременната космология то се свързва с разширяването на Все¬
лената.

ГАМА-АСТРОНОМИЯ
Гама-астрономията е раздел от астрономията
който изучава източниците на космическото
гама-излъчване, т.е. електромагнитното из¬
лъчване с дължина на вълната, по-малка от
0,01 пт (вж. Електромагнитно излъчване
на небесните тела).
Гама-излъчването възниква главно при яд¬
рените реакции, при взаимодействието на еле¬
ментарните частици с висока енергия и при
превръщането на частиците н античастиците
в електромагнитно излъчванеЛ При наблюде¬
нията с помощта на уреди, монтирани на
спътници и ракети, беше открито гама-излъч¬
ване от Слънцето, от пулсарите - млади ос
татъци от избухванията на свръхнови звезди
в съзвездията Бик и Корабни платна, от двой¬
ните звезди - източници на рентгеново излъч¬
ване, от центъра на нашата Галактика и от ня¬
кои галактики с активни ядра. Гама-излъч¬
ването на Слънцето се регистрира по време из
хромосферните избухвания
В него са открити фотони с дължина на въл¬
ната 0,00243 пт, а също фотони, които се
образуват при взаимодействието на неутрони¬
те с протоните, и излъчване от ядрата на кис¬
лорода и въглерода. Гама-излъчването на пул¬
сарите вероятно се образува близо до повърх¬
ността на неутронните звезди и се изменя със
същия период, както рентгеновото излъчване
и радиоизлъчването.
В нашата Галактика са открити и източни¬
ци на гама-излъчване с неизвестна природа,
които се концентрират към галактичната рав¬
нина. Освен отделните източници на гама-из¬
лъчване съществува и гама-фон — поток от
гама-лъчи, който идва от всички посоки. Част
от фоновото излъчване се поражда в нашата
Галактика при взаимодействието на косм№ш

65

Енциклопедичен речник на младия астроном

нителъчи с междузвездния газ и
при разсейването на излъчваните от звездите
бързи електрони, а друга част пристига от
междугалактичното пространство.
Едно от най-неочакваните открития на га¬
ма-астрономията бяха гама-избухванията —
импулси на излъчване с продължителност от
0,1 5 до десетки секунди. Природата на източ¬
ниците на гама-избухванията засега не е изяс¬
нена окончателно.

ГЕОГРАФСКИ КООРДИНАТИ
Географските координати са числа, които
определят положението на произволна точка
от повърхността на Земята (или близо до
нея). Те се наричат дължина и шири¬
на.
Системата географски координати се оп¬
ределя по отношение на някои основни точки
и линии от повърхността на земното кълбо
Две от тези точки са полюсите на Земята.
Географски полюси на Земята
се наричат точките, в които оста на вър¬
тене на Земята пресича земната повърх¬
ност. Полюсът, при наблюдаване от който
Земята се върти в посока, обратна на часов¬
никовата стрелка, се нарича Северен.
Противоположният полюс се нарича Южен.
Равнината, която преминава през центъра
на Земята и е перпендикулярна на оста на
въртене, се нарича екваториална равнина. Ок¬
ръжността, получена при пресичането на тази
равнина със земната повърхност, се нарича
е к в а т о р. Екваторът разделя земното къл¬
бо на две еднакви полукълба- северно и юж¬
но.
Равнината, която преминава през произ¬
волна точка М от земната повърхност и през
оста на въртене на Земята, пресича земната
повърхност по линия, наречена мериди¬
ан на точката М. Съвкупността от ме¬
ридианите представлява система от въобра¬
жаеми линии, които съединяват Северния и
Ю >ния географски полюс. Положението на
в ки меридиан е определено по отношение
ня акъв меридиан, който се приема за на¬
чален. Началният меридианиекмтори са основните линии, с помощта на ко- то с| определя системата географски коор¬
динати.
6 различния епохи ролята на начален ме¬
5.

г

ридиан са изпълнявали различни меридиани.
От 1634 до 1884 г. за Начален е приеман мери¬
дианът през остров Феро — най-малкият от
групата Канарски острови. Това малко ос¬
тровче се счита за най-западна точка на Ста¬
рия свят и по такъв начин началният мериди¬
ан символично разделял в двете полукълба
страните от Стария и Новия свят.
От 1884 г. по решение на международната
меридианна конференция за начален се счита
меридианът, който преминава през една от
най-старите астрономически обсерватории —
Г ринуичката, която по това време е
била разположена в покрайнините на Лондон
Двустенният ъгъл между равнините на на¬
чалния меридиан и меридиана на дадена точ¬
ка от земната повърхност е една от географ¬
ските координати — дължината Гео¬
графската дължина може да се отчита в две
посоки — на изток (източна дължина) или на
запад (западна дължина) от началния мери¬
диан.
За да се отличават една от друга точките,
които лежат на един меридиан, се въвежда и
втора географска координата — ширина.
Географска ширина се нарича ъгълът между
прекараната към дадено място от земната по¬
върхност отвесна линия и равнината
на екватора
За точките от северното полукълбо на Зе¬
мята ширините се приемат положителни (или
северни), за точките от южното полукълбо —
отрицателни (или южни) . Ширините могат да
приемат стойности от —90° до +90 (или от
90° южна ширина до 90° северна ширина)
Термините , дължина” и „ширина” са дош¬
ли до нас от древните мореплаватели, които
са описали дължината и ширината на Среди¬
земно море Координатата, която съответствувала на дължината на Средиземно море,
е съвременната географска дължина, а друга¬
та, която съответствувала на неговата шири¬
на, е географската ширина.
Определянето на ширината, както и опре¬
делянето на посоката на меридиана, е тясно
свързано с наблюденията на звездите. Още
древните астрономи са доказали, че височи¬
ната на световния полюс над хоризонта е рав¬
на на географската ширина на мястото.
Линията от земната повърхност, която
съединява точки с еднаква ширина, получила
названието паралел Равнината на всеки
паралел е успоредна на равнината на земния

Енциклопедичен речник на младия астроном

66

Посока към световния полюс

Ширината на мястото
от повърхността на Земята,
от което се провеждат наблюденията, е числено рав¬
на на височината на световния полюс Л над матема¬
тическия хоризонт.

екватор. Между паралелите особено място
заемат тропиците и полярните
окръжности.
В течение на годината Слънцето извършва
обиколка на небесната сфера, като се движи
по еклиптиката, която е наклонена спрямо
небесния екватор на ъгъл 23,5° (вж Небесна
сфера). В деня на пролетното равноденствие
то се намира в пресечната точка на еклипти¬
ката с небесния екватор и затова по пладне
се наблюдава в зенита на земния екватор. Ден
Трите вида географски ширини: геодезическа <р1, ас
трономическа ^ и геоценгрнчна

Перпендикуляр към повърхността
на елипсоида
Отвесна
Физическа повърхност
линия _I на Земята

елипсоид

от центъра на Земята

след ден Слънцето се премества по еклипти
ката в северното небесно полукълбо, негова¬
та деклинация нараства (вж.Небесни коордц.
нати) и през следващите дни по пладне ю
преминава през зенита вече не над земния ехватор, а на ширина, числено равна на декли
нацията на Слънцето Това продължава до
деня на лятното слънцестояние, когато декли
нацията на Слънцето достига максималната
си стойност +23,5 . Единствен път в годината
през този ден по пладне нашето дневно свети
ло преминава през зенита на паралела със
северна ширина + 23,5 . Този паралел се нари¬
ча Северен тропик или Тропик
на Рака (на името на зодиакалното съз¬
вездие, в което в древността се е намирала
точката на лятното слънцестояние). В деня на
лятното слънцестояние зоната на полярния
ден около Северния полюс на Земята се раз
простира до паралела с ширина + 66,5°, който
се нарича Северна полярна окръж¬
ност (вж. Продължителност на деня).
След половин година, в деня на зимното
слънцестояние, деклинацията на Слънцето
става — 23,5 и то единствен път в годината
преминава през зенита на ширината на Ю жния тропик, или Т ропик? на Ко¬
зирога, т. е. на паралела с ширина - 23,5
Паралелът е ширина — 66,5° се нарича Южна
полярна окръжност.
Астрономическото определяне на едната
географска координата — ширината - се из
вършва сравнително просто. Както бе отбеля
зано по-горе, за това е достатъчно да се опре¬
дели височината на полюса над хоризонта
Древните астрономи са умеели да правят това
още през III в. пр н е. Измерването на дължи
ната е съпроводено с много по-големи труд¬
ности. Само по астрономически наблюдения,
без използуване на допълнителни сведения,
не са умеели да определят дължината нито в
древността, нито през средните векове. С то¬
ва е свързана например голямата заблуда на
Христофор Колумб, който поради грешка при
определянето на дължината предполагал, е
плава в околностите на Азия, когато откри
Бахамските острови.
Географската дължина се получава ка
разлика между местното време на даден
точка ( вж .Измерване на времето ) и местно¬
то време на началния меридиан.
По-рано за определяне на дължината са
използували явления, които протичат прак

67

Енциклопедичен речник на младия астроном

чески едновременно за обширна територия от
земната повърхност, например слънчеви
и лунни затъмнения или затъмнения
на спътниците на Юпитер.
Определянето се е извършвало по следния
начин Астрономите, които работели на нуле¬
вия меридиан, изчислявали предварително мо¬
ментите, в които съответното явление протича
по местно време на нулевия меридиан, като
за целта използували резултатите от много¬
годишни наблюдения. Тези предварителни из¬
числения се публикували във вид на таблици.
По-късно астрономът-мореплавател или астро¬
номът-пътешественик на основата иа своите
наблюдения определял по местното време мо¬
мента, в който очакваното явление е протек¬
ло за точката, чиято дължина трябвало да бъде
определена. Резултатът се сравнявал с табли¬
ците Тъй като избраното за наблюдаване яв¬
ление би трябвало да протича едновременно
за всички части на Земята, то разликата между
местното време в походния наблюдателен
пункт и местното време за нулевия меридиан ,
посочено в таблицата, съответствувала на раз¬
ликата в дължините.
Много по-удобен начин е „пренасянето на
времето”. Той се състои в следното Часовни¬
ците, сверени по местното време на нулевия
меридиан, се превозват до съответната точка
от Земята и там техните показания се сравня¬
ват с местното време Но за практическото
използуване на способа „ пренасяне на време¬
то” са нужни много сигурни часовници, спо¬
собни да запазват времето на нулевия мериди¬
ан в условията на продължително пътешествие.
Та нали грешка във времето, показвано от
часовниците, само от една минута води до
грешка при определянето на местоположение¬
то върху повърхността на Земята почти от
30 кгп, ако определянето на дължината се из¬
вършва близо до екватора. Сигурни механич¬
ни чъеоъшпщ-хропометри се появяват едва
през втората половина на XVIII в. в Англия
След изобретяването на телеграфа започват
да предават времето на нулевия меридиан в
наблюдателния пункт по електрически про¬
водници, По-късно телеграфът е заменен от
радиото. Проблемът за определянето на гео¬
графските дължини — един от най-сложните
про леми за астрономията от XVII — XVIII в.
пр тана да съществува в наше време
Описаните по-горе географски координати
е наричат астр ономически Астроно¬

г

мическите координати са неудобни за построя¬
ването на точни топографски карти, тъй като
направленията на отвесните линии, с които са
свързани измерванията на ширините, се изме¬
нят неправилно при прехода от една точка
върху земната повърхност към друга. Върху
посоката на отвесната линия голямо влияние
оказват гравитационните аномалии (вж. Гравиметрия ), свързани с особеностите на реле¬
фа на местността и с някои други причини.
За решаването на задачите на геодезията
по-удобни са геодезичните коорди¬
нати. В геодезичната координатна система
за отвесна линия служи перпендикулярът към
земния елипсоид По такъв начин геодезична¬
та ширина е равна на ъгъла между посоката
на перпендикуляра към земния елипсоид,
прекаран през дадената точка, и екваториал¬
ната равнина на елипсоида Тя не се различа
ва значително от астрономическата ширина.
Вместо отвесната линия може да се изпол¬
зува радиус векторът на дадената точка от
земната повърхност, който има начало в цен
търа на Земята. Получената по такъв начин
система географски координати се нарича
геоцентрична. На фигурата е показано
сечението на Земята по меридиана и различни¬
те географски ширини - астрономическа, гео¬
дезична и геоцентрична.
По аналогия със земната система географ¬
ски координати подобни системи се въвеж¬
дат за другите планети и техните спътници.
Двете географски координати — ширина и
дължина — определят положението на точка
върху правилна геометрична фигура — сфера
или елипсоид За точките от реалната физичес¬
ка повърхност на Земята се въвежда трета
координата Най-често като такава се изпол¬
зува височината над геоида, така наречената
височина над морското равнищ е.
Измерването на височината на точките от
земната повърхност над морското равнище
е геодезична, а не астрономическа задача
Началото на отчитането на височините обик¬
новено се дава на основата на резултатите
от многогодишни наблюдения върху нивото
на водата в моретата с помощта на специални
водомерни лати. За територията на СССР сис¬
темата височини се базира на средното ниво
на водите на Балтийско море, като за начало
служи нулата на Кронщадската водомерна
пата.

08

Енциклопедичен речник на младия астроном

ГЕОДЕЗИЯ
Геодезията е една от науките за Земята, която
ее занимава с определянето на размерите и
формата както на планетата като цяло, така и
на отделни неини части. Съвременната геоде¬
зия изучава и гравитационното поле на Земя¬
та (вж. Гравиметрия), неиния вътрешен стро¬
еж, дрейфа на континентите и вертикалните
движения на земната кора.
На основата на геодезичните измервания
се съставят географски и топографски карти,
планове на поземлени участъци. Тези измерва¬
ния са необходими на проектантите и строи¬
телите на градове, ж п линии и шосета, кана¬
ли, язовирни стени, метра, при добиването на
полезни изкопаеми. На геодезистите се налага
да решават сложни задачи и при монтирането
на уникално научно обзавеждане.
Геодезията възниква в дълбоката древност
във връзка с практическите нужди при изпол¬
зуването на поземлените участъци, съставяне¬
то на карти и определянето на местата на бъ¬
дещите строежи.
След като в античния свят била доказана
кълбовидната форма на Земята, важна задача
на геодезията става геометричното определя¬
не на размерите на земното кълбо на основата
на градусни измервания Радиуса на Земята
пресмятали с помощта на резултатите от из¬
мерването на дължината на дъга от произво¬
лен меридиан с разлика между ширините на
цвам края 1 .-Тъй като посоката на меридиа¬
на и ширините на краищата на дъгата се опре¬
деляли по астрономически наблюдения, при
решаването на тази задача геодезията плътно
се доближавала до астрометрията.
Пръв определил размерите на Земята през
III в. пр. н е. александрийският географ Ератостен . През IX в. градусно измерване било
извършено от арабски учени. Главната труд¬
ност както при градусните измервания, така
и при геодезичните работи по съставянето на
карти се състояла в невъзможността да се из¬
вършват линейни измервания в пресечени ме¬
стности- през гори, реки, блата, долове, сели¬
ща. Тази трудност е преодоляна през XVII в.
след създаването на метода на триангулациЯ' 3 от холандския учен В. Снелиус. За градус¬
ни измервания на дадена местност се строят
редове или мрежи от допиращи се един до

друг триъгълници. Измерват се всичките ъгли
на триъгълниците и само една страна (на нача т
ния триъгълник). По тези данни се опре,т щ
положенията на всички върхове на триъгълни
ците. Градусните измервания, проведени пр
XVIII в. от френски геодезични експедиции в
Перу и Лапландия, потвърждават закона
за всеобщото привличане инами
рат големината на теоретически предсказана¬
та от И. Нютон сплеснатоет на Земята при по¬
люсите.
Наи-голямото градусно измерване на дъга
от бреговете на Ледовития океан до устието
на Дунав, наречена дъга на Струве, е проведе¬
но от 1816 до 1855 г. под ръководството на
руския учен В. Я. Струве.
В съвременната геодезия са се запазили
двете основни направления: работи, свърза¬
ни със задоволяването на различни нужди на
народното стопанство и изучаването на гео¬
метричните особености на Земята като пла¬
нета.
В СССР са решени много важни геодезич¬
ни проблеми: направена е топографска и гравиметрична снимка на цялата територия на
страната, уточнени са размерите на земния
елипсоид и др.
Съвременната геодезия притежава съвър¬
шени технически средства. Топографските
карти се съставят по фотографии от самолети
и изкуствени спътници на Земя
т а. Фотографиите се обработват в лабора¬
ториите с фотограметрични уреди. Тези
уреди позволяват да бъдат определени висо¬
чините на точките от земната повърхност с
помощта на стереоефекта без трудоемки из¬
мервания на местността. Внедрени са в прак¬
тиката радио- и светлодалекомери, които от¬
страниха трудностите при провеждането на
линейни измервания върху пресечена мест¬
ност. Във връзка с това триангулачният метод
вече отстъпва място на метода на трилатерацията — геодезични работи с използуването
не на ъглови, а на линейни измервания С из¬
стрелването на изкуствените спътници пред
геодезията се откриха принципно нови въз¬
можности за изучаването на планетата Земя
(вж .Космическа геодезия).

69

Енциклопедичен речник на младия астроном

Рзщмяото положение на физическата повърхност
Л заляга, геонда и земния елипсоид

г

За контрол при насочването на телескопа (1) към
светилото служи гидът (2). За откриването на необходимото светило се използува търсачът (3)

ГЕОИД
Геоидът е геометрична фигура , която описва
приблизително формата на Земята с неправилностите поради неравномерното разпределе¬
ние на материята вътре в нея, Геоидът съвпа¬
да със средната повърхност на водите на Све¬
товния океан и свързаните с него морета, сво¬
бодно от приливите, теченията и другите сму¬
щения. Повърхността на геоида под континен¬
тите се прекарва по такъв начин, че във всяка
точка да бъде перпендикулярна на отвес¬
ната л и н и я, т. е. на реалната посока на
силата на тежестта в същата точка
Големината на силата на тежбстта във всич¬
ки точки от повърхността на геоида е една и
съща Поради своята сложност геоидът е не¬
удобен за използуване при решаването на ма¬
тематическите задачи на геодезията и карто
графията. На практика често се използува попроста фигура — земният елипсоид
Средната стойност на отклонението на гео¬
ида 01 земния елипсоид е около ±50111 и само
в изключителни случаи достига ± 100 ш.
Повърхността на геоида се представя с по¬
мощта на карти, на които се отбелязва висо¬
чината на геоида над земния елипсоид Изу¬
чаването на особеностите на движението на
изкуствените спътници на Зе¬
мята позволи да бъдат съставени карти на
геоида за цялата повърхност на Земята.

гид
Г|Щьт е спомагателна зрителна тръба, която
се монтира на тръбата на телескопа така, че
техните оптични оси да бъдат успоредни I и-

дът се използува от наблюдателя за кориги¬
ране на положението на телескопа по време
на фотографирането на небесното тяло При
фотографирането например на слаби небес¬
ни обекти астрономите използуват дълги ек
спозиции (до няколко часа) За да се избег¬
не размазването на образа през това време,
телескопът с помощта на часовников механи
зъм се върти заедно с гида по такъв начин, че
да компенсира денонощното въртене на небес¬
ната сфера, като остава насочен към един и
същ обект В този случай гидът служи за
визуално коригиране на работата на часовни¬
ковия механизъм
В големите съвременни те лескопи се изпол¬
зува автоматично следящо устройство —
фотогид. Той освобождава астронома от
наблюденията с помощта на обикновения
гид.

ГЛОБУЛИ
Глобулите са сравнително малки, почти не¬
прозрачни уплътнявания на междузвездната
среда, които изглеждат като тъмни петна на
светъл фон. Съществуват два типа глобули
малки и големи. Малките глобули изглеждат
като тъмни капки на фона на светлите газови
мъглявини По всяка вероятност техните ма-

70

Енциклопедичен речник на младия астроном

Леглата мъглявина в съзвездието Щит. В иея се забелязват „впръсквания” от малки тъмня мьгляяя
тл“ Навярно тяхното възникване е свързано с отделни уплътнявания»»^

си нс превишават 1 0 от масата на Слънцето.
Големите глобули обикновено са рязко очер¬
тани тъмни мъглявини със заоблена форма,
като размерите им са по-малки от един парсек. Пълназа маса на газа, който образува те¬
зи глобули, е от 20 до 300 слънчеви маси.
Поради почти пълната си непрозрачност те
закриват светлината на разположените зад
тях звезди и затова изглеждат като ,„дупки”
в звездното небе Известни са около 200 го
леми глобули, като почти всички са на не
по голямо от 500 рс разстояние от Слънцето

На по големи разстояния глобулите се
криват много трудно Общо в нашата Га¬
лактика би трябвало да има няколко десеткя
хиляди глобули
Плътността на междузвездния прах и
в глобулите е хиляди пъти по-голяма от плъ
ността на обикновената междузвездна сре Д
което обяснява непрозрачността на глобули
те В междузвездната среда поради поглъш-*
нето от прашинките интензитетът на лъчението намалява средно 2 — 3 пъти на разстояш
1 крс. В глобулите, където междузвездна'^

71

Енциклопедичен речник на младия астроном

среда е уплътнена и прашинките са по-близо
една до друга, поглъщането рязко нараства. В
големите глобули то може да превишава 10 15 звездни величини, което съответствува на
отслабване на светлината 10 000 - 1 000 000
пъти.
Температурата на глобулите е много ниска
- около 10 К. При тази температура атомите
на междузвездния водород се обединяват по
двойки в молекули, така че основната част от
веществото на глобулите е студен молекулен
водород. Прахът в тях е по-малко от водоро¬
да, но именно благодарение на неговото при¬
съствие ние откриваме глобулите върху фото¬
графиите на звездното небе.
Механизмът на образуването на глобулите
не е напълно ясен. Както изглежда, малките
глобули в светлите мъглявини са се образува¬
ли от отделни нееднородности на междузвезд¬
ната среда, чиято плътност се е увеличила сил¬
но вследствие налягането на заобикалящия
ги горещ газ. С течение на времето повечето
от тези глобули се „нагряват” и се разсейват.
Големите глобули имат маса, която е доста¬
тъчна, за да се свие под действието на собстве¬
ното си гравитационно поле. Може би послед¬
ният стадий от уплътняването на големите
глобули е образуването от тях на отделни
групи звезди.

ГОДИШНИ ВРЕМЕНА
Годишни времена се наричат четирите перио¬
да от годината, които се различават един от
друг по метеорологичните условия: пролет,
лято, есен и зима. Причина за сезонните из¬
менения на метеорологичните условия е на¬
клонът на оста на въртене на Земята към
равнината на нейната орбита. В резултат
Слънцето огрява повече ту северното, ту
южното полукълбо. Така че разделянето на
годината на четири сезона има строга астро¬
номическа първооснова.
За начало на пролетта в северното полукъл¬
бо астрономите приемат момента на пролет¬
ното равноденствие, т. е. момента, в който
Слънцето при движението си по еклиптиката
преминава от южното полукълбо на небесна¬
та сфера в северното, като пресича небесния
квагор в точката на пролетното равнодентви->>. По съвременния календар това се случ¬
ва на 20 или 21 март. В деня на пролетното

г

равноденствие, както и в деня на есенното
равноденствие, по цялата Земя продължител¬
ността на деня е равна на тази на нощта. За
северното полукълбо пролетта продължава
до 21 или 22 юни (деня на лятното слънцестояние ), когато Слънцето достига най-високата
точка от еклиптиката (спрямо екватора), по
пладне преминава през зенита на ширината на
Северния тропик, а на ширината на Северната
полярна окръжност единствен път в годината
не се скрива под хоризонта. Това е най-дъл¬
гият ден за северното полукълбо По астроно¬
мическия календар в северното полукълбо
настъпва лято, което продължава до 23 сеп¬
тември — деня на есенното равноденствие.
Лятото се сменя от есента
За край на есента в северното полукълбо
астрономите считат 21 или 22 декември — деня
на зимното слънцестояние, когато Слънцето
е в най-ниската точка от еклиптиката, В деня
на зимното слънцестояние по пладне Слънце¬
то преминава през зенита на ширината на *0ж
ния тропик и единствен път в годината не за¬
лязва на ширината на Южната полярна окръж¬
ност От този момент до деня на пролетното
равноденствие в северното полукълбо на Зе¬
мята е зима.
Продължителността на деня на земния екватор в течение на цялата година е постоянна
и равна на продължителността на нощта. Тук
сезонните изменения на метеорологичните ус¬
ловия не са непосредствено свързани с изме¬
нението на деклииацията на Слънцето. За юж¬
ното полукълбо на Земята сезоните са отмес
тени с половин година: настъпването на лято¬
то в южното полукълбо съвпада с настъпване¬
то на зимата в северното, есента в южното по¬
лукълбо съвпада с пролетта в северното и т. н.
Елиптичността на земната орбита, респек¬
тивно неравномерността на движението на
Земята около Слънцето оказва известно вли¬
яние върху продължителността иа годишните
времена. Тъй като Земята е най-близо до
Слънцето в началото на януари и по това вре¬
ме се движи с най-голяма скорост, астроно¬
мическата зима в северното полукълбо про¬
дължава около 89 денонощия, а лятото — 93,6
За южното полукълбо зимата съответно се
оказва малко по-дълга от лятото
Топлите и студените течения, планините,
преобладаващите ветрове оказват върху се¬
зонните изменения на метеорологичните ус¬
ловия много по-голямо влияние от елиптич

72

Енциклопедичен речник на младия астрои нм

ността на земната орбита. Ето защо във всеки¬
дневния живот по-често съдят за смяната на
годишните времена не по астрономическите, а
по природните признаци, като се ползуват от
средноденонощните температури. Малко са
отместени спрямо астрономическите годиш¬
ни времена и календарните сезони, пролет
(март—май), лято (юни — август), есен (сеп¬
тември-ноември) и зима (декември—февруари).

ГРАВИМЕТРИЯ
Гравиметрията е наука за силата на тежестта
във всички нейни прояви. Първоначално гра¬
виметрията се занимавала само с измерване¬
то на интензитета на силовото гравитационно
поле на Земята, която числено е равна на ус¬
корението на свободно падащо тяло. Но пог
степенно границите на науката се разширява¬
ли и сега към гравиметрията спада не само
изучаването на силата на тежестта и нейното
количествено измерване, но и различните й
прояви в историята и развитието на Земята.
Под действието на силата на тежестта се е
оформила фигурата на Земята. Вследствие
всеобщото привличане, законът за което е
формулиран от И Нютон (вж. Гравитация),
всички тела се привличат със сила, обратно
пропорционална на квадрата от разстояние¬
то между тях. Ако върху веществото на
Слънцето, Земята, Луната, планетите и дру¬
гите небесни тела не действуваха никакви
сили освен вътрешните сили на привличане,
всички тези тела биха имали строго сферич¬
на форма. Но тъй като небесните тела се
въртят, върху веществото действува и цен¬
тробежна сила. Под нейното въздействие
се извършва преливане на вещество от по¬
люсите към екватора, като този процес про¬
дължава, докато не се уравновесят странич¬
ните, тангенциални компоненти на силите и
течността върху повърхността не се окаже
в равновесие. Така всяко небесно тяло,
включително и нашата Земя, се оказва малко
сплеснато. Равновесната повърхност на тако¬
ва тяло навсякъде е перпендикулярна на по¬
соката на силата на тежестта и се нарича н иво-повърхнина. Ако Земята беше ед¬
нородна, ниво-повърхнината би имала форма
на ротационен елипсоид. Реалната Земя е не¬
еднородна, което предизвиква отклонения
на тази повърхнина от формата на правилен
елипсоид. Ниво-повърхнината за реалната Зе¬
мя, която съвпада с повърхността на водата в
океана, се нарича геоид. Геоидът може да се

отклонява

от

общия

земен елип оид да

±100 ш.

Гравиметрията разработва методи за опре.

делянето на сплеснатостта на земния елипсо.
ид, на височините на геоида над елипсоида
т.е. позволява да бъде изучена фигурата на
Земята. Разликата между реалната сила на те¬
жестта, измерена върху геоида, и тази върху
една идеализирана Земя с форма на правилен
елипсоид, са нарича гравитационна
аномалия. Аномалията, както и самага
сила на тежестта, е тясно свързана с разпреде
лението на веществото в тялото на Земята и
преди всичко в нейната кора. По гравитационната аномалия може да се съди за разпреде¬
лението на веществото, следователно и за по
лезните изкопаеми, чиято плътност често ряз¬
ко се отличава от плътността на околните
скали. Ето защо гравиметрията намери ши¬
роко приложение при търсенето на полезни
изкопаеми, например на нефт и газ.
Днес гравитационното поле на Земята се
изучава и посредством методите на косми¬
ческата геодезия по смущенията в движение¬
то на изкуствените спътници на

Земята.

Земното ускорение се измерва с помощта
на специални уреди — гравиметри, кои¬
то всъщност са много точни пружинни везни
Една и съща тежест се претегля в началната
точка и в точката, за която ще се определя
силата на тежестта, т.е. в полета с различен
интензитет. Този метод се нарича относите¬
лен. Другият метод е основан на непосредст¬
веното наблюдаване на свободното падане на
тела и пресмятането на земното ускорение.
Този начин за определянето на земното уско¬
рение е абсолютен. По този метод Г. Галилей
за пръв път е измерил силата на тежестта в
края на XVI в. с точност 0,1 от нейната стой¬
ност. Сега точността достига милиардна част
от стойността на силата на тежестта.

ГРАВИТАЦИОНЕН КОЛАПС
Гравитационен колапс се нарича бързият про¬
цес на свиване на веществото под действието
на собственото привличане (вж. Гравитация
Понякога под гравитационен колапс се разби¬
ра неограниченото свиване на веществото в
черна дупка, което се описва от общата тео¬
рия на относителността (релативистичен ко¬
лапс) .
Частите на всяко тяло изпитват взаимно
гравитационно привличане. Но в повечето те-

73

Енциклопедичен речник на младия астроном

па неговата стойност не е достатъчна за въз¬
никването на колапс. При дадена маса на тя¬
лото вътрешното поле на гравитационното
привличане е толкова по-силно, колкото поголяма е плътността на тялото, т.е. колкото
по-малки са размерите му. За да стане грави¬
тационното поле забележимо, необходимо е
тялото да се свие така, че плътността да дос¬
тигне колосални стойности. Така например,
за да колапсира Земята, нейната плътност
трябва да нарасне до 1027 §/сш3 , т.е. три¬
лиони пъти да превиши плътността на ядрото.
Но с увеличаването на масата вътрешното
гравитационно поле също нараства и необхо¬
димата за колапсиране стойност на плътност¬
та намалява.
За такива масивни обекти като звездите
ролята на силите на гравитационно свиване
става определяща. Същите сили предизвик¬
ват свиването на газовите облаци при образу¬
ването на звездите и галактиките. Това сви¬
ване има характер на своеобразно падане на
частиците газ към центъра на образуващата се
звезда или галактика. В този смисъл се гово¬
ри за гравитационен колапс на протозвездите и протогалактиките.
Съществуването на звездите е свързано с
взаимното привличане на техните атоми, но
в обикновените звезди това привличане се
уравновесява от вътрешното налягане на ве¬
ществото, което осигурява тяхната устойчи¬
вост. При високи температури и плътности,
каквито са характерни за звездните недра,
веществото е в йонизирано състояние и на¬
лягането зависи от движението на свобод¬
ните електрони и йони. По време на основ¬
ните, най-продължителни стадии от еволю¬
цията на звездите това движение е
топлинно. То се поддържа от енергията, коя¬
то се отделя при реакциите на термоядрен
синтез (вж. Звезди).
Но запасите от тер¬
моядрено гориво в звездите са ограничени
и окончателната съдба на звездите се опре¬
деля от възможността за равновесие между
силите на гравитационното свиване и наля¬
гането на изстиващото вещество на звездата,
изчерпала целия си запас от топлинна енер¬
гия, Такива условия на равновесие се осъ¬
ществяват в белите джуджета или в изро¬
ните ядра на звезди с маса, по-малка от
5-10 слънчеви маси (вж. Слънце), където на
гравитационното свиване противодеиствува
налягането на електроните. Но в бялото
или в изроденото звездно ядро с
голям маса електронната плътност става
юлкоа шл ям», че електроните проникват в
4кЦ
.
г. имодеиствуват с ядреното
■Ям тво, л и което се получава неутриНО Тово улавяш на <л< ктропите от ядрото

г

води до намаляване на електронното наля¬
гане, което противодеиствува на гравитаци¬
онното свиване, и протича гравитационен ко¬
лапс.
1 равитационният колапс в бялото джудже
или в изроденото звездно ядро е съпроводен
от по-нататъшно улавяне на електрони от
ядрата и от интензивно неутринно лъчение,
което отнася практически цялата енергия на
гравитационното свиване Електронното на¬
лягане става все по-ниско, поради което сви¬
ването всъщност представлява свободно па¬
дане на веществото към центъра на звездата
В крайна сметка цялото колапсиращо ве¬
щество се превръща в неутрони. Възниква¬
щото при това налягане на неутронното ве¬
щество може да уравновеси силите на гра¬
витационно свиване и гравитационният ко¬
лапс завършва с образуването на неутронна
звезда При колапсиране в неутронна звезда
неутринното излъчване
може да осигури
ефективно пренасяне на енергия до външните
слоеве на колапсиращата звезда, която е
достатъчна за . тяхното взривообразно из¬
хвърляне. При това се наблюдава избухване
на свръх нова звезда
Но гравитационният колапс на масивни
звезди с маси, по-големи от 5 — 10 слънче¬
ви маси, не завършва със стадия на неутронна
звезда. С увеличаването на масата на неутронната звезда плътността на нейното ве¬
щество нараства и силите на отблъскване
между неутроните вече не могат да оси¬
гуряват ефективно противодействие на гра¬
витационното свиване. Колапсът преминава в
релативистичен гравитационен колапс и въз¬
никва черна дупка. Наличието на максимална
маса на устойчиво бяло джудже и неутронна
звезда означава, че масивните звезди (с маса,
10 пъти по-голяма от масата на Слънцето) не¬
избежно завършват своето съществуване в
процеса на релативиетичния гравитационен
колапс.
Гравитационното колапсиране в черна дуп¬
ка е явление, при което ефектите на общата
теория на относителността стават определя¬
щи. Самият колапс протича като свободно па¬
дане към центъра на образуващата се черна
дупка, но в съответствие със законите на об¬
щата теория на относителността един външен
наблюдател би видял това падане като на кинолента с все по-забавено движение: за него
процесът на колапсиране ще продължава
безкрайно дълго. При колапсиране в черна
дупка се изменя метриката на пространство¬
то и времето. Изкривяването на светлинните
лъчи се оказва толкова силно, че никакъв
сигнал не може да напусне повърхността на
колапсиращото гядо. Веществото, попадна-

74

Кнцикдопедичен речник иа младия ж тр >и<

ло на разстояние, по-малко от радиуса на чер¬
ната дупка, се оказва напълно изолирано от
останалия свят, като обаче продължава да
влияе със своето гравитационно поле на окол¬
ната среда.

ГРАВИТАЦИЯ
Гравитация
се нарича взаимното привлича¬
не на телата, което действува върху всички
обекти във Вселената Съгласно класическия
закон за всеобщото привлича¬
не на И Нютон всички тела се привличат вза
имно със сила, която е пропорционална на
техните маси и обратно пропорционална на
квадрата от разстоянието между тях Тази
сила не зависи от другите свойства на телата.
Интересът към проблема за гравитацията е
възникнал много преди Нютон През IV в
пр.не Аристотел твърдял, че всички тела па¬
дат, тъй като се стремят към центъра на Все
лената, а този център е Земята При това се
считало, че колкото е по тежко тялото, тол¬
кова по-бързо пада то. Тази представа се за¬
държала около 2 хилядолетия. Тя била опро¬
вергана в резултат на опитите на Г. Галилеи
със свободно падащи тела. Галилеи доказал
че ако се освободим от съпротивлението на
въздуха, всички тела падат към Земята с
едно и също ускорение. Голям принос за
развитието на идеята за всеобщото привлича¬
не има откриването от Й Кеплер на законите
за движение на планетите Всички тези факти
подготвили почвата за откриването от Нютон
през 1685 г. на закона за всеобщото привли¬
чане. Този закон, а също и формулираните от
Нютон три основни принципа на механиката
законът за инерцията, законът за връзката
между действуващата сила, масата и ускоре¬
нието и законът за равенство на действието
и противодействието — легнаха в основата на
съвременната класическа или, както я нари¬
чат често, Нютонова механика.
Всеобщото привличане пронизва цялата
Вселена. Под действието на привличането се
движат планетите около Слънцето, взаимодействуват си галактиките, кондензират час¬
тиците в космическото пространство, обра
зувайки звезди, движат се изкуствените
спътници и другите космически апарати. Под
действието на същата сила протичат тектоничните процеси на Земята и другите планети,
оформя се ликът на Земята и планетите, про¬
тичат метеорологичните процеси (вж. Гравиметрия).
Но въпреки строгостта на Нютоновата тео¬
рия съществуваше трудност при обясняване-

то на механизма на привличането. Г1 ка ък
начин гравитационното взаимод иствие
предава мигновено на всякакви разстояния^
През XVIII - XIX в. физиците търсели ■
ханизъм, с чиято помощ да обяснят привли
чането. Сам Нютон отначало се опитвал рг
обясни привличането от разстояние с наличие¬
то на етер — фино вещество с пром нлива
плътност Като изтласква по-грубото вещество и запълва порите на телата, това вещество
предизвиква ефекта на привличане. По-късно
обаче Нютон се отказал от търсенето на меха
низъм на привличането.
В течение на два века физиците обсъждали
два типа механизми на гравитацията. Първият
я обяснявал с помощта на етер, а вторият на корпускули. Но тези обяснения не издър¬
жали сериозна критика.
През 1916 г. немският физик А.Айнщайн
публикува труд, в които излага нова теория
на гравитацията, наречена от него обща
тероия на относителността. Тази
теория не изисква обясняване на принципа на
действието от разстояние. Освен това тя не
се нуждае нито от етер, нито от корпускули
В общата теория на относителността съ¬
ществена роля играе така нареченият прин
цип на еквивалентността. Неговият смисъл
се състои в това, че като се придаде на наблю¬
дателя някакво постоянно ускорение, може
напълно да се имитира гравитационно поле
По-строго принципът на еквивалентността
се формулира по следния начин. Както е из¬
вестно, във втория закон на Нютоновата ме¬
ханика Р = т^р, където Р е сила, а а - уско¬
рение, влиза коефициентът тИ, който се на¬
рича инертна маса. Той характеризира степен¬
та на инертност на тялото, т. е. способността
на тялото да се съпротивлява на външното
въздействие, което се стреми да измени него¬
вото състояние на движение. В закона на Ню¬
тон за всеобщото привличане
(™Т)1 (^Х>2
р = -С---

г
където С е гравитационната константа, (*ях) 1
и (тТ)2 — масите на привличащите се тела, а
г — разстоянието между тях, влиза величина¬
та тт. Тя характеризира способността на те¬
лата да привличат към себе си другите тела в
се нарича гравитационна маса. Следователно
принципът на еквивалентността означава, че
за всяко тяло тИ = тТ, т. е. инертната маса е
равна на гравитационната маса.
Въз основа на тези предпоставки Айнщайн
получава своите уравнения за описване на

75

Енцик л о педичен речник на младия астроном

гравитационното поле. Тези уравнения са
твърде сложни. Те позволяват гравитацията
да бъде интерпретирана като поле на изкри¬
вяване на пространството. Във вакуум, т. е.
при липса на материални тела, пространствовремето на Айнщайн съвпада с обикновеното
тримерно евклидово пространство и се под¬
чинява на всички теореми на евклидовата
геометрия. Но при наличието на материални
тела пространство-времето се изкривява, ка¬
то при това изкривяването е толкова по-голямо, колкото по-голяма е масата на тялото
и по-малко е разстоянието до него.
В теорията на Айнщайн гравитационното
поле на точкова маса притежава т. нар. ула¬
вяща повърхност. Това е такава по¬
върхност, която обхваща привличащите ма¬
си и при достигането до която всяко тяло,
притежаващо маса, се привлича към централ¬
ната маса с такава сила, че неизбежно пада
върху нея. Радиусът
на тази повърхност се
нарича гравитационен радиус.
Ако гравитационният радиус е по-голям от
геометричните размери на тялото, нито една
материална частица не може да напусне това

г

тяло. Така че, ако по една или друга причина
размерите на някоя звезда станат по-малки
от гравитационния радиус, нищо, включител'Чението, не може да напусне звездата
Такива хипотетични звезди се наричат черни
дупки.
Теорията на Айнщайн даде правилни коли¬
чествени резултати за редица ефекти, които
ие можеха да бъдат обяснени от гледна точка
на Нютоновата теория. Такива ефекти са из¬
кривяването на светлинния лъч при преми¬
наването му близо до масивно тяло, пре¬
местването на перихелия на Меркурий и гра¬
витационното червено преместване на спект¬
ралните линии в звездните спектри.
Айнщайн не считаше своята теория за
окончателна и търсеше нейни обобщения. Се¬
га опитите за такива обобщения се основават
на търсенето на единна теория на полето Из¬
ходен пункт при тези обобщения е предпо¬
ложението за съществуването на някакво
първично поле, което поражда всички еле¬
ментарни частици и техните полета, включи¬
телно и гравитационното поле.

ЮРИЙ АЛЕКСЕЕВИЧ ГАГАРИН (1934- 1968)
Юрий Гагарин . . .
Безстрашният
рицар на Космоса, славният син на
великата съветска страна, комунис¬
тът. Човекът, покорил небето Чове¬
кът, подвигът и усмивката на когото
покориха нашата планета.
12 април 1961 г. Тази дата влезе
завинаги в историята на човечеството
През пролетното утро мощна ракетаносител изведе в орбита първия в
историята
космически
кораб
„Восток” на борда с първия космо¬
навт на Земята - гражданинът на
Съветския съюз Юрий Гагарин.
108 минути продължи първият
космически
полет В наши дни,
когато се извършват многомесечни
експедеции на борда на орбиталния
космически комплекс „Салют” —
„Союз”, той ни се струва много
кратък Но всяка от тези минути
беше откриване на неизвестното.
Детството на руското селско мом¬
ченце Юра Гагарин преминава в с.
Клушино, Смоленска област, а след
това в неголямото градче Гжатск,
днес носещо славното име на Гагарин.
Училище, занаятчийско училище,
леярен цех, индустриален техникум в
Саратов. Минават нелеките първи
следвоенни години за съветската

страна В тези години младият Гага¬
рин не само добре се учи и работи, но
и формира своя трудолюбив настой
чив, благороден характер
„Със Саратов е свързана появата у
мен ... на неудържимото влечение
към небето, влечение към полети ...”
- писа впоследствие Гагарин.
След Саратовския аероклуб, пър¬
вата ,,небесна” страница в биографи¬
ята на Гагарин, той успешно завър¬
шва Оренбургското военно училище
за летци, служи в частите на военно¬
въздушните сили — лети на червенозвездните свръхзвукови самолети,
охранявайки северните граници на
съветската страна
През 1960 г Юрий Гагарин започва
да се готви за полет в Космоса в
Центъра за подготовка на космонав¬
ти, носещ днес неговото им е. Гага¬
рин работи самоотвержено, с пълно
отдаване на сили, с неизтощима
любознателност, трудолюбие, издръж¬
ливост. Той е отлично подготвен
физически, акуратен, скромен, вни¬
мателен към другарите си, смел и
решителен
Когато се обсъжда въросът кой да
бъде космонавт № 1, изборът пада на
Юрий Гагарин И на 12 април 1961 г. в

76

Енциклопедичен речник на младия астроном

момента на старта прозвуча знамени
тото гагаринско „Поехали”. Ликува¬
щата съветска страна радостно посре¬
щна първия покорител на Космоса.
Неговият подвиг е отбелязан с висо¬
ки награди и със званието Герой на
Съветския съюз. Хората от цялата
Земя възторжено привететвуваха съ¬
ветския човек, пръв видял нашата
планета от Космоса. Той беше въз¬
торжено приет в десетки страни
Готвейки се за нови полети.

Гагарин настойчиво продължи трени¬
ровките, участвува в много полети
със самолети, завърши Военната ак>
демия „Н ЕЛСуковски”,
През март 1968 г. по време на
поредния тренировъчен полет
Алексеевич Гагарин трагично загина
при самолетна катастрофа. Верния
син на съветската страна, открил нова
ера в усвояването на Вселената, ще
бъде вечно жив в паметта на хората

ГАЛИЛЕОГАЛИЛЕЙ (1564-1642)
Галилео Галилей е велик италиански
физик, математик, инженер и астро¬
ном, един от основоположниците на
съвременното естествознание Още от
малък Галилей се запознава с трудо¬
вете на древногръцките учени Аристо¬
тел Архимед. Евклид. На 20 години
оставя медицината, която изучава в
университета в Пиза, и се заема с
изучаване на физика и астрономия
Галилей е бил професор по мате¬
матика и физика във всички по-големи италиански университети. Научна¬
та му дейност и важните му открития
оказват решаващо влияние върху
развитието на механиката, оптиката и
астрономията Той създава раздела в
науката за движението - кянемата¬
ката, чиито закони извежда от точни
експеримента Галилей формулира
някои основни принципи на класичес¬
ката механика, развива законите на
статаката, полага основите на небес¬
ната механика.
Откритията на Галилей в астроно¬
мията оуквално са потресаващи за
съвременниците му. Те стават първо¬
то неопровержимо доказателство за
правилността на хелиоцентричната те¬
ория на Коперник Тази теория
Галилей страстно защищава и пропа¬
гандира въпреки жестоките гонения
от църквата. При наблюдение на
небето Галилей използува съвсем
нов инструмент - телескоп, който
сам построява на базата на току-що
изобретената в Холандия (1609) зри¬
телна тръба. Галилей. успява да
направи увеличението на телескопите
си от 3- на 32-*фатно.
Галилей открива фазите на Венера

и четири спътника на Юпитер (те се
наричат галилееви; вж Спътници на
планетите). Като наблюдава Луната,
Галилей забелязва, че на нея има
планини, долини, дълбоки пропасти
т.е. повърхността на Луната по своя
релеф прилича на земната повър¬
хност С телескопа на Галилей за пръв
път се виждат отделни звезди в някои
мъглявини на небето. Така например
Млечният път се оказва гигантски
куп от звезди. Въобще при телеско¬
пичните наблюдения става възможно
да се види грамадно количество
звезди
и за
пръв път станала
ясна тяхната огромна отдалеченост.
На Галилей принадлежи откритието
на ярките петна - флокули на Слън¬
цето, преместването на които потвър¬
дило откритото скоро преди това
въртене на това светило Всичките
си наблюдения Галилей описва в
малък
труд
„Звезден вестник”.
След като се убеждава във верност¬
та на Коперниковата система, Га¬
лилей й посвещава своето най-важно
астрономическо съчинение .Диалог за
двете най-главни световни системи Птолемеевата и Коперниковата" (1632)
Трудът е рязко осъден от църквата
(от 1616 г. Коперниковата* система е
забранена). Престарелият учен е при¬
нуден да се отрече публично от своите
твърдения и последните си години
преживява под домашен арест и под
надзора на инквизицията. .Диалог”
на Галилей влиза в историята на естествознанието като символ на граж¬
данска смелост на учения и като ярка
демонстрация на тържеството на коперниковото учение за Вселената.

ДВОЙНИ ЗВЕЗДИ
Двойна звезда се нарича система от две звез¬
ди, свързани посредством гравитационната
сила (вж. Гравитация). Компонентите на та¬
кива системи се движат по орбита около об¬
щия център на масата. Съществуват тройни и
четворни звезди; те се наричат кратни
звезди (кратните звезди могат да имат и
повече от четири компонента - бел прев ).
В зависимост от размерите и положение¬
то на орбитите в пространството, а също и от
разстоянието до нас за изучаването на двой¬
ните звезди се използуват различни методи,
а наблюденията се провеждат с помощта на
различни инструменти.
Системите, чиито компоненти могат да се

различат в телескопа или да се фотографират
с дългофокусен астрограф, се наричат в и зуално-двойни звезди Наистина
не всички звезди, които наблюдаваме като
двоини, образуват физически двоики. Поня¬
кога звездите, макар че изглеждат близо ед¬
на до друга на небето, всъщност случайно са
разположени в една посока за земния наблю¬
дател, докато в пространството ги разделят
огромни разстояния. Това са оптичнодвойните звезди В средата на XVIII
в. са били известни около 20 визуално двой¬
ни звезди. Сега в така наречения „Индекс-ка¬
талог двойнмх звезд” са включени повече от
60 000 такива системи (включително широ-

Крива на блясъка на затьмннтелно-двойна звезда с
период А, Разположението на компонентите сьответствува на минимума на блясъка.

Видимата орбита на визуално-двойна звезда

Енциклопедичен речник на

78

Орбитата на главната компонента с рямо центъра
на масата и изменението на лъчевите скорости на
спектрално-двойна звезда
Ъ

Видимата и истинската орбита иа визуално двой®

звезда

Кръгова
орбита

„

/
а

младия астроном

<? = 0 5
с

*

с

со

= 0°

ките двоики, както се наричат системите, чиито компоненти се намират на голямо разсто¬
яние една от друга)
Друг тип двоини звезди са тези, за които
зрителният лъч лежи приблизително в равни¬
ната на орбитите. При движението си такива
звезди последователно се закриват една дру¬
га, поради което блясъкът на системата вре¬
менно отслабва. Това са затъмнително-двоините звезди. Ние не можем
да видим поотделно техните компоненти, тъй
като ъгловото разстояние между тях е много
малко, и съдим за двойствеността на система¬
та по периодичните изменения на блясъка. Ве¬
че са открити повече от 4000 затъмнителнодвоини звезди,
Ако компонентите на двойната звезда са
достатъчно ярки и на малко разстояние една
от друга, техните спектри могат да бъдат фо¬
тографирани и да бъде забелязано периодич¬
ното разцепване на спектралните линии

вследствие ефекта на Доплер (вж. Лъчева
скорост). Ако едната от компонентите е слаба
звезда, наблюдават се единични линии, които
периодично извършват движения около едно
средно положение. Това свидетелетвува за
орбиталното движение на компонентите
около общия център на масите. Това са
спектрално-двойните звезди.
От тях са известни около 2500.
Изучаването на двойните звезди е започна¬
то в края на XVIII в. от английския астроном
У Хершел и продължено в началото на XIX
в. от руския астроном В Я.Струве. В послед¬
ните години изследването на двойните звезди
привлича учените особено силно, защото нови¬
те звезди, някои типове избухващи звезди и
някои източници на космическо рентгеново
излъчване се оказаха компоненти на двойни
звезди.
Лолучените досега данни показват, че по¬
вече от 70% от всички звезди влизат в съста¬
ва на двойни или кратни системи от един или
друг тип. При това се наблюдават и комбини¬
рани системи Например компонентата на да¬
дена визуално-двойна звезда може да се ока¬
же спектрално-двойна или затъмнително
двойна звезда.

Измерване на ъгловото
разстояние р между
компонентите н« двой¬
на звезда

79

Енциклопедичен речник на младия астроном

Към изброените типове двойни звезди мо¬
да да бъдат добавени и звездите със сложни
спектри. Тези спектри показват, че компо¬
нентите са звезди от различен спектрален
клас (вж. Спектрална класификация на звез¬
дите) .
Двойни са и звездите с еднакви собствени
движения (при липсата на други признаци за

д

Диш рамата маса — светимост за звезди от главната
последователност

двойственост) Лова са широките двой¬
ки, за които стана дума по-горе.

С помощта на многоцветна фотоелектрична фотометрия може да бъде открита двойст¬
веност на звезди, при които тя не се проявява
по друг начин. Това са фотометричнодвойните звезди. Освен това същест¬
вуват звезди с невидими спътници (вж. Неви¬
дими спътници на звездите) , които също мо¬
гат да бъдат причислени към двойните звез¬
ди Засега са известни около 20 такива сис¬
теми.
За определянето на орбитните елементи на
визуално-двойните звезди трябва да бъде на¬
трупан в течение на много години достатъчно
наблюдателен материал, за да може уверено
да бъде определена елипсата на видимата ор¬
бита. Движението на спътника (по-слабата
звезда) спрямо главната звезда се извършва
по законите на Кеплер (вж. Закони на Кеплер). Достатъчно точни орбитни елементи са
пресметнати само за няколко десетки визу¬
ално-двойни звезди. Техните периоди на обикаляне са от няколко години до няколко
века.
Когато е известно разстоянието до двойна¬
та звезда, т. е. когато е определен нейният паралакс, с помощта на третия закон на
Кеплер може да бъде пресметната сумата
от масите на компонентите на системата.
За много системи въз основа на наблюде¬
ния освен сумата от масите може да бъде
определено и отношението на масите и по та¬
къв начин да бъде пресметната масата на вся¬
ка компонента.
Съпоставянето на данните за масите на
звездите и техните светимости позволи да бъ¬
де съставена диаграмата маса — светимост
'вж Диаграма маса -светимост).

ДИАГРАМА МАСА СВЕТИМОСТ
Прилагането на законите на небесната ме¬
ни а
ъм движението на овоини звезои
пози лява да
определят масите на звез¬
дите к< нто .! компоненти на такива двои

ни системи Ако са определени също и еветимостите на тези звезди, може да се по¬
строи диаграма, на едната ос на която се
нанася масата, а на другата - светимостта
Разположението на звездите от главната
последователност (вж. Диаграма спектър светимост) на тази диаграма показва ясно
изразена зависимост между масата и све¬
тимостта светимостта се увеличава про¬
порционално на куба на масата. Други групи
звезди образуват аналогични диаграми
С помощта на диаграмата маса — светимост
може по светимостта да се определят маси¬
те на единични звезди, за които е невъзмож¬
но да се получи масата непосредствено от
наблюдения

ДИАГРАМА СПЕКТЪР СВЕТИМОСТ
Наблюденията на звездите позволяват да се
определят техните две основни характерис¬
тики. светимост и спектрален клас (вж
Спектрална класификация на звездите) Въз
основа на тези данни може да се построи
следната диаграма по вертикалната ос се
нанася светимостта, а по хоризонталната спектралният клас. Всяка звезда се изобразя¬
ва на диаграмата като точка. Оказва се, че
звездите се разполагат не хаотично, а обра¬
зуват характерни линии или последовател¬
ности. В участъците от диаграмата извън
тези последователности практически няма
звезди За пръв път диаграмата спектър светимост е построена и изучена в началото
на нашия век от датския астроном Е Херцщпрунг и американския астрофизик X.Ръсел
Затова тя се нарича обикновено диаграма на
Херцшпрунг — Ръсел.
Понякога по осите на диаграмата се нана¬
сят други величини. Светимостта на звездата

Св тимост (в единици о етимостт на Слънц нто)
-*

пектралв' клас

80
1 ициклон-дич <1 речник на млади » » гроком

81

Енциклопедичен речник на младия астроном

може да се изрази чрез абсолютната звездна
величина, а спектралният клас може да се
свърже с температурата на звездата. Вместо
спектралния клас или температурата често
пъти се използува цветният индекс
(вж. Звездни величини). На съвременната диа¬
грама на Херцшпрунг — Ръсел се разгранича¬
ват следните последователности. От горния
ляв ъгъл към долния десен ъгъл минава
главната последователност, вър¬
ху която се намират повечето от звездите.
Последователността започва от горещите
сини звезди с температура 30 000 - 50 000 К
и с оптическа светимост, 10 000 пъти по-голяма от светимостта на Слънцето (.например
Спика), преминава през белите звезди (Сириус А), жълто-белите (Процион), жълтите
(Слънце), оранжевите (т от Кит) и завър¬
шва с червените джуджета стем¬
пература 3000 — 4000 К, които са 1000 пъти
по-слаби от Слънцето (Крюгер 60)
Над
главната последователност са разположени
червеникавите субгиганти, а след това
жълтите, оранжевите и червените гиганти,
които имат големи размери и съответно
високи светимоети (Капела, Арктур, Алдебаран). В най-горната част на диаграмата
минава разклонението на свръхгиган-

д

т и т е , чиято светимост е десетки и стотици
пъти по-голяма от светимостта на Слънцето
(Ригел Бетелгейзе).. Но такива звезди има
много малко. Ьлизо под главната последо¬
вателност, успоредно на нея, минава разкло¬
нението насубджуджетата. И накрая
в най-долната част на диаграмата са разполо¬
жени
белите джуджета — много плътни,
малки и горещи звезди (например Сириус В).
В процеса на еволюцията си звездите из¬
менят своето положение върху диаграмата
спектър — светимост, премествайки се от
една група в друга Голяма част от живота си
звездата „прекарва” на главната последова¬
телност. Вдясно и нагоре от главната после¬
дователност се разполагат както най-младите
звезди, така и звездите, които са се придви¬
жили далече по своя еволюционен път. Бели¬
те джуджета са звезди, намиращи се на по¬
следния стадий на развитие.
В астрономията често се използува диагра¬
мата спектър — светимост, построена отделно
за сферичните и за разсеяните
звездни купове, а също така за раз¬
личните звездни населения на Галактиката.
Диаграмата на Херцшпрунг - Ръсел играе
важна роля в астрофизиката при изучаване на
звездите и звездните системи.

ДЖЕЙМС ХОПВУД ДЖИНС (1877 - 1946)
Хипотезата на Джинс за образува¬
Известният английски физик и астро¬
не
на
Слънчевата система се ползувала
ном Джеймс Хопвуд Джинс е роден
в Лондон. През 1900 г. завършва с широка популярност през 20 - 30 го¬
дини на XX в., но по-късно е доказана
Кеймбриджкия университет и годи¬
нейната несъстоятелност. Американ¬
ни наред преподава там математика
ският астроном Г Ръсел, съветският
Астрономическите работи на Джинс
астроном Н. Н. Парийски и други до¬
са посветени на проблемите за строе¬
казаха,
че откъснатото от Слънцето
жа и еволюцията на звездите, звездни¬
вещество
би започнало да обикаля
те системи и мъглявините.
около него на разстояние няколко
През 1904 г. Джинс изказва идеята
слънчеви радиуса, докато радиусите
за вътрешноатомната природа на из¬
на планетните орбити са стотици хиля¬
точниците на звездна енергия, а през
ди пъти по-големи от радиуса на Слън¬
1917 г. обръща внимание върху това,
цето. Освен това откъснатото вещест¬
че веществото в недрата на звездите
во, което има температура милиони
трябва да бъде изцяло йонизирано и
затова съвсем еднородно, близко до • градуси, би се разсеяло в простран¬
ството.
състоянието на идеалния „електрон¬
Джинс успешно се занимава с по¬
но-ядрен” газ. Идеите на Джинс са
пуляризиране на науката. Широко
служили като мощен стимул за из¬
цризнание получиха неговите книги
следване на звездните ядра и атмос¬
„Загадъчната Вселена”, „Звездите и
фери в началния етап на развитие на
тяхната съдба”, „Вселената около нас”,
астрофизиката.
.Движението на световете” (послед
Джинс е автор на една от хипоте¬
ните
две са издадени в СССР през
зите за произхода на Слънчевата сис¬
1932 - 1933 г на руски език), в кои
тема. Той смята, че планетите са се
то Джинс популярно излага трудно¬
образували от струи вещество, откъс¬
достъпните въпроси на физиката и ас¬
нато от Слънцето от преминаващи на¬
трономията.
близо звезди

82

Енциклопедичен речник на младия астроном

ЕДИНИЦИ ЗА РАЗСТОЯНИЕ
В международната система единици СИ (51),
приета на Единадесетата генерална конфе¬
ренция по мерки и теглилки (1960 г.), ос¬
новна единица за дължина е метърът (ш).
Големите разстояния, както е известно, се
измерват в километри (кт) Но и метрите, и
километрите са неудобни за измерване на
разстоянията, с които се налага да работят
астрономите. Та дори и сравнително малкото
за астрономическите мащаби разстояние меж¬
ду Земята и Слънцето в метри се изразява
приблизително с числото 15 и 10 нули след
него.
В астрономията е приета собствена система
единици за дължина, в нея всички разстоя¬
ния се изразяват посредством удобни, доста¬
тъчно малки числа.
Така например за измерването на разстоя¬
нията между телата от Слънчевата система се
използува астрономическата еди¬
ница, която е равна на средното разстояние
между Земята и Слънцето.
1 астрономическа единица (а.е , междуна¬
родно означение 11а) е равна на 149 600 000 000
ш. Средното разстояние между Слънцето и
последната планета от Слънчевата система —
Плутон — в астрономически единици се изра¬
зява със сравнителното малкото число 39,5
Но и тази единица е малка за измерване на
разстоянията в нашата Галактика, а още по¬
вече на разстоянията до други галактики. За
тази цел се използува единица за дължина,
която се нарича п а р с е к. Парсек е разстоя¬
нието, от което средният радиус на земната
орбита (равен на 1 Са) се вижда под ъгъл 1" ,
ако е перпендикулярен на зрителния лъч.
1 парсек (пс, международно означение рс)
е равен на 206 265 11а или на 31.1015 га
(31.1015 означава числото 31 с 15 нули след
него).
В астрономията се използува и единицата
за дължина светлинна година (меж¬
дународно означение 1у). Това е разстояние¬
то, което светлината изминава за една година,
като се движи със скорост 300 000 кш/з.
11у = 0,3066 рс = 63 240 Ш = 9,5.1015 ш.
За измерване на още по-големи разстоя¬
ния
се
използуват следните единици:
1 килопареек (кпс, международно означе¬
ние крс) =1000 рс,

1 мегапарсек (Мпс, международна означение Мре) = 1 000 000 рс
Диаметърът на нашата Галактика в тези
единици е равен на 25 крс, разстояни то до
купа от галактики в съзвездието Воловар е
„само’^ 650 Мре (в метри това разстояние е
приблизително 2.1025) •

ЕКЛИПТИКА
Еклиптиката е въображаемата линия (голям
кръг) на небесната сфера, по която Слънце¬
то в продължение на една година се премест¬
ва всред звездите. Тъй като годишното дви
жение на Слънцето отразява реалното обикаляне на Земята по орбитата, еклиптиката е
следата от пресичането на небесната сфера с
равнина, успоредна на равнината на земната
орбита.
Тази равнина се нарича равнинана
еклиптиката. Ъгълът на наклона на
равнината на еклиптиката към небесния
екватор е равен на ъгъла на наклона на рав¬
нината на земния екватор към равнината на
земната орбита и има стойност 23,5° •
Понятието „еклиптика”- произлиза от
гръцката дума „затъмнение”. Още от древ¬
ни времена хората са забелязали, че лун¬
ните и слънчевите затъмнения
могат да стават само тогава, когато Луната
при своето движение по небосвода пресича
еклиптиката. Еклиптиката минава през 12
съзвездия, които се наричат зодиакал¬
ни съзвездия (вж.Зодиак).Равнина¬
та на еклиптиката е основна равнина в
еклиптичната система небесни ко¬
ординати.

ЕЛЕКТРОМАГНИТНО ИЗЛЪЧ¬
ВАНЕ НА НЕБЕСНИТЕ ТЕЛА
Електромагнитното излъчване на небесните
тела е основният източник на информация
за космическите обекти. Чрез изследване на
електромагнитното излъчване може да се
съди за температурата, плътността, химичес
кия състав и други характеристики на инте¬
ресуващия ни обект.
Пълното описание на свойствата на елек¬
тромагнитното излъчване и взаимодействие¬
то му с веществото се дава от квантовата
електродинамика — една от най-сложните
теории на съвременната физика. Според та-

Енциклопедичен речник на младия астроном

83

Е

Видове спектри: 1
непрекъснат спектър, 2 - 4 - линейни емисионни спектри, 5 - непрекъснатият спекI ьр на Слънцето с многобройни линии на поглъщане

зи теория електромагнитното излъчване
притежава както вълнови свойства, така и
свойствата на поток от частици, наречени
фотони или кванти на електромагнитното
поле.
Вълновите свойства на електромагнитно¬
то излъчване се определят от взаимодейст¬
вието на променливите електрични и маг¬
нитни полета Поради вълновия си характер
електромагнитното излъчване има честота V
и дължина на вълната X.
Дължината на вълната и честотата са свър
зани с формулата
с

къдетосе скоростта на светлинат а . Много важно свойство на електромаг¬
нитното излъчване е, че скоростта на раз¬
пространението му във вакуум не зависи
вято от дължината на вълната, нито от ско¬
ростта на движение на източника и винаги е
авна на 300 000 кт/$.
Ако разглеждаме електромагнитното изнъчьане като поток от фотони, то основната
V |лрактеристика е енергията на фотоните

която е свързана с честотата по формула
та на Планк
Е,

Е =Ир,

където И е константата на Планк а и - често¬
тата на излъчване
Въпреки че физическата природа и основ¬
ните свойства са еднакви за всички елек¬
тромагнитни вълни, характерът на взаимо¬
действие с веществото и методит е на изслед¬
ване на излъчването са различни в зависимост
от дължината на вълната на излъчването Във
връзка с това електромагнитното излъчване
на небесните тела условно се дели на няколко
диапазона.
Излъчването с дължина на вълната от 390
до 760 пш се възприема от човешкото око
като светлина, при което на различни дъл¬
жини на вълната съответствуват различни
цветове виолетов, тъмносин и светлосин
от 390 до 500 пш, зелен и жълт — от 500 до
590 пт; оранжев и червен — от 590 до 760
пш. За откриване на излъчване в други диа¬
пазони е необходима специална апаратура.
Изучаването на електромагнитните лъче¬
ния, които идват от небесните тела, се затруд

Енциклопедичен речник на младия •строи т

84

Диапазони на електромагнитното излъчване

I

Наименование

Дължина на вълната

Гама-лъчи
Рентгенови лъчи
Ултравиолетови
лъчи
Видими лъчи
Инфрачервени
лъчи
Радиовълни

по-малка от 0,01 пт
от 0,01 до 10 тп

\

от 10 до 390 пт
от 390 до 760 пт

|

от 760 тп до 1 тт
над 1тт

нява поради поглъщането им от земната ат¬
мосфера, която пропуска лъчение само в
диапазона на дължините на вълните от 300
до 1000 пш, от 1сш до 20 ш и в няколко
„прозореца*" в инфрачервения диапазон На
тези дължини на вълната наблюденията
могат да се извършват от Земята Наблю¬
дения в останалите диапазони са възможни
само с помощта на уреди, вдигнати на голя¬
ма височина от самолети и въздушни балони
или монтирани в ракети и изкуствени
спътници н а 3 емята
Обикновено небесните тела се изучават
едновременно на много дължини на вълните
Разпределението на енергията на излъчване
по дължини на вълните се нарича спектър
на излъчване, а определянето на ха¬
рактеристиките на излъчващите тела по тех¬
ния спектър - спектрален анализ
Различаваме три основни вида спектри нелрекъ яат спектър, линеен спектър на поглъ¬
щане и линеен емисионен спектър

Непрекъснатият спектър и^
излъчване в широк диапазон от дължини т
вълната Т акъв е спектърът на нагрято плъ
но вещество Колкото е по висока темпер;
турата му, толкова на по-малка дължина н
вълната се намира максимумът на излъчван;
та от тялото енергия Друг пример за изто»
ник с непрекъснат спектър е облакът о
електрони, които се движат с голяма скс
рос! в магнитно поле. Възникващото при тс
ГзлъчТаНнееНарИЧа син*Р°*Роннс

Спектърът на поглъщане с
образува при преминаване на излъчването
непрекъснат спектър през студен газ Пр,
това всеки газ поглъща лъчеше с опреде
лена дължина на вълната. Участъците Н;
спектъра, в които се извършва забележим<
поглъщаш, се наричат л и н и и н“о
л ° щ а н е • Така например при премина
ване на излъчването през студен водород с<
1 5разуват линии на поглъщане с дължина н!

вълната 121,6 пш, 102,6 пт, и др д п
ният хелии най силно поглъща лъ )>м'
дължина на вълната 58,4 пт
Излъчването на горещите разредени га к
веима линеен емисионен
т ъ р. Атомите на всеки елемент излъчва в
характерни за дадения елемент участъци
спектъра, наречени емисионни линии Онези
дължини на вълните, които студеният газ
поглъща, в нагрято състояние същият газ
излъчва. Чрез сравняване на дължините на
вълните на линиите на поглъщане, наблюда
вани в спектрите на небесните тела, с полу¬
чените в лаборатория или теоретически из¬
числени спектри на различните вещества може
да се определи химическият състав на излъч
ващия космически обект. Освен това по
спектъра може да се определи температура
та, плътността, силата на тежестта и интен
зитетът на магнитното поле в източника на
излъчване, а също така да се измери ско¬
ростта на приближаването или отдалечава¬
нето от наблюдателя.
При
взаимодействието с веществото
електромагнитното излъчване оказва наля¬
гане върху него. При повечето небесни тела
силата на налягането на излъчването е
нищожно малка в сравнение с другите
действуващи сили. Но в младите горещи
звезди с голяма светимост и в някои рент¬
генови източници налягането на излъчването
може да играе важна роля и трябва да се
взема предвид при изучаване на тези обекти

ЕЛЕКТРОННО-ОПТИЧЕСКИ
ПРЕОБРАЗУВАТЕЛ
Електронно-оптическият
преобразувател
(ЕОП) е вакуумен фотоелектронен уред за
преобразуване на невидимия за окото образ
на обекта (в инфрачервени, ултравиолетови
и рентгенови лъчи) във видим, а също така за
усилване на яркостта на видимия образ.
Принципът на работа на ЕОП е следният
Образът на космическия обект, получен с
телескоп, се проектира върху фотокатода на
електронно-оптическия преобразувател Из¬
литащите от фотокатода под действие на
електромагнитното лъчение електрони (вж
Фотоелектронен умножител) чрез специална
система от фокусиращи и ускоряващи елек¬
троди (електронна оптика) се насочват към
флуоресциращ екран, които напомня екран
на обикновен телевизор, но с размери само
няколко квадратни сантиметра Поради то-

о5

Е

Енциклопедичен речник на младия астроном

ва. че броят на фотоелектроните, излитащи
за единица време от всяка точка на фотокахода, е пропорционален на осветеността на
дадения участък, на приемателния екран се
създава образът на наблюдавания обект, но
вече във видимите лъчи. Този образ може да
се фотографира с допълнителна оптическа
система. Благодарение на това електроннооптическите преобразуватели позволяват да
се наблюдават или да се фиксират върху
обикновена фотоплака космически обекти,
които излъчват в невидимата част на спек¬
търа. Фотокатодът може да бъде чувствите¬
лен към различни лъчи, в това число към не¬
видимите. В този случай ЕОП преобразува
например инфрачервените лъчи във видима
светлина.
Съществуват също така електронно-опти¬
чески преобразуватели, които се използуват
за фотографиране на наблюдаваните обекти
без междинен флуоресциращ екран - така
наречените електронни камери. В
такъв уред потокът от фотоелектрони не¬
посредствено въздействува върху специална
плака или лента, чувствителна към ударите
на електроните с висока енергия.
Простите или еднокамерни елек¬
тронно-оптически преобразуватели осигуря¬
ват сравнително малко усилване на яркостта
на образа. Затова те се използуват главно при
наблюдение на достатъчно ярки космически
обекти: Слънцето, звездите и планетите—пре¬
димно в инфрачервената област на електро¬
магнитното лъчение.
Наред с еднокамерните са конструирани
така наречените много камерни елек¬
тронно-оптически преобразуватели. Те са
комбинация от последователно съединени по
един или друг начин еднокамерни ЕОП. С та¬
кива системи може да се получава усилване
на яркостта на първичния образ до стотици
хиляди пъти.
При астрономическите наблюдения елек¬
тронно-оптическите преобразуватели широко
се използуват за регистриране на спектрите
на звездите, мъглявините и галактиките Зна¬
чителното усилване на яркостта на образа с
тези уреди дава възможност, от една страна,
да се получат спектри на много слаби обек¬
ти, а от друга — да се съкрати чувствително
продължителността на експозицията. А то§а пък осигурява получаването на по голямо
колич- тво материал за същото време на найюдени отколкото с обикновената фото¬
графия.
Електронно-оптическите преобразуватели
са незаменими при мници на инфрачервено
яъ, ние. Това лъчение е един от най важните
вестоносци на Веел ната. Инфрачервените лъ¬

чи имат много ценна свойство: те добре пре¬
минават през междузвездна среда — прахови
и газови мъглявини. Така с ЕОП, чувствите¬
лен към инфрачервеното лъчение, през 1948г.
е получена за пръв път в Кримската астрофизическа обсерватория в СССР фотография на
централния район на нашата Галактика — ней¬
ното ядро.

ЕЛЕМЕНТИ НА ОРБИТАТА
Елементите на орбитата са шестте величини,
които определят формата и размерите на ор¬
битата на небесното тяло, нейното положение
в пространството, а също така положението
на самото небесно тяло по орбитата му. Еле¬
ментите на орбитата описват закона за движе¬
нието на небесното тяло: като ги знаем, мо¬
жем да изчислим в коя точка от пространст¬
вото се намира небесното тяло в който и да е
даден момент от време.
Формата и размерите на орбитата се опре¬
делят от голямата полуос на ор¬
битата (а = ОП) и ексцентрицитета на орбитатае

05
а

а2—Ь2
а

където Ь е малката полуос на ор¬
битата (фиг. 1). За елиптична орбита
стойностите на ексцентрицитета са в следните
граници
0
е < 1. При е = 0 орбитата е
окръжност; колкото ексцептрицитетът е поблизък до 1, толкова е по-сплесната орбитата.
При е = 1 орбитата не е затворена и има фор¬
ма на парабола, при е > 1 орбитата е хиперболична
Ориентацията на орбитата в пространство¬
то се определя спрямо равнина, приета за ос¬
новна. За планетите, кометите и другите тела
от Слънчевата система за такава равнина
Фиг. 1. Положението на небесното тяло върху ор¬
битата му се определя от ъгъла г>, който се нарича
истинска аномалия.

86

Енциклопедичен речник не младия астрогом

служи еклиптиката Положението на орбитната равнина се определя от два орбитни еле¬
мента дължината на възходящия
възел йи наклона на орбитата
г. Дължината на възходящия възел е ъгълът
при Слънцето между линията на пресичане
на равнините на орбитата и на еклиптиката и
посоката към точката на пролетното равно¬
денствие Ъгълът се отчита по еклиптиката от
точката на пролетното равноденствие у по ча¬
совата стрелка до възходящия възел
на орбитата Г2, т. е. онази точка, в която тя¬
лото пресича еклиптиката» преминавайки от
южната полусфера в северната (фиг.2 ) . (Про¬
тивоположната точка се нарича низходящ
възел, а линията, съединяваща възлите,
възлова линия.) Дължината на възхо¬
дящия възел може да има стойности от 0 до
360°.
При изучаване на движението на изкустве¬
ните спътници на Земята за основа се взема
равнината на небесния екватор. В този случай
възловата линия е линията на пресичане на
равнините на орбитата и на небесния екватор.
Положението й се определя от р ектасцензията на възходящия въ¬
зел
, отчитана от точката на пролетното
равноденствие по екватора (вж Небесна
сфера)
юложението на орбитата в равнината ^ се
определя от аргумента на перихел и я со , които представлява ъгловото раз¬
стояние на перихелия на орбитата от възхо¬
дящия възел бо = П П. Аргументът на перихе¬
лия се отчита в равнината на орбитата по по¬
сока на движение на небесното тяло и може
да има всички стойности от 0 до 360° За изФиг. 2. Положението на орбитата в пространството
се определя от елементитег,П,и>.

куствените спътници на Земята гози л * Н1
на орбитата се нарича аргумент на пе<
ригея .
Като шести поред елемент, които определя
положението на небесното тяло на орбитата®
определен момент от време, се използува
моментът на преминаване през
перихелия Го. Положението на тялото
на орбитата във всеки друг момент се опреде
ля по законите на Кеплер. Ъгълът при Слък
цето, отчитан от посоката към перихелйя до
посоката към тялото, се нарича истинска
аномалия
. Истинската аномалия при
движението на тяло по орбита се изменя не
равномерно: в съответствие с втория закон
на Кеплер тялото се движи по-бързо около
перихелия П и по-бавно — при афелия А Ис¬
тинската аномалия се изчислява по известни
формули, като се въвежда спомагателната ве¬
личина» наречена средна аномалия
М. Средната аномалия се изменя равномер¬
но от 0 до 180° едновременно с истинската
аномалия (т. е. фиктивната точка, която
определя средната аномалия, минава през пе¬
рихелия и афелия в същия момент, когато
минава и реалното тяло) .
Средната аномалия М0 на тялото в епоха
(т. е. в някои даден момент от време, напри¬
мер в началото на дадено денонощие) се из¬
ползува често вместо шестия елемент Т0 По¬
някога вместо този елемент се дава Т^ моментът на преминаване на тялото през въз¬
ходящия възел на орбитата.
При известна маса на централното тяло
голямата полуос на орбитата а е еднозначно
свързана със ср едно то движение п
на тялото по орбитата и с периода на обикаляне Р. Тези величини могат да се дават като
елемент на орбитата вместо а.
Елементите на орбитата са постоянни само
в случая на задачата за две тела (вж. Небесна
механика). Ако на движението на тялото
оказва влияние привличането на трето тяло
или някакви други сили (например съпротив¬
лението на атмосферата в случая на изкустве¬
ните спътници на Земята), то елементите на
орбитата непрекъснато бавно се изменят
В този случай понятието период на обикаляне добива няколко значения в зависимост
от това, спрямо коя точка се отчита Пълен
период на обикаляне, отчитан относно посо¬
ката към тази или онази звезда, се нарича
сидеричен период. Ако периодът ое
отчита относно перихелия, той носи название-

87

Енциклопедичен речник на младия астроном

:г0 аномалистичен период; ако е
относно възходящия възел - драконичен период. Ако движението е несмутен0 (Кеплерово), всички тези периоди имат
еднаква стойност; при смутено движение те
могат да се различават съществено.

ЕЛОНГАЦИИ НА ЗВЕЗДИТЕ
Елонгациите са характерни положения на

звездите при тяхното денонощно въртене
около световния полюс. Те се наблюдават са
мо при околополюсните светила, чиято горна
к яминация настъпва между световния
полюс и зенита (вж. Небесна сфе¬
ра) От геометрията на небесната сфера е яс¬
но, че за такива светила азимутът (вж Не
бесни координати) в процеса на движението
по денонощния паралел се променя в грани¬
ците ± А от северната точка, при което /А/^
90°. Елонгация се нарича онова положение
на звездите, когато азимутът им приема
крайни стойности Тогава звездата се двиЕлонгация на звездите

Е

жи само по височина. В зависимост от това,
в каква страна на небесната сфера се извър¬
шват, се различават източни и западни елонгации. Елонгациите на звездите не трябва
да се смесват с елонгациите на планетите
(вж. Конфигурации).
На фигурата звездата 1 има източна елон¬
гация Ее и западна елонгация .Е «Звездата 2
няма елонгация.
”

ЕФЕМЕРИДИ
Ефемеридите са таблици, които съдържат
данни за положението на небесните свети¬
ла на небето, скоростите на движението им,
звездните величини и други данни, необхо¬
дими за астрономическите наблюдения. Ефе¬
меридите се съставят за бъдещите моменти от
време по резултати от извършени по-рано на¬
блюдения. При изчислението на ефемеридите
се използуват теориите за движение на небес
ните светила, законите за изменение на тех¬
ния блясък (например на променливите звез¬
ди) и др
В зависимост от точността на използувани
те материали ефемеридите се изчисляват пред¬
варително за различни периоди от време. Така
ефемеридите на малките планети, които съ¬
държат техните небесни координати, се съста¬
вят предварително за една година и повече.
Ефемеридите на изкуствените спът¬
ници на Земята, върхучиетодвижение
влияят сили, неподцаващи се на точно отчитане
(например съпротивлението на атмосферата.,
чиято плътност постоянно се мени), могат да
бъдат съставени с необходимата точност пред¬
варително само за 1 — 2 месеца.
Ефемеридите могат да съдържат също та¬
ка стойностите на ъглите на насочване на те¬
лескопа, фазите на Луната и други сведения
в помощ на рационалното провеждане на на¬
блюденията.

АРТЪР СТЕНЛИ ЕДИНГТЪН (1882 - 1944)
Известният английски физик и астро¬
ном Артьр Стенли Едингтьн е роден в
малкото градче Кендъл в северната
част на Англия Учи в Жеймбриджкия
университет, а от 1906 до 1913 г е
асистент в най старата английска об¬
серватория - Гринуичката От 1913 г
Едингтьн е професор и директор на
обсерваторията на Кеймбриджкия
университет.
Първите работи на Едингтьн като

астроном са свързани с изучаването
на движенията на звездите и строежа
на звездните системи Но главната му
заслуга е създаването на теорията за
вътрешния строеж на звездите Дъл
бокото проникване във физическата
същност на явленията и майсторското
владеене на най сложни математичес¬
ки методи позволяват на Едингтьн да
получи редица фундаментални резул¬
тати в такива области на асгрофизи-

88

Енциклопедичен речник на младия астр ""*•

ката, като вътрешния строеж на звез¬
дите, пулсациите на звездите, състоя¬
нието на междузвездното вещество,
движението и разпределението на
звездите в Галактиката.
Едингтьн пресмята диаметрите на
някои червени гиганти, определя плът¬
ността на спътника-джудже на звезда¬
та Сириус - тя се оказва необикнове¬
но голяма. Работите на Едингтьн по
определянето на плътността на звез¬
дите дават тласък за развитието на
физиката на свръхплътния (изроден)
газ.

Ьдингтьи е добър „и

,

т общата кория на относиктос^

на Айнщайн На и го дължи* н ,. ,
експериментална проверка ка ?т .

ефектите, предсказани от тази т

*

отклоняването на светлинния (
гравитационното поле на масиви
звезда. Опитът е направен по време и!
пълното слънчево затъмнение
"
Заедно с някои други учени Единг
тьн полага основите на съвременните
знания за строежа на звездите.

ЗАКОНИ НА КЕПЛЕР
Изучавайки резултатите от дългогодишните
наблюдения на планетата Марс, извършени от
датския астроном Т. Брахе, немският учен
Й, Кеплер открива, че орбитата на Марс не е
окръжност, а има изтеглената форма на елип¬
са. Елипсата има две точки Рх и Р2 (фиг. 1)
сумата от разстоянията на които (гх +г2) до
коя да е точка В на елипсата е постоянна ве¬
личина. бравата А1А 2, лежаща вътре в елип¬
сата и преминаваща през нейните фокуси, се
нарича голяма полуос на елипсат а. Мярка за сплеснатостта на елипсата е ней¬
ният ексцентриците т, равен на отно¬
шението на разстоянието между фокусите и
голямата ос, е = Р1Р2/А1А2. Линията, съеди¬
няваща коя да е точка от елипсата с един от
нейните фокуси, се нарича радиус-век¬
тор на тази точка
Кеплер изследва движението на всички из¬
вестни по онова време планети и извежда
три закона за движението на
планетите.
Първо, орбитите на всички планети (не са¬
мо на Марс) са елипси с общ фокус, в който

се намира Слънцето. Степента на сплеснатоет
на орбитите на различните планети е различна
Земната орбита има малък ексцентриците!
(само 0,017) и малко се различава от окръж¬
ност. Затова и най-късото разстояние на Зе¬
мята до Слънцето (в перихелия) малко се
различава от най-голямото (в афелия). Най
силно сплеснати орбити имат Меркурий
(ексцентрицитет 0,21) и Плутон (ексцентрицитет 0,25).
Второ, всяка планета се движи по своята
орбита по такъв начин, че нейният радиусвектор за еднакви интервали от време опис¬
ва равни площи (площите на секторите
АхА2Р и ВУВ2Р на фиг. 2 са равни). Това
означава, че колкото по-близко до Слънцето
е планетата, толкова псмголяма е нейната ор¬
битална скорост. Например Марс близко до
перихелия си се движи със скорост 26,5 кш/>,
а около афелия скоростта му намалява до
22 кш/». Кометите, които са членове на
Слънчевата система, се движат по същите за¬
кони, както и планетите, но орбитите на ня¬
кои от тях са толкова сплеснати, че близко

Фиг. 1. Орбитите на планетите имат форма на елипса

Фиг. 2. Радиус-векторът на една планета за равни №
тервали от време описва равни площи.

69

Енциклопедичен речник на младия астроном

до Слънцето скоростта им на движение дос¬
тига 500 кш/5, а в афелия намалява до 1 ст/$.
Първите два закона за движение на плане¬
тите Кеплер публикува през 1609 г. След де¬
сет години той открива трета закономерност
в движението на планетите и я формулира та¬
ка отношението на кубовете на големите по¬
луоси на орбитите на две кои да са планети от
Слънчевата система е равно на отношението
на квадратите на периодите на тяхното оби¬
каляте около Слънцето. Този закон има го¬
лямо значение за определяне мащабите на
Слънчевата система, т. е. разстоянията на пла¬
нетите до Слънцето. Ако за единица време се
приеме една година, а за единица разстояние
- средното разстояние Земя - Слънце (астро¬
номическата единица), то, определяйки от на¬
блюдения периода на обикаляне на коя да е
планета в години (7), лесно се получава стой¬
ността на голямата полуос (а) на същата пла¬
нета по формулата

Например периодът на обикаляне на Марс
около Слънцето, определен от наблюдения, е
равен на 1,88 години. Тогава по тази форму¬
ла може да се изчисли голямата полуос на
орбитата на Марс, която се оказва равна на
1,52. Следователно Марс е почти един път и
половина по-далеч от Слънцето, отколкото
Земята.
Откритите от Кеплер закони за движение
на планетите още веднъж нагледно показват,
че светът на тези небесни тела е стройна сис¬
тема, управлявана от единна сила,източник на
която е Слънцето.

3

ЗАТЪМНЕНИЯ СЛЪНЧЕВИ И ЛУННИ
Слънчевите и лунните затъмнения са инте¬
ресни природни явления, известни на хората
от най-дълбока древност. Те се случват срав¬
нително често, но не могат да бъдат наблюда¬
вани от цялата земна повърхност и затова
много хора считат, че това са редки събития.
Слънчеви затъмнения се наблю¬
дават при новолуние, когатоЛуната,
движейки се около Земята, се оказва между
Земята и Слънцето и изцяло или частично
закрива нашето дневно светило. Разстояние¬
то от Земята до Луната е почти 400 пъти помалко от това до Слънцето и същевременно
диаметърът на Луната е по-малък от диаме¬
търа на Слънцето също около 400 пъти. Ето
защо видимите размери на Луната и Слън¬
цето са почти еднакви и Луната може да за¬
крие Слънцето.
На пръв поглед изглежда, че слънчеви за¬
тъмнения би трябвало да има през 29,53 де¬
нонощия, т. е. при всяко новолуние (вж. Фа
зи на Луната и планетите). Всъщност това не
е така.
Луната обикаля около Земята от запад на
изток и нейният видим път върху небето се
пресича под ъгъл 5 с еклиптиката — видимия
път на Слънцето на фона на звездите. Пресеч¬
ните точки на пътя на Луната с еклиптиката
се наричат лунни възли. Те са разполо¬
жени на 180 един от друг. Лунните възли не¬
прекъснато се преместват по еклиптиката на
запад (т. е. срещу движението на Луната) с
19,3° годишно или с 1,5° месечно Ето защо
Луната последователно преминава през въз-

иг- 1. При новолунията, отбелязани с цифрите 1, 2, 6, 7,8,13 н 14, не се наблюдава слънчево затъмнение,
яьнчево затъмнение настъпва при новолунията 3,4, 5,10,11 и 12

90

1 нциклопедичен речник нп млядия астроном

Фи1, 2. Схема на слънчево затъмнение: А - област на пълно слънчево затъмнение, Ни
но слънчево затъмнение.

лите (т. е. пресича еклиптиката) на всеки
13,6 денонощия като в средата на тези интер¬
вали от време се отдалечава от еклиптиката
на 5 . Когато при новолуние Луната е далече
от лунните възли тя не закрива Слънцето
(фиг. 1, новолуния 1, 2, 6, 7, 8, 9, 13, 14)
Но приблизително през шест месеца Луната е
близо до някои от възлите при новолуние и
тогава наблюдаваме слънчево затъмнение
(фиг 1, новолуния 3,4? 5, 10, 11, 12)
Кълбовидната Луна се осветява от Слънцего и тъй като нейният диаметър е почти 400
пъти по малък от този на Слънцето, лунната
сянка има форма на кръгов конус При новодуние неговият връх е насочен към Земята
конусът на полусянката обхваща този на сян¬
ката и е насочен в обратна посока (фиг 2)
когато при новолуние Луната е отдалечена на
не повече от 11 от лунния възел, лунната
сянка и полусянка падат върху Земята във
вид на овални петна, които с голяма скорост
— около 1 кгп/5 — се преместват по земната
повърхност от запад на изток В районите,
оказали се в лунната сянка (Л на фиг. 2), се
наблюдава пълно слънчево затъм¬
нение, т. е Слънцето изцяло е закрито от
Луната В местата, покрити от полусянката
(В, С на фиг 2), настъпва частично
слънчево затъмнение за южната
зона С на полусянката е закрита северната
(горната) част на слънчевия диск, а за север¬
ната зона В е закрита южната (долната) него¬
ва част Извън границата на лунната полусян¬
ка затъмнението не се наблюдава. Така че
слънчевото затъмнение не може да се наблю¬
дава от цялата земна повърхност, а само от

— области и ■ ч*етич¬

местата, през които преминават сянката и
полусянката на Луната
Пътят на лунната сянка върху земната по
върхност се нарича ивица на пълното
слънчево затъмнение Ширината на
тази ивица и продължителността на пълното
слънчево затъмнение зависят от разстоянията
между Слънцето, Земята и Луната в момента
на затъмнението Най често ширината на иви¬
цата е от 40 до 100 кш, а продължителността
на пълната фаза на затъмнението е 2—3 шш.
Наи-голямата възможна ширина на ивица
та на пълното затъмнение не превишава 270
кш, продължителността на пълното затъмне¬
ние може да достигне 7 шш 31 $ Но такива
затъмнения са извънредно редки
Ако по време на слънчевото затъмнение
Луната е най-отдалечена от Земята, лунният
диск изглежда малко по-малък от слънчевия
и лунната сянка не достига до Земята. В та
къв случай около тъмната Луна се вижда
ярък пръстен от незакритата повърхност на
Слънцето, т. е наблюдава се пръстено
видно слънчево затъмнение (Л
на фиг 3), което може да продължи до 12

шш.

На север и на юг от ивицата на пълното или
пръстеновидното затъмнение понякога на
разстояние почти до 3500 кш, се наблюдава
само частично затъмнение (В и С).
Пълното и пръстеновидното слънчево за
тъмнение започват с частични фази. Тогава
наблюденията се извършват само през светли
нен филтър (тъмно стъкло). През тъмното

91

Енциклопедичен речник на младия астроном

3

Фиг. 3. Пръстеновидно слънчево затъмнение: А
- област на пръстеновидно затъмнение, В и С - области на
частично затъмнение.

стъкло добре се вижда как Луната постепен¬
но закрива Слънцето, започвайки от десния
край на диска. Когато Луната напълно закрие
Слънцето, т. е. само при пълно затъмнение,
настъпва полумрак върху потъмнялото небе
се появяват ярките звезди и планети а около
затъмненото Слънце се вижда красиво лъчис¬
то сияние с бисерен цвят - слънчевата коро¬
на. След завършването на пълното (или пръс¬
теновидно) затъмнение се наблюдават нама¬
ляващи частични фази.
Когато новолунията настъпват при разсто
яние между 11 и 17 от лунния възел, лунна¬
та сянка преминава покрай Земята, а върху
земната повърхност пада само лунната полу¬
сянка, кахо в покритите от нея местности се
наблюдава само частично слънчево
затъмнение При новолуния, които на¬
стъпват на разстояние от лунния възел, поголямо от 18 , сянката и полусянката на Лу¬
ната преминават встрани от Земята и слънче¬
во затъмнение не се наблюдава.
Тъй като новолуния в близост до лунните
възли настъпват приблизително през половин
година (177 — 178 денонощия) , всяка година
се наблюдават поне две слънчеви затъмнения
от различен вид Значително по-рядко мога!
да настъпят две новолуния подред, разделени
с интервал от време един месец, от двете
страни на един и същ лунен възел, и тогава
около всеки възел се наблюдават по две часични затъмнения През годината те ще бьдат
ч шрИ; а по изключение дори пет. Такъв слу¬
чай имаше през 1935 г и до 2206 г. това няма
Да
повтори.
Най-ч< Г' > се наблюдават 2 3 слънчеви за

тъмнения годишно, като едно от тях обикно¬
вено е пълно или пръстеновидно Но тъй като
в различните години лунната сянка премина¬
ва през различни рамони на земната повърх¬
ност, за дапен район пълни или пръстеновид
ни слънчеви затъмнения се случват много
рядко Например от България пълно слънче¬
во затъмнение беше наблюдавано на 15 фев¬
руари 1961 г , а следващото ще бъде през
2135 г. Във всеки район частични слънчеви за¬
тъмнения се наблюдават средно през 2 — 3 го¬
дини
Лунни затъмнения настъпват, ко¬
гато Луната попадне в земната сянка, която
също има форма на кръгов конус и е заоби¬
колена от полусянка (фиг. 4). Тъй като сян¬
ката на Земята е насочена в противоположна
на Слънцето посока, Луната може да премине
през нея само при пълнолуние, когато
го настъпи в близост до някои от лунните
възли. Ако пълнолунието настъпи на разсто¬
яние от възела, не по-голямо от 5 , Луната на¬
пълно се потапя в земната сянка, при което
настъпва и пълно лунно затъмне¬
ние. Ако пълнолунието настъпи на разстоя¬
ние от възела между 5 и 11° лунното затъм¬
нение е частично, т. е. Луната не се скри¬
ва изцяло в сянката на Земята Ако разстоя¬
нието от възела при пълнолуние е по-голямо
от 11 , Луната не попада в земната сянка, но
може да премине през полусянката При това
лунната светлина не отслабва и такова затъм¬
нение не може да бъде забелязано
Луната постепенно потапя в земната сянка
своя ляв край. При пълно затъмнение цветът
на Луната става сивокафяв или 1ъмночервен

92

1 ициклоиедичен речник нп младия астрдн

Фиг. 4. Схема на лунно затъмнение

тъй като слънчевата светлина се пречупва при
преминаването си през земната атмосфера и
осветява слабо Луната — предимно с червени
лъчи Тези лъчи най-малко отслабват и се раз¬
сейват в земната атмосфера. Пълното лунно
затъмнение може да продължи до 1,8 Ь, а за¬
едно с частичните фази преди и след него - до
3,8 Ь
Обикновено всяка година има 1-2 лун¬
ни затъмнения, но се случват години в кои¬
то изобщо няма такива затъмнения. Лунни¬
те затъмнения могат да бъдат наблюдавани
от цялото нощно полукълбо на Земята, ако
по това време Луната се намира над хоризон¬
та . По тази причина за дадено място те се на¬
блюдават по-често от слънчевите, въпреки че
се случват 1,5 пъти по-рядко.
Още през VI в пр.н.е астрономите устано¬
вили, че след 6585 */3 денонощия, което е 18
години и 11 */3 денонощия (или 10 1 /3 дено¬
нощия, ако за този период е имало 5 високос¬
ни години), всички затъмнения се повтарят в
същата последователност Този период на
повтаряне на затъмненията се нарича с а р о с
и позволява предварително да бъдат опреде¬
лени датите на предстоящите затъмнения за
много години напред. В продължение на един
сарос има 43 слънчеви и 28 лунни затъмне¬
ния. Като прибавяме към датите на затъмне¬
нията, наблюдавани през даден сарос, 18 го¬
дини и 11 */3 (или 10 1/3) денонощия, ние
можем да определим моментите на бъдещите
затъмнения. Например слънчевото затъмне¬
ние, наблюдавано на 25 февруари 1952 г., се
повтори на 7 март 1970 г. То ще бъде наблю¬

давано отново на 18 март 1988 г. и т. н На ос¬
новата на сароса може да се предсказва само
датата на затъмнението, без точно указание
за мястото, от което то може да бъде наблю¬
давано, и момента на настъпването му. По¬
настоящем настъпването на затъмненията се
пресмята с голяма точност въз основа на
теорията за движението на Луната.

ЗВЕЗДИ
Звездите са най-разпространените тела във
Вселената: в тях се съдържа повече от 90 % от
цялото достъпно за наблюдение вещество
Всяка звезда представлява масивно газово
кълбо, което излъчва собствена светлина за
разлика от планетите, които светят с отразена
слънчева светлина. По своята природа звезди¬
те са родствени на Слънцето, най-близката до
Земята звезда.
Всички звезди са много далече от нас и
разстоянието до всяка от тях (с изключение
на Слънцето) многократно превишава разсто¬
янието от Земята до която да е планета от
Слънчевата система. Прекият начин за опреде¬
ляне на разстоянията до сравнително близки¬
те звезди се основава на измерването на тях¬
ното видимо преместване на фона на по-да¬
лечните звезди, което се дължи на движенито на Земята около Слънцето (вж Паралак.
Ако разстоянието до звездите е неколкостотин парсека или по-голямо, тяхното пара
лактично преместване става незабележим
Тогава за определянето на разстоянията '

93

Енциклопедичен речник на младия астроном

3

Относителнн размери на някои звезди и Слънцето

звездите се използуват други, косвени мето¬
ди, които изискват анализ на звездните спек
три.
Най-близката до Слънчевата система звез¬
да - Проксима от Кентавър — се намира на
около 1,3 рс от нас. Повечето от звездите,
които добре се забелязват с невъоръжено
око, са отдалечени на десетки и стотици свет¬
линни години.
Звездите се различават по маса, размери,
плътност, светимост и химически състав. Да
разгледаме тези характеристики поподроб
но.
За определяне на масата на звездите се
изучават движенията на звезди, които влизат
в двойки и групи. Звездите в тези двойки и
групи се привличат една друга, като се дви
жат около общия център на масата (вж Двои
ни звезди). Масите на звездите в този случай
се определят въз основа на закона за
всеобщото привличане (вж.Гра¬
витация) . Най-често масите на звездите се из¬
мерват в единици слънчеви маси (масата на
Слънцето е около 2.1О30 кд) Масите на почти
всички звезди са в границите от ОД до 50
слънчеви маси.
Размерите на звездите се определят както
по преки методи — с помощта на оптически
интерферометри, — така и въз основа на тео¬
ретични пресмятания. Оказва се, че размери¬
те на повечето наблюдавани звезди са стоти¬
ци хиляди и милиони километри Диаметърът
на Слънцето например е 1 392 000 кт. Сре¬
щат се обаче и много малки звезди — бели
джуджета, и съвсем мъничките неутронни
звезди с диаметър 10 — 20 кт Има и г и г а нт и (Бетелгейзе, Арктур, Антарее) — това са
звезди с размери, многократно по-големи от
тези на Слънцето Но особено големи са мно¬
го рядко срещащите се звезди — червени
свръхг иганти. Ако някоя такава звезда
беше на мястото на Слънцето, орбитата на/ (арс
и дори на Юпитер би се оказала вътре в нея!
И така, размерите на звездите се различа¬
ват значително повече от техните маси. По та
зи причина обикновено колко то по-малка е
шездата, толкова по голяма е плътността на
нейното вещество и обратно. Веществото на
звезддте-гиганти и свръхгш анти може да има
по-малка плътност от тази на въздуха при
нормални, земни условия. Средната плътност
на веществото на Слънцето е 1,4 пъти по-го-

ляма от плътността на водата. Значително по
плътни от Слънцето са белите джуджета
1 сш3 от веществото на звездата Сириус В
има маса повече от 50 кд а плътността на ня
кои бели джуджета е десетки пъти по голяма
Рекордът по плътност обаче принадлежи на
неутронните звезди — тяхната плътност е та¬
кава, каквато е на атомните ядра - 1014 д/ст3.
Такава плътност може да се получи, ако ця¬
лото земно кълбо се свие до сфера с диаме¬
тър половин километър.
По светимост звездите се различават още
повече, отколкото по размери Светимост се
нарича мощността на оптическото излъчване,
т. е. количеството светлинна енергия, излъч¬
вана от звездата за 1 з. Най-често светимостта
се изразява в единици светимост на Слънцето,
Тази величина е равна на 3,8 1026 \У За пове¬
чето наблюдаеми звезди светимостта е в гра¬
ниците от няколко хилядни от слънчевата
светимост до няколко милиона светимости
на Слънцето

94

Енциклопедичен речник на м ладия астроном

Относителни ра
щ
ча някои звезди и Зе¬
мята

Химическият състав на звездите се опреде¬
ля, като се изучава техният спектър (вж
Спектрална класификация на звездите) Оказ¬
ва се, че веществото на звездите съдържа еъ
щите елементи които се срещат и на Земята
Почти за всички звезди повече от 98 % от ма¬
сата се пада на двата най-леки елемента — во¬
дород и хелий, като водородът е около 2,7
пъти повече от хелия (по маса) Частта на
всички останали елементи е около 2 % от ма¬
сата на звездното вещество
Звездите са непрозрачни Ето защо ние мо¬
жем да определяме непосредствено само хи¬
мическия състав на техните повърхностни
слоеве, от които идва до нас светлина Теоре¬
тичните пресмятания обаче позволяват да се
получи представа и за елементите, от които са
изградени звездните ядра
По физическите свойства на веществото
всички известни звезди могат да бъдат разде¬
лени на три категории нормални звезди, бе¬
ли джуджета и неутронни звезди
Към нормалните звезди спадат
по-голямата част от наблюдаемите звезди,
включително всички, които могат да се видят
с невъоръжено око или с малък телескоп. Те
се състоят от обикновен газ, близък по свои¬
те свойства до така наречения идеален газ.
Неговото налягане е правопропорционално
на температурата и обратнопропорционално
на обема, заеман от газа. Като използуват фи¬
зическите закони, на които се подчинява га¬
зът, астрономите пресмятат плътността, наля¬

гането и температурата в звездните недра, ко¬
ето е много важно за разбирането на строежа
на звездите и тяхното развитие.
В звездите с много голяма плътност ве¬
ществото вече не се подчинява на законите на
идеалния газ. Газът придобива други свой¬
ства и се нарича изроден. От изроден газ
се състоят белите джуджета, а също и ядрата
на някои звезди-гиганти
Веществото на неутронните звезди прите¬
жава чудовищна плътност, при която не мо¬
гат да съществуват дори атомните ядра То
се състои главно от електрически неутрални
елементарни частици — неутрони. Неутроните
в нормално състояние влизат заедно с прото¬
ните в състава на атомните ядра.
Веществото на всяка звезда се намира под
действието на гравитационна сила, която се
стреми да свие звездата. Но звездите не се
свиват (най-малкото не се свиват бързо), за
щото в противоположна на гравитационната
сила посока действува силата на налягането
на звездното вещество. В нормалните звезди
това налягане се определя от еластичните
свойства на горещия идеален газ. В белите
джуджета на свиването пречи налягането на
изродения газ. То почти не зависи от това, да*
ли газът е горещ, или студен. В неутронните
звезди на гравитацията се противопоставят
ядрените сили, които действуват между от¬
делните неутрони.
Температурата и топлинното налягане на
газа в звездите се поддържат от вътрешни из-

95

Енциклопедичен речник на младия астроном

точници на енергия. Ако те се изчерпят (а рано или късно това се случва с всяка звезда),
силите на привличане свиват звездата в мал¬
ко плътно кълбо. В нормалните звезди енер
гия непрекъснато се произвежда в централ¬
ната област, където плътността и температу¬
рата на газа достигат максимални стойности.
Там протичат термоядрени реакции между
протоните (ядрата на водородните атоми), в
резултат на което най-лекият газ — водоро¬
дът — се превръща в хелий, който е по-тежък.
При това се отделя онази енергия, която поз¬
волява на звездите дълго време да запазват
своята висока температура Запасите от водо¬
род в звездите обаче постепенно намаляват.
В Слънцето например всяка секунда коли
чеството водород намалява приблизително с
600 млн г и почти с толкова нараства коли¬
чеството хелий. Всяка секунда се отделя
енергия, равна приблизително на 3,8.1026 I,
която се отнася от електромагнитните въл
ни. Няколко процента от тази енергия полу¬
чават всепроникващите елементарни частици
— неутрино, които възникват при ядре¬
ните реакции. Те лесно пронизват звездата от
единия край до другия и отлитат със скорост¬
та на светлината в междузвездното простран¬
ство
В някои звезди — червени гиганти, темпе¬
ратурата в централната област е толкова ви¬
сока, че там започва да протича реакция меж¬
ду ядрата на хелия, в резултат на което въз¬
никва по-тежък елемент - въглерод. Тази
реакция също протича с отделяне на енергия.
Съгласно съвременните научни представи
по-голямата част от по-тежките от хелия еле¬
менти, които съществуват в природата, са се
образували при термоядрените реакции в не¬
драта на звездите или при реакции, протича¬
щи при взривовете на свръхновите звезди
Когато звездата е много млада и в нея още
не са започнали ядрени реакции, като източ¬
ник на енергия може да служи свиването на
звездното вещество, т е. неговото уплътнява¬
не под действието на собствената гравитация.
При това потенциалната енергия на вещество¬
то намалява и преминава в топлина.
Както всички тела в природата и звездите
не остават неизменни Те се раждат, еволюи¬
рат и накрая „умират
Продължителността
на ш ивота на звездата зависи от нейната маса
Звездите с по-малка маса от тази на Слънцето
изразходват много икономично своите запаси

3

от ядрено „гориво” и могат да светят десетки
милиарди години. Ето защо звездите с малки
маси още не са успели да се „състарят” Зато¬
ва пък масивните звезди светят сравнително
кратко време. Така например звезда с маса
15 слънчеви маси изразходва запасите си от
енергия само за 10 млн години. Звезди като
нашето Слънце могат да съществуват прибли
зително 1000 пъти по-дълго
Почти през целия си живот звездата запаз¬
ва температурата и размерите си практически
постоянни. Но когато целият водород в цен-1
тралната област се превърне в хелий, звездата
започва сравнително бързо да се изменя Ней¬
ните размери се увеличават и въпреки че при
това температурата на повърхността и спада,
излъчваната от звездата енергия многократно
нараства Звездата се превръща в червен ги¬
гант Температурата в централната област се |
повишава до 100 млн, градуса и в плътното
хелиево ядро на такава звезда се „запалва”
реакцията на превръщане на хелий във въг¬
лерод.
На определен етап от развитието на черве¬
ния гигант може да стане „изхвърляне” на
въишнит е слоеве на тази раздуваща се звезда
и то! ава звездата ще се намира вътре в газо¬
вия пръстен на планетарна мъглявина (вж
Мъглявини) Самата звезда след това се сви¬
ва и се превръща в бавно изстиващо бяло
джудже
Такъв път на развитие очаква и нашето
Слънце: след 6—7 млрд. години то, след ка¬
то премине стадия на червен гигант, ще стане
бяло джудже
Звездите, чиято маса е 1,4 пъти по-голяма
от тази на Слънцето, не спират в края на жи¬
вота си своето развитие на стадия бяло джу
дже Мощните гравитационни сили ги свиват
до такава плътност, при която протича ..неутронизация” на веществото, взаимодействие¬
то на електроните с протоните довежда до то¬
ва, че почти цялата маса на звездата се съдър¬
жа в неутроните Образува се неутронна звез¬
да. Най-маеивните звезди могат да се превър¬
нат в неутронни, след което избухват като
свръхнови (вж. Свръхнови звезди). Пресмя¬
танията показват, че неутронните звезди
трябва да бъдат силно намагнитени. При бър¬
зото им околоосно въртене могат да възник¬
нат мощни потоци от радиовълни Откритите
през 60-те години импулсни източници на радиоизлъчване — пулсарите — очевидно са та

96

Енциклопедичен речник нй мля пия ч троном

кива въртящи се неутронни звезди, възник¬
нали след взривове на свръхнови
Ако масата на звездата (или нейният оста¬
тък след загубата на вещество) превишава
3-5 пъти масата на Слънцето, започналото в
края на активния к живот свиване не може да
спре дори на стадия на неутронна звезда Ка¬
то краен резултат от такова неудържимо гра¬
витационно свиване трябва да се образува
черна дупка.
За различните типове звезди и някои техни
характеристики можете да прочетете по-по¬
дробно в съответните статии на речника.

ЗВЕЗДНА АСТРОНОМИЯ
Звездната астрономия изучава строежа и раз¬
витието на нашата звездна система — Галак
тиката. При това не само различните звезди, в
това число двойните, тройните и въобще
кратните системи, но и звездните ку¬
пове — разсеяни и сферични, а
също дифузното вещество, което образува
газовите, праховите и прахово-газовите обла¬
ци (вж Мъглявини).
Звездната астрономия се опира на знания¬
та, получени от всички други клонове на ас¬
трономията, Това позволява на основата на
богат статистически материал да бъдат изу¬
чени взаимните зависимости между различ¬
ните свойства на астрономическите обекти в
Галактиката, връзката между различните им
характеристики, законите за тяхното разпо¬
лагане и движение и признаците за развитие¬
то им Така например астрометрията дава по
най точен начин измерените положения на
обектите (звезди, купове, мъглявини и т н )
върху небесната сфера. Сравняването на точ¬
ните положения (координатите), измерени в
различни години, позволява да бъдат опреде¬
лени ъгловите премествания на небесните
обекти на фона на по-далечните звезди (така
наречените неподвижни звезди), т. е. да бъ¬
дат определени техните собствени движения.
Не по-малко точни измервания са нужни за
определянето на тригонометричните паралакси на звездите
Астрофизиката ни дава сведения за физи¬
ческите свойства на звездите, по-специално
за температурата на тяхната повърхност, ко¬
ято се определя по звездните спектри (вж.
Температура на небесните тела). Спектрите

дават информация и за температурата
мите звезди. Звездната астрономия
щ
ресува от истинските свойства на звезди
ето защо от видим блясък на звездата се пк
минава към светимост на звездата, която *
же да бъде изразена в единици светимост на
Слънцето или в абсолютни звездг
величини (вж.Светимост)
Като нанесем на една графика данните за
абсолютната звездна величина и спектрални
клас за звезди със сигурно определени паралакси, получаваме диаграмата спектър - см.
тимост.
Принадлежността на звездите от един ц
същ спектрален клас към различните после¬
дователности на тази диаграма внася малки
но напълно измерими разлики в интензитети
те на някои спектрални линии, което дава
възможност светимостта да бъде определя¬
на само по спектъра, без да се измерва три¬
гонометричният паралакс То¬
гава по светимостта може да бъде определен
т. нар. спектрален паралакс. Мето¬
дът на спектралните паралакси позволи изу¬
чаваният обем от пространството да бъде раз¬
ширен стотици хиляди пъти. Придвижването
към още по-големи разстояния е свързано
със зависимостта период — светимост при цефеидите (вж. Цефеиди). Методът на цефеидните паралакси може да бъде приложен за оп¬
ределяне на разстоянията дори до други звез¬
дни системи — галактики.
1 «ри изучаването на особеностите на раз¬
пределението на звездите в Галактиката се
отчита влиянието на прахово-газовата мате¬
рия, която поглъща част от светлината^върху
видимите з в е з д ни величини н
измерваните цветове на звездите. Ако това
поглъщане на светлината не бъде отчетено,
можем да сбъркаме десетки и стотици пъти
при определянето на разстоянията. Реша¬
ването на тази задача се улеснява от обсто¬
ятелството, че поглъщането на светлината
зависи от дължината на вълната на приема¬
ното излъчване, т. е. освен общото поглъ¬
щане, което променя видимата звездна ве¬
личина, съществува и избирателно (селек¬
тивно) поглъщане, което променя цвета ДО
звездата. По изменението на цвета лесно мо¬
же да бъде определено общото поглъщане
Измерването на положенията на спектрал¬
ните линии позволява да бъде определена ед¬
на величина, свързана с пространственото

97

Енциклопедичен речник на младия астроном

движение на небесното тяло — неговата лъче¬
ва скорост. Съпоставянето на собствените
движения, паралаксите и лъчевите скорости
дава възможност да бъдат пресметнати прос¬
транствените скорости на звездите и да бъдат
изучени закономерностите при тяхното дви¬
жение. Така например бе изяснено, че самото
Слънце се движи по посока на границата меж¬
ду съзвездията Лира и Херкулес със скорост
около 20 кш/$ спрямо звездите, които се
виждат с невъоръжено око. Следващото пос¬
тижение на звездната астрономия бе открива¬
нето на въртенето на Галактиката Подробно¬
то му изучаване доведе до установяването на
факта, че обектите с различна физическа при¬
рода (различните подсистеми) спадат към
различни компоненти на Галакти¬
ка т а и участвуват по различен начин в ней¬
ното въртене. Например горещите звезди О и
В, разсеяните звездни купове, дългопериодичните цефеиди, космическият прах и газ се
отнасят към плоската компонента,
самото име на която подсказва, че тези обек¬
ти са разположени близо до основната равни¬
на на Галактиката. Късопериодичните промен¬
ливи звезди от типа КК от Лира и сферичните
звездни купове се отнасят към сферич¬
ната компонента. Някои подсистеми
спадат към промеждутъчната компонента.
Подобно разделяне на звездното населе¬
ние и другите обекти на различни компонен¬
ти се оказа характерно и за много от наблю¬
даваните галактики.
Изучаването на разположението на различ¬
ните обекти в Галактиката показа, че тя има
спирална структура Особен интерес представ¬
лява централната област на Галактиката, къ
дето се намира нейното ядро с няколко из¬
точника на интензивно радиоизлъчване
Описаните по-горе изследвания се провеж¬
дат в подразделите на звездната астрономия,
които се наричат звездна статисти¬
ка и звездна кинематика. Един
друг важен подраздел — звездната ди¬
намика — изучава закономерностите при
движението на звездите в гравитационното
поле на звездната система, а също еволюция¬
та на звездните системи вследствие движение¬
то на звездите
На основата на цялата съвкупност от данни
за разположението и движението на обектите
в Галактиката, а също и на астрофизичните
данни аа полюцията на звездите и между¬
7

3

звездната среда можем да оценим възрастта
на Галактиката на 10 — 15 млрд. години. Но
да бъде изучена еволюцията на Галактиката и
да бъде определена нейната възраст, е въз¬
можно само в съдружие с извънгалактичната
астрономия, като се съпоставят характерис¬
тиките на нашата Галактика с характеристи¬
ките на другите галактики.

ЗВЕЗДНИ ВЕЛИЧИНИ
Ако се вгледаме в звездното небе, ще забеле¬
жим, че някои от хилядите видими с невъоръ¬
жено око звезди са много ярки, докато други
едва се забелязват. Тъй като в течение на
много векове единствен вид наблюдения са
били визуалните, т е. с невъоръжено око, кла¬
сификацията на звездите по яркост се оказа¬
ла свързана с особеностите на човешкото око.
Нашите очи възприемат не абсолютните раз¬
лики в блясъка на звездите, а относителните.
Например ние лесно забелязваме изменение¬
то на блясъка при добавянето на една елек¬
трическа лампа в полилея, където вече све¬
тят две лампи. Възможно е обаче да не забе¬
лежим добавянето на една лампа към дваде¬
сет. За да бъде разликата в блясъка такава,
каквато е в първия случай, към двадесетте
лампи трябва да се прибавят десет. По същия
начин възприемаме и светлината на звездите
Още през II в. пр. н. е. древногръцкият
учен Хипарх разделя всички видими с невъо¬
ръжено око звезди на 6 групи в зависимост
от тяхната яркост. Най-ярките звезди той на¬
рича звезди от първа величина, а наи-елабите
— звезди от шеста величина Между тях той
разполага звездите от втора, трета, четвърта и
пета величина. При преминаването от дадена
величина към съседната окото забелязва една
и съща разлика в блясъка, т. е. относителното
изменение на яркостта е едно и също. С помо¬
щта на точни фотометрични измервания е ус¬
тановено, че отношението на блясъка на звезди¬
те от 1-ва звездна величина към блясъка на
звездите от 6-а звездна величина е почти точ¬
но равно на 100. ъй като това отношение
съответствува на интервал от 5 звездни вели¬
чини, отношението на блясъка на звездите,
които се различават с една звездна величина,
е равно на

\/Т00 = 2,512.

Енциклопедичен речник ня млчдия астроном

98

Този коефициент бил приет при определя
нето на звездните величини на небесните све¬
тила Математически скалата на звездните ве¬
личини се записва по следния начин. Нека
осветеността, създавана от една звезда, е рав¬
на на Е х, а от друга — на Е2 По дефиниция
тяхното отношение е
Ех/Е2 = 2,512”*1 ~т2
Ако сега припишем на някаква звезда
фиксирана звездна величина, т, е. изберем
нул пункт, с помощта на това съотношение
могат да бъдат определени видимите
звездни величини тена всички звез¬
ди Нул-пункгьт за системата звездни вели¬
чини е определен условно по група избрани
звезди в областта около Полярната звезда.
Гази група се нарича Северен полярен ред
Видимата звездна величина няма нищо
общо с размерите на звездата. Този термин
има исторически произход и характеризира
само блясъка на звездата Важно е също да се
отбележи, че колкото е по-голяма звездната
величина, толкова по-слаба е звездата и об¬
ратно Най ярките звезди имат нулева и дори
отрицателна звездна величина. Например та¬
кива известни звезди, като Вега и Капела,
имат приблизително нулева звездна величина,
а най-ярката звезда на небето — Сириус — ми¬
нус 1,5 Звездната величина се означава с мал¬
ката латинска буква т (от думата „магнитудо” — величина) Същата скала на звездни ве¬
личини се използува и за невидимите с невъо¬
ръжено око звезди Наи-слабите звезди, кои¬
то могат да бъдат регистрирани само с наймощните телескопи, имат 25т Лесно може
да се пресметне, че количеството светлина,
което пристига от тях, е 2,51225 « Ю10, т е
около 10 млрд пъти по-малко, отколкото от
звездите от нулева величина. Ще дадем и чес¬
то използуваното логаритмично записване на
формулата за звездните величини
Ех
1д-- =-0 4 (тх-т2).
с2

Съществуват различни приемници за реги¬
стриране на светлината, която идва към нас
от звездите. Това са окото, фотоплаката, фотоелектричният приемник и т. н. Всички те
имат различна чувствителност към лъчите с
различна дължина на вълната. Например око¬
то е най-чувствително към светлината в жъл¬

то-зелената област на спектъра, а фотоплака¬
та и фотоумножителят са най-чувствителна
към синия цвят. Очевидно системата звездни
величини ще зависи от това, с какъв п, •
ник на светлина са измерени тези звездни:
личини. Ето защо различаваме визуална види
ма звездна величина, фотографска и др в
днешно време са разработени специални сис¬
теми звездни величини, които съответствуват
на различните участъци от спектъра. Например въведени са звездни величини, които се
получават при наблюдения с помощта на спе¬
циални филтри в три спектрални диапазона
около 350 шп, 435 пш, 555 шп (вж. Електро¬
магнитно излъчване на небесните тела) Съот¬
ветните звездни величини се означават с бук¬
вите
в, V (от английските думи ултравио¬
летов, син и видим). ||ова е така наречената
1/ВУ -система Както е известно, разпределе¬
нието на енергията в спектъра на различните
звезди не е еднакво. Ето защо изменението на
такива величини, като В - V и (/~В, при
прехода от една звезда към друга характери¬
зира изменението на отношението на потоци¬
те на излъчване в различните области на спек¬
търа. Такива разлики в астрономията се нари
чат цветни индекси, гьй като цветът
на звездата е свързан с разпределението на
енергията в неиния спектър. По цветните ин¬
декси приблизително могат да бъдат опреде
лени ефективната температура на звездата и
нейният спектрален клас (вж Спектрална
класификация на звездите). По-късно бяха
построени цветови системи, аналогични на
ЕВУ, и в други спектрални диапазони. Интер
валът от спектъра, в който се измерва звезд
ната величина в системата 1/ВУ, е около 100
пгп. Съществуват и системи, в които този ин¬
тервал е по-малък.
Освен споменатите по-горе звездни вели¬
чини се използува и болометричната
видима звездна величина, която
характеризира пълното излъчване на звездата
във всички спектрални интервали и се опре¬
деля с помощта на специални приемници на
излъчване — болометри. Разликата между бо¬
лометричната и визуалната видима звездна
величина се нарича болометрична по¬
правка.
При някои изследвания се работи с а б с олютната звездна величина която
характеризира блясъка на звездата на опреде¬
лено разстояние — 10 рс (вж. Светимост)

Енциклопедичен речник на младия астроном

99

ЗВЕЗДНИ КАТАЛОЗИ,
КАРТИ И АТЛАСИ
Една от най-важните задачи на астрономията е
определянето на характеристиките на звезди¬
те, включително екваториалните координати,
собствените движения и лъчевите скорости,
звездните величини, спектралните класове,
температурите, кривите на изменение на бля¬
съка (за променливите звезди) и др. Тези
характеристики се използуват както при на¬
учните изследвания (например при изучаване¬
то на строежа и развитието на звездните сис¬
теми), така и при решаването на отделни
практически задачи (например в геодезията
или навигацията).
Резултатите от определянето на характе¬
ристиките на звездите се публикуват във вид
на подредени списъци, които се наричат
звездни каталози. В зависимост от
съдържанието на каталога и принципа, по
който са подбрани включените в него обекти,
различаваме астрометрични каталози, общи
каталози, каталози на променливи звезда, на
ярки звезда и т. н. Звездите в каталозите
обикновено се подреждат по реда на нараст¬
ването на техните ректасцензии Името на ка¬
талога с посочването на номера, под който е
записана в него една или друга звезда, се из¬
ползува като означение (име) на звездата.
Особено голямо значение имат катало¬
зите на положенията на звезди¬
те. Те съдържат точните им екваториални

^ь< ДНИГ'
каталози,
арти и атласи съдър¬
жат много сведения за
звезди 1ч.
1

3

координати в даден момент (епоха на катало¬
га) . Всички положения на звездите в катало¬
га се отнасят към една и съща система небес¬
ни координати и по такъв начин каталогът
като че ли сам определя тази координатна
система. Със съставянето на такива каталози
се занимават много обсерватории в целия
свят. Голямо значение в тази област на астро¬
номията имат например работите на Пулковската обсерватория в СССР.
Каталозите, чиито епохи се различават с
няколко години, могат да бъдат обединени
във фундаментален звезден ка¬
талог. При това точността на каталога се
повишава, а разликата в епохите на отделните
каталози позволява да бъдат пресметнати и
собствените движения на звездите. Фундамен¬
талните звездни каталози са най-точни. В
днешно време за най-добър се счита Четвър¬
тият фундаментален каталог (РК4), които
съдържа сведения за 1535 звезда, разположе¬
ни по цялото небе Всички астрономически
ежегодници се изчисляват в координатната
система, която се определя от този каталог.
Каталозите, съставени приблизително по
едно и също време, могат да бъдат обединени
в своден каталог Сводните каталози
са по-неточни от фундаменталните и обикно¬
вено се създават за решаване на някаква кон¬
кретна задача Като пример може да служи
катологът на Смитсонианската обсерватория
(САЩ), който съдържа положенията на

100

Енциклопедичен речник на младия астроном

258 997 звезди. Той е създаден за осигурява¬
не на наблюденията на изкуствените спътници
на Земята.
Наи-древният от известните ни каталози на
положенията на звездите е съставен от китай¬
ския учен Ши Шен през IV в пр. н. е (800
звезди). Значителен принос в развитието на
астрономията представляват каталозите на
древногръцкия учен Хипарх, на узбекския
астроном Улугбек и на датския астроном
Тихо Брахе. Тези каталози са съставени на
основата на наблюдения, провеждани без
оптически телескопи.
След изобретяването на телескопа броят
на каталозите бързо нараства, като заедно с
това се увеличава и тяхната точност. За около
200 години точността на астрономическите
измервания нараства приблизително 10 пъти
В близките години се очаква ново рязко уве¬
личаване на точността (не по-малко от 10 пъ¬
ти) във връзка с използуването на принципно
нова техника, по-специално на радиоинтерферометри със свръхдалечна база.
За да се облекчи откриването на една или
друга звезда на небето, се съставят звез¬
дни карти, на които звездите са изобра¬
зени като кръгчета с различен диаметър - в
зависимост от тяхната звездна величина. За
да могат звездите да бъдат намирани на кар¬
тата по техните координати, върху картата се
нанася координатна мрежа.
Голямо значение имат фотограф¬
ските атласи, които представляват съв¬
купност от снимки на звездното небе.
Освен специални звездни атласи - това са
комплекти от карти с нанесени на тях звезди
от даден звезден каталог — се издават и звезд¬
ни атласи, предназначени за първоначално за¬
познаване със зведното небе; те могат да се
използуват и при наблюдения, които не изис¬
кват голяма точност. Такива атласи са „Звездньш атлас” от А А. Михайлов (за обекти, поярки от 5,5 визуална звездна величина) и
„Учебньш звездньш атлас” от А. Д. Марленский.При работа с малки астрономически ин¬
струменти е удобно да се ползуват „Звезд¬
ньш атлас* от А. А. Михайлов (съдържа всич¬
ки обекти, по-ярки от 8,25 визуална звездна
величина) и „Небееньш атлас” от А. Бечварж
(съдържа всички обекти, по-ярки от 7,75
фотографска звездна величина).

ЗВЕЗДНИ КУПОВЕ
И АСОЦИАЦИИ
Звездите са разпределени в пространството
неравномерно. Понякога те образуват гру]
които в зависимост от размерите и степента
на концентриране на звездите към център?
разделят на купове и асоциации.
Звездните купове са групи от
звезди, които са свързани помежду си 0т
гравитационната сила (вж. Гравитация) и
общия произход. Те могат да съдържат от
няколко десетки до стотици хиляди звезди
Различаваме разсеяни и сферични звездни
купове. Разликата между тях се определя
главно от масата и възрастта на тези форма¬
ции. Разсеяните звездни купове
обединяват десетки или стотици, рядко
хиляда звезда. Размерите им обикновено са
няколко парсека. Разсеяните купове се кон¬
центрират към екваториалната равнина на Га¬
лактиката. Техните скорости спрямо Слънце¬
то не са големи - от порядъка на 10 - 20
кт/5, тъй като заедно с него те вземат участие
във въртенето на Галактиката. Звездите от
разсеяните звездни купове са близки по
химически състав до Слънцето и до другите
звезди от галактичния диск. Пример за раз¬
сеяни звездни купове са Плеядите и Хиядите
в съзвездието Бик В нашата Галактика са
известни повече от 1000 звездни купа Съгла¬
сно съвременните изследвания обаче те
навярно са 20 пъти повече: далече от Слънце¬
то ние можем да откриваме само най-ярките
купове; освен това в галактичната равнина се
концентрира и прах, който поглъща светли¬
ната и пречи да бъдат наблюдавани далечните
звезда.
Сферичните з в е з дни к у п ове
съдържат стотици хиляда звезда. Те имат
добре изразена сферична или елипсоидна
форма, като звездите са силно концентрира¬
ни към центъра. Размерите на куповете заед¬
но с короните (т. е. външните области) дос¬
тигат 100 — 200 рс. Тези купове се концен¬
трират към центъра н| Галактиката и прина¬
длежат към сферичната подсисте*
м а (вж. Галактика). Скоростите им спрямо
Слънцето са около 100 кт/$. По химически
състав те се различават от звездите, принадле¬
жащи към разсеяните купове — еле-

101

Разсеяният звезден куп
Плеяди в съзвездието
Бик

1НГ )Д> и
куп • съзм здието X- р
* / лес

Енциклопедичен речник на младия астроном

3

102

Енциклопедичен речник на младия астроном

ментите, по-тежки от хелия, са в значително помалки количества. Всички сферични звездни
купове са разположени далече от Слънцето и
дори най-близките от тях се виждат само с би¬
нокъл. Засега в Галактиката са известни 130
сферични звездни купа, но би трябвало да бъ¬
дат около 500.
Една от съществените разлики между раз¬
сеяните и сферичните купове се проявява в
построените за съставящите ги звезди диагра¬
ми спектър - светимост. За купове тези диа¬
грами обикновено се строят в координати
цвят — звездна величина На диаграмите за
разсеяните звездни купове могат да присъствуват всички звезда от главната по¬
следователност, включително и найярките, При сферичните купове липсва гор¬
ната част от главната последователност.
Наблюдават се само звезди със спектрални
класове, по-късни от Р По-ярките звезди се
разполагат вдясно и нагоре от главната по¬
следователност, като образуват клоновете на
гигантите и субгигантите. Харак
терна особеност на сферичните звездни купо¬
ве е наличието на хоризонтален клон.
Вероятно сферичните купове са се образу¬
вали от огромни газови облаци по време на
ранните стадии от формирането на Галакти¬
ката, като са запазили техните разтеглени ор¬
бити. Образуването на разсеяните купове е
започнало по късно от газа, който се „утаил”
към равнината на Галактиката. Този газ вече
бил обогатен на тежки елементи, които попа¬
дали в междузвездната среда от недрата на
бързо еволюиращите масивни звезда от пре¬
дишното поколение при техните избухвания
(вж. Свръх нови звезди) В най-плътните га¬
зови облаци образуването на разсеяни купове
и асоциации продължава и сега. Ето защо въз¬
растта на разсеяните звездни купове е различ¬
на, докато възрастта на големите сферични
купове е приблизително еднаква - близка до
възрастта на Галактиката (10 - 15 млрд. го¬
дини) .
Звездните асоциации представ¬
ляват разсеяни групи звезди от спектрални
класове О и В и от типа Т от Бик Размерите
им достигат 30 — 200 рс. По своите характе¬
ристики звездните асоциации приличат на
много млади големи разсеяни купове, но за
разлика от тях, изглежда, имат по-малка сте¬
пен на концентриране към центъра. Понятие¬
то „звездни асоциации” е въведено през 1947

г. от съветския астроном В. А. Амбарцум^
Неговите изследвания показват, че и в същ
менната епоха протича процес на образуване
на звезди. Изучаването на звездните асоциг
ции като огнища на звездообразуване в Га¬
лактиката става важен етап в изследването н
еволюцията на звездите и техните системи
В другите галактики също се срещат ком
плекси от горещи млади звезди, които обик¬
новено са свързани с гигантски облаци от во¬
дород (ионизиран от излъчването на звезди¬
те). Тези комплекси често се наричат
свръхасоциации. Размерите им дос¬
тигат 500 — 1000 рс. Признаци за образуване
на звезди в подобни комплекси се наблюда¬
ват и в нашата Галактика.

ЗВЕЗДНО НЕБЕ
В ясна безлунна нощ с невъоръжено око над
хоризонта се виждат около 3000 звезди (до
шеста звездна величина). Телескопите позво¬
ляват да бъдат наблюдавани и по-слаби звез¬
ди, при това броят на тези звезди е толкова
по-голям, колкото по-мощен е телескопът
могат да се видят около 350 хиляди звезди
до десета звездна величина, 32 милиона звез¬
ди до петнадесета величина, 1 милиард звезди
до двадесета звездна величина.
За удобство при ориентирането по звезд¬
ното небе, населено от огромен брой звезди,
то е разделено на участъци с различна форма,
които се наричат съзвездия Най-ярките звез¬
ди от всяко съзвездие образуват характерни фигури, които лесно могат да бъдат на¬
мерени на небето и отъждествени със звезди¬
те от звездната карта. Всяко съзвездие си има
име.
Някои съзвездия са известни от дълбока
древност. Такива са например зодиакалните
съзвездия (вж. Зодиак). Част от имената на
съзвездията са заимствувани от митологията
(Андромеда, Персей и др.) или са свързани е
дейността на хората — скотовъдство, лов (Воловар, Заек и др.). За произхода на имената
на някои съзвездия вие ще прочетете в статн
ята Съзвездия. По международно споразуме¬
ние цялото небе е разделено на 88 съзвездия
За означаването на ярките звезди в звезд¬
ните карти и в литературата се използуват
гръцки букви или цифри в съчетание с името
на съзвездието. Например Полярната звезда

103

Енциклопедичен речник на младия астроном

е алфа от Малката мечка, друга звезда се на¬
рича 61 от Лебед. Някои типове звезди имат
специални означения. Променливите звезди
например се означават с главни латински
букви. Повечето слаби звезди се означават с
името на звездния каталог, съдържащ сведе¬
ния за дадената звезда, и номера, под който е

3

записана звездата в каталога (например Лакай 9352).
Много ярки звезди освен такива означения
имат и собствени имена, някои от които са
дадени в таблицата.
На звездното небе могат да се видят и дру¬
ги обекти — звездни купове и асоциации.

Списък на съзвездията

Разполо¬
жение на
небето

Име

1.
2
3
4.
5.
б.
7
8
9.
10
11
12.
13.
14
15.
16.
17.
18.
19.
20.
21.
22
23
24.
25.
26.
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42

Андромеда (АпВ)
Бик (Таи)
Близнаци (Сега)
Везни (1лЬ)
Водолей (АВг)
Воловар (Воо)
Вълк (Лир)
Гарван (Сгу)
Голяма мечка (1) Ма)
Голямо куче (С Ма)
Гущер (Бас)
Гълъб (Со1)
Девица (Угг)
Делфин (Ое1)
Длето (Са1)
Дракон (Бга)
Единорог (Моп)
Еридан (Еп)
Жерав (Сги)
Жертвеник (Ага)
Живописец (Р1с)
Жираф (Саш)
Заек (Бер)
Златна рибка (Бог)
Змиеносец (ОрЬ)
Змия (Зег)
Индийска птица (1п<1)
Каеиопея (Са§)
Кентавър* (Сеп)
Кит (Сег)
Козирог (Сар)
Колар (Аиг)
Компас (Рух)
Кораб (Саг)
Корабни платна (Уе1)
Кормило (Рир)
Косите на Вероника (Сош)
Лебед (Суя)
Лира (Буг)
Ловджийски кучета (€ Уп)
Лъв (Бео)
Малка лисица (Уи!)

С
С
С

Ю
Е

С

Ю
ю
с
ю
с
ю

;

Е
С
Ю
С
Е

ю
ю
ю
ю
с
ю
ю

Е
Е

ю
с
ю
Е

Ю
С

Ю
Ю
Ю
Ю
С

с
с
с
с
с

43.
44.
45.
46.
47
48.
49
50
51.
52,
53.
! 54.
55
56.
! 57
58
59
60
61.
62
63
64
65
66.
67.
68
69
70
71.
72
73
74.
75.
76,
77
78.
79.
80
81
82
83.
84.
85.
86.
87.
88.

Малка мечка (1; МО
Малко куче (С МО
Малък кон (Ечи)
Малък лъв (Б МО
Маса (Меп)
Микрометър (Кег)
Микроскоп (Мю)
Муха (Ми$)
Овен (Ап)
Октант (Осе)
Орел (АчО
Орион (Оп)
Паун (Рач)
Пегас (Ред)
Пергел (Сн)
Персей (Рег)
Пещ (Рог)
Пневматична машина (Ат)
Прав ъгъл (Иог)
Райска птица (Ари)
Рак (Спс)
Риби (Р$с)
Рис (Буп)
Северна корона (Сг В)
Секстант (Ьех)
Скорпион (Зсо)
Скулптор (5с1)
Стрела (З^е)
Стрелец (8§г)
Телескоп (Те1)
Триъгълник (Тп)
Ту кан (Тис)
Феникс (РЬе)
Хамелеон (СЬа)
Хвърчаща риба (Уо1)
Херкулес (Нег)
Хидра (Нуа)
Цефей (Сер)
Часовник (Ног)
Чаша (Ся)
Щит (Зее)
Южен триъгълник (Тг А)
Южен кръст (Сги)
Южна корона (Сг А)
Южна риба (Р§ А)
Южна хидра (НуО

с
С

с
с
ю
ю
ю
ю
с
ю
Е
Е

ю
с
ю
с
ю
ю
ю
ю
с
Е
С

с

Е
Ю

ю

С

ю
ю
с
ю
ю
ю
ю
с
Е

с
ю
ю
Е

ю
Ю

Ю
Ю

ю

* Буквата С означава, че съзвездието е в северното небесно полукълбо, Ю - в южното Е - на еквато
са дадени съкратените латински имена на съзвездията
’
в ,тора*
4 Досега в българската литература се използуваше Центавър

В скоби

104

Енциклопедичен рочник на младия астроном

.

106

Енциклопедичен речник на младия астроном

Таблица 1
Алгол
.
Алдебаран
......
Алкор
.
Алтаир ..
Алциона .
Антарес . .
. . . . ,
Белатрикс
.
, .
Бетелгсйзе.
Вега.
Денеб
. .
Канопус
Капела
... ...
Кастор .
,
. . .
Мира ....
. . . ,
Мицар ...
Полукс .
.......
Полярна звезда
. .
Процион . .
Регул
...
. .
Ригел
. . . .
Сириус
Спика
.
. .
Фомалхаут
Хема ...
. . .

Приложената карта на звездното небе
държа звездите до четвърта звездна величан?
На картата са означени някои двоици и пр
менливи звезди

ЗЕМЕН ЕЛИПСОИД

а Малка мечка

мъглявини, галактики, купове от га¬
лактики; небесните тела, които влизат в
състава на Слънчевата система планетите и
техните спътници, малките планети, комети¬
те, изкуствените космически обекти
и зкусгвените спътници на Земят а, автоматичните междупланетни станции
Повечето от изброените обекти се виждат са¬
мо с телескоп Някои от тях обаче могат да
бъдат наблюдавани с бинокъл и дори с невъ¬
оръжено око. Между тях са разсеяните звезд¬
ни купове Плеяди и Хияди в съзвездието Бик,
Ясли — в съзвездието Рак. сферичните звезд¬
ни купове в съзвездията Тукан и Кентавър,
газовата мъглявина в съзвездието Орион
галактиката в съзвездието Аидромеда и
Големия и Малкия Магеланови облаци,
планетите Венера, Юпитер, Марс, Сатурн,
Меркурий, Уран, малката планета Веста,
най-ярките изкуствени спътници на Земя¬
та.
Денем почти всички светила изчезват на
синия фон на осветения от Слънцето въздух.
Освен Слънцето само Луната и Венера могат
да се видят с невъоръжено око на ясно днев¬
но небе.
Картината на звездното небе непрекъсна¬
то се изменя поради въртенето на Земята
около оста й, тя се изменя бавно и поради
годишното движение на Земята около Слън¬
цето.

Повърхнината на земната суша е извънредно
сложна. Най-подробно тя е изобразена на то¬
пографските карти. За изучаването на главни¬
те особености на Земята като планета обаче е
необходимо да умеем да представяме нейна¬
та форма в обобщен вид. За тази цел се из¬
ползува проста геометрична фигура — триосният или по-често двуосният земен елипсоид
Неговите параметри се пресмятат въз основа
на резултатите от геодезичните измервания
При изчисляването на размерите и положе¬
нието на зегЛиия елипсоид относно реалното
тяло на Земята обикновено се поставят усло¬
вията неговата малка ос и екваторът му да
съвпадат съответно с оста на въртене и екватора на Земята, а обемът на елипсоида да е
равен на обема на планетата. Това облекчава
неговото използуване в геодезията.
Размерите и положението на земния елип¬
соид в тялото на Земята се изчисляват от уче¬
ните в много страни. Поради разликите в из¬
ходните данни резултатите не съвпадат напъл¬
но едни с други. Някои елипсоиди се изпол¬
зуват за съставяне на карти и за решаването
на други геодезични задачи. Прието е те да се
наричат референтни елипсоиди.
При геодезичните работи в СССР и другите
социалистически страни се използува двуос¬
ният референтен елипсоид, определен под ръ¬
ководството на съветския учен-геодезист Ф
Н Красовски (така нареченият елипсоид на
Красовски). Екваториалният радиус на този
елипсоид е 6378 кт, а полярната полуос е с
21,38 кш по-малка. От втората половина на
XX в. за определянето на земния елипсоид се
използуват наблюденията на изкустве¬
ните спътници на Земята (вж.
Космическа геодезия).

ЗЕМЯ
Земята е една от планетите, които образуват
Слънчевата система. Подобно на другите пла¬
нети тя се движи около Слънцето по елиптич-

107

Енциклопедичен речник на младия астроном

3

Действуващ вулкан в Камчатка

на орбита. Средното разстояние между цен¬
тровете на Земята и Слънцето в астрономията
се приема за единица мярка за дължина (Са),
която се използува за измерване на разстоя¬
нията между небесните тела в границите на
Слънчевата система Разстоянието между Зе¬
мята и Слънце го за различните точки на орби¬
та га е различно В перихелия (3 януа¬
ри) го е приблизително с 2,5 млн. кш по-малко, а в афелия (3 юли) - с толкова поголямо ог средното разстояние, което е
149,6 млн кт,
движението на нашата планета по неи
яа/а рбига около Слънцето равнината на
мния кватор която е наклонена към рав
нината на орбитата на ъг ьл 23°27', се премест¬

ва успоредно на себе си по такъв начин, че в
едни участъци от орбитата земното кълбо е
наклонено към Слънцето със своето северно
полукълбо, а в други — с южното
Според съвременните космогонични пред¬
стави Земята се е образувала преди 4,5 млрд.
години при гравитационното сгъстяване на
част от разсеяната в околослънчевото прос¬
транство газово-прахова материя, която е съ
държала всички известни в природата хими¬
чески елементи
По-голямата част от повърхността на Земя¬
та се заема от Световния океан (361 млн
кт1 или 7 Г/с) , а сушата е 149 млн. кт2 (29%) .
Средната дълбочина на Световния океан е
3900 т Съществуването на утаечни скали.

108

Енциклопедичен речник нн младия ас,тр'*»ом

Така изглежда Земята от Космоса. Фотографията е направена от орбиталния комплекс п' |ц г
„Сокз”.

чиято възраст, определена посредством радиоизотопен анализ, е по-голямаот 3,7 млрд.
години, е доказателство, че още през онази
далечна епоха на Земята са съществували об¬
ширни водни басейни.
По-голямата част от територията на съвре¬
менните континенти е заета от равнини (глав¬
но низини), а планините, особено високите,
както и дълбоководните падини на океан¬
ското дъно заемат незначителна част от
повърхността на планетата.

Както е известно, формата на Земята е
близка до сферична. При-подробни измерва¬
ния обаче тя се оказва много сложна, дори
ако се очертае с равната повърхност на океа¬
на (непроменена от приливите, ветровете и
теченията) и условното продължение на тази
повърхност под континентите. Неравностите
са свързани с неравномерното разпределение
на веществото в тялото на Земята. Тази по¬
върхност се нарича геоид. Геоидът*[с точност
до неколкостотнн метра) съвпада с ротаци

109

Енциклопедичен речник на младия астроном

онния елипсоид, чиито екваториален радиус е
6378 кт, а полярният радиус е с 21,38 кш
ло-малък от екваториалния Разликата между
;е ж радиуси се дължи на центробежните
или, породени от денонощното въртене на
ЗСМЯГЗ

За уточняване на формата на Земята, как*
то и 1а построяването на точни географски
ар ги в днешно време се използуват изкус¬
твените спътници на Земята
Денонощното въртене на земното кълбо

3

се извършва с практически постоянна ъглова
скорост Периодът му е 23 Ь 56 гшп 4,1 $ едно звездно денонощие Звездните деноно
щия в една година са с едно повече от слън¬
чевите Оста на денонощното въртене на Зе
мята е насочена със ееверния си край при
близително към звездата алфа от Малка меч
ка, която по тази причина се нарича Полярна
звезда
Една от особеностите на Земята като пла¬
нета е нейното магнитно поле (вж. Магнитно

110

Енциклопедичен речник на младия астроном

поле на Земята), благодарение на което ние
можем да използуваме компаса. Магнитният
полюс на Земята, към който сочи северният
край на стрелката на компаса, не съвпада със
Северния географски полюс, а се намира в
точката с приблизителни координати 76 с. ш.
и 101 з д. Магнитният полюс, разположен в
южното полукълбо на Земята, има координа¬
ти 66 ю. ш и 140 и. д. (в Антарктида).
Под действието на изтичащата от Слънце¬
то плазма (слънчев вятър) магнитното поле
на Земята се изкривява и придобива „шлейф”
в посока, противоположна на тази към Слън¬
цето Дължината на шлейф а е стотици хиляди
километра/
Нашата планета е обвита от обширна ат¬
мосфера Основните газове, които влизат в
състава на долните слоеве на земната атмо
сфера, са азотът (около 78%), кислородът
(около 21%) и аргонът (около 1%). Количес
твото на другите газове е много малко, на¬
пример въглеродният двуокис е приблизител¬
но 0.03%. Атмосферното налягане на нивото
на океанската повърхност при нормални ус¬
ловия е около 0,1 МРа Предполага се, че зем¬
ната атмосфера е претърпяла значителни про¬
мени в процеса на еволюцията: обогатила се е
с кислород и е придобила съвременния си със¬
тав в резултат на продължително химическо
взаимодействие с веществата и съединенията
от които е изградена Земята, и с участието на
биосферата, т.е. на растителните и животин¬
ските организми
За доказателство, че такива изменения
действително са настъпили, служат например
залежите от каменни въглища и мощните
карбонатни пластове в утаечните скали Те
съдържат грамадно количество въглерод,
които по-рано е влизал в състава на земната
атмосфера във вид на въглероден двуокис и
въглероден окис
Учените считат, че древната атмосфера е
произлязла от газообразните продукти на
вулканичните изригвания, за нейния състав
се съди по химическия анализ на образците от
газ, „зазидани” в кухините на древните ска¬
ли Изследваните образци, чиято възраст е
повече от 3,5 млрд. години, съдържат при¬
близително 60% въглероден двуокис, а ос¬
таналите 40% са съединения на сярата (серо¬
водород и серен двуокис) , амоняк, хлорово¬
дород и флуороводород, Открити са и малки
количества азот и инертни газове.

Целият кислород е бил химически свър
зан Доказателство за това, че в земната
атмосфера през първите 4 млрд. години
от съществуването к не е имало свободен
кислород, са откритите в геологичните плас¬
тове на съответната възраст извънредно лесно
окислими, но неокиелени вещества, като на¬
пример натриев сулфид. Кислородът, който се
е отделял в нищожни количества от водната
пара под действието на слънчевите лъчи, изця¬
ло се е изразходвал за окисляване на съдържа¬
щите се в атмосферата горливи газове: амо¬
няк, сероводород, а вероятно също метан и
въглероден окис, В резултат на окисляването
на амоняка се освобождавал азот, който пос¬
тепенно се натрупвал в атмосферата. Преди
600 млн. години свободният кислород в зем¬
ната атмосфера бил около 1% от днешното
количество По това време вече съществува¬
ли значителен брой различни примитивни ед¬
ноклетъчни живи организми. Преди около
400 млн. години количеството свободен кис¬
лород в земната атмосфера започнало бързо
да нараства благодарение на широкото раз¬
пространение на масивите от големи зелени
растения, характерни за тази епоха.
Една от наи-важните задачи на съвремен¬
ната наука за Земята е изучаването на еволю¬
цията на атмосферата, повърхността и горни¬
те слоеве на Земята, а също на вътрешната
структура на нейните недра.
Ло-рано се предполагаше, че Земята пър¬
воначално е била в разтопено състояние, а
след това е изстинала. Но тази гледна точка
не се потвърждава от съвременните изводи на
науката. Голямото процентно съдържание на
някои летливи вещества в Земята показва, че
температурата на частиците, от които се е об¬
разувала нашата планета, не би могла да бъде
много висока. Средният химически състав на
първичната Земя навярно е бил близък до
състава на известните днес типове метеорити
В резултат на естественото разпадане на ра¬
диоактивните елементи и на някои други про¬
цеси в недрата на Земята в течение на дълго
време се е отделяла и натрупвала топлина.
Това довело до силно нагряване и частично
разтопяване на веществото в земните недра
и до постепенното формиране и нарастване
на централното ядро и от най-тежките елемен¬
ти, а на кората — от веществата с по-малка
плътност.
За вътрешния строеж на Земята се съди

111

Енциклопедичен речник на младия астроном

3
0

I

главно по особеностите на преминаването
през различните земни слоеве на механичните
трептения, които възникват при земетресе¬
ния или взривове. Ценни сведения дават съ¬
що измерванията на топлинния поток, който
идва от недрата, резултатите от определянето
на общата маса, инерционния момент и поляр¬
ната сплеснатоет на нашата планета.
Масата на Земята се определя въз основа
на експериментални измервания на гравита¬
ционната константа и земното ускорение. На
екватора земното ускорение е 978,05 Са1;
1 Са1 = 1 сш/52. За масата на Земята е получе¬
на стойността 5,976 . 1024 кд, което съответствува на средна плътност на веществото
5517 к^/пг . Средната плътност на минералите
от земната повърхност е приблизително два
пъти по-малка от средната плътност на Земя¬
та. Следователно плътността на веществото в
централната част на планетата е по-голяма от
средната плътност на цялата Земя Инерцион¬
ният момент на Земята силно зависи от изме¬
нението на плътността на веществото по про¬
дължение на радиуса на Земята Получената
на основата на наблюдения стойност на инер¬
ционния момент също показва, че плътността
се увеличава значително от повърхността към
центъра.
Топлинният поток от земните недра е раз
личен за различните участъци от повърхността
на Земята Неговата средна стойност е около
1,6 . 10-6 са1/ст2 5, което съответствува на
сумарно излъчване на енергия 10 *^ег& за го¬
дина. Тъй като топлината може да се предава
само от по-топло към по-студено вещество,
температурата в недрата на Земята би тряб¬
вало да бъде по-висока, отколкото на повърх¬
ността й. И наистина съгласно измерванията,
направени в галериите и сондажните отвори, с
увеличаването на дълбочината температурата
се повишава приблизително с 20 на всеки
километър
Въз основа на всички съвременни научни
данни е създаден модел на вътрешния строеж
на Земята, които дава удовлетворителни ре¬
зултати за всички изброени по-горе парамет¬
ри, чиито стойности са измерени.
Твърдата обвивка на Земята се нарича л ито сфера Тя може да се сравни с „черуп¬
ка”, кояго обхваща цялата повърхност на Зе¬
мята Но тази „черупка” като че ли се е напу¬
кала и днес се състои от няколко големи литосферни плочи, които бавно се преместват

една спрямо друга. По техните граници се на¬
мира голяма част от огнищата на земетресе¬
ния. Горният слой на литосферата — това е
земната кора, чиито минерали се със¬
тоят главно от окиси на силиций, алуминий,
желязо и алкални метали. Земната кора има
неравномерна дебелина: 35 - 65 кш за кон¬
тинентите и 6 — 8 кт под океанското дъно.
1 орният слой на земната кора се състои от
утаечни скали, а долният — от базалти. Между
тях се намира гранитен слой (само за конти
ненталната кора). Под кората е разположена
така наречената мантия, която има друг
химически състав и голяма плътност. Грани¬
цата между кората и мантията се нарича п овърхност на Мохоровичич. Там
скоростта на сеизмичните вълни се увеличава
скокообразно
На дълбочина 120 — 250 кт под континен¬
тите и 60 — 400 кш под океаните се намира
слои от мантията, който се нарича астеносфера Тук веществото е в почти разтопе¬
но състояние, неговият вискозитет е много
малък
Всички литосферни плочи като че ли плу¬
ват в полутечната астеносфера като ледени
блокове във вода По-дебелите участъци от
земната кора, както и участъците, които се
състоят от скали с по-малка плътност, се из¬
дигат спрямо другите участъци от кората. В
същото време допълнителното натоварване
на даден участък от кората (например пора¬
ди натрупване на дебел слои континентален
лед, което се случва в Антарктида) води до
постепенното му потъване Това явление се
нарича изостатично изравняване.
Под астеносферата на дълбочина, по-голя¬
ма от 410 кт, „опаковането” на атомите в
кристалите на минералите е по-плътно поради
голямото налягане С помощта на сеизмични
методи е открит рязък преход на дълбочина
около 2920 кт Над тази граница плътността
на веществото е 5560 к#*т3, а под нея 10 080 к§ т Оттук започва земното
ядро, или по-точно външното ядро, тъй ка¬
то в неговия център има още едно, вътрешно
ядро с диаметър 2500 кт.
Външното ядро очевидно е в течно състоя¬
ние, тъй като напречните вълни, които не мо¬
гат да се разпространяват в течности, не пре¬
минават през него Със съществуването на
течно външно ядро се свързва произходът на
земното магнитно поле Що се отнася до вът-

112

Енциклопедичен речник ня младия астроном

решното ядро, то по всяка вероятност е
твърдо.
При долната граница на мантията налягане¬
то достига 130 СРа, температурата там е не
повече от 5000 К В центъра на Земята темпе¬
ратурата може би нараства до 10 000 К.

ЗОДИАК
При своето годишно движение между звезди¬
те Слънцето описва по небесната сфера пълна
окръжност — еклиптиката. Като се премества

РИБИ

Кръг на зодиакалните съзвездия

по еклиптиката, Слънцето последователно
преминава от едно съзвездие в друго Тези
съзвездия са 12. Те образуват така наречения
пояс на зодиака и се наричат зодиака лн и. „Зодиак” е гръцка дума, която има
същия корен като „зоологическа градина'
на български език може да се преведе като
„кръг на животните”. Повечето от зоди
акалните съзвездия наистина носят имена на
животни, а на останалите народната фантазия
е дала символични имена.
През март Слънцето е в съзвездието Риби
Всички звезди от това съзвездие са слаби, не

113

Енциклопедичен речник на младия астроном

по-ярки от 3-а звездна величина. В съзвездие¬
то Риби се намира точката на пролетното равноденствие» в която Слънцето преминава от
южното небесно полукълбо в северното.
През април Слънцето навлиза в съзвезди¬
ето Овен. Преди около две хиляди години
точката на пролетното равноденствие се е
намирала в това съзвездие. Сега поради п ре¬
дее и я т а (вж. Прецесия и нутация) тя се е
преместила в съзвездието Риби.
През май Слънцето е в съзвездието Бик. В
това съзвездие има около сто звезди, видими
с невъоръжено око. Най-ярката - Алдебаран
— е червен гигант. Забелязва се и р а з с е яният звезден куп Плеяди.През 1054
г. в съзвездието Бик избухнала свръхнова
звезда. Сега на мястото на това избухване се
намира Ракообразната мъглявина, която е ос¬
татък от мощния взрив.
През юни Слънцето преминава в съзвез¬
дието Близнаци. Най-ярките звезди на това
съзвездие са Полукс и Кастор. В съзвездието
Близнаци се намира точката на лятното слънцестояние. През юли Слънцето е в съзвездие¬
то Рак. В това съзвездие няма нито една ярка
звезда. Около 20 август Слънцето навлиза в
съзвездието Лъв, в което с невъоръжено око

8

3

могат да се видят няколко десетки звезди.
Най-ярките са Регул и Денебола.
През септември дневното светило е в съз¬
вездието Девица Най-ярката звезда от това
съзвездие е Сгшка. В съзвездието Девица бе¬
ше открит един от първите квазари. В това
съзвездие е разположена и точката на
есенното равноденствие. През
октомври Слънцето преминава през съзвез¬
дието Везни - малко съзвездие, в което с не¬
въоръжено око могат да се видят само три
звезди. През ноември Слънцето е в съзвезди¬
ето Скорпион. Най-ярката звезда от това съз¬
вездие е червеникавият Антарес. Интересна е
звездата дзета от Скорпион — нейната светимост е 400 000 пъти по-голяма от еветимостта на Слънцето.
През декември Слънцето е в съзвездието
Стрелец. По посока на това съзвездие се на¬
мира центърът на нашата Галактика. В това
съзвездие е и точката на зимното елънцесто*
яние. През януари Слънцето е в съзвездието
Козирог, което не съдържа ярки звезди. През
февруари Слънцето е в съзвездието Водолей.
Още в древността всички зодиакални съз¬
вездия получават символични означения, ко¬
ито се употребяват и досега (вж. Астрономи¬
чески знаци).

ИЗБУХВАЩИ ЗВЕЗДИ
Повечето физически променливи звезди са
гиганти и свръхгиганти. Съществува и голям
клас променливи звезди-джуджета — избух¬
ващите звезди. През по-голямата част от вре¬
мето яркостта на такава звезда е постоянна,
но понякога се наблюдават избухвалия. При
наи-еилните избухвалия видимият блясък на
звездата за няколко минути се увеличава де¬
сетки пъти, след което отслабва. Настъпва
фазата на малка светимост на звездата, която
продължава от няколко часа до няколко дни.
След това звездата отново избухва, като избухванията не се подчиняват на строга зако¬
номерност. Те са с различна мощност и раз¬
лична честота. Спектралният клас на тези
звезди в спокойно състояние обикновено е М
(вж Спектрална класификация на звездите).
Цветът им е червен, а тъй като светимостта
им е малка, наричат ги избухващи червени
джуджета. По-често обаче се използува друго¬
то им название - звезди от типа ИУ от Кит.
Основните параметри на тези звезди са близ¬
ки до следните: маса 0,1 от масата на Слънце¬
то, светимост 0,0001 от светимостта на Слън¬
цето, радиус 0,3 от радиуса на Слънцето.

По време на избухванията на звездите от
типа ИУ от Кит се регистрира силно радиоиз*
лъчване. По характера на усилването на ул¬
травиолетовия поток, изменението на спек" Р [Ните линии и на радиоизлъчването избухванията на тези звезди много приличат на
ромосферните избухвания, наблюдавани на
Слънцето. Но енергията, която се отделя при

избухванията на звезди от типа ЦУ от Кит, е
многократно по-голяма. Макар че засега не е
известно какви процеси предизвикват избух¬
ванията, вероятно от тези звезди по някакви
причини от време на време се изхвърлят го¬
рещи облаци от йонизиран газ. Независимо че
понастоящем са известни само няколко де¬
сетки избухващи червени джуджета, това е
най-многобройният тип променливи звезди в
природата. Работата е там, че поради малката
светимост звездите от типа 1/У от Кит могат
да бъдат откривани само на малки разстоя¬
ния. Но още в радиус около 4 рс една четвърт
от всички звезди са избухващи. Интересно е,
че най-близката до Слънчевата система звез¬
да — Проксима от Кентавър, е избухваща звез¬
да.

ИЗВЪНГАЛАКТИЧНА
АСТРОНОМИЯ
Извънгалактичната астрономия е раздел от
астрономията, който изучава небесните тела,
разположени извън нашата Галактика, както
и средата, в която те се намират.
Едно от най-важните постижения на астро¬
номията на XX в. е доказването на „остров¬
ната*’ структура на Вселената. Оказа се, че
звездите не са разпределени равномерно в
пространството, а са концентрирани в гигант¬
ски звездни „острови” — галактиките. Изу¬
чаването на състава и структурата на галакти¬
ките, обясняването на наблюдаваните разли¬
чия г^ежду тях, изясняването на тяхната при-

115

Енциклопедичен речник на младия астроном

рода и произход — това са най-важните зада¬
чи, които се решават от извънгалактичната
астрономия.
Освен отделни галактики извънгалактич¬
ната астрономия изучава системи от галакти¬
ки двойки, групи, купове, а също далечните
квазизвездни (звездоподобни) обекти — квазарите, както и разредената междугалактична среда.
За да се разбере природата на галактиките
или другите извънгалактични обекти, необхо¬
димо е да се знае физиката на звездите и на
междузвездния газ, да се използуват същите
методи на астрофизически изследвания, кои¬
то се прилагат при изучаването на различните
явления в нашата Галактика (вж Астрофизика). Но извънгалактичната астрономия има
своя специфика. Тя изучава най-големите по
размери и по маса обекти, които се срещат в
природата; изследва междугалактичната сре¬
да с толкова малка плътност, че дори разре¬
деният междузвезден газ е хиляди пъти поплътен от нея, разкрива тайните на процеси,
които протичат в гигантски обеми от прос¬
транството. Извънгалактичната астрономия
се занимава с най-мощните източници на енер¬
гия — активните ядра на галактиките и квазарите. Нашата Галактика е такава звездна
система, каквито са и много милиарди дру¬
ги Изследванията на далечните галактики
спомагат по-добре да бъде изучена нашата Га¬
лактика, нейният строеж, произход и разви¬
тие.
Извънгалактичната астрономия има още
една важна особеност. Тази наука изучава
обекти, които ние можем да наблюдаваме в
,далечното минало”, т.е. такива, каквито са
били те преди милиони и милиарди години.
Да си припомним, скоростта на светлината е
300 000 кт/5 Но и с такава скорост светлина¬
та пътува много дълго от галактиките до нас.
Дори от мъглявината в Андромеда — една от
наи-бдизките галактики — светлината идва до
нас за повече от 2 млн, години. Наистина га¬
лактиките се изменят толкова бавно, че по
всяка вероятност и сега мъглявината в Ан¬
дромеда е такава, каквато я виждаме. Но
най-далечните извънгалактични обекти ние
наблюдаваме в това състояние, в което те са
Сили преди милиарди години. Несъмнено в
дн шно време много от тях са се изменили до
неузнаваемост. Като наблюдават обекти в „да¬
лечното минало**, учените узнават какви из¬
менени* сдават с галактиките за грамадни

И

промеждутъци от време, как се изменя плът¬
ността на веществото и излъчването във Все¬
лената.
Данните, получавани от извънгалактичната
астрономия, се използуват за решаване на
широк кръг много важни научни задачи от
изследването на отделни галактики до изуча¬
ването на процесите в цялата наблюдаема част
от Вселената.

ИЗВЪНЗЕМНИ
ЦИВИЛИЗАЦИИ
Извънземни цивилизации се наричат общест¬
вата от живи разумни същества, които може
би живеят на други небесни тела, например на
планети, които обикалят около други звезди
Хипотезите за обитаемостта на вселената во¬
дят началото си от дълбока древност. Те са
отразени в древноиндийската философия,
както и в ученията на гръцките и римските
философи През средновековието въпросът
за мястото на човека във Вселената е бил аре¬
на на остра идеологическа борба, на стълкно¬
вение на научния мироглед с религиозния
Страстен проповедник на идеята, че съществу¬
ват много обитаеми светове, бил великият
италиански мислител Джордано Бруно, изго¬
рен на клада от инквизицията През следва¬
щите векове обаче тази идея получила широ¬
ко признание и развитие. За многобройността на обитаемите светове пишели философи,
писатели, поети. Убедени привърженици на та¬
зи идея били учените Нютон, Ломоносов, Лаплас и много други. Дълбоки мисли за живо¬
та във Вселената, за космическия разум са
изказани в началото на XX в. от К. Б. Циолковски.
Преди векове, когато хората знаели твър¬
де малко за устройството на Вселената, за
физическите условия на небесните тела, за
произхода и същността на живота, проблемът
за обитаемостта на другите светове бил чисто
философски, мирогледен. Той и днес има
огромно мирогледно значение. Благодарение
обаче на високата степен на развитие на при¬
родните и обществените науки и преди всич¬
ко на астрономията, биологията и кибернети¬
ката изследването на въпроса за живота и ра¬
зума във Вселената във все по-голяма степен
става предмет на всестранно и задълбочено
научно изследване.

116

Енциклопедичен речник на младия астроном

Спътници на извънземни цивилизации. Картина от художника А. Соколов

117

Енциклопедичен речник на младия астроном

Всички данни на съвременната наука по¬
твърждават материалното единство на света.
Навсякъде във Вселената действуват едни и
съши физически закони, всички небесни тела
се състоят от едни и същи химически елемен¬
ти. Слънцето е обикновена звезда, разположе¬
на далече от центъра на гигантския звезден
свят на нашата Галактика, който наброява
повече от 100 млрд. звезди. А галактиките в
наблюдаемата част от Вселената са повече от
милиард. И границите на тази част непрекъс¬
нато се разширяват. Трудно е да си предста¬
вим, че в тази невъобразимо огромна Вселена
с нейните милиарди подобни една на друга
звезди само около една от тях - нашето Слън¬
це — е могъл да възникне живот и да се раз¬
вие разум.
Големи успехи бяха постигнати през пос¬
ледните години от науката за произхода на
живота. В космическото пространство в изо¬
билие бяха открити сложни органични съе¬
динения, от които как то от белтъците може
да бъде изградена жива система, жива клетка.
Много етапи от този удивително сложен про¬
цес са възпроизведени в лабораторни усло¬
вия. Но все още далече не всичко в него е яс¬
но. Все пак това, което е известно, свидетелствува за закономерния характер на процеса
на зараждането на живота.
Засега съвременната наука не разполага с
доказателства за съществуването на живи
разумни същества извън Земята, но тя при¬
вежда убедителни доводи в подкрепа на това
предположение. За пръв път, откакто е започ¬
нало развитието на науката, се откри възмож¬
ност за експериментална проверка на тази хи¬
потеза. На дневен ред е въпросът за открива¬
нето на извънземни цивилизации, за устано¬
вяването на контакт с тях. В СССР и в други
страни започна търсенето на радиосигнали от
извънземни цивилизации. Бяха направени и
опити да се изпратят съобщения до други ци¬
вилизации. Засега от тези дейности няма по¬
ложителни резултати. Но те помогнаха да бъ¬
дат уточнени много въпроси, свързани с мето¬
диката на търсенето, както и за по-доброто
ра 5 иране на задачата. Разработените проекти
и; движдат създаването на големи радиоте1> с капи, които ще работят на Земята и в косическото пространство и ще бъдат използу¬
вани за търсен на извънземни цивилизации.
Уч ните мислят и за това, как да се използу¬

И

ват освен радиовълните и други, засега недос¬
татъчно изучени средства за връзка.
Едно от направленията при търсенето на
високоразвити извънземни цивилизации в
космическото пространство е опитът да бъдат
открити следи от производствена, астроинженерна дейност. Основната трудност за от¬
криването на астроинженерна дейност се със¬
тои в това, че при такава дейност цивилиза¬
циите могат да използуват само естествените
природни закони и от Земята е трудно да се
установи дали регистрираното от уредите лъ¬
чение е резултат от дейността на извънземна
цивилизация, или на естествен процес.
Понякога се изказват предположения, че
в миналото Земята е посещавана от високо¬
развити извънземни цивилизации и това би
трябвало да е отразено в паметниците на ма¬
териалната и духовната култура на човечест¬
вото. С изследването на този проблем се за¬
нимава палеоастронавтиката (на
гръцки „палео” означава .древен”). Необхо¬
дима е внимателна, търпелива проверка и
анализ на данните. Непроверените, прибър¬
зани изводи носят само вреда. Внимателен
анализ на данните е необходим и при опити¬
те да бъдат свързани някои аномални явле¬
ния, наблюдавани в земната атмосфера, с
дейността на извънземни цивилизации, с по¬
лети на техни космически апарати.
Понастоящем основното направление при
търсенето на извънземни цивилизации е свър¬
зано с опитите да бъдат открити сигнали, ко¬
ито носят някакви съобщения. Технически
тази задача е по-сложна от търсенето на следи
от астроинженерна дейност. За сметка на това
при евентуално откриване на такива сигнали
по-лесно ще бъде установен техният изкуст¬
вен произход.
Проблемът за установяването на връзка с
извънземни цивилизации поставя много важ¬
ни въпроси. Трябва да бъдат уточнени нашите
представи за закономерностите при възник¬
ването и развитието на живота, за пътищата
на развитие на космическите цивилизации, за
най-общите закони на това развитие.
Като се опитваме да установим контакт с
други цивилизации, ние сме принудени да се
погледнем като че ли отстрани. А това може
да се окаже много полезно за по-нататъшната
съдба на нашата земна цивилизация.

116
Ндучясяпс.к

жиедскяят спътник от серкята

№

- |-

ИЗКУСТВЕНИ спътници
Н< - жт
%- ■ 1 - >7 г в СССР т ксчл'р учл Б^к
р
съществен пхскзн
*
’-«« язкустаея спътник
н I 3
• * т » IИС 3) I
кг висакгтора• »
ъбшт
г*в тшт • 1 ^
1 в
т раята яа ювпктво
грят» ма в туамааг
В . ■.»в*4**р чл космическото
■ т. шсгао
ИС 1 •
» л • р( *п
I VI щта иа
ма г • каиш а» гтя юсатя м к *то ги и >
.1*1 «Т " »
НЛ 1И*. -*Н| НЛ Т ОРЙЪрЛ■ВОТ»

м«гл т 1Я УСКОрЯМТ ДО

корсет,

*—
т
в- цакащ» (яс мг гювеч* от 1 -I
ггьгк| > ъ
вета космическа
к вр в
т Изстрелвам м »1< 3 със собствени
; ая -т* и- , ягс тя * мъртвя т < ССР, < \Ш Ф »н
ат. Фаоаая 1СИР и Н< «к Арктаммя Някои
иган ' • ■ а Кавала Ита па. ФРГ,
Ма и*я, Чотамтяя I тиня * трети тр ми,
• км1 помощта на съветски и американ
• и ; и ГМ •' И1 1и Репици ИГ I се и «веждаI
•• фбат» » «чк*т- яи м ь*цуи»ро шото сътру нич- т*о Тлкявл » пътниците от серия
та Иагаркосм
И «следванията с тези сттътяяпя е ч ъшестаямг « * «м тно от уч> ни от
•щя I <я г* а »ик

р |Дгн

нлемяря )*> >|
■ гг> и ми жоло 2400
I от ра| N1 в** I " От тях около 140

ТНр «И • . .

а,

Г*М

'ЧГ««» «• 1».«п

сд съветски, т остана'шт* 1000 ма СА!щм ф)
пие страни
По същество изкуствени пътници ■ всич

км ко ч чтчки щателни тара ти и •в-'“ кни
оранта окото 'е гга. клмчнг гто * > ни
<

У НГ. К р ;

■

I орРиГ41ММГГ {'ГвНЦШ С СКИ

1 *и Псе т 1К към И( I е прието и Се 0'Я'

с«т т т • НО ОМ ос .шитите спътници, които и
с» Препи тачени и работа в тих на човек
космонавт Говя
предизвикано от обстоя
и игвото, ч пилотираните космически ко
раби тю »*оит конструктивни о
кости
^ьще тиец«> с ря тичаш >т игтомагичните
спътници 1 мк« например космическите кор|?и гряонл и притеж ват системи »а осигу¬
рява» кивота н I космонавтите, специални
огееци
нускаеми апарати, в които космоиавтиге се връщат на Земята За автоматич
ни!е И* 3 такъв вид оборудване не е задължи¬
телно или е съвсем излишно.
И1 3 могат да бъдат класифицирани по
най-различни признаци. Основен принцип за

119

Енциклопедичен речник на младия астроном

класификация все пак са целите на пускането
и задачите, които се решават с помощта на
ИСЗ. Освен това ИСЗ се различават по орби¬
тите, на които се извеждат, по вида на бордо¬
вото оборудване и т. н.
По цели и задачи ИСЗ се разделят на две
големи групи, научноизследователски и при¬
ложни. Научноизследователски¬
те спътници са предназначени за полу¬
чаване на нова научна информация за Земята
и околоземното космическо пространство, за
провеждане на астрономически изследвания,
изследвания в областта на биологията и ме¬
дицината и в други области на науката. При¬
ложните спътници са предназначени за ре¬
шаване на практическите нужди на човека,
получаване на информация, представляваща
интерес за селското стопанство, провеждане
на технически експерименти, а също и за из¬

И

пробване и отработване на ново оборудване.
Орбитите, на които се извеждат ИСЗ, се
разделят на кръгови, елиптични,
екваториални (равнината на орбитата
на ИСЗ лежи в равнината на екватора), п ол я р н и (равнината на орбитата на ИСЗ
сключва ъгъл
90 с равнината на екватора),
стационарни Последните са особено
интересни. Ако ИСЗ бъде изведен в кръгова
екваториална орбита на височина над земна¬
та повърхност 35 860 кт и неговото движе¬
ние се насочи в посока на въртенето на Земя¬
та, то такъв спътник ще се намира в геоста¬
ционарна орбита и ще изглежда ,. висящ” не¬
подвижно над една точка от земния екватор
Стационарните орбити са особено удобни за
спътникови съобщения.
Размерите, масата и оборудването на ИСЗ
зависят от задачите, които спътниците реша¬
ват. Масата на първия в света съветски изкус-

120

Г.VII(ИКЛоVI<УЛИЧС11

()* Ч11ИК Ив МЛЯЛИЯ ЙСТрОИОМ

121

Енциклопедичен речник на младия астроном

таен спътник беше 83,6 к§, а корпусът му —
кълбо с диаметър 0,58 т. Масата на най-мал¬
кия ИСЗ е 700
Масата на съветския ИСЗ
,Д1ротон-4” е около 17 г.
Размерите на корпуса на ИСЗ се огранича¬
ват от размерите на предния обтекател на ра¬
кетата-носител, защищаващ спътника от не¬
благоприятното въздействие на атмосферата
при извеждането му в орбита. По тази причи¬
на диаметърът например на цилиндричен кор¬
пус на ИСЗ е не по-голям от 3 — 4 ш. В орбита
размерите на ИСЗ могат да бъдат увеличени
значително за сметка на разтварянето на ня¬
кои елементи на спътника — панели за слън¬
чевите батерии, държатели на уреди, антени
Оборудването на ИСЗ е много разнообраз¬
но. Първо, то съдържа апаратура, с помощта
на която се осигурява изпълнението на поста
вените пред спътника задачи — научноизсле¬
дователски, навигационни, метеорологически
и др. Второ, то включва така нареченото слу¬
жебно оборудване, което осигурява необхо¬
димите условия за работа на основната апара¬
тура и връзката между ИСЗ и Земята. Към
служебното оборудване се отнасят системите
на енергозахранване (слънчеви батерии, електрохимически източници на ток, радиоизотопни електрогенератори), радиотелеметрична
система за предаване на Земята на информа¬
ция и приемане на командни сигнали, система
за терморегулация, която създава и поддър¬
жа необходимия за работа на апаратурата то¬
плинен режим. Служебните системи са задъл¬
жителни за по-голямата част от ИСЗ. Освен
това обикновено ИСЗ са снабдени със систе¬
ма за ориентация в пространството, видът на
която зависи от предназначението на спътни¬
ка (ориентация по небесните тела, по магнит¬
ното поле на Земята и т. н.), и бордова електронноизчислителна машина за управляване
на работата на уредите и служебните системи.
Понякога на ИСЗ се поставя спускаем апарат
за връщане на Земята на уреди, материали от
експериментите, опитни животни.
Научноизследователските ИСЗ решават
най-разнообразни задачи по изследване на Зе¬
мята, земната атмосфера и околоземното
пространство, небесните тела. С помощта
именно на тези спътници бяха извършени го¬
нг ми и важни открития, като радиацион¬
ните пояси на Земята, магнитосферата на Земята, слънчевият вятър.
Интере ни изследвания се извършват с по¬

И

мощта на специализирани биологични спът¬
ници: изучава се влиянието на космическото
пространство върху развитието и състоянието
на животните, висшите растения, микроорга¬
низмите, клетките.
Все по-голямо значение придобиват а строномическите ИСЗ. Апаратурата,
поставена на тези спътници, се намира извън
плътните слоеве на земната атмосфера и това
обстоятелство позволява да се изследва из¬
лъчването от небесните тела в ултравиолето¬
вия, рентгеновия, инфрачервения и гама-диа¬
пазон на спектъра (вж. Електромагнитно из¬
лъчване на небесните тела). Така например
американският астрономически ИСЗ „Екеплорер-42” регистрира около 150 източника
на ултравиолетово излъчване, а американски¬
те спътници „Вела” откриха загадъчните гама-избухвания, произходът на които досега
не е обяснен (вж. Гама-астрономия).
През последните години нараства бързо
специализирането на научноизследователски¬
те ИСЗ. Ако в първото десетилетие на косми¬
ческата ера се пускаха спътници с широки на¬
учни програми, то сега все по-често се появя¬
ват ИСЗ за задълбочено изучаване на отделни
проблеми и решаване на „тесни” задачи. Та¬
кива са спътниците за получаване на топлин¬
ната карта на Земята, за океанографски из¬
следвания, регистриране на гама-лъчи, излъч¬
ването на Слънцето Към научноизследовател¬
ските спътници се отнасят съветските спътни¬
ци от сериите „Злектрон”, „Протон”, „Прогноз”, „Космос”, американските спътници от
сериите „Експлорър”, 080 ОСО ОАО, НЕАО
(орбитални слънчеви, геофизически и астро¬
номически обсерватории), френските ,Диадем’, „Снег-3”
Приложните ИСЗ са предназначени
за получаване на данни, които са от интерес
за народното стопанство, а също и за изпита¬
ние на нова ракетно-космическа техника.
Спътниците за свръзка служат
за предаване на телевизионни програми, оси¬
гуряват радиотелефонни, телеграфни и дру¬
ги видове връзки между разположени на
големи разстояния една от друга точки от
земната повърхност. Така например с по¬
мощта на съветските ИСЗ „Молния” се оси¬
гурява предаването на програмата на Цен¬
тралната телевизия на СССР в станциите на
мрежата „Орбита”, разположени в районите
на Крайния север, Сибир, Далечния изток и

122

Енциклопедичен речник на младия астроном

Средна Азия, а също и връзка между раз¬
лични райони на огромната съветска страна
Към спътниците за свръзка освен „Молния”
се отнасят съветските ИСЗ от сериите „Радуга”, „Зкран”, „Хоризонт”, американските
„Синком”, „Уестар”, „Комсат”, „Сатком”,
канадските „А.ник” и др
Метеорологичните ИСЗ редов¬
но предават на земните станции снимки на
облачната, снежната и ледената покривка на
Земята, сведения за температурата на земна¬
та повърхност и различните слоеве на атмо¬
сферата и др Тези данни се използуват за
уточняване на прогнозата за времето, своевре¬
менно предупреждават за приближаващи ура¬
гани. силни бури, тайфуни Към метеорологи¬
ческите ИСЗ се отнасят съветските спътници
„Метеор”, американските „Тирос”, ,.Итос”,
„Нимбуе”.
Голямо значение придобиват специализи¬
раните ИСЗ за изучаване на природ¬
ните ресурси на Земята Апарату¬
рата от тях предава информация, важна за
различни отрасли на народното стопанство.
Тази информация може да бъде използувана
за прогнозиране добива на селскостопанските
култури, за определяне на районите, перспек¬
тивни за търсене на полезни изкопаеми, за
установяване на заразени от вредители
участъци от гората, за контрол върху замър¬
сяването на природната среда (атмосферата,
водните басейни). Към този вид ИСЗ се
отнасят някои съветс ки спътници от серията
„Космос”, американските „Ландсат”
Навигационните ИСЗ бързо и
точно определят местоположението на мор¬
ските кораби в коя да е точка от световния
океан независимо от метеорологическата
обстановка Към навигационните спътници се
отнасят съветският спътник „Космос-1000”,
американските „Транзит”, „Навсат”.
Изкуствените спътници на
Луната и планетите засега се пускат
само с научноизследователски цели — за
изучаване атмосферата, повърхността и стро¬
ежа на тези небесни тела, а също така и на
близкото около тях космическо простран¬
ство
Луната е първото небесно тяло след Земя¬
та, в орбита около което са изведени изкуст¬
вени спътници. Пръв изкуствен спътник на
Луната (ИСЛ) стана съветската автоматична
станция „Луна-10”, изстреляна на 31 март

1966 г и влязла в орбита около Луната 3,5
дни след старта от Земята. До 1980 г са
пуснати общо 14 спътника на Луната От тях
7 са съветски автоматични станции, Душ”, 5
американски апарата от типа „Лунър орби
тър” и два от типа „Експлорър’. В общия
брой не влизат оставащите в орбита около
Луната станции „Луна”, от които се от¬
делиха спускаеми апарати, а също и амери
канските космически кораби „Аполо”, пред
назначени за меко кацане на Луната, първо¬
начално също изведени на окололунна орби¬
та
Марс е първата планета от Слънчевата сис¬
тема, в орбита около която бяха изведени
изкуствени спътници. Те са всичко пет. През
май 1971 г. от Земята бяха изстреляни 2 съ¬
ветски автоматични междупланетни станции
„Марс-2” и „Марс-З” и американският косми¬
чески апарат „Маринър-9”. През ноември декември същата година те бяха изведени в
орбита около Марс и станаха негови първи
изкуствени спътници Изкуствени спътници
на Марс станаха също орбиталните сектори на
американските космически кораби „Ви¬
кинг-1” и „Викинг-2”.
През 19 5 г се сдоби със своите първи из¬
куствени спътници и планетата Венера. Това
са съветските автоматични станции „Венера-9”
и „Венера-10” Третият изкуствен спътник на
Венера — американският космически апарат
,Даиъниър — Венера-1”, бе изведен в орбита
около планетата през м декември 1978 г.

ИЗМЕРВАНЕ НА ВРЕМЕТО
Целият живот на човека е свързан с времето,
поради което необходимостта от неговото из¬
мерване е възникнала още в най-дълбока
древност.
Първата естествена единица мярка за вре¬
ме еденонощието, регулиращо труда
и почивката на хората. Още от доисторическата епоха денонощието се разделя на две
части — ден и нощ. Разделянето на дено¬
нощието на утро (началото на деня),
пладне (средата на деня), вечер (края
на деня) и полунощ (средата на нощта)
се извършва по-късно. Още по-късно започ¬
ва разделянето на денонощието на 24 равни
части, всяка от които се нарича час За из¬
мерване на по-къси интервали от време ча-

123

И

Енциклопедичен речник на младия астроном

Гр&фкка на уравнението на времето
+10 тт

нарича истинско

—X

нощие.

|\

+ 5 ггип

V

П

■

- 5 гпш

//

-10 ггип
-15 гП|П

нарича истинско слънчево време

1

—
У

Времето, изразено в части от това

денонощие - часове, минути и секунди — се

1
гУ \

слънчево дено¬

Т0-

г

За начало на истинските слънчеви деноно¬

щия се приема моментът на долна кулмина¬

-20 тт

ция на центъра на Слънцето (истинска

I Н Ш IV V VI VII VIII IX X XI XII

полунощ).В този момент Т0 = 0Ь. В мо¬
мента на горна кулминация на Слънцето, в
истинското пладне, Т0 = 12 Ь Във всеки друг
момент от денонощието истинското слънче¬
во време е Г0 = 12 Ь + {0, където (0 е часо¬

сът се разделя на 60 минути, минутата на

вият ъгъл (вж. Небесни координати) на

60 секунди, секундата на десети, стотни,
хилядни и т.н. части от секундата.

центъра на Слънцето, които може да бъде

Периодическата смяна на деня и нощта е

определен, когато Слънцето се намира над

следствие от въртенето на Земята около ней¬

хоризонта.

ната ос. Намирайки се на повърхността на Зе¬
мята и участвувайки заедно с нея в това вър¬

Да се измерва времето посредством истин¬

тене, ние не го усещаме, а съдим за него от

ските слънчеви денонощия, е неудобно, тъй

денонощното движение на Слънцето, звезди¬

като те периодически през годината изменят

те и другите небесни тела.

своята продължителност - през зимата са подълги, а през лятото са по-къси Най-продъл¬

Интервалът от време между две последо¬
кулминации на

жителните истински слънчеви денонощия са с

центъра на Слънцето на един и същ географ¬

51 в по-дълги от най-късите. Тази промяна се

ски меридиан е равен на периода на околоос-

дължи на обстоятелството, че освен въртене¬

но въртене на Земята спрямо Слънцето и се

то около своята ос Земята обикаля около

вателни горни (или долни)

ИЗТОЧНО

ЧАСОВИ ПОЯСИ НА СВЕТА

Ночф нр, часовите пояЬи ~ТГ г
Щпицбер геи

от Гринуич 60°
чг

\ '^р. Сренлзндия

Мио^\ -з^оо0]
63фй%
,

■

I 'гава

р*

У'}

/
1

Вашичгтор

о. ЯцМайен Му, шанс
о. Исяандия

О*0сН
о Ирландия

■Ш1Н „
^

\ Е>вхаМски^анаРски °?ипЬпг<тЙ
О-ви_
о-ви ЗелеНи но|^

Като
}

Г алапагос
Марк < :ки о-ви
о-ви

-9ЬГОт
Ч

•

”>30'

Кабул ^4Ь30т
Пекин
Исламабад
Гаундхо,

+ 9 ЗОц
Адис.Абсба
16 <0

лЗ.

Мариански

+БГ>-30т-г6Ь30т

ь' т
+7 |30т

_0о*»'Т'с»з Маршалски о-ви

Д У* лЦпдиввк»4'»
\
I
о-ви ^
€: С А
00
1+61*'
от °1
о° * ЯвА
+ 6,,30"1
ч
есенцки о-ви
о-ви I
Цендки
Тб
^
^ Д
•

Кома^дор :ки.рви

Курилскн6*®^*

УланЬатор

п^_т

Мексико Па^ма

о*и

■а.

Волгоград
Тбитси
Ташко-"

Лисабон

Ь' Якутск

' А

‘

ЛЪндоч
Пари
Аюрскй о-ви

Иглука

_

^

л,
Даруина.
\
1

Света ^ндхук
[Апаскаренскк о-ви
Елен;
Претория °- Мадагаскар
Пер т
тан %ейятаун
ца Ку^я
. о. Талмаии I
о-ви Крозе

Амстердам

джия

ви Г^инц
Едуард

I

Кснберг

о. Крргел1 н

1

ч / ни

+9Ь;цп

Г -в 'РИНГ

11щ ию ии
ко*> >■
е прие го попскою време

/X П»«яуяищ
3 ' *)'"Територии не които поясиото
време се отличава от Гринуичкото
с означената > тоиност

№

VIII

На територията на СССР часовата стрелка
е преместена с един час напред
I прямо поясиото време

30

Уелингтън
-ВИ ■
Четем
' "5
со

1

И. ■

2т

10
1ог
4

|

.

I уЛ*.
4+
V
/
*

12 '45

С
X
г
X

3000 кт

>- ю. I и

Енциклопедичен речник не младия астроном

124

бъде изчислен, ако е известно уравн ни то иа
времето.
Уравнение на времето^ се нари¬
ча разликата между средното слънчево време
и истинското слънчево време в един и същ
момент или, което е едно и също, разликата
между часовите ъгли на средното и истинско¬
то Слънце, т. е.

Слънцето по елиптична орбита. Като след¬
ствие от това движение на Земята се явява
годишното движение на Слънцето по еклиптиката в посока, противоположна на негово¬
то денонощно движение, т. е. от запад на из¬
ток.
Орбиталното движение на Земята се извър¬
шва с променлива скорост. Когато Земята се
намира близко до п е р и х е л и я си, ско¬
ростта й на движение е най-голяма, когато тя
преминава близко до афелия — скоростта
й е най-малка. Неравномерното орбитално
движение на Земята, както и наклонът на ос¬
та й на въртене към равнината на орбитата са
причините за неравномерното изменение през
годината на ректасцензията на Слънцето, а
следователно и за промяната в продължител¬
ността на истинските слънчеви денонощия.

Уравнението на времето може да бъде из¬
числено теоретически за кой да е момент.
Обикновено то се публикува в астроно¬
мически ежегодници и календари за средната
полунощ на меридиана в Гринуич. Приблизи¬
телната стойност на уравнението на времето
може да бъде намерена с помощта на при¬
ложената графика.

За отстраняването на това неудобство е въ¬
ведено т. нар. средно слънце. То е въ¬
ображаема точка, която за една година (за
същото време, както и истинското Слънце
по еклиптиката) извършва една пълна оби¬
колка по небесния екватор, движейки се рав¬
номерно от запад на изток всред звездите и
преминавайки през точката на пролетното
равноденствие едновременно със Слънцето
Интервалът от време между две последова¬
телни горни (или долни) кулминации на
средното слънце на един и същ географски
меридиан се нарича средно слънчево
денонощие, а времето, изразено в части
от това денонощие — часове, минути и секун¬
ди, средно слънчево време
Тср.
Продължителността на средните слънчеви де¬
нонощия очевидно е равна на средната про¬
дължителност за година на истинските слън¬
чеви денонощия.
За начало на средните слънчеви денонощия
се приема моментът на долна кулминация на
средното слънце (средна полунощ).В
този момент ^ср - ОЬ. В момента на горна
кулминация на средното слънце (в средно
пладне) средното слънчево време Тср=12Ь,
а във всеки друг момент от денонощието
Тс = 12 Ь + ТСр което Гср е часовият ъгъл
на средното слънце.

От графиката се вижда, че 4 пъти през го¬
дината уравнението на времето е равно на
нула. около 15 април, 14 юни, 1 септември и
24 декември. Най-голяма положителна стой¬
ност уравнението на времето достига около
11 февруари (р = +14 гпш), а отрицателна около 2 ноември (17 = -16 тш).
Като
се знае уравнението на времето и
истинското слънчево време (от наблюдения
на Слънцето) за даден момент, може да се на¬
мери средното слънчево време. Все пак сред¬
ното слънчево време по-просто и по-точно се
пресмята чрез определеното от наблюдения
звездно време.
Интервалът от време между две последо¬
вателни горни (или долни) кулминации на
точката на пролетното равноденствие на един
и същ географски меридиан се нарича звез¬
дно денонощие, а времето, изразено в
части от звездното денонощие — часове, ми¬
нути и секунди — звездно време.
За начало на звездното денонощие се при¬
ема моментът на горна кулминация на точка¬
та на пролетното равноденствие. В този мо¬
мент звездното време 5 = 0 Ь, а в момента на
долна кулминация 5 = 12 Ь. Във всеки друг
момент на звездното денонощие звездното
време е 5 = Ьу, където
е часовият ъгъл на
точката на пролетното равноденствие.

р

,

Средното слънце е въображаема точка вър¬
ху небесната сфера, която не може да бъде
отбелязана с нищо и поради това е невъзмож¬
но определянето на часовия ъгъл *Ср непо¬
средствено от наблюдения. Той обаче може да

V

= Гср — Г0 = ^ср — ^о-

Точката на пролетното равноденствие с ни¬
що не е отбелязана върху небесната сфера,
поради което не; е възможно да се намери
нейният часов ъгъл от наблюдения. По тази
причина астрономите пресмятат звездното

125

Енциклопедичен речник на младия астроном

време, като определят часовия ъгъл I* на
звезда с известна ректасцензия а; тогава
5 = а + '*

В момента на горна кулминация на звезда¬
та, когато I* = 0, звездното време 8 = а; в
момента на долна кулминация на звездата
I* = 12 Ь и 5 = а + 12 Ь (ако а е по-малко от
12 Ь) или З = а — 12 Ь (ако а е по-голямо от
12 Ь).
Измерването на времето посредством звез¬
дни денонощия и техните части (звездни ча¬
сове, минути и секунди) се използува при ре¬
шаването на много астрономически задачи
Средното слънчево денонощие се опреде¬
ля чрез звездното време въз основа на след¬
ното съотношение, което е установено от
многогодишни наблюдения
365,2422 средни слънчеви денонощия =
366,2422 звездни денонощия, откъдето след¬
ва:
24 часа звездно време = 23 Ь 56 гпт 4,091 5
средно слънчево време;
24 часа средно слънчево време = 24 Ь 3 тт
56,555 5 звездно време.
Измерването на времето чрез звездни и
слънчеви денонощия е свързано с географ¬
ския меридиан на мястото. Времето, измере¬
но на даден меридиан, се нарича местно
време на този меридиан и е еднакво за
всички точки, намиращи се на него. Поради
въртенето на Земята от запад на изток мест¬
ното време в един и същ момент на различ¬
ните меридиани е различно. 1ака например
на меридиана, лежащ 15° източно от даден
меридиан, времето ще бъде с един час понапред, а на меридиана, лежащ 15° западно по-назад с един час в сравнение с времето на
дадения меридиан. Разликата в звездните вре¬
мена между две точки от земната повърхност
е равна на разликата между техните дължини,
изразени в часови единици.
По международно споразумение като на¬
чален меридиан за отчитане на географските
дължини е приет меридианът, минаващ през
бившата Гринуичка обсерватория в Лондон
(сега тя е пренесена на друто място, но Гринуичкият меридиан остава начален). Местно¬
то средно слънчево време на Гринуичкия ме¬
ридиан се нарича у ниверсално, или
в семирно (световно) време. В астро¬
номическите календари и ежегодници момен¬
тите на повечето от явленията се дават в уни¬
версално време. Моментите на тези явления

И

по универсално време за коя да е точка лесно
се определят, като се знае географската дъл¬
жина на тази точка спрямо Гринуич.
Във всекидневния живот използуването на
местното време не е удобно, тъй като мест¬
ните (локални) системи за отчитане на вре¬
мето по принцип са толкова, колкото са гео¬
графските меридиани, т. е. безкрайно много.
Големите разлики между универсалното вре¬
ме и местните времена на меридианите, отда¬
лечени на значително разстояние от Гринуич,
създават неудобство и при използуването на
универсалното време в ежедневието I ака на¬
пример, ако в Гринуич е пладне, т. е. 12 Ь
универсално време, то в Якутия или Приморието на Далечния изток в СССР вече е на¬
стъпила дълбока нощ.
От 1884 г. в много страни на света се из¬
ползува поясна система за отчитане
на средното слънчево време. Поясиата систе¬
ма за отчитане на времето се основава на раз¬
делянето на Земята на 24 часови пояса
(резени) * във всички точки в границите на
един пояс във всеки момент поясното
време е еднакво, в съседните пояси то се
различава точно с един час. В системата на
поясното време 24 меридиана, отстоящи на
15° по дължина един от друг, са приети за ос¬
новни меридиани на часовите пояси. Граници¬
те на поясите, които лежат в моретата и океа¬
ните или в малко населени места, се опреде¬
лят по меридианите, намиращи се на 7,5 та
изток и на запад от основния. В останалите
райони на Земята границите на поясите за поголямо удобство са прекарани по близките
до този меридиан държавни и административ¬
ни граници, реки, планински масиви и т. н.
По силата та международно споразумение
за начален е приет меридианът с дължина 0
(Гринуичкият). Съответствуващият му часов
пояс се нарича нулев. На останалите пояси са
дадени номера от 1 до 23 в посока на изток
от нулевия.
Поясно време на коя да е точка се
нарича средното слънчево време на основния
меридиан та този часов пояс, на територията
та който се намира точката. Разликата между
поясното време на кой да е часов пояс и уни¬
версалното време (времето на нулевия пояс)
е равна на номера на часовия пояс.
Часовниците, поставени по поясно време
във всички часови пояси, показват едни и съ¬
щи секунди и минути, а показанията им се

126

Енциклопедичен речник на младия астроном

различават само с цяло число часове Систе¬
мата на поясното време отстранява неудоб¬
ствата, свързани с използуването както на
местното, така и на универсалното време
Поясното време на някои часови пояси
има специални наименования Така например
времето на нулевия пояс се нарича запад¬
ноевропейско, времето на първия по¬
яс— средноевропейско, на втория
пояс — източноевропейско В САЩ
времето на 16-, 17-, 18-, 19 и 20-ия пояс се
нарича съответно тихоокеанско, планинско,
централно, източно и атлантическо време
България лежи в пояса на източноевропей¬
ското време Основният меридиан на този по¬
яс се намира на 30 източно от Гринуичкия
меридиан и минава на изток от България,
през Черно море Източноевропейското вре¬
ме е въведено като официално време в цяла
България от 25 декември 1894 г
В СССР поясното време е въведено от 1
юли 1919 г. На територията на СССР премина¬
ват 11 часови пояса от 2-ия до 12-ия включи¬
телно (вж картата на часовите пояси).
На картата за поясното време по мериди¬
ана с дължина 180 е прекарана линията на
смяна на датата.

С оглед на икономии и по-рационално раз¬
пределение на електроенергията през дено¬
нощието в някои страни особено през летния
сезон, през пролетта стрелките на часовници¬
те, показващи поясно време, се преместват с
един час напред и новото време, което те по¬
казват, се нарича лятно време През
есента часовниците отново се поставят на поясно време, като се връщат с един час назад
У нас лятното време се въвежда от първия
неделен ден на април до последната събота на
октомври
Лятното време е въвеждано нееднократно
и в СССР, От 16 юни 1930 г. с декрет на съ¬
ветското правителство стрелките на часовни¬
ците във всички часови пояси на СССР са пре¬
местени с един час напред. Поясното време,
увеличено с един час, получи наименованието
декретно време. Столицата на СССР
Москва се намира във втория часов пояс, декретното време на Москва се нарича мос¬
ковско време. По московско време
в СССР се съставят разписанията за движение
на влакове, параходи, самолети, отбелязва се
времето на телеграмите и т. н.
Във всекидневния живот поясното време

на някое населено място често се нарича ме т*
но време на това място; то не бива да се
бърка с астрономическото понятие ме тно
време, за което се говори по-горе
Започвайки от 1960 г , в астрономическия
ежегодници координатите на Слънцето, Луна
та, планетите и техните спътници се публику
ват в ефемеридно време.
Още през ЗО те години на XX в. бе оконча¬
телно установено, че Земята се върти около
оста си неравномерно. При намаляване на
скоростта на въртене на Земята денонощията
(звездните и слънчевите) се удължават, а при
увеличаването й — се намаляват Големината
на средното слънчево денонощие вследствие
неравномерното въртене на Земята за 100 го¬
дини се увеличава с 1 — 2 хилядни части от се¬
кундата Това много малко изменение е не¬
съществено в ежедневния живот, но то не
трябва да се пренебрегва в някои раздели на
съвременната наука и техника. Затова е въве¬
дена равномерна система за отчитане на вре¬
мето — ефемеридното време
Ефемеридното време е равно¬
мерно течащото време, което ние подразби¬
раме във формулите и законите на динами¬
ката при изчисляване координатите (ефемеридите) на небесните тела. За пресмятане на
разликата между ефемеридното и универсал¬
ното време се сравняват наблюдаваните по
универсално време координати на Луната и
планетите с координатите им, изчислени по
формулите и законите на динамиката Тази
разлика е била равна на нула в началото на
XX в. Но тъй като скоростта на въртене на
Земята през този век общо взето намалява,
т е наблюдаемите денонощия са по-дълги
от равномерните (ефемеридни) денонощия
то ефемеридното време е „избягало” напред
по отношение на универсалното и през 1980 г
разликата достига +50 а.
До откриването на неравномерностите във
въртенето на Земята производната единица
мярка за време — секундата, се дефинира като
1/86400 част от средното слънчево денонощие
Променливостта на средното слънчево дено¬
нощие вследствие въртенето на Земята нало¬
жи отхвърлянето на това определение и въ¬
веждането на следното:
„Секундата е
1/31556925,9747 част от тропическата година
за 1900 г., януари 0, в 12 часа ефемеридно
време.”
Така определената секунда получи назва-

127

Енциклопедичен речник на младия астроном

нието ефемеридна. Числото 31 556 925,9747,
равно на произведението 86400 х 365,2421988,
е броят на секундите в тропическата година,
продължителността на която за 1900 г., яну¬
ари 0, в 12 часа ефемеридно време се равнява
на 365,2421988 средни слънчеви денонощия.
С други думи, ефемеридната се¬
кунда е интервал от време, равен на
1/86 400 от средната продължителност на
средните слънчеви денонощия, която те са
имали на 1900 г., януари 0, в 12 часа ефеме¬
ридно време.
По такъв начин новото определение за се¬
кундата е свързано с движението на Земята
около Слънцето, докато старото се основава¬
ше само на нейното околоосно въртене.
Създаването на атомните часовници позво¬
ли да се получи принципно нова скала на вре¬
мето, независеща от движението на Земята.
Това време се нарича атомно време.
През 1967 г. на Международната конферен¬
ция по мерки и теглилки като единица мяр¬
ка за време бе приета атомната секун¬
да Тя се дефинира като „времето, равно на
9 192 631 770 периода на излъчване при съот¬
ветния преход между две свръхфини нива на
основното състояние на атома на цезий-133”
Продължителността на атомната секунда е
избрана по такъв начин, че да е максимално
близка до продължителността на ефемеридна
та секунда
Атомната секунда е една от седемте основ¬
ни единици в Международната система на еди
ниците (СИ)
Скалата на атомното време се основава на
показанията на цезиевите атомни часовници в
обсерваториите и лабораториите на службата
„Точно време” на няколко страни в света, в
това число и СССР.
И така, запознахме се с множество различ¬
ни системи за измерване на времето 7рябва
обаче винаги да имаме предвид, че всички те¬
зи различни системи за време се отнасят към
ед но и също реално и обективно съществува¬
що време. С други думи, не съществуват раз¬
лични времена, а само различни единици мер¬
ки за време и различни системи за отчитане
на тези единици

И

ИНСТИТУТ
ЗА КОСМИЧЕСКИ
ИЗСЛЕДВАНИЯ
Институтът за космически изследвания при
Академията на науките на СССР (ИКИ) е ос¬
нован през 1965 г. като водещ институт в
Академията на науките на СССР в областта
на научните изследвания на космическото
пространство и по-специално на телата от
Слънчевата система с помощта на космически
апарати Астрофизика, физика на планетите и
космическата плазма, изследване на Земята
от Космоса и космическа технология — това
е далеч не пълният списък на научните на¬
правления на института. Учени и специалисти
от института са участвували в разработката
на десетки крупни международни проекти
Сред тях са: организирането на съвместния
полет на съветския пилотиран кораб „Союз”
и американския ,Аполо’,’ съветско-френският
експеримент „Аракс” по обоазуване на из¬
куствени полярни сияния. През 1976 г. бе
осъществен експериментът „Радуга ’ (небесна
дъга) на борда на съветския пилотиран ко¬
раб „Союз 22” беше поставена многоканална
фотокамера, създадена съвместно от специа¬
листи на ИКИ и народното предприятие
„Карл Цайс”, Йена (ГДР) През време на ек¬
сперимента бе фотографирана земната по¬
върхност едновременно в няколко участъка
на спектъра (в различни цветове) за изслед¬
ване на полезните изкопаеми и за решаване
на много други народностопански задачи
Институтът оглавява конструкторско бю¬
ро в г. Фрунзе със съвременно производство,
снабдено с необходимото оборудване. Тук се
създава апаратурата, успешно работеща на ав¬
томатичните междупланетни станции от сери¬
ите „Марс”, „Венера”, „Луна”, изкуствените
спътници от серията „Космос”, орбиталните
научни станции „Салют”, пилотираните кос¬
мически кораби „Союз”
Резултатите от експериментите, извърше¬
ни в Космоса, се събират и обработват в из¬
числителния център на института.
В много от най-важните насоки на косми¬
ческите изследвания днес съветската наука се
намира на челни позиции в света. Значителна
заслуга за това има Институтът за космичес¬
ки изследвания при Академията на науките
на СССР.

128

Енциклопедичен речник не младия астроном

ИНСТИТУТ ПО
ТЕОРЕТИЧНА АСТРОНОМИЯ
Институтът по теоретична астрономия при
Академията на науките на СССР е световно¬
известен научен център. Той е единственото в
съветската страна специализирано научно
учреждение, където се извършват разнообраз¬
ни изследвания по теоретични и приложни
въпроси на небесната механика.
Институтът започва своята дейност на 7
октомври 1919 г. като Изчислителен инсти¬
тут при Всерусийския астрономически съюз.
Той е преобразуван в Институт по теоретична
астрономия през октомври 1943 г.
Една от най-важните задачи на Института
по теоретична астрономия е изчисляването
на ефемериди, необходими за организиране
на астрономически наблюдения и геодезични
работи, за морската и въздушната навигация,
а сега и за навигация на космически кораби.
Ефемеридите на големите и на малките

планети, на спътниците на планетите. Луна¬
та, Слънцето, данните за затъмненията и дру.
ги астрономически явления представляват ос¬
новното съдържание на астрономическите
ежегодници, издавани от института.
С пускането в Космоса на изкустве¬
ните спътници на Земята инсти¬
тутът се занимава с теоретични проблеми,
свързани с движението на ИСЗ.
От 1948 г. и сега Институтът по теоретична
астрономия е международен център за изуча¬
ване движението на малките планети, Всяка
година институтът подготвя единственото в
света издание „Ефемериди на малките плане¬
ти”. Специална група от учени, сътрудници на
института, изследващи малките планети, ра¬
боти в Кримската астрофизическа обсервато¬
рия. (По предложение на тази група, някои
от откритите от нея малки планети бяха назо¬
вани със скъпите на всеки българин имена:
Габрово, Г. Димитров, Шипка, Кирил и Ме¬
тодий, България. — Бел. прев.)

к
КАЛЕНДАР
Календарът е система за отчитане на дълги
интервали от време, основана на такива яв
ления в природата, като смяната на деня и
нощта, смяната на фазите на Луната, смяната
на годишните времена Първото от тези яв¬
ления определя единицата мярка за време
денонощие; второто — с и н о д и чния месец, средната продължителност на
който е равна на 29,5306 денонощия третото
— тропическата година, равна сред¬
но на 365,2422 денонощия
Синодичният месец и тропическата година
не съдържат цяло число средни слънчеви де¬
нонощия, поради което тези три мерки за
време са несъизмерими и е невъзможно дос¬
татъчно просто да се изрази една от тях чрез
друга. Трудно е например да се подберат то¬
чен брои тропически години, в които да се
съдържа цяло число лунни месеци и цяло чис¬
ло денонощия
Стремежът по добре да се съгласуват по¬
между си денонощието, месецът и годината
доведе до това, че в различните епохи са съз¬
дадени много и различни календари, които
могат да бъдат разделени на три главни вида
лунни, слънчеви и лунно-слън¬
чеви В основата на лунните календари ле¬
жи продължителността на синодичния месец,
в основата на слънчевите - продължител¬
ност/ на тропическата година, а лунно-слън¬
чевите са основани на двата периода
Родината на лунния календар е
Вавилон ( поред този календар годината се

9.

състои от 12 лунни месеца по 29 или по 30
денонощия
Мюсюлманският лунен календар същест¬
вува и днес в много арабски страни Според
този календар броят на дните в месеците се
изменя по такъв начин, че първото число на
месеца да започва с появяването на небето на
„новия месец”, т. е в новолуние Продължи¬
телността на годината е 354 или 355 средни
слънчеви денонощия, т. е тя е по-къса от
слънчевата година с 10 денонощия.
По-сьвършени са лунно-слънчеви¬
те календари, в които лунните месеци
приблизително се съгласуват със слънчевата
година. Един от първите такива календари се
е появил в началото на I хилядолетие преди
н. е в древна Гърция Годината се дели на 12
месеца, всеки от които започва с новолуние.
За по-добро съгласуване със сезоните в годи¬
ната (слънчевата година) периодически се
вмъква допълнителен 13-и месец. Сега такава
система е запазена в еврейския календар.
Един от първите слънчеви кален¬
дари се е зародил в древния Египет някол¬
ко хилядолетия преди новата ера. Египтяните
са забелязали, че настъпването на лятното
елънцестояние е свързано с първия предутринен изгрев на Сириус (сг от Голямо куче),
най-ярката звезда на небето Забелязали съ¬
що, че предутринните изгреви на Сириус при¬
близително съвпадат с началото на разливане¬
то на река Нил За египтяните разливането на
Нил е имало огромно стопанско значение гьй

130

Енциклопедичен речник на младия астроном

като от това зависела реколтата на най-важ¬
ните зърнени растения Наблюденията на поя¬
вата на Сириус позволили да се определи про¬
дължителността на годината, която отначало
е приета за равна на 360, а след това — на 365
денонощия
Тези наблюдения са в основата на разработ¬
ването на календара Годината била разделена
на 12 месеца — всеки с по 30 дни, а също и на
три сезона — по 4 месеца всеки времето на
разливането на Нил времето на сеитбата и
времето на събиране на реколтата. След уточ¬
няване продължителността на годината (365
вместо 360 денонощия) допълнителните 5
дни се прибавяли в края на годината.
Слънчевият календар, който сега се изпол¬
зува от почти всички страни в света, води
своето родословие от календара на древните
римляни Няма точни сведения за времето на
зараждане на римския календар Все пак е из¬

Календар на индианците от племето майя

вестно, че около средата на VIII в пр н е.
римляните са ползували календар, в който
годината се е състояла от 10 месеца и е съдър
жала 304 дни. В VII в пр н е, в римския ка
лендар е била извършена реформа, към ка
лендарната година прибавили още 2 месеца а
броят на дните увеличили на 355. Все още
обаче календарната година оставала по-къса
от тропическата с повече от 10 денонощия и
календарните дати все по-малко съответствували на явленията в природата.
За отстраняването на това несъответствие
на всеки две години бил вмъкван допълните¬
лен месец, който съдържал последователно
22 или 23 дни. По такъв начин всеки четири¬
годишен период се състои от 2 години по 355
денонощия и 2 удължени години (по 377 и
378 денонощия). Средната продължителност
на календарната година за един четиригоди¬
шен период е равна на 366,25 денонощия, т. е.

131

Енциклопедичен речник на младия астроном

Календар на древните египтяни

с едно денонощие повече от тропическата го¬
дина.
За да се избегне несъответствието между
календарните дати и явленията в природата,
било необходимо от време на време да се из¬
меня продължителността на допълнителните
месеци Това било задължение на жреците,
които често злоупотребявали със своята
власт, произволно скъсявайки или удължа¬
вайки годината В резултат на това календар¬
ната година се оказала толкова забъркана че
например празникът на жетвата понякога се
пя дял не през лятото, е през зимата
Нова реформа на римския календар била
извършена през 46 г пр н е. от римския дър
жавен деец и пълководец Юлии Цезар Лето
броенето по новия календар, получил наиме¬
нованието юлиански, започва от 1 януари 45
г пр н е В юлианския календар
три поредни години съдържат по 365 дено¬
нощия, а всяка четвърта — 366 денонощия
I одините с продължителност 365 денонощия
се наричат прости, а тези с 366 - висо¬
ко сн и Високосни са онези години, чиито
номер се дели на 4 без остатък През високос¬
ните години месец февруари има по 29 дено¬
нощия, а през простите г одини - 28. Според
юлианския календар продължителността на
годината средно за четиригодишен период е
365,25 средни слънчеви денонощия, т е
календарната година е по-дълга от тропичес¬

к

Гръцки календар

ката само с 0 0078 денонощия За 128 годи
ни се събира приблизително едно денонощие
разлика с тропическата година, а за 400 годи
ни — около 3 денонощия С течение на време¬
то календарът закъснявал все повече и повече.
Пролетното равноденствие се отмествало
на всеки 128 голини с едно денонощие по
юлианския календар и през XVI в се падало
вече на 11 март Това усложнило пресмятане -

Мексикански календар

132

Енциклопедичен речник ня младия астроном

то на църковните празници и тогавашният
глава на католическата църква Григории XIII
създал специална комисия, която трябвало
да коригира календара така, че пролетното
равноденствие да се върне на 21 март и пове¬
че да не се отмества от тази дата.
През 1582 г. било решено от четвъртък 4
октомври да се пропуснат в броенето 10 де¬
нонощия и следващият ден петък да се счита
за 15 октомври, а в бъдеще да се спазва „пра¬
вилото на високосните години”. Съгласно то¬
ва правило „вековите” години, окончаващи
на две нули, са високосни само ако точно се
делят на 400 В противен случай за разлика от
юлианския календар те трябва да бъдат прос
ти Така например 1600 г е високосна, а 1700,
1800 и 1900 - прости. По този начин за 400 го¬
дини от календара се изключват 3 денонощия.
2000-та година отново ще бъде високосна
Новата календарна система се нарича
григориански календар или нов
стил. В повечето европейски страни григо¬
рианският календар е въведен в продължение
на XVI - XVII в
В България григорианската реформа на
календара е въведена през 1916 г., когато де¬
нят 31 март е последван от 14 април
В СССР Се преминава на нов стил през
1918 г С декрет на Съветското правител¬
ство денят 31 януари е последван от 14 фев¬
руари, тъй като през 1918 г. разликата между
юлианския и григорианския календар вече е
била 13 денонощия.
Юлианската календарна година е по-дълга
от слънчевата година приблизително с 111 /4
ш1п, а григорианската - само с 26 $ Излиш¬
но денонощие ще се натрупа едва през 50 в.
от н. е. За практическите нужди по-голяма
точност не е нужна.
Началото на календарната година (Нова
година) е условно понятие. В миналото в
някои страни Новата година е започвала и на
25 март, и на 25 декември, и на други дати.
Общоприетите 12 месеца в годината и 7
дни в седмицата имат астрономическо осно¬
вание, но по същество те също са условни
са се запазили до днес по традиция.
Условен е и изборът на началото на отчита¬
не на годините, т. е. установяването на ера¬
та. В миналото са съществували повече от
200 различни ери, свързани или с реални съ¬
бития (възкачване на престола на монарси,
войни, олимпиади) или с легендарни (основа¬

ването на Рим) и най-вече с религиозни сьб
тия (сътворяването на света, всемирния по¬
топ и др.). Ерите с начало митическото сътво¬
ряване на света и раждането на Христос са из¬
мислени от божиите служители за укрепване
на вярата в митическия създател и спасител
на света.
В древна Русия по езически обичай година¬
та е започвала през топлите мартенски дни на
пролетта, когато е започвала и полската ра¬
бота. След въвеждането на християнството
православната църква е приела юлианския
календар и ерата от „сътворяването на света”
(„сътворяването на света” християнската
църква отнася към 5508 г. преди раждането
на Христос), а началото на годината пренесла
на 1 септември. По старинен обичай и цар Пе¬
тър I посрещал Новата година (7208-та от
„сътворяването на света”) на 1 септември.
На 19 декември 7208 г. бил обявен царски
указ. съгласно -който занапред годините ще
започват не на 1 септември, а на 1 януари и не
от „сътворяването на света”, а от раждането
на Христос.
Тази система за отчитане на времето днес е
приета от повечето страни в света и се нарича
наша или нова ера (н. е.).

КВАЗАРИ
В началото на 60-те години на XX в. внима¬
нието на астрономите е привлечено от звездоподобни източници на радиоизлъчване, наре¬
чени по-късно квазари. По външен вид на фо¬
тографиите те приличат на звезди и на газови
мъглявини по характера на емисионните
спектри, разшифроването на които впрочем
дълго време не се е удавало на специалистите.
Спектралните линии на звездообразния радиоизточник ЗС 273 не можело да бъдат при¬
писани на никой от съществуващите хими¬
чески елементи. През 1963 г. тази загадка ре¬
шава американският астроном М. Шмит. Той
се досеща, че линиите, наблюдавани в спектъ¬
ра на този квазар, са добре известните линии
на водорода, само че силно отместени към
червената област на спектъра. Подобно пре¬
местване означава, че източникът на излъчва¬
не се отдалечава от нас с много голяма ско¬
рост (повече от 30 000 кт/$). Следователно
той се намира на огромно разстояние от нас,
тъй като според закона на Хъбл (вж. Разши-

133

Енциклопедичен речник на младия астроном

ряване на Вселената), колкото е по голямо
червеното преместване, толкова по-далеч от
нас се намира излъчващият обект.
Оказва се, че квазарът ЗС 273 и други по¬
добни на него радиоизточници са разположе¬
ни не в нашата Галактика, а далеч зад нейните
предели, на разстояние няколко милиарда
светлинни години Въпреки това на фотогра¬
фиите квазарите изглеждат много ярки в
сравнение с отдалечените галактики и в радиодиапазона излъчват толкова силно, кол¬
кото близките радиоизточници От това след¬
ва, че тяхната светимост е стотици пъти поголяма, отколкото на обикновените галак¬
тики.
В същото време техните размери са помалки от размерите на галактиките. Това по¬
казва, че квазарите са космически обекти с
колосална яркост.
Освен с компактността си и силното радиоизлъчване квазарите се различават от
обикновените галактики и с характерни осо¬
бености в спектъра. В спектрите на квазари¬
те се наблюдава значително по-интензивно из¬
лъчване в инфрачервената и ултравиолетова¬
та област. Емисионните линии говорят за то¬
ва, че в квазарите има горещ, силно разреден
газ и по-плътни газови облаци, които се дви¬
жат с големи скорости, достигащи 3000 кт/$
Обикновено квазарите изменят блясъка си.
Природата на това явление не е още напъл¬
но ясна. Има предположение, че ядрото на
квазара е въртящо се свръхмасивно плазме¬
но тяло, притежаващо много силно магнитно
поле. Под действието на силите на привличане
то бавно се свива, а неговото въртящо се маг¬
нитно поле преобразува енергията на свиване
в излъчване. Привържениците на подобен въз¬
глед считат, че по този начин може да се обяс¬
ни отделянето на мощен поток енергия от
сравнително неголям обем, както е при ква¬
зарите.
В последно време много астрономи са
склонни да мислят, че в центъра на квазара е
разположена свръхмасивна черна дупка с ма¬
са стотици милиони слънчеви маси. Такава
черна дупка трябва да „всмуква” в себе си
обкръжаващия я газ и този процес може да се
съпровожда с отделяне на голямо количество
енергия.
Твърде важен е въпросът, какво място зае¬
мат квазарите сред космическите обекти —
уникални образувания ли са, или определен

к

междинен етап в развитието на космическите
системи, необходимо звено в еволюционния
ред, които води началото си от ранните етапи
на разширяване на Вселената и който в крайна
сметка е довел до формирането на галакти¬
ките.
Не случайно, разбира се, по много от свой¬
ствата си квазарите напомнят активните ядра
на галактиките, срещащи се например в ра
диогалактиките и сейфъртовите га¬
лактики.
Както вече се каза, квазарите са много от¬
далечени обекти. А колкото по-далече от нас
се намира един или друг космически обект,
толкова в по-отдалечено минало ние го наблю¬
даваме (тъй като скоростта на светлината е
крайна). Галактиките, в това число и галак¬
тиките с активни ядра, средно са разположе¬
ни по-близко, отколкото квазарите. Следова¬
телно тези обекти са по-късни — образували
са се по-късно от квазарите Възниква пред¬
положението не са ли квазарите ядра на бъде¬
щи галактики9 Онези зародиши, около които
впоследствие по някакъв начин възникват
десетки и стотици милиарди звезди, образу¬
ващи звездните острови на Вселената9
\

КВАРЦОВ ЧАСОВНИК
Кварцовият часовник е уред за точно измер¬
ване на времето; ходът на такъв часовник се
определя с помощта на пластинка от мине¬
рала кварц (пиезокварцова пластинка)
Пиезокварцовата пластинка притежава за¬
бележително свойство. Ако към стените на
пластинката приложим променливо електрично напрежение, тя започва да извършва треп¬
тения със собствена честота Ако честотата на
електричното напрежение съвпада със собстве¬
ната резонансна честота на самата пластинка,
възникват стоящи еластични вълни, които
имат висока стабилност. Тези именно трепте¬
ния се използуват за управляване на кварцо¬
вите часовници посредством генератор на еле¬
ктромагнитни трептения.
Принципът на действие на кварцовите ча¬
совници се състои в следното. Високочес¬
тотен генератор, работата на който се стабили¬
зира с пиезокварцова пластинка, създава
електромагнитни трептения с висока често¬
та Съединеният с генератора преобразувател
на честота превръща тези трептения в ниско-

134

Енциклопедичен речник на младия астроном

честотни, които на свой ред привеждат в
действие синхронен електродвигател (двига¬
тел, въртенето на който се извършва в пълно
съответствие с честотата на захранващия го
ток). Синхронният двигател или движи стрел¬
ките на часовника, или осигурява работата на
цифровото информационно устройство, по¬
казващо времето. При необходимост в сис¬
темата се въвежда специално приспособление
за даване в определени моменти на сигнали за
точно време
Кварцовите часовници имат висока стабил
ност на хода тяхната денонощна грешка въз¬
лиза на хилядни или дори десетохилядни час¬
ти от секундата. За осигуряване на по-висока
точност в службите „Точно време” едновре¬
менно се използуват няколко кварцови ча¬
совника
Една от особеностите на кварцовия стаби¬
лизатор е зависимостта на честотата от изме¬
нението на температурата Затова в стацио¬
нарните устройства кварцовият стабилизатор
се поставя в специален термостат, вътре в
който се поддържа постоянна температура с
точност до хилядни части от градуса.
Първоначално кварцовите часовници са би¬
ли доста големи устройства. Но развитието на
съвременната електроника даде възможност
да бъдат създадени кварцови часовници с
малки размери, които с успех се използуват
в морската и авиационната навигация, а също
и в експедиционни условия

КОМЕТИ
Кометите са тела от Слънчевата система,
обекти с мъглявинен вид, обикновено със
светло сгъстяване — ядро в центъра и с опаш¬
ка. Те спадат към наи-красивите небесни те¬
ла Светли мъглявинни обвивки, окръжава
щи неголямото ядро, дълга опашка, простря¬
ла се понякога на половината небе, бързо
движение сред звездите
всичко това прави
кометите различни от останалите небесни све¬
тила Кометите могат да бъдат наблюдавани
тогава, когато неголямото ледено тяло, наре¬
чено ядро на кометата, се приближи до Слън¬
цето на разстояние, по-малко от 4 - 5 Са, за¬
грее се от слънчевите лъчи и от него започнат
да се отделят газове и прах, които са видими
поради осветяването им от Слънцето.
Газовете и прахът, отделящи се от ядро¬

то, създават около него мьглявинните обвив¬
ки — атмосферата на кометата, която заедно
с ядрото се нарича глава или кома на ко¬
метата. Атмосферата на кометата непрекъс
нато се разсейва в междупланетното простран¬
ство- под действието на слънчевото налягане
и взаимодействието със слънчевия вятър га
зовете и прашинките са отнасяни в противо¬
положна на Слънцето посока и образуват
опашката на кометата
При повечето комети в средата на I лавата
се наблюдава ярко звездообразно „ядро”, ко¬
ето всъщност е светене на централната, найплътна зона от газове около истинското ядро
на кометата Главата на кометата и нейната
опашка нямат резки очертания. Техните ви¬
дими размери зависят от интензивността на
отделяне на газове и прах от ядрото, опреде¬
ляна от размерите на ядрото и неговата бли¬
зост до Слънцето, а също и от обстоятелства¬
та на наблюдението, преди всичко от яркост¬
та на фона на небето. От време на време една
или друга комета се приближава до някоя от
масивните планети и това довежда до рязко
изменение на нейната орбита
Диаметърът на главата на кометите обик¬
новено достига десетки или стотици хиляди
километри, но например диаметърът на коме
тата от 1680 г. и на ярката комета от 1811г е
надхвърлял един милион километра, т е поч¬
ти е бил равен на диаметъра на Слънцето Яр¬
костта на опашката на кометата постепенно
намалява с отдалечаване от главата и затова
дължината на видимата част от опашката дотам, където тя се слива с фона на небето зависи от тъмнината на небето, от използува¬
ния телескоп и от други причини Обикнове¬
но дължината на видимата часг от опашката
е милиони и десетки милиони километри. Но
ярката комета от 1680 г. със споменатата ги¬
гантска глава е имала видима опашка, прос¬
тираща се на 300 млн кш, т е нейната дъл¬
жина е била два пъти по-голяма от разстояни
ето между Слънцето и Земята
Наблюденията на ярки комети позволяват
на астрономите да натрупат ценни данни за
кометните опашки и служат като основа за
изучаване на тяхната природа
Както показват спектралните наблюдения,
светенето на обвивките на главата и на опаш¬
ката на кометите е предизвикано главно от
газовите молекули и праха Главата и опаш¬
ката на кометите са съвсем прозрачни Кога-

137

Енциклопедичен речник на младия астроном

(

вот до нонизацията им от слънчевото излъч¬
ване е само няколко часа и те не успяват да
се придвижат далеч в опашките от II гип
Понякога те могат да бъдат забелязани в не¬
голямо количество в началото на опашката.
Около 195С г, беше установено, че ядрата
на кометите са сравнително неголеми ледени
тела, състоящи се от замръзнали газове, раз¬
месени с известно количество нензпаряващи
се каменисти вещества Диаметрите на ядра¬
та обикновено са от неколкостотин метра до
няколко километра н затова самите ядра не
са видими.
Когато кометата се приближи до Слънце¬
то, изпарението се усилва и стават видими
мъглявинните обвивки на главата на комета¬
та, а понякога и разреденият газов поток,
прогонван далеч от ядрото от отблъскващото
действие на Слънцето. Заедно с газовете яд¬
рото напускат и прашинки от нензпаряващи
се каменисти вещества Такива потоци 01 газ
и прах образуват една или няколко опашки
на кометите.
Не само прашинки, а и по-големи частици
напускат ядрото, увлечени от потока изпаря¬
ващи се газове. Кометните ядра са толкова
малки, че силата на тежестта върху техните
повърхности е десетки хиляди пъти по-мал¬
ка, отколкото на Земята.
Светенето на газовете в кометите е преизлъчване на слънчевата светлина, като се прензлъчват само лъчи с определени дължини на
вълните, характерни за дадена молекула.
Както показва изучаването на спектрите
на кометите, почти във всички комети излъч¬
ването на главата се поражда от неутрални
молекули, състоящи се от два или гри атома.
Преди няколко години в кометите беше ус¬
тановено наличието на атомен кислород, во¬
дород и въглерод. През 1974 г. за първи пъ г
беше регистрирано радиоизлъчване от комет¬
ните молекули.
Кометите са членове на Слънчевата систе¬
ма. Те обикалят около Слънцето по сплесна¬
ти елиптични орбити с различни размери и с
произволна ориентация в пространството.
Известни са около 100 късопериоднчни ко¬
мети, които през няколко години или десет¬
ки години се приближават до Слънцето, из¬
разходвайки при това част от своето ядро.
Повечето от кометите имат орбити, хиляди
пъти по-големи от диаметъра на планетната
система. Те се приближават до Слънцето през

к

интервали от милиони години Затова за раз¬
лика от късопериодичните комети не е въз¬
можно да се предскаже тяхното появяване.
Орбитите на такива комети, когато последни¬
те се намират далеч ог Слънцето, се изменят
под действието на привличането на най-близ¬
ките звезди Изменят се и орбитите на всич¬
ки комети, движещи се в областта, заета от
планети поради планетните привличания, дей¬
ствуващи върху кометите. Тези изменения са
особено големи при тесни сближения на ко¬
метите с планетите гиганти. Съвсем рядко
стават и сблъсквания на комети и планети.
Част от кратерите върху Луната, Меркурий и
Марс са образувани в резултат на удари с яд¬
ра на комети.
В наше време повечето от кометите се от¬
криват на фотографии. Има и случаи на от¬
криване при наблюдения на звездното небе с
невъоръжено око Но с невъоръжено око те
се виждат само когато преминават сравнител¬
но близко до Слънцето Кометите се назова¬
ват на фамилията на човека, който ги е от¬
крил, а по-рядко на фамилията на астронома,
който е изследвал най детайлно дадена ко¬
мета.

КОНФИГУРАЦИИ
Конфигурациите са характерни орбитални по¬
ложения на планетите от Слънчевата система
по отношение на Слънцето и Земята, Конфи¬
гурациите са различни за долните (поня¬
кога ги наричат вътрешни) планети, ор¬
битите на които се намират по-близко до
Слънцето, отколкото Земята {Меркурий и
Венера),иза горните (външни) пла¬
нети, орбитите на които са разположени зад
земната орбита (останалите планети).
Ще разгледаме схемата на движение на
долните (вътрешни) планети, приемайки за
простота, че се движат в една и съща равнина
със Земята Моментът, в който долна планета
пресича правата, съединяваща центровете на
Слънцето и Земята, се нарича долно съ¬
единение на тази планета. Близко до дол¬
но съединение планетата изглежда като тънък
сърп Точно в момента на долно съединение
планетата не се вижда, тъй като е обърната
към Земята със своята неосветена от Слънце¬
то полусфера, Това обаче е времето, когато

135

Енциклопедичен речник на младия астроном

К

Появяване на комета. Старинна гравюра

то кометата се окаже между Земята и някоя
звезда, светлината на звездата достига до нас,
без ни най-малко да отслабне. Значи газовете
и прашинките в кометите са необикновено
разредени.
Съгласно класификацията, предложена
през 70-те години на XIX в от руския астро¬
ном Ф. А. Бредихин, кометните опашки се
разделят на три типа опашките от I тип са на¬
сочени точно в противоположна на Слънцето

Кометата Аренд — Ро¬
лан. Вижда се тънка ано¬
мална опашка, насоче¬
на към Слънцето (вля¬
во).

посока, опашките от II тип са извити и се от¬
клоняват назад по отношение на орбиталното
движение на кометата, опашките от III тип са
почти прави, но видимо се отклоняват назад
При някои взаимни положения на Слънцето,
кометата и Земята опашките от II и Ш тип
изглеждат за земния наблюдател насочени
към Слънцето, т. е образуват така наречените
аномални опашки. Съвременните изследва¬
ния позволиха да се установи, че опашките от

136

Енциклопедичен речник ка младия астроном

Видът н посоката на опашката на кометата се про¬
меня при движението & ш> орбита

I тип са плазмени, имат струйна структура и
се състоят от йонизирани молекули, конто с
голяма скорост се отдалечават от ядрото в
резултат на електромагнитното взаимодей¬
ствие със слънчевия вятър. Опашките от И
тип са образувани от прашинки с различна го¬
лемина, които непрекъснато се отдалечават
от ядрото. Опашките от III тип се появяват в
случаите, когато от ядрото се отдели едновре¬
менно цял облак от прашинки Прашинките с
различна големина получават различно уско¬
рение под действието на светлинното наляга¬
не, поради което такъв облак се разтяга в
ивица — опашката на кометата. Понякога се
наблюдава права натриева опашка, насочена
приблизително по продължението на плазме¬
ната опашка (опашка от I тип). Неутралните
молекули, намиращи се в главата на комета¬
та, под действието на слънчевото налягане
придобиват същите ускорения, както и пра¬
ховите час шии и затова се движат в посоката
на опашките от И тип. Обаче времето на жи-

137

Енциклопедичен речник на младия астроном

(

вот до нонизацията им от слънчевото излъч¬
ване е само няколко часа и те не успяват да
се придвижат далеч в опашките от II гип
Понякога те могат да бъдат забелязани в не¬
голямо количество в началото на опашката.
Около 195С г, беше установено, че ядрата
на кометите са сравнително неголеми ледени
тела, състоящи се от замръзнали газове, раз¬
месени с известно количество нензпаряващи
се каменисти вещества Диаметрите на ядра¬
та обикновено са от неколкостотин метра до
няколко километра н затова самите ядра не
са видими.
Когато кометата се приближи до Слънце¬
то, изпарението се усилва и стават видими
мъглявинните обвивки на главата на комета¬
та, а понякога и разреденият газов поток,
прогонван далеч от ядрото от отблъскващото
действие на Слънцето. Заедно с газовете яд¬
рото напускат и прашинки от нензпаряващи
се каменисти вещества Такива потоци 01 газ
и прах образуват една или няколко опашки
на кометите.
Не само прашинки, а и по-големи частици
напускат ядрото, увлечени от потока изпаря¬
ващи се газове. Кометните ядра са толкова
малки, че силата на тежестта върху техните
повърхности е десетки хиляди пъти по-мал¬
ка, отколкото на Земята.
Светенето на газовете в кометите е преизлъчване на слънчевата светлина, като се прензлъчват само лъчи с определени дължини на
вълните, характерни за дадена молекула.
Както показва изучаването на спектрите
на кометите, почти във всички комети излъч¬
ването на главата се поражда от неутрални
молекули, състоящи се от два или гри атома.
Преди няколко години в кометите беше ус¬
тановено наличието на атомен кислород, во¬
дород и въглерод. През 1974 г. за първи пъ г
беше регистрирано радиоизлъчване от комет¬
ните молекули.
Кометите са членове на Слънчевата систе¬
ма. Те обикалят около Слънцето по сплесна¬
ти елиптични орбити с различни размери и с
произволна ориентация в пространството.
Известни са около 100 късопериоднчни ко¬
мети, които през няколко години или десет¬
ки години се приближават до Слънцето, из¬
разходвайки при това част от своето ядро.
Повечето от кометите имат орбити, хиляди
пъти по-големи от диаметъра на планетната
система. Те се приближават до Слънцето през

к

интервали от милиони години Затова за раз¬
лика от късопериодичните комети не е въз¬
можно да се предскаже тяхното появяване.
Орбитите на такива комети, когато последни¬
те се намират далеч ог Слънцето, се изменят
под действието на привличането на най-близ¬
ките звезди Изменят се и орбитите на всич¬
ки комети, движещи се в областта, заета от
планети поради планетните привличания, дей¬
ствуващи върху кометите. Тези изменения са
особено големи при тесни сближения на ко¬
метите с планетите гиганти. Съвсем рядко
стават и сблъсквания на комети и планети.
Част от кратерите върху Луната, Меркурий и
Марс са образувани в резултат на удари с яд¬
ра на комети.
В наше време повечето от кометите се от¬
криват на фотографии. Има и случаи на от¬
криване при наблюдения на звездното небе с
невъоръжено око Но с невъоръжено око те
се виждат само когато преминават сравнител¬
но близко до Слънцето Кометите се назова¬
ват на фамилията на човека, който ги е от¬
крил, а по-рядко на фамилията на астронома,
който е изследвал най детайлно дадена ко¬
мета.

КОНФИГУРАЦИИ
Конфигурациите са характерни орбитални по¬
ложения на планетите от Слънчевата система
по отношение на Слънцето и Земята, Конфи¬
гурациите са различни за долните (поня¬
кога ги наричат вътрешни) планети, ор¬
битите на които се намират по-близко до
Слънцето, отколкото Земята {Меркурий и
Венера),иза горните (външни) пла¬
нети, орбитите на които са разположени зад
земната орбита (останалите планети).
Ще разгледаме схемата на движение на
долните (вътрешни) планети, приемайки за
простота, че се движат в една и съща равнина
със Земята Моментът, в който долна планета
пресича правата, съединяваща центровете на
Слънцето и Земята, се нарича долно съ¬
единение на тази планета. Близко до дол¬
но съединение планетата изглежда като тънък
сърп Точно в момента на долно съединение
планетата не се вижда, тъй като е обърната
към Земята със своята неосветена от Слънце¬
то полусфера, Това обаче е времето, когато

Енциклопедичен речник на младия астроном

138

Схема на планетните конфигурации

Ообита внешнеи планеть.
Сосдинснис |

Орбита внутренмеи пламетьл
Солнца
Восточмая злонгация ♦
Нижмее соеди^нио!
V
V
Восточмая х.
*-квадратура

1 Орбита Земпи
Залодмая
зломгация

V

"/

\ | /Западчая квадратура
‘

"

| Замля

I

ъгълът между посоките към Слънцето и пла¬
нетата е 90‘ В съединение горната планета,
също както и долната, преминава зад диска
на Слънцето и се губи в неговите лъчи В този
период разстоянието от Земята до планетата
е най-голямо.
Луната, обикаляйки около Земята, се оказ¬
ва ту между Слънцето и Земята, подобно на
долна планета, ту по-далеч от Слънцето, по¬
добно на горна планета Затова за Луната ас
трономите по-често използуват специална тер¬
минология (вж Фази на Луната и планетите),
макар по същество моментът на новолунието
да е аналогичен на долно съединение, а мо¬
ментът на пълнолуние — на противостояние
и т. н.

Протиеос тояние

може да настъпи явлението преминаване на
планета по диска на Слънцето, когато Мерку¬
рий или Венера могат да бъдат наблюдавани
като черно кръгче, движещо се по слънчевия
диск.
Продължавайки орбиталното си движение,
долната планета достига за земния наблюда
тел някакво най-голямо ъглово отдалечение
от Слънцето, след което започва отново да
се приближава към него. Положението на
наи-голямо ъглово отдалечение се нарича
елонгация В елонгация Меркурий се на¬
блюдава на 28°, Венера - на около 48° от
Слънцето.
Елонгацията може да бъде източна, когато
планетата се наблюдава вечер след залез
Слънце» или западна, когато тя се вижда су¬
трин преди изгрева на Слънцето.
Моментът на преминаване на долна плане¬
та точно зад Слънцето се нарича горно съ¬
единение. Близко до горно съединение
планетата се наблюдава като пълен диск
При горните (външни) планети се различа¬
ват следните конфигурации прогивостояние,
западна и източна квадра тура и «съединение. В
противостояние горната планета се вижда на
противоположната на Слънцето страна върху
небесната сфера и тогава разстоянието между
нея и Земята е най-малко Този период е наиблагоприятен за астрономически наблюдения
на планетните повърхности. В квадратура

КООРДИНАТНОИЗМЕРИТЕЛНА МАШИНА
Координатно-измерителната машина е лабора¬
торен уред за точни измервания на положе¬
нията на изобразени върху фото1 рафската
плака небесни обекти. Точността на измерва¬
нията с координатно-измерителна машина е
± 0,5 дхп
Основните части на коордннатно-измери
телните машини са* подвижна платформа
(масичка), на която се поставя фотограф¬
ската плака; измерителен микроскоп с мре¬
жа от линии, който служи за насочване върху
измервания обект; две точно разграфени ска¬
ли или микрометрични винтове, по които се
извършва отчитането на координатите на из¬
мервания обект
През 60-те години на нашия век бяха съз¬
дадени полуавтоматични машини, при които
насочването върху измервания обект извър¬
шва оператор, а отчетът на скалите се прочи¬
та и регистрира^ на перфолента или перфо¬
карти и се отпечатва на хартия от електронно
устройство. Появиха се и измерителни авто¬
мати, които обединяват в един комплекс ко¬
ординатно-измерителна машина, фотометър и
електронноизчислителна машина (ЕИМ) Ро¬
лята на човека при работа с такъв автомат се
свежда само до поставянето на измерваната
фотоплака и въвеждането на програмите в
ЕИМ.

139

Енциклопедичен речник на младия астроном

к

КОСМИЧЕСКА ГЕОДЕЗИЯ
Космическата геодезия е раздел от геодезия¬
та, в който се изучават методите за определя¬
не на взаимното положение на точки от зем¬
ната повърхност, размерите и фигурата на Зе¬
мята, параметрите на нейното гравитационно
поле въз основа на наблюдения на слънчеви
затъмнения и покрития на звезди от Луната, а
също и по наблюдения на изкуствени
спътници на Земята и аеростати (ба¬
лони) с импулсни източници на светлина, из¬
дигнати на височина 20 — 30 кт
Много широко разпространение през 60 —

70-те години на XX в. получи спътнико¬
вата геодезия.
Наблюденията на спътници със специални
спътникови фотографски камери от точки,
разположени далеч една от друга в различни
страни и дори на различни континенти, дават
възможност да се пресметнат разстоянията
между тези точки и да се определи тяхното
взаимно положение върху земната повърх¬
ност. По такъв начин например може да се
осъществи геодезическо привързване на отда¬
лечени острови към координатната мрежа.

Едновременните наблюдения на спътници от две станции позволяват да се определи направлението на ли¬
нията АВу съединяваща тези станции.

Уточнявайки орбитата на спътника по наблюдения от станциите А и В, посредством орбитални методи мо¬
гат да бъдат изчислени координатите на станцията С.

140

Енциклопедичен речник на младия астроном

установена на котиненгиге Наблюденията,
извършвани в продължение на много години
от станции, разположени на различни конти
ненти, позволяват да се доловят измененията
в разстоянието между станциите и по този на¬
чин да се изучават закономерностите в движе¬
нието на континентите
Задачите на спътниковата геодезия могат
да бъдат разделени на два типа геометрични
и динамични Геометричните зада¬
чи се решават на базата на едновременни
(синхронни) наблюдения на спътници от две
или повече станции, В резултат на решаване
то на тези задачи се построява мрежата на
космическата триангулация, подобна на гриангулационнага мрежа, създадена с класичес¬
ките (наземни) методи Ако обаче в незем¬
ните мрежи страните на триъгълниците не
надвишават 20 — 30 кт (разстоянието между
съседни геодезически знаци - връхчета), то
в космическата триангулация те достигат до
няколко хиляди километра
В процеса на решаване на динамични¬
те задачи по измененията в орбитите на
изкуствените спътници на Земята се изслед¬
ват особеностите в гравитационното поле на
Земята, което позволява да се съди и за осо¬
беностите в строежа на самата Земя
Заедно с фотографските камери в спътни¬
ковата геодезия все по-широко приложение
намират лазерните спътникови д&гекомери,
които позволяват с висока точност да се из¬
мерва разстоянието до спътниците.

КОСМИЧЕСКА НАВИГАЦИЯ
Космическата навигация е управляване на
движението на космически апарат; в по-тесен
смисъл навигационната задача се състои в оп¬
ределяне на местоположението на космичес¬
кия апарат и прогнозиране на неговото дви¬
жение
За целите на космическата навигация се
използуват измерителни и изчислителни уре¬
ди, поставени на борда на космическия апа¬
рат, а също и наблюдения на апарата 01 Земя¬
та В решаването на навигационните задачи
може да участвува и космонавт.
Методът на инерциалната на¬
вигация се основава на механични явле¬
ния, които могат да бъдат регистрирани с

чувствителни уреди на борда - акеелерометри Те измерват ускорението на апарата под
влияние на теглителна сила, съпротивление¬
то на средата и др Тези данни се предават на
изчислително устройство, което определя
координатите и скоростта на апарата в кой да
е момент При това се вземат под внимание и
данни за силите на привличане, влияещи на
движението на апарата, които акселерометри
те не могат да измерват
Методът на радионавиицият а позволява да се определят с помощта на
наземен радиолокатор посоката към косми
ческия апарат, разстоянието до него (по вре¬
мето, необходимо на сигнала, изпратен 01
радиолокатора, да стигне до космическото
тяло и да бъде върнат обратно от уреда-отра
жател) и лъчевата скорост
Методът на астрономическа¬
та навигация се използува главно при
далечни космически полети. Той се основава
на наблюдения на светилата върху небесната
сф^а и е много подобен на метода, използу
ван от щурманиге на морски кораби и само¬
лети. Г оптически уреди се измерват ъс ловите
разстояния между планета и коя да е ог ярки
те неподвижни звезди, между планета и Огън
цето, между Слънцето и звезда Близко до
планета положението на космическия апарат
се определя по ъгловото разстояние между
звезда и края на видимия диск на планетата
или някакъв друг ориентир върху нея, по мо¬
мента на покритие на звезда от планетата или
залеза на Слънцето Измерването на ъгловия
диаметър на една планета позволява да се
определи разстоянието до нея. В околоземното пространство важна роля имат наблюде¬
нията на Луната

КОСМИЧЕСКИ КОРАБИ
Космическите кораби (КК) са космически
летателни апарати, предназначени за полет на
хора - космонавти
Първия полет в Космоса на космическия
кораб „Восток” извърши на 12 април 1961 г
съветският летец-космонавт Ю А Гагарин
Масата на КК „Восток" заедно с космонав¬
та беше ,4725 к# а максималната височина на
полета над Земята - 327 кт Полетът на
Юрий Гагарин продължи само 108 гшп, но той
има огромно историческо значение, доказано

141

Енциклопедичен речник на младия астроном

Първият космонавт в света Ю. А. Гагарин

К

142

Енциклопедичен речник на младия астроном

143

Енциклопедичен речник на младия астроном

Ракетата-носител с космическия кораб „Союз-15** преди старта

к

144

Енциклопедичен речник на младия астроном

беше, че човек може да живее и работи в Кос¬
моса „Той призова всички нас в Космоса” —
каза за Ю Гагарин американският космонавт
Н. Армстронг
КК се изстрелват със самостоятелна цел
(провеждане на научно-технически експери¬
менти и изследвания, наблюдения на Земята
от Космоса и на природни явления в окръжа¬
ващото пространство, изпитания и отработ¬
ване на нови системи и оборудване) лиши с цел
да се превозят екипажи до орбиталните с тан¬
ции.
КК създават и изстрелват СССР и САЩ До
1 юли 1980 г са изстреляни 74 едноместни,
двуместни и триместни космически кораби
43 съветски и 31 американски На тях са из¬
вършили полети в Космоса 95 души 47 съ¬
ветски и 31 американски космонавти, а също
и по един космонавт от Чехословашката со¬
циалистическа република. Полската народна
република, Германската демократична ре¬
публика, Народна република България и Ун¬
гарската народна република, които и звърши¬
ха полети в състава на международни екипа¬
жи на съветските космически кораби „Союз”.
За разлика от автоматичните космически
летателни апарати всеки космически кораб

има три основни, задължителни елемента
херметически сектор със система за осигуря¬
ване живота на космонавтите, в който живее
и работи в Космоса екипажът; спускаем апа¬
рат за връщане на екипажа на Земята, специ¬
ални системи за ориентация, управление и
двигателно устройство за изменение на орби¬
тата и излизане от нея преди кацане (послед¬
ният елемент е характерен за много автома¬
тични ИСЗ и АМС).
Системата за осигуряване на
живота създава и поддържа в херметичес¬
кия сектор условията, които са необходими
за живота и дейността ята екипажа изкустве¬
на газова среда (въздух) с определен хими¬
чески състав, с определено налягане, темпе¬
ратура, влажност; удовлетворява нуждите
на екипажа от кислород, храна, вода, отстра¬
нява отпадъците от жизнената дейност на чо¬
века (например поглъща издишания от чо¬
века въглероден двуокис). При краткотрай¬
ни полети запасите от кислород могат да се
съхраняват на борда на КК, а при продължи¬
телни полети кислород може да се получава
например чрез електролиза на водата или раз¬
лагане на въглеродния двуокис,
Спускаемите апдратн за връща-

145

Енциклопедичен речник на младия астроном

К

146

Енциклопедичен речник иа младия астроном

не на екипажа на Земята използуват пара
шутни системи за намаляване скоростта на
спускане преди кацане Спускаемите апарати
на американските КК извършват кацане вър¬
ху водна повърхност, а съветските - върху
твърдата земна повърхност. Затова спускаемите апарати на КК „Союз” допълнително
имат двигатели за меко кацане, които се
включват непосредствено до повърхността и
рязко намаляват скоростта на кацане, Слускаемите апарати имат също мощни външни
топлозащитни екрани, тъй като при влизане
в плътните слоеве на атмосферата с голяма
скорост техните външни повърхности се за¬
гряват до много високи температури поради
триенето с въздуха.
Космическите кораби на СССР
са: „Восток”, „Восход” и „Союз”. Първо¬
степенна роля в тяхното създаване има акад
С П Корольов. С тези космически кораби
бяха извършени забележителни полети, ста¬
нали етапи в развитието на космонавтиката.
На КК „Восток-3” и „Восток-4” космонавти¬
те А. Г. Николаев и П. Р. Попович извършиха
първия групов полет. КК „Восток-6” издигна
в Космоса първата жена-космонавт В. В. Терешкова От кораба „Восход-2”, пилотиран
от II. И Беляев, космонавтът А. А. Неонов в
специален скафандьр първи в света осъщест¬
ви излизане в открития Космос. Първата ек¬
спериментална орбитална станция в орбита на
изкуствен спътник на Земята беше създадена
чрез съединяване на корабите „Союз-4” и
„Союз»5”, пилотирани от космонавтите В. А.
Шаталов и В В Волинов, А С. Елисеев, Е, В ,
Хрунов Космонавтите А С Елисеев и Е В.
Хрунов излязоха в открития Космос и пре¬
минаха в кораба „Союз-4”. Много кораби
„Союз” са използувани за превозване на еки¬
пажите до орбиталните станции „Салют”.
КК „Союз” са най-съвършените пилотира¬
ни космически апарати, създадени в СССР. Те
са предназначени за изпълнение на широк
кръг задачи в околоземното космическо
пространство, обслужване на орбитални стан¬
ции, изучаване въздействието на условията на
продължителни космически полети върху чо¬
вешкия организъм, провеждане на експери¬
менти от интерес за науката и народното сто¬
панство, изпитание на нова космическа техни
ка. Масата на космическия кораб „Союз” е
6800 кд, максималната дължина 7,5 гп, макси¬
малният диаметър 2,72 гп, размахът на пане¬

лите със слънчеви батерии 8,37 т, общият
обем на жилищните помещения 10 т3 Кора¬
бът се състои от три сектора спускаем апа¬
рат, орбитален сектор и приборо-агрегатен
блок.
В спускаемия апарат екипажът се намира
при извеждане на кораба в орбита, при упра¬
вление на кораба в орбитален полет, при
връщане на Земята, Орбиталният сектор е ла¬
боратория, в която космонавтите провеждат
научни изследвания и наблюдения, занимават
се с физически упражнения, хранят се и почи¬
ват. В този сектор се намират местага за ра¬
бота, отдих и сън на космонавтите. Орбитал¬
ният сектор може да се използува и като
шлюзова камера за излизане на космонавти
те в открития Космос. В приборо-агрегатния
сектор е поместена основната бордова апара¬
тура и двигателните устройства на кораба.
Част от сектора е херметическа. Вътре се под¬
държат условия, каквкто са необходими за
нормално функциониране на системите за
терморегулация, енергозахранване, апарату¬
рата за радиовръзка и телемегрия, уредите на
системите за ориентация и управление на двж
жението. В нехерметическата част е монтира¬
но реактивно двигателно устройство с теч¬
ност, което се използува за маневриране на
КК, а също при излизане на кораба от орбита
То се състои от два двигателя с тяга пс 400
всеки. В зависимост от програмата на полета
и от съставките на горивото двигателното ус¬
тройство на КК „Союз” може да извършва
маневри по височина до 1300 кт.
До 1 юли 1980 г. са пуснати 33 КК от типа
„Союз”.
Космическите кораби на САЩ
с а едноместните „Меркурий” (бяха пуснати
6 КК), двуместните Лжемини” (ю КК) и
триместните „Аполо” (15 КК). Най-големия
си успех американската космонавтика пос¬
тигна с КК „Аполо”, предназначени за пре¬
возване на експедиции на Луната. Бяха пред¬
приети всичко 7 такива експедиции, от които
6 успешни Първата лунна експедиция се със¬
тоя от 16 до 24 юли 1969 г. с КК „Аполо-И”,
пилотиран ог екипаж в състав Н. Армстронг,
Е. Олдрин и М. Колинз. На 20 юли Армстронг
и Олдрин кацнаха на Луната, докато в .това
време Колинз, намирайки се в основния блок
на „Аполо”, извършваше полет.по окололунна орбита Лунният сектор прекарва на Луна¬
та 21 часа и 31 минути, като повече от два ча-

147

Енциклопедичен речник на младия астроном

са космонавтите се намираха непосредствено
върху лунната повърхност. След това те стар¬
тираха от Лунагй в лунния модул, съединиха
се с основния блок на „Аполо” и изоставяй¬
ки лунния модул, взеха курс към Земята На
24 юли експедицията благополучно се лриводни в Тихия океан.
Третата поред експедиция до Луната се
оказа неудачна, по пътя за Луната „Аполо-13”
претърпя авария и кацането на Луната бе от¬
менено Заобикаляйки нашия естествен спът¬
ник и преодолявайки огромни трудности,
космонавтите Дж. Ловец, Ф. Хейз и Дж. Суигьрт се върнаха на Земята.
На Луната американските космонавти
проведоха научни наблюдения, поставиха
уреди, които работиха след оглитането на
космонавтите, доставиха на Земята образци
от лунната почва.
През юли 1975 г в околоземна орбита бе
осъществен важен международен
космически експеримент; в съв¬
местния полет участвуваха кораби на две
страни - съветският „Союз-19” и американ¬
ският, .Аполо” В орбита корабите се съеди¬
ниха и в продължение на два дни съществува¬
ше космическа система от космически кора¬
би на две страни Значението на този експе¬
римент се състои в това, че беше решен важ¬
ният научно-технически проблем за съвмести¬
мостта на корабите за изпълнение програмата
на съвместния полет със сближаване и скач¬
ване, взаимен преход на екипажи, съвместни
научни изследвания.
Съвместният полет на КК „Союз-19”, пи¬
лотиран от космонавтите А А, Леонов и В
Н Кубаеов, и КК „Аполо”, пилотиран от кос¬
монавтите Т Стафорд, В. Бранд и Д, Слейтън,
стана историческо събитие в космонавтиката.
Този полет показва, че СССР и САЩ могат да
сътрудничат не само на Земята, но и в Кос¬
моса
През 1978 г с КК „Союз” бяха превозени
на орбиталната станция „Салют-6” първите
три международни екипажа, извършващи по¬
лети по програмата „Интеркосмос”; на кора¬
ба „Союз-28” заедно със съветския космо¬
навт А. А. Губарев стартира чехословашкият
космонавт В Ремек, на кораба на „Союз-ЗСГ
— космонавтите П, И Климук (СССР) и М.
Хермашевски (ПНР), на кораба „Союз*31” космонавтите В Ф. Биковски (СССР) и 3.
Йен (ГДР).

к

През април 1979 г. заедно със съветския
космонавт Н. Н. Рукавишкиков на КК „Союз-33” извърши полет първият български
космонавт Г. И Иванов През май — юни
1980 г. на космическия кораб „Союз-Зб” и
орбиталната станция „Салют-6” извършиха
полет космонавтите В. Н Кубаеов (СССР) и
Б Фаркаш (УНР)

КОСМИЧЕСКИ СКОРОСТИ
Формата и размерите на орбитата на изкуст¬
вен спътник на Земята, междутшанетна стан¬
ция или някакъв друг космически апарат за¬
висят от големината и посоката на скоростта,
придобита от космическия апарат в момента
на изключване на двигателите (начална ско¬
рост) , и от височината, на която свършва ак¬
тивният (с работещи двигатели) полет на апа¬
рата.
Всеки хвърлен със сравнително неголяма
скорост предмет под действие на силата на
привличане пада върху Земята (вж. Гравита¬
ция) . Съгласно законите на небесната меха¬
ника в този случай предметът се движи по
елиптична орбита, във фокуса на която се на¬
мира центърът на Земята. На фигурата (за
простота разглеждаме предмети, хвърлени ус¬
поредно на хоризонта) тази орбита сьответствува на кривата 1 В точка В орбитата пре¬
сича повърхността на Земята и там предме¬
тът пада Ако началната скорост V се увелича
ва, точката на падане се отдалечава от точката
на пускане А При някаква начална скорост
V = Ц| предметът, „падайки”, вече не среща
земната повърхност, а започва да обикаля по
кръговата орбита 2 на постоянна височина
над земното кълбо (съпротивлението на ат¬
мосферата не се взема предвид). Тази наймалка скорост, която космическият апарат
трябва да получи, за да влезе в околоземна
кръгова орбита, се нарича първа кос¬
мическа скорост.
Първата космическа скорост (различна за
различни височини над земната повърхност)
може да бъде изчислена по формулата

където геоцентричната гравитационна кон¬
станта е д = 398 603.10® т3/!.', аге разстоя¬
нието от центъра на Земята до точката на пус-

148

Енциклопедичен речник на младия астроном

Орбити на тела, пусна
ти с различна начална
скорост

кане За повърхността на Земята (г= 6371.
Ю^гп) т/, = 7,91 кт/$ а за височина 1000 кт
над земната повърхност
= 7,35 кт/з.
При по-нататъшно увеличаване на начална¬
та скорост орбитата, оставайки елиптична,
все повече и повече се изтегля и отдалечава от
Земята (орбита 3 на фигурата)
При някаква скорости = г>2 тя се прекъсва
и преминава в парабола (орбита 4 на фигура¬
та) . При тази скорост космическият кораб по
параболична орбита завинаги напуска окол¬
ностите на Земята и се отправя в междупланетното пространство по околослънчева ор¬
бита Скоростта у 2 се нарича втора кос¬
мическа скорост.
Втората космическа скорост се определя
чрез формулата

При още по-големи скорости орбитата 5 на
фигурата има форма на хипербола
Първата и втората космическа скорост мо¬
гат да бъдат изчислени и за другите планети,
Луната, спътниците на планетите. За целта в
дадените по-горе формули величината д
трябва да се замени с /М, къдего / = 6,673*
1СГ11 т3/(к#!»2) е гравитационната констан¬
та, а М — масата на небесното тяло (в к@), за
което се определя космическата скорост
Т регата космическа скорост
се определя за Слънцето Тя е най-малката на¬
чална скорост, коя го е необходимо да получи
едно тяло близко до земната орбита (на раз¬
стояние 149,6 млн кт от Слънцето), за да
може то по параболична орбита завинаги да
напусне Слънчевата -система.

До земната повърхност втората космичес¬
ка скорост е равна на 11,2 кт/$, а на височина
1000 кт е 10,4 кт/$.

Третата космическа скорост е
= 42,1
кт/$ (относно Слънцето). Често под трета
космическа скорост се разбира най-малката
начална скорост, с която трябва да бъде из¬
стрелян космически кораб от Земята, за да

149

Енциклопедичен речник на младия астроном

преодолее земното привличане и да излезе на
околослънчева орбита със скорост» достатъч¬
на» за да напусне завинаги пределите на Слън¬
чевата система В този смисъл третата косми¬
ческа скорост е»з = 16,6 кт/$ (относно Зе¬
мята)

КОСМИЧНИ лъчи
Космичните лъчи са потоци от бързи заредени
частици - протони, електрони, ядра на раз¬
лични химически елементи, летящи в косми¬
ческото пространство в различни посоки със
скорост повече от 100 000 кш/5 Попадайки в
земната атмосфера, частиците на космичните
лъчи се сблъскват в нея с ядрата на атомите
на азота и кислорода и ги разрушават, в ре¬
зултат на което възникват нови елементарни
частици Такива частици, породени в атмосфе¬
рата, се наричат вторични космични
лъчи Вторичните космични лъчи се регис¬
трира! със специални уреди — броячи на йони¬
зирани частици, или с помощта на особени яд¬
рени фотоемулсии Първичните космични лъчи
практически не достигат Земята Известно
неголямо количество от тях се регистрира ви¬
соко в планините Изследванията на тези час¬
тици се извършват предимно извън пределите
на земната атмосфера с помощта на съвре¬
менна космическа техника
Основната част от космичните лъчи, които
идват към Земята, имат, енергия над 109 еУ
(1 еУ е равен на 1,6.1СГ19 Л. За сравнение ще
кажем, че в недрата на Слънцето, където ве¬
ществото е нагрято до температура 15 000000
К, средната енергия на частиците на плазмата
едва превишава Ш3 еУ, т е тя е многократ¬
но по малка от тази на космичните лъчи
Космичните лъчи непрекъснато пронизват
буквално всеки квадратен сантиметър на
междупланетното и междузвездното прос¬
транство На площ с повърхност 1 гтГ попа¬
дат средно около 10 000 частици в секунда.
Главно това са частици със сравнително неви¬
соки енергии. Колкото по-голяма е енергия¬
та на космичните частици, толкова по-рядко
те се срещат. Например частиците с много ви¬
сока енергия, надхвърляща Ю1* еУ, попадат
средно веднъж на годината на площ 1 т2 *
Изключително рядко се срещат частици с
фантастичната енергия 1019 - Ю20 еУ Засе¬

к

га е неизвестно как те са получили толкова
висока енергия.
Повече от 90% от първичните космични
лъчи от всички енергии са протони, около 7%
се пада на а-чае гиците
(ядрата на атомите
на хелия), около 2% — на ядрата на атоми,
по-тежки от хелия, и около 1% — на електро¬
ните
По своята природа космичните лъчи се де¬
лят на слънчеви и галактични
Слънчевите космични лъчи
имат сравнително неголяма енергия и се об¬
разуват главно при избухвания на Слънцето
(вж Слънчева активност) Ускоряването на
частиците на тези космични лъчи става в хромосферата и в короната на Слънцето Пото¬
ците от слънчеви космични лъчи след особено
силни избухвания на Слънцето могат да създадат сериозна радиационна опасност за кос¬
монавтите.
Първичните космични лъчи, идващи отвън
в Слънчевата система, се наричат г а лак¬
ти ч н и. Те се движат в междузвездното
пространство по доста заплетени траектории,
променяйки непрекъснато посоката на полета
си под действието на магнитното поле, съще¬
ствуващо между звездите в нашата Галакти
ка. Електроните, които влизат в състава на
космичните лъчи, постепенно се забавят в
магнитното поле, губейки енергия за излъч¬
ване на радиовълни Такова излъчване се на¬
рича синхротронно. То се регисгрира
с радио телескопи Като се наблюдава това из¬
лъчване, могат да се определят областите с
повишена концентрация на космичните лъчи.
Бе установено, че космичните лъчи са концен¬
трирани предимно в диска на нашата Галак¬
тика с дебелина няколко хиляди светлинни
години (близко до равнината на Млечния
път) Пълната енергия на всички космични
лъчи в този слой се измерва с огромната
цифра 1048 1
Основен източник на космични лъчи в
междузвездното пространство очевидно са
избухванията на свръхнови звезди Не слу¬
чайно остатъците на свръхновите имат мощ¬
но синхротронно излъчване. Внасят своя дял
и бързо въртящите се намагнетизирани неугронни звезди Те могат да придадат на заре¬
дените частици големи енергии Много мощни
източници на космични лъчи могат да бъдат
активните ядра на галактиките, а също и радиогалактиките с характерните за тях из-

150

Енциклопедичен речник и 1 младия астроном

хвърляния на вещество, съпроводени от мно¬
го мощно радиоизлъчване.
Получили голяма енергия, частиците на
космичните лъчи блуждаят из Галактиката в
различни посоки, преди да загубяг своята
енергия при сблъсквания с атомите на разре
дения междузвезден газ.
Изучаването на космичните лъчи е една от
най-увлекателните страници на астрофизи ка¬
та Наблюденията на космичните лъчи (непо¬
средствената им регистрация, анализът на
синхротронното излъчване или ефектите на
взаимодействието им със средата) позволя¬
ват по-дълбоко да се разбере механизмът на
отделяне на енергия при различните космич
юг процеси, да се изяснят физическите свой¬
ства на междузвездната среда, намираща се
под непрекъснатото въздействие на космич
ните лъчи Наблюденията са важни и за изуча
ване физиката на онези елементарни частици,
които възникват при взаимодействие на кос
мичните лъчи с веществото.

космогония
Космогоиията е наука, която изучава произ¬
хода и развитието на небесните тела - плане¬
тите и техните спътници Слънцето, звездите,
галактките
Астрономите наблюдават космическите те¬
ла на различни стадии на развитие: образу ва¬
ли се неотдавна и в далечното минало, бързо
„стареещи” или почти „застинали” в своето
развитие. Съпоставяйки многобройниге дан¬
ни от наблюденията с физическите процеси,
които биха могли да настъпят при различни
условия в космическото пространство, уче¬
ните се -опитват да обяснят как възникват не¬
бесните тела
Единна завършена теория за образуване на
звездите, планетите или галактиките още не
съществува Проблемите, с които се сблъск¬
ват учените, понякога са грудноразрешими
Много резултати от наблюденията допускат
различно тълкуване.
Разработваните космологични хипотези и
теории обикновено изхождат от предположе¬
нието, че основната сила, „формираща” кос¬
мическите обекти, е гравитацията. При опре
делени условия силно разредената среда
(междузвезден газ) под действие
на гравитацията започва да се свива. Краен

резултат на това свиване навярно е образува¬
нето на планетите, звездите и звездните сис¬
теми. Теоретически такава възможност е на¬
пълно реална Такава представа обяснява
много от свойствата на споменатите обекти и
тяхното разпределение в пространството
Има, разбира се, и други идеи (например хи¬
потезата за образуване на звездите и галакти¬
ките от свръхплътни тела).
Образуването на много от наблюдаваните
галактики е станало в далечното минало, ко¬
га то средната плътност на веществото във
Вселената е била значително по-голяма Както показват пресмятанията, в онази далечна
епоха са мог ли да се формират гигантски водородно-хелиеви облаци от газ — п р о т о г алактики. Тесасе свивали под действие на
собствената си гравитация. В процеса на сви¬
ване на протогалак гиките са възникнали пър¬
вите звезди и звездни купове. Много от тях
са .доживели” до наши дни По химически
състав и форма на орбитите тези звезда силно
се различават от звездите, които се образуват
понастоящем
Раждането на звезди в съвременната епоха
е свързано с междузвездния газ в плътните
газови облаци Те се наблюдават близко до
равнината на Галактиката В галактиките, ко¬
ито не съдържат междузвезден газ, забележи
ми признаци на звездообразуване не се на¬
блюдават. В нашата Галактика, какго и в
други спирални галактики, звездите възник¬
ват преди всичко не поотделно, а на групи
Образуват се цели звездни купове и асоциа¬
ции Но процесите на звездообразуване стават
много бавно за цялата наша Галактика, съ¬
държаща над стотици милиарда звезди, за го¬
дина средно в звезди се превръща такава ма¬
са газ, която е достатъчна само за няколко
звезди от типа на нашето Слънце Огнищата
на звездообразуване са тясно свързани с ма¬
сивни комплекси хладен междузвезден газ и
са разположени главно в спиралните
ръкави на нашата и на други галактики.
Кондензацията на хладен газ и образуването
на звездите напомня кондензацията на охлаж¬
дащата се водна пара в капки вода
Междузвездният газ поради съдържащия
се в него прах при сгъстяване става непрозра¬
чен. Затова процесът на свиване на плътния
междузвезден газ обикновено се наблюдава с
методите на радиоастрономията (радиовъл¬
ните не се задържат от прашинките) Радио-

151

Енциклопедичен речник на младия астроном

к

Еволюционна схема на звездите. Условно са показани измененията, които стават със звездата гю време на
нейния живот — от образуването от газов облак (началото на последователността) до превръщането н в
изстиващо бяло джудже.

152

Енциклопедичен речник на младия астроном

астрономическите наблюдения показаха, че в
областите на звездообразуване съществуват
компактни облаци от хладен газ Той се със¬
тои главно от молекулен водород, Размерът
на облаците е по-малък от един парсек, а плът¬
ността му е хиляди пъти по-голяма, отколкото в обикновените облаци междузвезден газ.
Тези облаци вероятно бавно се свиват под
действие на собствената си гравитация. За
тяхното свиване е необходимо много време
(в крайна сметка — стотици хиляди години)
Затова за съжаление няма възможност да се
проследи свиването на отделно взет облак
Ние виждаме крайния резултат на този про¬
цес — неотдавна образувалите се звезди. В ня¬
кои случаи тези звезди още не могат да бъдат
видени в „обикновените” лъчи (поради сил¬
ното поглъщане на светлината от праха). Но
те вече се проявяват в инфрачервения диапа¬
зон и радиодиапазона чрез излъчване на на¬
грятата от тях окръжаваща газово-прахова
среда.
Част от веществото, близко до формира¬
щата се звезда, „падайки” в нейното гравита¬
ционно поле, може да образува около нея
въртящ се и постепенно сгъстяващ се газовопрахов диск. С течение на времето вещество¬
то в такъв диск частично се заг рява, отлита и
частично се свива в сгъстявания с неголяма
маса, които постепенно наедряват за сметка
на окръжаващото вещество и се превръщат в
планети и техните спътници. Вероятно така
около младото Слънце преди 4,5 — 5 млрд
години е станало образуването на планетната
система
Теоретическите пресмятания на възмож¬
ните пътища за образуване на небесните тела
са много трудни Например, за да се обясни
как става свиването на междузвездния газ в
звезди, трябва да се пресмятат сложните
процеси на зат ряване и охлаждане на газа при
свиване, да се отчита неговата намагнитеност,
въртене и много други свойства. Космогонията успешно се развива, опирайки се на астро¬
номическите наблюдения и на физическите
представи за поведението на веществото в
космически условия.

космология
Общите представи за строежа на Вселената са
се натрупвали в продължение на цялата исто¬
рия на астрономията (вж. Системите на сее-

та) Все пак едва в нашя век се появи съвре¬
менната наука за строежа и еволюцията на
Вселената — космологията По това време А
Айнщайн обобщава закона за всеоб¬
щото привличане за случаите на евръхсилни гравитационни полета; без такова
обобщение е невъзможно прилагането на тео¬
рията на привличане към цялата Вселена (вж
Гравитация), Създаването на големи телеско¬
пи развиването на фотографнчееката астро¬
номия, спектроскопията, новите наблюдател¬
ни методи позволяват да се изучи разпределе¬
нието на галактиките в пространството и тях¬
ното движение на огромни разстояния Раз
пределението на веществото в пространство¬
то е един от най-важните въпроси на космоло¬
гията
Известно е, че в Слънчевата система, в на¬
шата звездна система Гтактиката, както и в
още по-големи обеми във Вселената вещест¬
вото е разпределено крайно неравномерно
между планетите, звездите, звездните систе¬
ми, галактиките, куповете от галак¬
тики пространството е почти празно Все
пак в много големи мащаби — в стотици ми¬
лиони парсеци — може да се приеме за веро¬
ятно, че веществото е разпределено прибли
зително равномерно Ако си представим куб
с такива големи размери, че да се намира във
всяка точка от пространството на Вселената,
в него ще има приблизително еднакъв брой
галактики Следователно може да се приеме,
че в големи мащаби, средно взето, разпреде
лението на веществото във Вселената е едно¬
родно.
Математическа теория (космологически
модел) на еднородна Вселена, в която във
венчки посоки свойствата са еднакви, е по¬
строена от съветския математик А. А. Фридман в средата на 20-те години на базата на те¬
орията на Айнщайн за привличането (вж Те¬
ория на относителността) Фридман доказва,
че поради действието на силите на привличане
веществото във Вселената не може да се на¬
мира в покой — Вселената трябва или да се
разширява, или да се свива.
Скоро след това американският астроном
Хъбл установява, че Вселената се разширява
(вж. Разширяване на Вселената), Галактики¬
те и куповете от галактики се отдалечават ед¬
на от друга и от нашата Галактика със ско¬
рост, пропорционална на разстоянието меж¬
ду тях. Така теорията на Фридман беше пот¬
върдена от наблюденията.

153

Енциклопедичен речник на младия астроном

к

В. В. Ннколаевя-Терешкова — първата а света жена
космонавт

( поред теорията на Фридман в бъдеще Все¬
лената или неограничено ще се разширява,
или разширяването ще се смени със свиване.
Това зависи от средната плътност на вещест¬
вото във Вселената и от скоростта на разши¬
ряването. Скоростта на разширяване на Все¬
лената е известна (около 75 кт/« за галакти¬
ки, отдалечени на 1 Мре). При тази скорост
на разширяване критичната стойност на плът¬
ността, от която зависи ще се разширява лн
Вселената, или ще се свива, числено е равна
на 10" |98/ст3. Реалната средна плътност на
веществото във Вселената не е известна съв¬
сем точно, но тя е поне десет пъти по-малка
от критичната Следователно Вселената тряб¬
ва да се разширява неограничено. Изобщо ка¬
зано, геометричните свойства на простран¬
ството на Вселената се определят от разпре¬
делението н движението на веществото. Така
например в най-простия еднороден модел на
Фридман за Вселената въпросът за това, кра¬
ен или безкраен е обемът на пространството,
се определя от това, дали средната плътност
на веществото е по-гол ям а, или по-малка от
критичната стойност.
В последно време голямо внимание в космологичните изследвания се отделя на физи¬
ческите процеси, протичащи в хода на еволю¬
цията на Вселената Учените се опитват да
разберат какво е било в самото начало на
разширяването на Вселената, т. е. преда око¬
ло 10 — 20 млрд. години, когато съгласно те¬
орията на „горещата” Вселена цялото вещест¬
во е било много горещо и плътно (вж Реликтово лъчение), и как впоследствие е проте¬
къл процесът по образуване на галактиките.

КОСМОНАВТ
Космонавтът е човек, извършил полет в Кос¬
моса с космически кораб или с някакъв друг
космически апарат.
... 12 април 1961 г , светът беше удавен
от съобщението на ТАСС, че от Съветския съ¬
юз в орбита около Земята е изведен за пръв
път с човек на борда космически кораб-спът¬
ник „Восток”, пилотиран от гражданина на
СССР Ю А Гагарин Полетът на Юрий Гага¬
рин продължи само 108 пил, но той беше пър¬
вият, който доказа, че човек може да живее и
работи в Космоса Така на Земята се появи
нова професия — космонавт.

Професията на космонавта е особена, тя
поставя пред човека много високи изисква¬
ния. Преди всичко космонавтът трябва да
притежава отлично здраве, тъй като му се
налага да работи при необикновени условия.
При извеждане в орбита и особено при завръ¬
щане на Земята върху него действуват голе¬
ми претоварвания. Така например десето
кратно претоварване означава, че космонавт
А. А. Губарев (СССР) и В. Ремек (ЧССР) — екипа¬
жът на космическия кораб „Союз-28"

154

Енциклопедичен речник иа младия астроном

А. А. Неонов, Г. Стафорд, Д. Слейтън н В. Бранд — участници в съвместния полет на съветския космически
кораб „Сой» 19” и американския „Аполо”

със собствено тегло 80 к* го чувствува каго
тегло 800 к^. А в орбита той попада в усло¬
вия на безтегловност, съвършено непривични
за човека, родил се и живял в условията на
силите на земното привличане*
Космонавтът трябва да бъде мъжествен и
смел човек, находчив във всякакви ситуации,
да умее бързо да се ориентира и да взема пра¬
вилни решения в стремително променящата

се обстановка Всеки старт в Космоса е полет
във враждебна на човека среда, където цари
вакуум, безтегловност, смъртоносни за чове¬
ка излъчвания И макар че ъ космическия ко¬
раб или на орбиталната станция космонавтът
е защитен от здрав, непроницаем корпус и
вътре за него са създадени практически оби¬
чайните за човека условия на жизнена дей
ност, могат да възникнат непредвидени ава-

П. И» Клнмук (СССР) и М. Хермашевски (ПНР| _
екипажът на космическия кораб „Сок»30”

В. <Х>. Бнковскн (СССР) и 3* Йен (ГДР) - екипажът
на космическия кораб „Союа-ЗГ*

А

155

Енциклопедичен речник на младия астроном

к

Н. Н. Рукавншннков (СССР) н Г. И. Иванов (НРБ) екипажът на космическия кораб „Союз-33”

рийни ситуации както на Земята при изпита¬
ние на космическа техника, така и в Космоса,
и при връщане на Земята Над двадесетго¬
дишната летопис на пилотираните космичес¬
ки кораби пази не само героични, а и трагич¬
ни страници
Космонавтът е длъжен да познава превъз¬
ходно космическата техника и безупречно да
я владее Още първите космически кора¬
би имаха много сложно техническо устрой¬
ство. Оттогава космическата техника става
все по-сложна и по-съвър1иена и това поста¬
вя още по-високи професионални изисква
ния пред космонавтите. Само идеалното
взаимодействие на космонавта с космичес¬
кия кораб може да осигури успешното из¬
пълнение на програмата на полета
Освен всичко това космонавтът е изследо¬
вател и той трябва не само добре да познава
програмата на изследванията и експерименти¬
те, но и да умее да рабрги с научната апарату¬
ра. А с всяка измината година програмите на
космическите полети стават все по-широки и
наситени, научната апаратура - все по-сложна
и разнообразна Съвременната научна про¬
грама на екипажа на орбиталната станция
„Салют” включва медико-биологични експе¬
рименти и изследвания с цел да се изучи вли¬
янието на факторите на космическия полет
върху състоянието и ръста на човека, живот¬
ните и висшите растения, наблюдения на ин¬
тересни атмосферни явления, като полярните
сияния, сребристите облаци, а също и наблю¬
дения на бури, урагани, смерчове, горски по¬
жари, за своевременно уведомяване на наземните служби за приближаващите стихийни
бедствия, наблюдения и снимки на земната
повърхност и на Световния океан за изучава¬
не на природните ресурси на Земята за нуж¬
ди г е на горското и селското стопанство, гео¬
логията, мелиорацията и земеизползуването,
океанографията и рибното стопанство Инте¬
ресна област от изследванията на космонав¬
тите на орбиталните станции е космическото
поведение на материалите. Те извършват раз¬
нообразни технологични експерименти —
топене, заваряване, спояване - с много ве¬
щества за получаване на материали с нови, не¬
обикновени свойства, следят как се проявя¬
ват едни или други материали при протичане
на технологичните процеси в космически ус¬
ловия.
Едно от най-перспективниге направления

на космическите изследвания е извънатмосферната астрономия Космо¬
навтите имат превъзходни възможности за
провеждане на астрономически наблюдения,
тъй като в орбита те избягват влиянието на *
земната атмосфера - основният фактор, кой¬
то препятствува проникването до наземните
инструменти на електромагнитното излъчва¬
не в много от диапазоните на спектъра. Важна
информация за обектите, процесите и явлеВ. Н. Кубасов (СССР) и Б Фаркаш (УНР) - екипа¬
жът на космическия кораб „Сок»36”

156

Енциклопедичен речник на младия астроном

нмята във вселената носи излъчването във
всички вълнови диапазони, поради което ре*
гистрираното със земните инструменти излъч¬
ване само в оптическия и радиодиапазона
представя една по-бедна картина
Космонавтите все по широко използуват
предоставената възможност за провеждане на
астрономически наблюдения На борда на ор¬
биталната станция „Салют-4” бяха поставени
инфрачервен телескоп-спектрометър ИТС-К,
телескоп ОСТ-1 за регистриране на ултравио¬
летовото излъчване от Слънцето и рентгено¬
вите телескопи РТ-4 и „Филии”, С помощта
на тези инструменти космонавтите проведоха
редица изследвания на Слънцето, отделни
звезди, галактики, остатъци от избухвания на
свръхнови звезди в съзвездията Кораб и Ко¬
рабни платна Интересна информация, която
разширява и задълбочава нашите представи
за Вселената, беше получена на орбиталната
станция „Салют-6”, където е поставен голям
еубмилиметров телескоп БС Г-1М с криоген
на система за охлаждане на приемниците на
излъчване до температура — 269 °С и малкогабаритен гама-телескоп „Елена” Космонав¬
тите В А. Ляхов и В. В Рюмин използуваха
за астрономически наблюдения радиотелескопа КРГ-10 с огледална параболична антена с
диаметър Ю т. Съвместно с КРТ-10 действу¬
ваше новият наземен радиотелескоп с огле¬
дална антена с диаметър 70 т, монтиран в
Крим Космонавтите извършваха радиокартографиране на Млечния път и на отделни ра¬
йони от Земята, изследваха радиоизлъчването на Слънцето, наблюдаваха пулсара Р5К
0329,
След полета на Юрий Гагарин всеки старт
на човека в Космоса означава нова крачка в
усвояването на космическото пространство
Удължава се времето на полета, разширяват
се програмите на научно-техническите изслед¬
вания и експерименти, космонавтите овладя¬
ват все по-сложна космическа техника Поле¬
тът на Герман Титов продължи повече от ед¬
но денонощие, а Валентина Терешкова — пър¬
вата жена-космонавт, осъществи космически
полет с продължителност почти три деноно¬
щия.
Алексей Леонов е първият космонавт,
който със специален скафандър излезе от ко¬
раба и в продължение на около 20 тш се на¬
мираше в открития Космос. Това стана през
март 1965 г на кораба „Восход-2”.

От космонавтите на САЩ най-известни са
Н. Армстронг, Е Оддрин и М. Колинз - еки¬
пажът на космическия кораб „Аполо-П”,
който през 1969 г извърши полет до Луната
с кацане върху нейната повърхност. Н Арм¬
стронг и Е. Олдрин са първите хора, посетили
Лунага
През 70-те години съветската про1рама за
пилотираните космически полети беше насо¬
чена към създаване на дълговременни орби¬
тални станции със сменяеми екипажи — маги¬
стралният път на човека в Космоса. Съвет¬
ските космонавти, превозвани до орбитални¬
те станции „Салют” с транспортните кораби
„Союз”, осъществиха редица продължителни
космически експедиции. Например полетът
на космонавтите П И Климук и В И, Севаетиянов на кораба „Союз-18” и орбиталната
станция „Салют4” продължи почти 64 дено¬
нощия. С база орбиталната станция „Салют6” беше създаден научноизследователски
комплекс „Салют-6” - „Союз”, снабдяван
редовно с гориво и други необходими мате¬
риали от автоматичните товарни кораби
„Прогрес”. На този орбитален научноизсле¬
дователски комплекс съветските космонавти
Ю В. Романенко и Г М, Гречко, В В Ковальонок и А С Иванченков, В А Ляхов и В
В. Рюмин извършиха рекордни по своята
продължителност космически полети, про¬
дължили съответно 96,140 и 175 денонощия
През 70-те години успешно се разви непо¬
средственото сътрудничество в Космоса меж¬
ду космонавти от различни страни През юли
1975 г беше осъществен съвместен експери¬
ментален полет на космическия кораб „Со¬
юз-19”, пилотиран от съветските космонавти
А, А. Леонов и В, Н Кубасов, и космическия
кораб „Аполо”, пилотиран от американските
космонавти Т Стафорд, Д Слейтън и В.
Бранд, През 1978 — 1982 г. по програмата
„Интеркосмос” заедно с космонавти от СССР
със съветски космически кораби „Союз” и
орбиталната станция „Салют-6” извършиха
полети космонавти от Чехословашката социа¬
листическа република. Полската народна ре¬
публика, Германската демократична репуб¬
лика, Народна република България, Унгар¬
ската народна република. Демократична ре¬
публика Виетнам, Куба, Монголската народ¬
на република, Франция и Индия,
До 8.11.1983 г. в Космоса са били 219 чо¬
века — 101 космонавти на СССР, 107 амери-

У-нцнклопеднчен речник на младия псгроном

157

кански космонавти и по 1 космонавт от
ЧССР, ПНР, ГДР, НРБ, УНР, ДРВ, Куба, МНР,
СРР, Франция (космонавтите на тези страни
са летели със съветски космически кораби)
и един космонавт на ФРГ. Т. е, със съветски

к

космически кораби са летели 112 космонав
ти, а с
американски — 107 космонавти
Наи-продължителен полет са извършили
съветските космонавти Л Д. Кизим, В А. Соловьов, 0. Ю. Атков

Полети на съветските космонавти и космонавтите от социално гнческите стр ши с
космическите кораби „Восток", „Восход", „Союз" и «рОнталиите станции „Салют”
-

№

1

Космически
кораб, орби¬
тална стан¬
ция

Дата на старта
и приземяване

2

3

1

„Восток”

12 април 1961 г

2

„Восток-2"

6-7 август 1961 г

3

„Восток-3”

11-15 август 1962х.

4

,.Восток-4”

12 — 15 август 1962 г.

5

„Восгок-5”

14 - 19 юни 1963 г

6

„Восток-6 '

16 — 19 юни 1963 г

7

„Восход”

12 - 13 октомври 1964 г

8

„Восход-2”

18 - 19 март 1965 г.

9

„Союз-1"

23 - 24 април 1967 г.

10

„Союз-3”

26 - 30 октомври 1968 г.

11

„Союз4”

14 - 17 януари 1969 г.

12

„Союз -5”

15 - 18 януари 1969 г.

13

„Союз-6”

11—16 октомври 1969 г.

14

„Сою>7"

12-17 октомври 1969 г

15

-.Союз-8”

13 -18 октомври 1969 г.

16

„Союз-9”

1-19 юни 1970 г.

17

„Сок» 10"

23 — 25 април 1971 г

18

„Союз-11"

|

б - 30 юни 1971 г.

-

Екипаж
(позив ни на екипажа)

4
Ю А Гагарин
(„Кедър")
Г. С. Титов
(„Орел")
А. Г Николаев
(„Сокол")
П Р. Попович
(„Беркут")
В-Ф Бнковски
(„Ястреб")
В В Терешкова
(„Чайка’)
В М Комаров
К П Фооктистов
Б Б Егоров
(„Рубин")
П И Беляев
А А Леонов
(„Елмаз”)
В М, Комаров
(„Рубин")
Г.Т Береговой
(„Аргон")
В А Шаталов
(.Амур")
Б В Велинов
А С Елнсеев
Е. В Хрунов
(„Байкал")
Г. С Шонин
В Н Кубасов
(„Антей”)
А В Филипчекко
В Н Волков
В В Горбатко
(„Буран")
В А Шаталов
А. С Елнсеев
(„Гранит")
А Г Николаев
В И Ссвастнянов
(„Сокол”)
В А Шаталов
А С Елнсеев
Н Н. Руклвишннков
(„Гранит")
Г Т Доброволски

Енциклопедичен речник на младия астроном

158

1

2

3

4

„Салют”

19

„Союз-12”

27 - 29 септември 1973 г.

20

„Сою>13”

18 - 26 декември 1973 г

21

„Сок»14”
„Салют-З”

3-19 юли 1974 г.

22

„Союз-15”

26 — 28 август 1974 г.

23

„Союз-16”

2—8 декември 1974 г*

24

„Союз-17”
„Салют-4”

11 януари — 9 февруари
1975 г

25

„Союз-18”
„Салют-4"

24 май - 26 юли 1975 г.

26

„Союз-19"

15 - 21 юли 1975 Г.

27

„Союз-21”
„Салют-5 ”

6 юли - 24 август 1976 г.

28

„Союз-22”

15 - 23 септември 1976 г,

29

„Союз-23"

14-16 октомврн,197б г.

30

„Союз-24”
„Салют-5”

7-25 февруари .2977 г

31

„Союз-25”

9-11 октомври 1977 г

32

„Сок»26”
„Салют-б”

Шцекемврн 1977 16 март 1978 г.

33

„Союз-27”
„Салют-6”

10 - 16 януари 1978 г

34

•X
• X »!Ю1 Ь’’

2 - 10 март 1978 г.

35

„Союз-29"
„Салют-6"

15 юни — 2 ноември
1978 г.

36

„Союз-30”
„Салют-6”

27 юни - 5 юли 1978х

37

„Союз-ЗГ*
„Салют-6”

26 август — 3 септември
1978 г

38

„Союз-32”
„Салют-6”

24 февруари - 19 август
1979 г

““

В Н Волков
В И Па цаев
(„Янтар“*)
В, Г, Лгтареь
О Г Макара в
(„Урал*’)
П И Климук
В В Лебедев
(„Кавказ*“)
П Р Попович
Ю П Артюхнн
(„Беркут”)
Г В Сарафанов
Л С. Демин
(„Дунав’*)
А, В Филипченко
Н Н Рукавншников
(„Буран“’)
А. А Губарев
Г. М Гречко
(„Зенит”)
П. И Климук
В И Сгвасгнянов
(„Кавказ”)
A, А Леонов
В Н Кубасов
(„Союз")
Б В Воликов
B. М. Жолобов
(„Вайкал”)
В.Ф Бнковскн
В В. Аксьонов
(„ Ястреб”)
В Д Зудов
В И Рождоственски
(„Родон*')
В В. Горбахко
Ю, Н. Глазков
(„Терек”)
В. В Ковзльонок
В В Рюмин
(„Фотон”)
Ю В Романси ко
Г М Гречко
(„Таймнр”)
В А Джаниб ков
О Г. Макарон
(„Памир”)
A, А. Губарев
В Рсмек (ЧССР)
(„Зенит”)
В В Ковальонок
А С Иванчекков
(„Фотои”)
П. И Климук
М Хермашевски (ПНР)
(„Кавказ”)
B. Ф Биковскн
3 Йен (ГДР)
(„Ястреб”)
В А Лахов
В, В Рюмин

к

Енциклопедичен речник на младия астроном

159

1

2

4

3

„Союз-34”
„Союз-33”

10 - 12 април 1979 г

40

„Союз-35”
„Салютб”

9 април 1980 г. —
Юоктомври 1980 г

41

„Сок» 36"
,„Салют-б”

26 май - 3 юни 1980 г.

42

„Союз Т 2”
„Салют-б”

5 - 9 юни 1980 г.

43

„Союз-37”
„Салют-6”

23 юли - 31 юли 1980 г

44

„Сок»38”
„Салют-6”

18 септември 26 септември 1980IV

45

„СоюзТ-3”
„Салют-б”

27 ноември 10 декември 1980 г.

46

„Союз Т-4”
„Салютб”

12 март 1981 г —
26 май 1981 г.

47

„Сок» 39”
„Салют-6”

22 март - 30 март 1981 г.

48

„Союз-40”
„Салютб”

14 май - 22 май 1981 г.

49

„СоюзТ-5”
„Сапют-7”

13 май - 10 декември
1982 г

50

„СоюзТ-6”
„Салют-7”

24 юни - 2 юли 1982 г.

51

„Союз Т-7”
„Сштютб”

19 — 27 август 1982 г

52

„Союз Т 8”
„Салют-7”

20 - 22 април 1983 г.

53

„Союз Т-9”
„Салют-7”

27 юни - 23ноември
1983 г.

54

„Союз Т-10”
„Салют?”

8 февруари 1983 г. —
2 октомври 1984 г

39

КОСМОНАВТИКА
Космонавтиката е комплексен клон от нау¬
ката и техниката, който осигурява изследва¬
нето и използуването на космическото прос¬

(„Протон”)
Н Н Ру кавнимнков
Г И Иванов (НРБ)
(.Сатурн")
Л. И Попов
Б В Рюмин
(Днепър”)
В Н Кубасов
Б Фаркаш (УНР)
(„Ориси”)
Ю В Малишев
В. В. Аксьонов
(„Юпитер”)
В Горбатко
Ф. Туан (ДРВ)
(„Терек”)
Ю В Романенко
А Т Мендес (Куба)
(„Таймир”)
Л Д. Кизнм
О Г Макаров
Г М Сгрекалов
(„Маяк”)
В В Ковальонок
В П Савииих
(„Фотон”)
В А. Джанибеков
Ж. Гурагча (МНР)
(„Памир*)
Л И. Попов
Д Прунариу (СРР)
(Днепър”)
А. Н Березовой
В В Лебедев
(„Елбрус”)
В А Джанибеков
А. С. Иванченков
Ж.*Л. Кретиен
(Франция)
(„Памир”)
Л И. Лопов
А. А. Серебров
С. Е Савитская
(Днепър*’)
В. Г. Титов
Г. М Стрекалов
А. А. Серебров
(„Океан”)
В. А. Ляхов
А А Александров
(„Протон”)
Л Д Кизим
В. А Соловьов
О Ю. Атков
(„Маяк”)

транство с помощта на автоматични и пилоти¬
рани космически летателни апарати. Съще¬
ствуват три основни области на съвременните
научно-технически изследваннД и разработки
околоземни полети; полети до Луната и око-

160

Енциклопедичен речник нь младия астроном

лолунното пространство; междупланетни по¬
лети. В първите две области се извършват
както автоматични, така и пилотирани поле¬
ти, в третата вече са осъществени полети на
автоматични станции към Меркурий, Венера,
Маре, Юпитер и Сатурн. Предстоят полети на
автоматични станции към другите планети,
както и до астероиди и комети На поле¬
тите към звездите сега се гледа само от чисто
теоретична гледна точка, тъй като още няма
начини за преодоляване на многоброините
технически трудности, възникващи при таки¬
ва полети
Апаратурата върху изкуствените спътници
и междупланетните станции е предназначена
за изследване на телата от Слънчевата систе¬
ма, междупланетното вещество н излъчването
на Слънцето, звездите и планетите. Получени
те данни имат колосално значение за астроно¬
мията Не по-малко важна е ролята на космо¬
навтиката за практическите нужди на чове¬
чеството — развитието на промишлеността и
селското стопанство, радиовръзката и теле¬
визията, навигацията на самолети и морски
съдове, решаване на енергийни проблеми

(слънчеви орбитални електростанции), зада¬
чите на геодезията и метеорологията. Прове¬
ряват се възможностите за създаване на ор¬
битални заводи
Предстои в бъдеще да бъдат създадени ор¬
битални научни станции около Луната и пла¬
нетите от Слънчевата система, а също и на по¬
върхността на Луната, Марс и някои от спът¬
ниците на Юпитер. Може да се предвиди съз¬
даването на сложни космически индусгриал
ни комплекси с многобройно население в ор¬
бити около Земята и Слънцето. Все пак за¬
селването от човечеството на планетите от
Слънчевата система едва* ли може да бъде
осъществено в обозрим период от време
Космонавтиката се основава на постиже¬
нията на редица научни и технически дисци¬
плини. Космическата динамика и ракетоди
намика, а също така и съвкупността от ас¬
трономически познания образуват теоретич¬
ния фундамент на космонавтиката от самото
й зараждане В развитието на космонавтиката
наред с ракетната техника все по-голяма роля
започнаха да играят радиоелектрониката, те¬
орията на автоматичното управление, изчис-

Астробиологнческа станция на Марс. Един от проектите

161

Енциклопедичен речник на младня астроном

лителната техника, ядрената енергетика и др
Възникнаха такива нови технически нау¬
ки, като теория нг космическата навигация,
теория на космическата връзка, а също и но¬
ви раздели на биологическите науки - кос¬
мическа биология и космическа медицина.
Хиляди изобретения, създадени за нуж¬
дите на космонавтиката, намират „земни”
приложения, нови материали, медицинска
апаратура, портативни уреда, незапалимо об¬
лекло и много други.

11.

к

космос
Терминът „Космос”, навлязъл в съвременна¬
та наука от древните гърда, по същество е си¬
ноним на термина Вселена. Гръцката дума
„космос” означава — хармония, порядък,
свят. Вселена. Започвайки от VI в пр н е ,
древните гърци характеризират с тази дума
Вселената като стройна, организирана систе¬
ма, противопоставяйки я на хаоса — безраз¬
борно натрупана материя,
Космосът включва в себе си междуттланетното, междузвездното и междугалактичното
пространство с всички намиращи се в него те-

162

Енциклопедичен речник на младия астроном

ла. Когато се говори за Космоса (космичес¬
кото пространство), често сс «ма предвид не
цялата Вселена, а само междупланетната и
околоземната среда, която се намира извън
пределите на атмосферата на Земята В този
смисъл терминът Космос получи широко раз¬
пространение, след като през 1957 г. СССР
пусна първия изкуствен космически обект изкуствен спътник на Земята,
и така започна изследването на околоземната
и междупланетната среда с помощта на раз¬
лични космически летателни апарати.

КРИМСКА
АСТРОФИЗИЧЕСКА
ОБСЕРВАТОРИЯ
В предпланяните на Крим, на 12 кш източно
от Бахчисарай, е разположена Кримската астрофизическа обсерватория на Академията
на науките на СССР Обсерваторията е една от
най-големите в света. Основана е през 1908 г.
близко до град Симеиз. През 1946 г започва
строителството на зданието и телескопите на
ново място в планините около Бахчисарай
Първият голям инструмент тук е двоен астрограф с диаметър ла обектива 40 ст Сред дру¬
гите инструменти и уреди на Кримската ас¬
трофизическа обсерватория най-големите са:
слънчев телескоп — един от най-добрите ин¬
струменти от този тип в света (снабден с
управляващ изчислителен комплекс), един
от най-големите в Европа телескоп-рефлектор с диаметър на огледалото 2,6 ш, мощен
радиот&лескоп за милиметровия вълнов диа¬
пазон с параболична антена с диаметър 22 ш
Основната научна дейност на обсерватори¬
ята е свързана с изследване на неетационарните процеси, протичащи на Слънцето и в
Космоса За успешното провеждане на науч¬
ните изследвания за първи път в съветската
страна в Кримската астрофизическа обсерва¬
тория са разработени фотоелектрични методи
за изследване блясъка на звездите и измерва¬
не на магнитните полета на Слънцето и звез¬
дите, електронно-оптически преобразуватели
за фотографиране на галактики и спектри на
слаби звезди, специална апаратура за кинематографиране на процесите, протичащи на
Слънцето,

При изследване на Слънцето сътрудници от
обсерваторията под ръководството на героя
на социалистическия труд акад А Ь Северни
откриха пулсации на нашето дневно светило
като цяло с период 2 Ь и 40 шш,
Освен това в обсерваторията се изучават
далечни галактики и квазари, провеждат се
радиоас грономически и извънатмосферни из¬
следвания.
Уреди, създадени в обсерваторията, успеш¬
но се използуват в различни космически апа¬
рати Така например с орбиталния слънчев те¬
лескоп, монтиран на станцията „Салют”, се
проведоха наблюдения на Слънцето в ултра¬
виолетовите лъчи Самоходният апарат „Л ун о х о д - 2” беше оборудван със създадения
в Кримската астрофизическа обсерватория
астрофотометър (вж Луноход).

КУЛМИНАЦИИ
Кулминациите са положения на небесните
све тила при видимото им денонощно движе¬
ние около световната ос, когато те достигат
най-голяма или най-малка височина над хори¬
зонта
От геометрията на небесната сфера се виж¬
да, че денонощните паралели, т е. малките
кръгове, по които се движат небесните тела в
денонощното си въртене, имат най голяма и
най малка височина над хоризонта в точките
ма пресичане с небесния меридиан,
т. е. светилата кулминират нри преминава¬
нето им през равнината на небесния мериди¬
ан Горна кулминация се нарича
онова -от двете положения, когато височината
на светилото над хоризонта достига макси¬
мална стойност. В северните ширини горната
кулминация на небесните тела може да става
както на юг, така и на север от зенита, но
винаги на юг от Северния световен
полюс. Долна кулмина цл я се на¬
рича това положение, когато височината на
светилото става най-малка. В северните гео¬
графски ширини долната кулминация се .«из¬
вършва на север от Северния световен полюс.
За залязващите звезди долната кулминация
става под хоризонта

163

Енциклопедичен речник на младия астроном

к

ЙОХАН КЕПЛЕР (1571 - 1630)

Йохан Кеплер е виден немски астро¬
ном и математик Той открива трите
основни закона за движение на пла¬
нетите, изобретява оптическа система,
която се използува и в съвременните
рефрактори, подготвя създаването на
диференциалното, интегралното и ва¬
риационното смятане в математиката
Йохан Кеплер е роден в гр Вай !,
южна Германия, в бедно протестант¬
ско семейство След обучение в мана¬
стирско учили ше през 1589 г постъп¬
ва в духовна семинария при Тюбингенската академия (по-късно универ¬
ситет) 11о това време се запознава с
хелиоцентричната система на Н Ко¬
перник След завършване на акаде¬
мията през 1593 г Кеплер, обвинен
в свободомислие, не е допуснат до
богословска кариера и получава
длъжността учител по математика
През 1600 г той пристига в Прага при
знаменити астроном Т Брахе, след
смъртта на когото получава материа¬
лите от неговите многобройни наблю¬
дения
Кеплер написва много научни тру¬
дове и статии Най-важното негово съ¬
чинение - „Нова астрономия1* (1609),
е посветено на изучаване движението
на Марс по наблюденията на Т Брахе
Д съдържа първите два закона за дви¬
жение на планетите (вж Закони на
Кеплер) В съчинението „Хармонията
на света’* (1619) Кеплер формулира
третия закон, обединяващ теорията за

движението на всички планети в
стройно цяло Слънцето, заемащо
един от фокусите на елиптичните ор¬
бити на планетите, според Кеплер е
източник на силата, която движи пла¬
нетите Той изказва верни догадки за
съществуването на привличане между
небесните тела и обяснява приливите
и отливите на земните океани е въз¬
действието на Луната Съставените от
Кеплер въз основа на наблюденията
на Т Брахе „Рудолфови таблици”
(1627) давали възможност да се пре¬
смята за всеки момент положението
на планетите с висока за онази епоха
точност В работата „Съкращение на
ко перни коя ата астрономия” (1618 1622) Кеплер излага теорията и начи¬
ните за предсказване на слънчевите
и лунните затъмнения Неговите из¬
следвания по оптика (проблемите по
пречупване на светлината, астрономи¬
ческата рефракция, разработка на те¬
ория на зрителните тръби) са изложе¬
ни в съчиненията „Допълнение към
Витело” (1604) и ,»Дмоптрнка”(1611) Забележителни ) математически спо¬
собности Кеплер проявява и при оп¬
ределяне обемите на много въртящи
се тела. Ръкописите на Кеплер са за
купени от Петербургската академия
на науките и сега се пазят в Ленин¬
град, СССР.
Откритията на Кеплер са изиграли
г оляма роля в по-натзтьшното разни¬
те на астрономията

НИКОЛАЙ КОПЕРНИК (1473 - 1543)
Николай Коперник е велик полски
астроном и държавен деец, един от
най-известните учени в историята на
естествознаннето, създател на новата,
хелиоцентричната система за света
(Вж Система ж света)
Коперник с роден в полския град
Торуч в семейството на богат търго¬
вец. Той остава раио без баща и е въз¬
питаван от вуйчо си Л Ваценрод, из¬
вестен обществен к полигнчески деец
по онова време. Коперник получава
богословско и медицинско образова¬
ние в университета в Краков и в Ита¬
лия Още от младежките си години
той се интересу ва от астрономия, изу¬
чава я, като посещава лекциите в
Краков за „седемте свободна нзкуст

ва”, в които влизали астрономията и
математиката. Коперник набира на¬
блюдателен опит при италианските ас¬
трономи и се запознава със съчинени¬
ята на древногръцките класици в ори¬
гинал След завръщането си в Полша
ученият се заселва в областта Вармня
- отначало в град Лидзберг, а след то¬
ва във Фромборг Дейността му е раз¬
нообразна Той взема дейно участие
в управлението на областта завежда
финансови, стопанския други въпро¬
си В същото време Коперник посто¬
янно размишлява над устройството
на Слънчевата система н постепенно
идва до своето велико откритие.
Коперник използува идеята на
древногръцкия философ Арнстарх

164

Енциклопедичен речник на младия астроном

Самоскн (III в пр н е.) затова, че
Земята се движи около Слънцето Об¬
щата философска догадка ученият
превръща в строга математическа те¬
ория, която за пръв път може да обяс¬
ни всички известни дотогава особе¬
ности в движенията на планетите.
Слънцето и Луната Коперник твърда,
че Земята и другите планети са спът¬
ници на Слънцето Той показва, че
именно с движението на Земята око¬
ло Слънцето и денонощното й върте¬
не около своята ос се обяснява види¬
мото преместване на Слънцето сред
звездите, странното, възлообразно
движение на планетите и видимото де¬
нонощно въртене на небесния свод.
Своята теория Коперник създава
почти 30 години Гя е изложена в зна¬
менитото му съчинение „За въртенето
на небесните тела*’ (1543 г.). Учение¬
то на Коперник нанася съкрушителен
удар върху религията н църквата

според които Земята е божа избранница, стояща в центъра на света (спо¬
ред геоцентркчната система за света
на Птолемей), и изиграва огромна ро¬
ля в по-натагьшното развитие на естествознаннето Въз основа на тази тео¬
рия Й, Кеплср открива законите за
движението на планетите, а И Нютон
- закона за всеобщото привличане
Хелноцентричната система опровер¬
гава представата за особеното поло¬
жение на Земята във Вселената, слу¬
жи като основа за развитие на идеята
за многото обитаеми световс. за без¬
крайността на Вселената (вж Извън¬
земни ииви^шзации)
Тя дава въз¬
можност за теорстнко-експернментално познание на света Поради всич¬
ко това хелноцентричната система на
Коперник влиза в историята на еетествознаннего каго велика научна рево¬
люция

165

Енциклопедичен речник на младия астроном

ЛАЗАРЕН СПЪТНИКОВ
ДАЛЕКОМЕР
Лазерният спътников далекомер е астроно¬
мически инструмент за измерване на разстоя¬
нието до изкуствени спътници на Земята. “
Работата на лазерния спътников далеко¬
мер се основава на измерване на интервала
от време, необходим на излъчения от ,штекомера светлинен импулс да достигне до спът¬
ника и, отразен от него, отново да се върне в
далекомера Тъй като скоростта на светлина¬
та е добре известна, то чрез измерения по то¬
зи начин интервал време лесно се изчислява и
разстоянието до спътника
По време на наблюденията спътникът бър¬
зо се премества и затова за всяко измерване
на разстоянието с висока точност (до части от
милисекундата) трябва да бъдат регистрира¬
ни моментите време, в които са извършени
наблюденията. Това става с помощта на точни
кварцови часовници.
Тесен, много кратък светлинен импулс се
изпраща към спътника от квантов генератор
(лазер). Като егнгне до спътника, той се от¬
разява от ъгловите отражатели, чиято особе¬
ност се състои в това, че след пълно вътрешно
отражение от трите стени на призмата (фиг.1)
лъчът се движи точно в противоположната по¬
сока По такъв начин отразеният от спътника
лазерен импулс се връща в далекомера
Лазерният далекомер има брояч на интервали от време, който се включва в момента
на излизане на светлинния импулс от далеко

мера и се изключва в момента на завръщане
на отразения сигнал В лазерните далекомери
се използуват броячи, регистриращи интерва¬
ли от време с точност 1 1 000 000 000 5 (така¬
ва единица за време се нарича наносекунда)
и даже по-точно, Това позволява да се опре¬
дели разстоянието до спътника с точност
10 — 15 сш
Фиг. 1. Лъчът, отразен от трите страни на призмата,
се връща в посока противоположна, на началната
посока.

166

Енциклопедичен речник на младия астроном

Фит. 2- Лазерен спътни¬
ков далекомер „Интеркосмос”

На фиг 2 е представен лазерният спътни¬
ков далекомер „Интеркосмос”, създаден в
сътрудничество между учените от СССР, Че¬
хословакия, ГДР, Унгария и Полша С по¬
мощта на такива далекомери се извършват
наблюдения на изкуствени спътници на Земя¬
та по програми, разработени от Академията
на науките на СССР.
На същия принцип са построени лазерните
далекомери за определяне на разстоянието до
Лунага Обикновено те се монтират на голе
ми телескопи. В този случай, попадайки на
Луната, светлинният лъч се отразява от ъгло¬
вите отражатели, монтирани на съветските
луноходи.

ЛИБРАЦИЯ НА ЛУНАТА
Либрация на Луната са малките периодични
люлеения за земния наблюдател на детайли от
видимия диск на Луната около общ център.
Поради съвпадение ка двата периода — върте¬

нето на Луната около нейната ос и обиколка¬
та и около Земята — Лунага винаги е обърна¬
та към Земята с една и съща, така наречената
видима страна (вж. Луна), Все лак вследствие
на либрацията от Земята се наблюдава не 50,
а 599? от лунната повърхност.
Да разгледаме фиг. 1, на която схематично
е показана елиптичната орбита на Луната око¬
ло Земята Нека в момента А в центъра на
диска на Луната се вижда точката а от нейна¬
та повърхност След четвърт месец Луната ще
се окаже в т. В, като при това за същото вре¬
ме тя ще извърши точно четвърт завъртане
около своята ос. При наблюдение от Земята
точк ата а вече няма да се вижда в центъра на
диска, а ще се измести на изток от него. В
положение С точката а се връща в центъра на
видимия лунен диск, а в положението О тя се
отмества на запад Описаното явление се на¬
рича либрация по дължина и мак¬
симално достига ± 7°45.
Либрация по ширина настъпва
поради наклона на равнината на лунната ор-

167

Енциклопедичен речник на младия астроном

Л

Фнг. 1. Схема на либрацнята ш Луната по дължина

V

Фнг. 2. Схема на либрацнята на Луната по ширина

бита към еклиптиката (фиг 2). Тъй като за
една обиколка около Земята оста на въртене
на Луната практически не изменя своето по¬
ложение в пространството, то, както се виж¬
да от фиг. 2, в две диаметрално прогавоположни точки от орбитата ние наблюдаваме
ту северния полюс на Луната Р, ту южния по¬
люс Р Либрацията по ширина максимално
достига ±6°41 .
Двете описани явления носят общото наз¬
вание оптическа либрация. Допъл¬
нителни ефекти на либрация възникват пора¬
ди денонощното въртене на Земята, когато
положението на наблюдателя спрямо Луната
се изменя с един земен диаметър (така наре¬
чената денонощна либрация, дос¬
тигаща 1°) и вследствие на неравномерното
гравитационно привличане на Земята (ф изическа либрация,достигаща2').

ЛИНИЯ НА СМЯНА
НА ДАТАТА
Линията на смяна на датата е условна линия
върху повърхността на земното кълбо, пре¬
минаваща главно по меридиана с географска
ширина 180° и раз!раничаваща местата, кои¬
то имат различни с един ден календарни дати
при еднакви показания на часовниците
Положението на линията на смяна на дата¬
та е нанесено на картата на часовите пояси,
дадена към статията Измерване на времето.
Необходимостта от приемане на линия на
смяна на датата е предизвикана от следните
обстоятелства. При околосветско пътешест¬
вие от запад на изток пътешественикът преси¬
ча места, където часовниците, поставени по
местно (поясно) време, показват все по-къс-

168

Енциклопедичен речник на младия астроном

но време в сравнение с местното време на
мястото на тръгването Постепенно, премествайки стрелките на своя часовник напред,
в края на околосветското пътешествие, когато се окаже в мястото на тръгване, пътешест¬
веникът отчита дата с един ден напред. И, об¬
ратно, при околосветско пътешествие от из¬
ток на запад не достига едно денонощие За
избягване на свързаните с това грешки в бро¬
енето на дните по международно споразуме¬
ние е възприета линия на смяна на датата.
На запад от линията на смяна на датата
числото в месеца (датата) винаги е с единица
по-гол ямо, отколкото на изток от нея. Зато¬
ва след пресичане на линията на смяна на да¬
тата от изток на запад календарното число
трябва да се увеличи с единица, а след преси¬
чането к от запад на изток, обратно, да се на¬
мали с единица
I ака например, ако корабът пресече лини¬
ята на смяна на датата на 1 май, движейки се
от запад на изток, в полунощ на кораба дата¬
та не се изменя, т е. два дни поред трябва да
бъде 1 май. И обратно, ако корабът пресича
тази линия на 1 май в противоположна посо¬
ка, в полунощ датата се изменя изведнъж иа
3 май
Спазването на това правило изключва
грешки в броенето на дните. С него най-на¬
пред са се сблъскали участниците в първата
околосветска експедиция на Магелан през
1М9 — 1522 г Когато експедицията се връ¬
ща в родината си, се оказва, че пътешестве¬
ниците и местните жители по различен начин
броят дните и датите иа месеца Разликата е
точно едно денонощие.
На линията на смяна на датата започва но¬
вият ден, новият календарен месец и нова го¬
дина. Например нова година настъпва най-рано за жителите на Нова Зеландия, след това в
Австралия и Япония и т. н В България тя
настъпва 10 часа по-късно.

ЛУНА
Луната е най-близкото до Земята небесно тя¬
ло, естественият спътник на нашата планета.
Гя обикаля около Земята на разстояние 400
хил кш. т. е само 30 диаметъра на земното
кълбо. Диаметърът на Луната, само 4 пъти
по-малък от земния, е равен на 3476 кш За
разлика от сплеснатата в полюсите Земя Лу¬

ната по форма с значително по-близко до
сфера
Луната е тъмно тяло Тя свети върху небо¬
свода само благодарение на отразената от нея
слънчева светлина, Видимата форма на Луна¬
та зависи от взаимното разположение на
Слънцето, Земята и Луната За 29,5 деноно¬
щия — периода на завръщане на Луната в пър¬
воначалното и положение спрямо Земята и
С лънцето — тя претърпява пълен цикъл на
изменение — смяна на лунните фази (вж. Фа¬
зи на Луната и планетите)
Цикличното изменение на вида на Луната
от тесен сърп дощълен диск е привлякло вни¬
манието на хората още от дълбока древност.
1 млнага на лунните фази е отразена в наскалните рисунки на пещерния човек, живял пре¬
ди 35 хил. години. Неотдавна в село Хонци
Украйна, е намерен зъб от мамонт, изпъстрен
с резки Възрастта на находката е 10 - 15
хил, години Анализът на редуването на къси¬
те и дългите нарези води до извода, че зъбът
пази резултати от наблюдения на лунните фа¬
зи
Причините за изменение вида на Луната,
закономерностите в настъпване на затъмне¬
нията, влиянието на Луната върху природни¬
те явления оставали необясними за древния
човек, поради което Луната станала обект на
обожествяване, на религиозно поклонение.
Минали хилядолетия, преди да се изясни, че в
някои случаи Луната действително въздействува върху Земята Така с откриването на
закона за всеобщото привличане е показано,
че именно Луната предизвиква приливите в
моретата и океаните Все още до наши дни се
е запазило поверието за влиянието на Луната
върху времето предубеждение, което от на¬
учна гледна точка няма никакво сериозно ос¬
нование.
Ако се гледа от страната на Северния по¬
люс, Луната, както и всички планети и спът¬
ници в Слънчевата система, обикаля около
Земяга в посока, обратна на часовниковата
стрелка За една обиколка около Земята на
Луната са необходими 27,3 денонощия Та¬
къв интервал от време се нарича с и д е р ич е н или звезден месец Времето за една
пълна обиколка на Луната около Земята е
точно равно на времето за едно завъртане
около собствената й ос Затова Луната посто¬
янно е обърната към Земяга с една и съща
страна.

169

Енциклипеднчен речник на младия астроном

л

Телескопична снимка на видимата страна на Луната

Предполага се, че в ранните периоди на
своята история Луната се е въртяла около
своята ос по-бързо и следователно е обръща¬
ла към Земята различни части от своята по¬
върхност Но поради близостта на масивната
Земя в твърдото тяло на Луната са възниква¬
ли значителни приливни вълни. Те действува¬
ли на бързо въртящата се Луна. Процесът на
забяване на лунното въртене продължил до¬
тогава, докато тя се оказала постоянно обър¬
ната към Земята само с едната си страна. От¬
тук възникват понятията видима и обратна
страна на Луната. Само благодарение на ли-

брациите ние имаме възможност от Земята да
наблюдаваме освен видимата страна на Луна¬
та и гранични на нея тесни ивици от терито¬
рията на нейната обратна страна. В крайна
сметка от Земята може да се види 59% от
лунната повърхност.
Наблюденията на Луната още от древност¬
та са играли важна роля в развитието на ас¬
трономията, Вавилонските звездобройци из¬
ползували смяната на лунните фази като ос¬
новна единица за измерване на големи интер¬
вали от време (вж. Календар). Формата на
края на земната сянка при лунни затъмнения

170

Енциклопедичен речник на младия астроном

Снимка на Луната от Космоса, на която частично се вижда нейната обратна страна.

(вж Затъмнения на Слънцето и Луната) е
послужила на древногръцкия философ и учен
Аристотел като един важен аргумент за доказ¬
ване сферичността на Земята.
Италианският учен Г. Галилей пръв от¬
крива неравностите на лунната повърхност.
Оказва се, че тя е покрита с тъмни петна-рав¬
нини, които хората нарекли морета Различни
от тях са „материците” - по-светли области,
изобилствуваши с хребети, клисури и много
характерни пръстеновидни образувалия —
кратери, най-големите от които се нари¬
чат още циркуси. Много кратери имат по сре¬
дата централно хълмче.

При съставянето на лунните карти на мно¬
го детайли от лунния релеф са дадени собстве¬
ни имена. За хребетите са използувани назва¬
нията на земни планински системи — Алпи,
Апекнки, Кавказ, а кратерите са получили
имена на астрономи и математици Така един
от кратерите се нарича Коперник Има крате¬
ри Кеплер, Нютон и т. н. На лунните карти
се появиха Океан на бурите, Море на дъждо¬
вете, Море на спокойствието.
Луната са обитавали безброй персонажи
на фантастични книги. Тя е посещавана от
героите на английския романнст от XVI в. Ф.
Ходуин, французина Сирако дьо Бержерак,

171

Енциклопедичен речник на младия астроном

американеца Ьдгар По. За полети до Луната
са писали Жул Берн, Хербърт Уелс, Алексан¬
дър Беляев, Айзък .Азимов, Станислав Лем
На практика космическите трасета до това
небесно тяло проправиха съветската наука и
техника
Първата карта на обратната страна на Лу¬
ната и първият пълен лунен глобус са съста¬
вени от съветските астрономи през този век:
на 7 октомври 1959 г. съветската межцупланетна станция „Луна-З”, извършвайки обли»
тане на Луната, фотографира нейната обратна
страна Това бяха първите телефотографии,
предадеш от космическото пространство.
По предложение на съветските астрономи
Международният астрономически съюз наименова 18 новооткрити образувания върху
обратната страна на Луната На лунната карта
се появиха Море Москва, кратерите Херц,
Курчатов, Ломоносов, Максуел, Менделеев,
Попов, Сююдовска-Кюри, Циолковски и др.
Фотографирането на обратната страна на
Луната беше завършено през 1965 г. от друга
съветска автоматична станция „Зонд-З”. С
новите названия на лунните детайли са увеко¬
вечени имената на повече от петстотин дейци
на световната наука н техника, които са свър¬
зали своя живот с прогреса на човечеството.
Сред тях са бележитите съветски конструк¬
тори на ракетно-космически системи, създа¬
тели на много лунни автомати, като С. П. Корольов и Г. Н. Бабакин

Л

Космическите полети до Луната обусла¬
вят бързото развитие на изследванията в об¬
ластта на геологията, геохимкята и геофизи¬
ката на това небесно тяло. Луната стана едно
от онези небесни тела, изучаването на което
помага на учените по-добре да разберат осо¬
беностите в строежа на планетата Земя, на
която ние живеем. На 20 юли 1969 г. на Лу¬
ната за пръв ггьт стъпи човек.
За четвърт век космическа ера в СССР и
САЩ с участието на учени от много страни са
осъществени няколко програми в областта
на лунниге изследвания (вж. Автоматични
междупланетни станции; Космически кора¬
би; Луноход).
Особено голямо значение за разбиране на
природа га на Луната има доставянето върху
Земята на образци от лунната почва.
Техният анализ доказа пълната липса на ор¬
ганични съединения в повърхностния слой
на Луната. Изучаването на лунната почва да
де възможност да се установи точно хими¬
ческият състав на лунните скали и тяхната
възраст. Изясни се, че Земята и Луната имат
еднаква възраст: те са по на 4,5 млрд. години.
Какво все пак представлява нашият небе¬
сен спътник? В лунните недра се отделят раз¬
личните по своите свойства ядро, мантия и
кора В мантията на Луната се намират огни¬
щата на лунотресенията, честотата на които
периодично се изменя в зависимост от поло-

172

Енциклопедичен речник на младия астроном

Земята във формата на
тънък сърп изгрява над
лунния хоризонт.

жението на Луната по орбитата к около Зе¬
мята.
Луната е напълно лишена от вода, назва¬
нията „море*’, „нос”, „залив” се запазват на
лунните карти само по традиция. Лунните мо¬
рета са съвсем сухи и представляват обшир¬
ни, залети някога от базалтова лава низини
За това свидетелствуваг издигащите се на
места сред моретата гребени на пръстеновид¬
ни валове — следи от кратери, погребани под
потоци лава. Под лунните морета са разполо¬
жени така наречените маскони - райони
с повишена плътност на веществото. Възник¬
ването на масконите е свързано с особености
при образуването на лунните морета.
Лунните морета са се вместили в матери¬
ците, които са съставени от анортизити, т. е.
минерали, претърпели дълга и сложна еволю¬
ция.
В отделни места от лунната повърхност се
наблюдава кратковременно изтичане на газо¬
ве Като цяло обаче Луната е лишена от атмо¬
сфера и там няма ветрове, които например

тук на Земята разрушават земните скали
Освен това поради липса на атмосфера метео¬
ритите оставят безброй следи върху лунната
повърхност. Част от огромните кратери-циркуси върху лунната повърхност, които са с
различна възраст, дължат своя произход на
вътрешни процеси в недрата на Луната, но все
пак по голямата част от тях е свързана с метеорнтни удари Постоянната бомбардировка
на Луната от дребни метеорити е причина ця¬
лата лунна повърхност до няколко метра
дълбочина да е покрита със слой от ситно раз¬
дробено спекло се вещество, образуващо
втвърдена шуплеста маса Този тънък слой от
лунната повърхност се нарича р е г о л и г.
Реголитът е чудесен термоизолационен ма¬
териал. Изобщо температурните промени на
повърхността на Луната са много големи. На
екватора те варират от +130 °С в лунно плад¬
не до —170 °С през нощта Много резки про¬
мени има при лунните затъмнения. Но благо¬
дарение на слоя реголит посочените темпера¬
турни разлики се разпространяват в дълбочи-

173

Енциклопедичен речник на младия астроном

л

По повърхността на Луната американските космонавти се придвижваха с помощта на лунохода „Ровър”.

Ш
на само до няколко десетки сантиметра. Пониско температурата на лунните скали оста¬
ва постоянна Както н при Земята, поради
притока на топлина от недрата температурата
в тялото на Луната бавно нараства с увелича¬
ване на дълбочината.
Масата на Луната, равна на 7,35.1025 & е
само 81.3 пъти по-малка от масата на Земята
1 ова обстоятелство поставя Луната на съвсем
особено място всред спътниците на всички
други планети, които са хиляди пъти по-мал¬
ки от своите „стопани'*. Трябва да се добави
и това, че Луната се намира извън сферата,
където силата на привличане на централното
тяло — Земята, превъзхожда силата на прив¬
личане на Слънцето. Поради тези особености
някои учени са склонни да разглеждат систе¬
мата Земя — Луна като уникална „двойна
планета”.
Средната плътност на Луната е 3,34 р/сгп3.
Гя приблизително съответствува на плътност¬
та на горната обвивка на Земята — нейната
кора. Силата на привличане върху лунната по¬

върхност е 6 пъти по-малка от земната. На
американските космонавти, осъществили ме¬
ко кацане на повърхността на Луната, се на¬
ложило да усвоят особен начин на лунно хо¬
дене, който нарекли „стил кенгуру”.
Специалните астрономически наблюдения
показаха, че Луната няма естествени спътни¬
ци.
Разнообразните данни, получени в резултат
на полетите на космически апарати, хвърлят
нова светлина върху природата на Лунага и
дават ключ за разгадаване на многоброните
тайни на Слънчевата система.

ЛУНОХОД
На 10 ноември 1970 г. от Земята стартира съ¬
ветската автоматична станция „Луна-17”.
Тя достави на повърхността на нашия естест¬
вен спътник самоходен апарат „Луноход-1”,
предназначен за комплексни изследвания на
лунната повърхност. „Луна-17” извърши ме-

174

Енциклопедичен речник на младия астроном

,, Луноход-2”

ко кацане на 17 ноември в западната част на
Морето на дъждовете. В същия ден „Луноход-1” излезе от спускаемия апарат на стан¬
цията по специална стълба и започна своето
пътешествие по лунната повърхност, продъл¬
жило почти година — от 17 ноември 1970 г
до 4 октомври 1971 г За това време апаратът
премина 10,5 кш
„Луноход-1” се състои от две основни час¬
ти херметически сектор за уреди и шаси с 8
колела Всяко от 8-те колела на шасито е во¬
дещо и има електродвигател, разположен в
главината на колелото Движението на лунохода се управлява от екипаж, намиращ се на
Земята в Центъра за далечна космическа
връзка.
В сектора за уредите на лунохода освен
служебните системи се намира научна апарагура уред за анализ на химическия състав на
лунната почва, уред за изследване на
механичните свойства на почвата, радиометрично оборудване, рентг енов телескоп и лазе¬
рен ъглов отражател (френско производ¬
ство) .
За времето, през което работи,„Луноход1” детайлно изследва лунна повърхност с
площ 80 000 ш . Телевизионните системи на
апарата предадоха на Земята над 200 пано¬
рамни и над 20 000 отделни снимки на лунна¬
та повърхност. Получиха се нови данни за фкзико-механическите и химическите свойства
на лунната почва.

С помощта на „Луноход-1” учените изслед¬
ваха характера и особеностите на типично
лунно море — Морето на дъждовете Оказа се,
че изследваният район по своята структура е
близък до преди това изучените морски ра¬
йони в екваториалната зона на Луната. Уче¬
ните узнаха, че каменистите кратери с ясни
форми на релефа са малко в този район От¬
тук те направиха извод, че процесът на кратерообразуване върху лунната повърхност вър¬
ви бавно и с времето контурите на кратерите
се изглаждат Повечето от тези кратери са се
образували при удари и врязвания на метео¬
рит, падащи на повърхността на Луната.
Резултатите от анализа на химическия със¬
тав показаха, че скалите в изследвания ра¬
йон са близки до базалтите. Тези данни по¬
твърдиха хипотезата за интензивна вулка¬
нична дейност на Луната през ранните етапи
на нейното съществуване При изригване на
вулкани на повърхността на Луната се е раз¬
ливала базалтова магма Базалтите са широ¬
ко разпространени и на Луната, и на Земята
Това обстоятелство потвърждава предполо¬
жението, че началните етапи на формиране на
всички планети от земната група са премина
ли по един и същ начин.
На 16 януари 1973 г. автоматичната стан¬
ция „Луна-21” достави в източната част на
Морето на яснотата (в кратера Лемоние)
„Луноход-2”. Този самоходен автоматичен
апарат има усъвършенствувана конструкция
и бордови системи, а също и допълнителна
научна апаратура. Това значително повиши
маневреността на лунохода и позволи да се
изпълнят многобройни научни изследвания
За по-крагковременно пътешествие (4 месе¬
ца) „Луноход-2” преодоля разстояние 37 кш и
предаде на Земяга 86 панорамни и над 80000
отделни снимки на лунната повърхност. „Лу¬
ноход-2” изследва зона, която съчетава мор¬
ски и материкови райони на Луната
Интересен космически експеримент беше
осъществен от „Луноход-2” с помощта на
асгрофотомегър. Той се състои в определяне
на светимостта на лунното небе във видимата
и ултравиолетовата област на спектъра (вж
Електромагнитно излъчване на небесните те¬
ла).
Учените искаха да разберат доколко небе¬
то на Луната е по-тъмно от земното, т. е. до¬
колко условията за наблюдение на звездните
светове от Луната са по-добри, отколкото на

175

Енциклопедичен речник на младия астроном

Земята или от орбита на земен спътник Ре¬
зултатът се оказа неочакван. Изясни се, че
светимоетта на лунното небе е значително повисока, отколкото предполагаха учените
Анализирайки получените резултати, астроно¬
мите дойдоха до извода, че Луната е обкръже¬
на от слой прашинки, които силно разсейват
слънчевата и отразената от Земята светлина.
В трите експедиции до Луната на косми
чсските кораби „Аполо” американските
космонавти се придвижваха по лунната по¬
върхност на двуместните луноходи „Ровьр”.
Тези апарати значително облекчиха работата
на космонавтите върху Луната и им позволи¬
ха да се отдалечат от точката на кацане на раз¬
стояние 27 — 35 кш
Луноходите са разновидност на план ег оходите Това са космически машини
01 принципно нов тип. За разлика например
от спускаемите апарати на автоматичните
междупланетни станции, които извършват из¬
следвания в една точка от повърхността на
планетата, планетоходите ще изследват об¬
ширни пространства от повърхностите на пла¬
нетите и техните спътници. Вече съществуват
проекти на марсоходи и е вьзможно в неда¬
лечно бъдеще да станем свидетели на пъте¬
шествие на планетохода върху повърхността
на Марс,

л

ЛЪЧЕВА СКОРОСТ
Лъчевата скорост е скоростта, с която тялото
се приближава към наблюдателя или се отда¬
лечава от него. Тази скорост може да се пред¬
стави като проекция на вектора на пълната
пространствена скорост на тялото спрямо на¬
блюдателя върху зрителния лъч. т, е върху
правата линия, която съединява тялото с на¬
блюдателя Ако обектът се движи перпенди
кулярно на зрителния лъч, неговата лъчева
скорост е равна на нула, а ако се движи по
лъча на зрение - тя е равна на пълната ско¬
рост на обекта.
Лъчевата скорост на небесните тела се оп¬
ределя по техния спектър с помощта на
ефекта наДоплер. Последният се съ¬
стои в това, че дължината на вълната (или
честотата) на разпространяващите се трепте¬
ния (звукови, светлинни или други) се изме¬
ня при преместване на източника на трепте¬
ние и наблюдателя един спрямо друг Кога го
наблюдателят се движи срещу разпространя¬
ващите се вълни, той възприема по-голям
брой трептения за единица време, отколкото
един неподвижен наблюдател Честотата на
трептенията за него нараства, а дължината на
вълната съответно намалява. Ако вълните до¬
гонват наблюдателя, той фиксира намаляване

176

Енциклопедичен речник на младия астроном

Възвръщасмата ракета „Луна—Земя5’ с образци ог лунната почва стартира от повърхността на Луната.

177

Енциклопедичен речник не младия астроном

л

Фнг. 1. Нагледно представяне на ефекта на Доплер. Разстоянието между гребените на вълните изглежда поголямо, ако вълните догонват наблюдателя, и изглежда по-малко, ако наблюдателят се движи срещу тях.

тИ

на честотата и увеличаване на дължината на
вълната. Изменението на дължините на въл¬
ните на светлинните трептения води до това,
че всички спектрални линии в спектъра на и>
гочника се преместват към страната на дълги¬
те вълни, ако лъчевата му скорост е насочена
от наблюдателя (червеното преместване) и
към страната на късите вълни, ако посоката
на лъчевата скорост е към наблюдателя (ви
олетово преместване). Ако скоростта на из¬
точника е мал^а в сравнение със скоростта на
светлината (300 000 кш/$), то преместването
нз линиите и лъчевата скорост са свързани
със следното просто съотношение: лъчевата
скорост е равна на произведението от ско¬
ростта на светлината и изменението на дължи¬
ната на вълната на коя да е спектрална линия,
разделено на дължината на вълната на същата
линия в неподвижен източник. Така се опре¬
деля лъчевата скорост на небесните тела. 1 ова определение е приложимо за всички дъл¬
жини на вълните: и в оптическия, и в рентге¬
новия, и в радиодиапазона, но може да се
ползува само в случай, че лъчевата скорост е
значително по-малка от скоростта на светли¬
ната Ако тези скорости са сравними, налага
се да бъдат използувани по-сложни формули.
За планетите и повечето от близките звезди
лъчевата им скорост е единици или десетки
километра в секунда, скоростта на най-бързи¬
те звезди в Галактиката не надвишава 300
кт/5. Повечето от галактиките се отдалеча¬
12.

ват от нас: ние наблюдаваме червено премест¬
ване в техните спектри. Колкото по-далеч е
галактиката, обикновено толкова по-голяма
е нейната лъчева скорост Лъчевите скорости
на най-далечните обекти — квазарите — са
близки до скоростта на светлината.
Измерването на лъчевите скорости на не¬
бесните тела е много важен метод на астроно¬
мическите изследвания. С негова помощ на¬
пример се изучава движението на звездите и
се оценяват техните маси, изследва се харак¬
терът на движението на веществото в Слънце¬
то и в газовите мъглявини, определя се маса¬
та и разстоянието на далечните галактики.
Фнг. 2. Лъчевата скорост е проекция на скорост на
звездата в пространството (синята стрелка) върху
зрителния лъч.

178

Енциклопедичен речник ни младия астроном

МИХАИЛ ВАСИЛИЕВИЧ ЛОМОНОСОВ (1711 - 1765)
Михаил Васнлиевич Ломоносов е ве¬
лик руски учен-енциклопедист, естес¬
твоизпитател и филолог, поет и ху¬
дожник, философ на природознание¬
то, организатор на руската наука и
виеше образование (по негова иници¬
атива и проект през 1755 г е създаден
Московският университет).
Михаил Ваеилиевнч Ломоносов е
роден в с. Денисовка - близо до Холмогорн (Архангелска област), в се¬
мейството на селянин-рибар На 19-гояишна възраст той заминава за Мос¬
ква, кьдето постъпва в Сл авяно-гръцко-лагинската академия под измис¬
лено дворянско име. Като един от найдобрите ученици Ломоносов бил и>
пратен да продължи образованието си
в университета при Петербургската
академия на науките, а след това в
чужбина, къдсто специализира физи¬
ка, химия и металургия На 34 години
той става един от първите руски ака¬
демици Кръгът на неговите интереси
и изследвания в естествознанието об¬
хваща най-различни области от фунда¬
менталните и приложните науки (фи¬
зика. химия, география, геолошя, ме¬
талургия, астрономия). Ломоносов
дълбоко прониква в материалистичес¬
ката същност на природата, пропаган¬
дира и развива нейните основни физи¬
чески и философски принципи: зако¬
на за запазване на материята и движе¬
нието, принципите за познаваемост,
универсалността на природните зако¬
ни.
Умението му да анализира явле¬
нията в тяхната взаимна връзка и ши¬

рочината на Неговите интереси го до¬
веждат до редица важни изводи и пос¬
тижения в областта на астрономията
Като изучава атмосферното електри¬
чество, той стига до идеята за елек¬
трическата природа на полярните сия¬
ния и на светенето на кометните
опашки. През ] 762 г, Ломоносов съз¬
дава огледален телескоп - рефлек¬
тор с наклонено огледало, който да¬
вал ярък образ на обекта Ломоносов
пръв обрисува повърхността на Слън¬
цето като бушуващ огнен океан
Ьдно от главните постижения на
Ломоносов в астрономията е откри¬
ването на атмосферата на планетата
Венера Откритието е направено на 26
май 176) г. по време на наблюдение
на преминаването на Венера пред слън¬
чевия диск
М, В, Ломоносов е велик ученпатриот В науката той вижда могъща
сила за подобряване на живота на на¬
рода. Никой не се е I рижел така, както Ломоносов, за практическото при¬
ложение на астрономията Той про¬
явява особен интерес към създаване¬
то на такива уредя, които биха пома¬
гали ка моряците по-лесно да се ори¬
ентират по звездите и с най-гол ям а
точност да определят времето.
През целия си живот М В Ломо¬
носов неуморно се бори с изостанало¬
стта и невежеството, за тържеството
на науката Той твърди, че Вселената е
безкрайна, че нашата Земя и всичко
съществуващо в природата не са неиз¬
менни, а непрекъснато се развиват

УРБАН ЖАН ЖОЗЕФ ЛЬОВЕРИЕ (1811 - 1877)
Френският астроном Льоверие е ро¬
ден в малкото градче Сен Ло в Иормандня в семейството на скромен чи¬
новник През 1833 г завършва из¬
вестното Политехническо училище в
Париж През 1846 г. е избран за член
на Парижката академия на науките и
става ръководител на Катедрата по
небесна механика в Парижкия уни¬
верситет През 1854 г става директор
на Парижката обсерватория
Трудовете на Льоверие се отнасят
до важни проблеми от небесната ме¬
ханика През 1839 г. той представя в
Парижката академия на науките док¬
лад на тема „Върху вековите смуще¬
ния в планетните орбити”, В него се

обсъжда въпросът за устойчивостта на
Слънчевата система През следващите
години Льоверие работа над теорията
за движението на Меркурий, а през
1843 — 1845 г изследва няколко късопериодични комета.
През 1845 г по предложение на
тогавашния директор на Парижката
обсерватория Араго Льоверие започва
да изучава неправилностите в движе¬
нието на планетата Уран Неговите из¬
следвания показват, че причината за
неправилностите в движението е неиз¬
вестна планета, която се намира зад
орбитата на Уран През 1846 г той
чрез изчисления определя мястото по
небесната сфера, къдсто трябва да се

179

Енциклопедичен речник на мшдня астроном

намира неизвестната планета, която
по-късно е наречена Нептун, Планета¬
та е открита на същото място, което
определя Льоверие, от немския астро¬
ном Гале
Откриването на Нептун с помощта
иа изчисленията на Льоверие — това е
едно от най крутшите събития в об¬
ластта на теоретичната астрономия.
През целия си живот Льоверие се за¬

л

нимава с теорията за движението на
планетите. I ой изчислява таблици, ко
и то се характеризират с изключителна
точност. Планетната т еория на Льоверие години наред се използува от ас¬
трономите за съставяне на астроно¬
мическите ефемеркди - специални
таблици, които съдържат положе¬
нията на телата от Слънчевата система
за няколко години напред

МАГЕЛАНОВИ ОБЛАЦИ
Магелановите облаци (Голям и Малък) са
две неголеми неправилни галактики, найблизките спътници на нашата Г&гактика. Раз¬
положени са в южната небесна полусфера и са
невидими от нашата страна. За пръв път са
описани от един участник в експедицията на
Големият Магеланов облак

Магелан, откъдето идва и наименованието им
- Магеланови При наблюдения с невъоръже¬
но око Магелановите облаци изглеждат като
две сияещи мъглявини Големия! Магеланов
облак има диаметър около 7 крс, а Малкият
— 3 крс, намиращи се на разстояние съответ-

181

Кнциклоподичен речник на младия астроном

м

Фнг. I. Схематично представяне на силовите линии
на магнитното поле на Земята олизко до земната
повърхност

но 52 и 63 крс. Магелановите облаци влизат
в Местната група галактики
Според мнението на някои астрономи в
Магелановите облаци могат да бъдат различе¬
ни зачатъци на спирална структу ра. Обаче при
тях не се наблюдава никаква концетрация
или симетрия по отношение на центъра на
въртене, нещо, което е присъщо на спирални¬
те галактики. В Големия Магеланов облак ос¬
вен продълговатото главно тяло се наблюда¬
ват несвързани с него обширни групи горещи
звезди и светли мъглявини, състоящи се от
йонизиран водород. В двата Магеланови обла¬
ка, особено в Големия, се намират множест¬
во звездни купове — различни по
възраст и брой на звездите. В тях се намират
и липсващите в нашата Галактика млади
сферични купове и обикновени стари
сферични купове.
Особено привлича вниманието намиращата
се в Големия Магеланов облак гигантска га¬
зова мъглявина 30 от Златна рибка (Таран
гул) В центъра на мъглявината е концентри¬
ран куп горещи звезди с много висока сеетимост. По някои характеристики, в това чис¬
ло и по радиоизлъчването
тази област на¬
помня ядрата на галактиките Тук активно
протича процес на образуване на звезди с го¬
леми маси Един с друг, а вероятно и с наша¬
та Галактика Магелановите облаци са свърза¬
ни с газова връзка

МАГНИТНО ПОЛЕ
НА ЗЕМЯТА
Ако дълга и тънка магнитна пластинка — маг¬
нитна стрелка — бъде закрепена върху острие
или е окачена така, че да може свободно да се
върти, то във всяка точка близо до земната
повърхност под действие на магнитното поле
на Земята тя винаги се установява приблизи¬
телно в една и съща посока (от север на юг).
Отдавна в морската и въздушната навигация
широко се използува компасът, при направа¬
та на който е използувано именно това свой¬
ство Точното познаване на магнитното поле
в колкото е възможно повече точки от земна¬
та повърхност е изключително важно за нау¬
ката и практиката, поради което на магнитни¬
те обсерватории, разположени по цялото зем¬
но кълбо, системно се извършват магнитни
наблюдения Първата магнитна карта е публи-

кувана през 1701 г. от Е Халей, който събрал
от много моряци наблюденията на посоката
на магнитната стрелка. Днес карти на магнит¬
ното поле се съставят и с помощта на магни¬
тометри, поставени на изкуствени
спътници на Земята.
Като удобен и нагледен начин за графично
изобразяване на магнитното поле служи пре¬
карването на неговите силови линии, допира¬
телните към които във всяка точка показват
посоката на полето. Нагледно това се вижда
от следния опит. Върху магнит се поставя
плоско стъкло, посипано с железни стърготи¬
ни, и леко се разклаща. Стружките се разпо¬
лагат във вид на верижки, които показват по¬
соката на силовите линии на полето. Плът¬
ността на тези линии, т. е. броят на линиите,
минаващи през единица повърхност, характе¬
ризира интензитета иа магнитното поле В
първо приближение, т. е. не много далеч от
земната повърхност, магнитното поле е тако¬
ва, като че ли земното кълбо е магнит с ос,
насочена приблизително от север на юг, ми¬
наваща лрез центъра на Земята н наклонена
на 11 към оста на въртене на Земята (фмг.1).
По-добро приближение към наблюдаваното
земно магнитно поле дава дипол, изместен
спрямо центъра на Земята приблизително на
436 кш.
Интензитетът на магнитното поле при по¬
люсите е 0,62. КГ4 Т, при екватора е 0,31.
10“4 Т. Координатите на северния магнитен
полюс са 76° с. ш. и 101° з. д., а на южния са

182

Енциклопедичен речник на младия астроном

66° ю ш и 140с и д. Наблюдават се множест¬
во неправилни отклонения от чисто диполно
поле В съвременната епоха северният полюс
на дипола е разположен в южното полукълбо
Чрез изучаване на намагнитеността на изхвър¬
лените и наслоени скали върху сушата и на
морското дъно са получени указания за това,
че дилолното поле на Земята някога е имало
почти противоположна посока в сравнете
със сегашната. Произходът на собственото
магнитно поле на Земята обикновено се при¬
писва на действието на механизъм, свързан
с електрични токове в квазитечното ядро на
планетата.
Дълго време се предполагаше, че близкото
до диполно спокойно магнитно поле на Зе¬
мята се простира неограничено далеч във ва¬
куума на междупланетното прос¬
транство Проведените с космически ада
рати измервания показаха, че това не е така.

Оказа се, че само по себе си магнитното поле
на Земята е препятствие по пътя на свръхзву¬
ковия йонизиран газ, непрекъснато излъчван
от Слънцето — слънчев вятър В резултат на
това полето е съсредоточено в област с крайни
размери Откъм осветената от Слънцето страна
на Земята областта е ограничена от приблизи¬
телно сферична повърхност 'с радиус около
10—15 земни радиуса, а от противоположната
С1рана магнитното поле е проточено подобно
на кометна опашка на разстояние няколко хи¬
ляди земни радиуса, образувайки геомагнитна¬
та опашка на Земята. Тази област от простран¬
ството, запълнена с магнитни силови линии,
свързани със Земята, се нарича магнитосфера на Земята (фш. 2) Ма1 нитосфсрата е отделена от междупланетното магнитно
поле с преходна област В определени зони на
магнитосферата — радиационните пояси — се
намира поток от заредени частици, захванати
от магнитното поле на Земята В магнито-

Фнг. 2. Общ вид ив мат нитосферата на Земята и неЛните характерни области (показал е разрез ц& горната
половина на магнитосферата)

183

Енциклопедичен речник на младия астроном

сферата съществува сложна система от електриади токове. Измененията в тези и в йоносферните токове предизвикват както бавни,
непрекъснати изменения, така и сравнително
бързи изменения, наречени магнитни
бури. Вариациите на полето върху земната
повърхност, обусловени от тези токове,
обикновено не са повече от 1 %, но във вън¬
шните части на магнитоеферата, близо до ней¬
ната граница- магнитопау зата, където интензитетът на полето е хиляди пъти помалък, отколкото върху повърхността на Зе¬
мята, относителните изменения мотат да бъ¬
дат значително по-големи
Някои от най-бързите вариации се извър
шват за части от секундата, а други имат де¬
нонощен или сезонен характер Във фаза с ци¬
къла на слънчевата активност са наблюдавани
11-годишни вариации. Изменението на електричните токове в ядрото на Земята съ здава
векови вариации в земното магнитно поле.
За да се проявят тези вариации на полето по
забележим начин, са необходими стотици го¬
дини.

МАЗЕРИ - КОСМИЧЕСКИ
Космическите мазери са необикновено ярки
космически радиоизточници, излъчващи в
радиовълните на молекулите ОН, Н2Ои 5Ю
(вж. Електромагнитно излъчване на небесни
те тела). „Мазер” е съкратеното английско
наименование на това явление, което, преве¬
дено, означава, „усилване на микровълново¬
то излъчване чрез принудено излъчване на фо¬
тони’*. Същността на това явление се състои в
следното. Както е известно, молекулите мо¬
тат да се намират само в точно определени
енергетични състояния - на определени енер¬
гетични нива, характерни за всеки вид моле¬
кули Между някои нива на енергия са въз¬
можни преходи, съпроводени с излъчване или
поглъщане на фотони с определена честота
Ако на изходното ниво на преход съответствува по-голяма енергия на молекулата, от¬
колкото на крайното, тогава се излъчва фо¬
тон При обратен преход става поглъщане на
фотон със същата честота.
Молекулата, която се намира на горното
ниво на даден преход и не е подложена на ни¬
какви външни въздействия, през определено
време самопроизволно прескача на по-долно

М

ниво, изпускайки фотон Оказа се, че освен
еамопроизволните преходи молекулата може
да извършва и „принудени” преходи от горе
на долу под действие на онези фотони, често¬
тата на коиго съвпада с честотата на даден
преход. Фотонът като че ли „раздрусва” мо¬
лекулата, заставяйки я да прескочи от горно
ниво на долно, преди тя сама да направи това.
Поради обстоятелството, че се изпуска точно
такъв фотон, какъвто е принудил молекула¬
та да прескочи от горе на долу, интензивност¬
та на излъчването нараства.
Обаче при обикновени условия повече от
молекулите се намират на долното ниво на
произволен преход, отколкото на горното
ниво. Затова се поглъщат повече фотони, от¬
колкото се изпускат и интензивността на из¬
лъчването намалява. Лабораторно са създаде¬
ни системи, в които молекулите изкуствено
се „напомпват” яа горно ниво, така че там те
да станат повече, отколкото на долното ниво
В такава система се излъчват повече фотони,
отколкото се поглъщат, поради което излъч¬
ването не отслабва, а напротив, се увеличава
Това именно е мазерният усилвател - устрой¬
ство, широко използувано днес в науката и
техниката.
През 1965 г, бяха открити космическите
радиоизточници, чиито свойства могат да бъ¬
дат обяснени с предположението, че вътре в
тези източници протича мазерно усилване на
излъчването. Наистина някои от радиоизточниците излъчват в тесните радиолинии на ОН,
Н20 или 8Ю такова огромно количество
фотони, че тяхната сумарна енергия понякога
е сравнима с енергията, излъчвана от Слънце¬
то във всички спектрални диапазони, Да се
осигури подобна яркост на излъчването в радиодиапазона с „нагряване”, не е възможно
Затова тялото би трябвало да бъде доведено
до чудовищната температура Ш13 - 1014 К.
Ясно е следователно, че излъчването на кос¬
мическите молекули ОН, Н20 и БЮ има нетоплинна природа, тъй като и лри далеч пониски температури молекулите напълно биха
се разрушили. Дълбокият анализ на резулта¬
тите от наблюденията показва, че фотоните в
тези източници почти сигурно „се размножа¬
ват” от мазерен механизъм.
Космическите мазери са интересни не само
като уникално явление, но и затова, че много
от тях се наблюдават в онези области на Га¬
лактиката, където в наши дни се ражда ново

184

Енциклопедичен речник на младия астроном

поколение звезди. Мазерното радиоизяъчване
на молекулите носи уникална информация за
физическите условия в огнищата на звездообразуване.

МАЖИ ПЛАНЕТИ
Малките планети (астероиди) са небес¬
ни тела с размери неколкостшин километра
или по-малко, движещи се около Слънцето
по елиптични орбити, разположени предимно
между орбитите на Марс и Юпитер Най-мал¬
ките астероиди, достъпни за фотографиране с
големи телескопи, имат размери под 1 кт.
Броят на малките планети бързо нараства при
преминаване от по-големите към по-малките,
които вече можем да приемем за големи ме¬
теорити
Първата малка планета Церера е открита
случайно на 1 януари 180] г от италианския
астроном Пиаци, Досега са известни няколко
хиляди малки планети. Над 2000 от тях имат
точно определени орбити. Общият брой на
малките планети, намиращи се вътре в орби¬
тата на Юпитер, достъпни за наблюдение, се
оценява на 100 000. Тяхната обща маса е помалка от 1/1000 от масата на Земята.
Малките планети, които имат типични за
тези тела орбити, получават женски имена, а
малките планети с едни или други особености
в движението — мъжки имена, В последно
време обаче това правило не се спазва строго.
1 олемите полуоси на орбитите на
повечето малки планети имат размери между
2,2 и 3,6 11а, Те образуват т, нар пояс на мал¬
ките планети (астероиден пръстен). Орбитите
на малките планети средно са по-сплеснати и
с по-големи наклони към еклиптиката, отколкото орбитите на големите планети Из¬
вестни са няколко десетки малки планети,
движещи се по протежение на орбитата на
Юпитер и образуващи две устойчиви групи —
на разстояние 60° преди и след планетата (т.
нар. 1роянци и Гърци — всички те носят име¬
ната на герои от Троянската война). Малката
планета Xидалго има сплесната орбита с голя¬
ма полуос 5,8 Са и афелий, разположен по-да¬
леч от орбитата на Сатурн, но благодарение на
големия наклон на орбитата си Хидалго не се
приближава до Сатурн. Още по-юляма орби¬
та притежава малката планета Хирон. Нейна¬
та орбита преминава главно между орбитите

на ( ат>рн и Уран, но в перихелия влиза вътре
в орбитата на Сатурн.
Някои от малките планети имат неголеми,
сплеснати орбити, приближаващи се до орби¬
тата на Земята (малките планети от групата
Амур) и дори влизащи вътре в земната орби¬
та (малките планети от групата Аполон)
Малката планета Икар пресича дори орбитата
на Меркурий. Малките планети от групата
Аполон и някои от групата Амур могаг зна¬
чително да се приближат до Земята Макар и
изключително рядко, дори се сблъскват с
нея, образувайки при удара със сушата ги¬
гантски „метеоритни” кратери, а ако попад¬
нат в океаните или моретата, пораждат ог¬
ромни вълни и причиняват изпаряването на
голямо количество вода, (Същото става и
при сблъсквания на Земята с ядра на комети.)
Орбитите на малките планети непрекъсна¬
то слабо се изменят от привличането на пла¬
нетите, а при редките тесни сближавания с
големите планети стават резки изменения в ор¬
битите им. В астероидния пръстен рядко се
случват сблъсквания между малките планети,
но те са съпроводени с тяхното раздробяване.
Неправилнага отломьчна форма (или може
би петнистата повърхност) на някои малки
планети се проявява в периодичните измене¬
ния на блясъка, които потвърждават околоосното въртене на малките планети.
Съществува хипотеза, според която там,
където днес се движат астероидите, някога се
е намирала планета. Тази планета (тя дори
има две наименования традиционното Фаетон и друго, съвременно — планета на Олберс) се е разруши ш в резултат на сблъсква¬
не с друго голямо тяло или под действието на
някакви други сили, например под действие¬
то на приливните сили на Юпитер. Отломки
от тази именно хипотетична планета са асте¬
роидите.
Дълго време размерите на малките плане¬
ти са оценявани приблизително на основата
на видимия блясък и предполагаемата отра¬
жателна способност През последните години
размерите и отражателните способности на
най-големите астероиди се определят чрез из¬
мерване на инфрачервеното излъчване и срав¬
няването му с количеството отразена видима
светлина, а също и на основата на емпирични
зависимости между поляризационните свой¬
ства на повърхността и нейната отражателна
способност. Досега са получени такива данни

185

Енциклопедичен речник на младия астроном

за почти 200 малки планети с диаметри, пого леми от 70 кш От тях 28 са по-големи от
200 кт Най-големите астероиди имат след¬
ните размери Церера - 1003 кш, Палада 608 кш, Веста — 538 кш и Хигия — 450 кш.
Ллбедото на малките планети е от 2 — 3 % до
40%.
Приема се, че малките планети, движещи
се вътре в орбитата на Юпитер, са каменисти
тела, родствени на планетите от земната тру¬
па. Това се потвърждава от спектрофотометрични наблюдения, които показват, че почти
всички по отражателните си свойства са по¬
добни на метеоритите от един или друг тип
(само повърхността на Вееха прилича по това
свойство на базалтите) Това потвърждава
предположението, че падащите на Земята ме¬
теорити са отломки от малки планети.
По поръчение на Международния астроно¬
мически съюз изчисляване на орбити и ефемериди на малки планети се извършва от Ин¬
ститута по теоретична астрономия при АН на
СССР.

МАРС
Марс е четвъртата по разстояние до Слънцето
планета ог С1ънчевата система. На звездното
небе тя изглежда като нетрепкаща точка с
червен цвят, която понякога значително пре¬
възхожда по блясък звездите от първа вели¬
чина (вж. Звездни величини). Марс периоди¬
чески се приближава до Земята на разстояние
57 млн кш, което е значително по-близко,
отколкото другите планети, освен Венера.
По основните си физически характеристи¬
ки Марс спада към планетите от земната гру¬
па (вж. Планети) По своя диаметър Марс е
почти два пъти по-малък от Земята и Венера.
Планетата е обгърната от газова обвивка —
атмосфера, която има плътност, по-малка от
земната. Дори в дълбоките вдлъбнатини на
Марс, къцето атмосферното налягане е найголямо, то е приблизително 100 пъти помалко, отколкото атмосферното налягане
върху земната повърхност, а на високите пла¬
нински марсиански върхове то е 500 - 1000
пъти по-ниско. Въпреки това в атмосферата
на Марс се наблюдават облаци и постоянно
има повече или по-малко плътна мъгла от
малки прашинки и от кристалчета лед, Както
показват снимките, получени от американски

м

те автоматични спускаемн станции „Викшл1” и „Викинг-2”, марсианското небе в ясно
време има розов цвят, 1 ой се обяснява с раз¬
сейването на слънчевата светлина от прашин¬
ките и осветяването на мъглата от оранжева¬
та повърхност на планетата По химически
състав марсианската атмосфера се различава
от земната Зя съдържа 95,3 % въглероден
двуокис с примеси от 2,7 % азот, 1,6 % аргон,
0,07% въглероден окис, едва 0,13% кисло¬
род и приблизително 0,03 % водна пара,
съдържанието на която се изменя Има също
примеси на неон. криптон н ксенон При лип¬
са на облаци газовата обвивка на Марс е зна¬
чително по-прозрачна от земната, включител¬
но и за ултравиолетовите лъчи, които са опас¬
ни за живите организми Слънчевото деноно¬
щие на Марс продължава 24 Ь 39 гшп 35 5.
Значителният наклон на екватора към рав¬
нината на орбитата (25,2°) води до това, че в
едни участъци от орбитата се осветяват и на¬
гряват от Слънцето предимно северните ши¬
рини на Марс, а на други — южните, т. е става
смяна на сезоните Марсианската година про¬
дължава 686,9 денонощия. Елиптичността на
орбитата на Марс води до значителни разли¬
чия в климата на северното и южното полу¬
кълбо в средните южни ширини зимата е похладна, а лятото е по-топло, но по кратко, от¬
колкото в северните ширини
От г ледна точка на земния жигел темпера¬
турните условия на Марс са сурови. Най-висо¬
ка е температурата в така наречената подслънчева точка от повърхността, където тя дости¬
га 290 К Най-ниска е температурата на по¬
върхността в полярните райони, където през
зимния сезон тя се задържа на около 150 К.
Получените от наблюдения данни за темпера¬
турата са ключ за обяскяване на природата на
полярните шапки, които при наблю¬
дение с телескоп се виждат като светли, поч¬
ти бели петна около полюсите на планетата.
Когато в северното полукълбо на Марс нас¬
тъпва лято, северната полярна шапка бързо
намалява, докато в това време нараства дру¬
гата — около южния полюс, където настъпва
зима В края на XIX в. и началото на XX в се
считаше, че полярните шапки на Марс са от
ледове и сняг.
Според съвременните наблюдателни данни
двете полярни шапки на Марс — северната и
южната — се състоят от твърд въглероден
двуокис, т. е. сух лед, който се образува при

186

Енциклопедичен речник не Младия астроном

Снимка на Марс. Част от панорама, предадена от епускаемия апарат на „Викинг 2”.

187

Енциклопедичен речник иа младия астроном

замръзване на въглеродния двуокис, влизащ
в състава на марсианската атмосфера, и от во¬
ден лед с примеси от минерален прах.
През 1975 г. по телевизионни снимки на
цялата повърхност на планетата, получени с
помощта на космически апарати, беше съста¬
вена карта на детайли на мароканския релеф,
много от които вече получиха названия, и на
картата на Марс се появиха имената на дейци
на науката и културата, включително и на
руски и съветски учени кратерите Ломоносов, Корольов, Фесенков и др.
Нанесените на картите на Марс още през
XIX в тъмни области в основни линии запаз¬
ват своите очертания, но в научната литерату¬
ра са посочени многобройни примери на ло¬
кални изменения на отражателните свойства
в отделни райони на Марс. Ветро-праховата
хипотеза, разработена през последните годи¬
ни в САЩ за обясняване на измененията вър¬
ху Марс, за пръв път беше предложена от из¬
вестния съветски астроном В В. Шаронов
още преди полетите на космически кораби до
планетата В продължение на много години
бяха популярни хипотезите, в основата на
които лежи изменението на оптическите свой¬
ства на някои вещества под влияние на изме¬
нения в биосферата на Марс, т е на живи ор¬
ганизми, Задачата да се търси живот на Марс
беше една от основните в американската про¬
грама „Викинг” (кацане на Марс през 1976 г.
и едновременни наблюдения от орбитални
апарати). Изследванията обаче не показаха
каквито и да са следи от живот на Марс, В об¬
разците от марсианската почва липсват и ор¬
ганични съединения. Бяха извършени изслед¬
вания на химическия състав на образци от
марсианската почва Намерено е голямо сход¬
ство в състава на образците в двете отдалече¬
ни едно от друго места на кацане В изслед¬
ваните образци е открито голямо съдържание
на окиси на силиций и на желязо Съдържани¬
ето на сяра (вероятно във вид на сулфати) е
десетки пъти по-юлямо, отколкото в земната
кора.
Върху снимки на Марс са намерени следи
както от ударно-метеоритна,така и от вулка¬
нична активност. Има също така следи от
движения, повдигания, напуквания на марси¬
анската кора и следи от много процеси на
разрушаване и изглаждане на релефа на по¬
върхността, премествания и отлагания на на¬
носи. Разликата във височината между върхо¬

м

вете и най дълбоките падини на Марс е около
20 кпг. За марсианските планини са характер¬
ни многовърхови, главно загладени форми,
Освен това са открити типични вулканични
конуси с кратери на върха. Предприетите
опити от борда на изкуствени спътници да бъ¬
дат открити признаци на съвременна актив¬
ност на марсианските вулкани не дадоха по¬
ложителни резултати
Върху снимки от повърхността на Марс,направени от космически апарати, ясно се виж¬
дат детайли, които са много подобни на реч¬
ните русла върху Земята Тъй като целият
комплекс информация за физическите усло¬
вия на Марс противоречи на възможността да
съществуват там реки, може да се предполо¬
жи, че марсианските русла са могли да въз¬
никнат в резултат на затопляне на водния лед
под повърхността в зоните на повишено отде¬
ляне на вътрешна топлина от недрата.
Някои допълнителни сведения за Марс и за
историята на неговата повърхност се получа¬
ват чрез косвени методи въз основа на изслед¬
вания на двата негови естествени спътника —
Фобос иДеймос (вж Спътници на
планетите).
Комплексните изследвания на Марс са
важно звено в изучаването на Слънчевата сис¬
тема като цяло, което се извършва за изясня¬
ване на въпроса за произхода и еволюцията
на планетите, в това число и на нашата Земя

МЕЖДУЗВЕЗДНА СРЕДА
Пространството между звездите е запълнено
с разреден газ, прах, магнитни полета и косминни лъчи
Междузвезден газ Неговата су¬
марна маса е доста голяма — няколко про¬
цента от общата маса на всички звезди в на¬
шата Галактика. Средната плътност на газа е
около 10 1,к§/т3 При такава плътност в 1 —
2 ст ' междузвездно пространство се съдър¬
жа само един атом таз
Химическият състав на междузвездния газ
е почти същият, както на звездите преди
всичко водород, след това хелий и съвсем
малко от всички останали химически елемен¬
ти.
Междузвездният газ е прозрачен Затова
самият той не се вижда с никакви телескопи,
с изключение на случаите, когато се намира

188

Енциклопедичен речник на младия астроном

189

Енциклопедичен речник не младия астроном

близко до горещи звезди. Ултравиолетовите
лъчи за разлика от лъчите на видимата свет¬
лина се поглъщат от газа и му отдават своята
енергия В резултат на това горещите звезди
със своето ултравиолетово излъчване нагря¬
ват окръжаващия газ до температура около
10 000 К. Нагретият газ сам започва да из¬
лъчва светлина и може да бъде наблюдаван
като светла газова мъглявина (вж Мъгляви¬
ни) .
По-хладният „невидим” газ се наблюдава с
радиоастрономическн методи (вж. Радиоас¬
трономия) . А томите на водорода в разредена
среда излъчват радиовълни с дължина на въл¬
ната около 21 ет Затова от областите меж¬
дузвезден газ непрекъснато се излъчват ра¬
диовълни Приемаики и анализирайки това
излъчване, учените изучават плътността, хем
пературата и движението на междузвездния
газ в космическото пространство
Оказа се, че той е разпределен неравно
мерно в пространството. Съществуват газови
облаци с размери от една до неколкостогин
светлинни години и с ниски температури - от
десетки до стотици келвини Пространството
между облаците е запълнено с по-горещ и раз¬
реден междузвезден газ.
Далече от горещите звезди газът се нагря¬
ва главно от рентгеновите и космичните лъ¬
чи, непрекъснато пронизващи междузвездно¬
то пространство във всички направления. До
високи температури могат да го нагреят и
свръхзвуковите вълни на свиване - ударни
вълни, разпространяващи се с огромни ско¬
рости в газа. Те се образуват при взривове на
свръхнови звезди и при сблъскване на бързодвижещи се маси газ.
Колкото по-висока е плътността на газа
или по-масивен е газовият облак, толкова по¬
вече енергия е необходима, за да се нагрее
Затова в плътните облаци температурата на
междузвездния газ е много ниска: срещат се
облаци с температура от няколко единици до
няколко десетки келвини. В такива облаци
водородът и другите химически елементи се
съединяват в молекули. При това отслабва
радиоизлъчването на вълна 21 сш, защото во¬
дородът от атомен (Н) става молекулен (Н2).
Но затова пък се появяват линиите на радиоизлъчване на различните молекули с дължи¬
ни на вълните от няколко милиметра до ня¬
колко десетки сантиметра. Тези линии се на¬
блюдават и по тях може да се съди за състо¬

м

янието на газа в студените облаци, което
често дава названието им’ молекулни облаци
или молекулни газови комплекси.
По линиите на радиоизлъчване в между¬
звездната среда на астрономите се удаде да
открият няколко десетки вида молекули от
простите двуатомни молекули СН, СО. С\ до
такива, като молекулата на мравчената кисе¬
лина, етиловия или метиловия спирт и посложни многоатомни молекули. Но все пак
най-разпроетранени са молекулите на водо¬
рода Нг
Плътността и температурата на молекул¬
ните облаци са такива, че газът в тях се стре¬
ми да се свие и уплътни под действието на
собствената си гравитация Този процес ве¬
роятно води до образуването на звезди. Дей¬
ствително студените молекулни облаци мно
го често съжителствуват с млади звезди
Поради превръщането на междузвездния
газ в звезди неговите запаси в Галактиката
постепенно се изразходват. Но газът частично
се възвръща от звездите в междузвездната
среда. Това става при избухване на нови и
свръхнови звезди, при изтичане на вещество
от звездните повърхности и при образуване
на планетарни мъглявини от звезди.
В нашата Галактика, както и в повечето
други, газът се концентрира към равнината
на Млечния път, образувайки слой с дебелина
неколкостогин светлинни години Към края
на Галактиката дебелината на този слой пос¬
тепенно се увеличава. Най-висока плътност
газът достига около ядрото на Галактиката и
в нейните спирални ръкави.
Междузвезден прах В между
звездния газ се съдържа незначителен примес
(около 1 % от общата маса) прах. Присъстви¬
ето на прах може да бъде наблюдавано преди
всичко поради поглъщането и отражението на
звездната светлина Поглъщането на светли¬
ната от праха в посока към Млечния път поч¬
ти не дава възможност да се видят онези звез¬
ди, които се намират на разстояние,тю-голямо от 3 - 4 светлинни години от нас Отслаб¬
ването на светлината е особено силно в синя¬
та (късовълновата) областна спектъра. Зато¬
ва далечните звезди изглеждат червеникави.
Поради голямото количество прах особено
непрозрачни са плътните газово-прахови об¬
лаци — глобули.
Отделните прашинки имат много малки
размери — няколко десетохилядни от мили-

190

Енциклопедичен речник на младия астроном

метъра. Те могат да бъдат от въглерод, еилинии и различни замръзнали газове. Зароди¬
шите или ядрата на прашинките най-вероятно
ее образуват в атмосферите на хладните звезди-1иганти. Оттам светлинното налягане на
звездата ги „издухва” в междузвездното
пространство, където върху тях „замръзват”
молекулите на водород, вода, метан, амоняк
и други газове.
Междузвездно магнитно пол е. Междузвездната среда е пронизана от
слабо магнитно поле. То е приблизително
100 000 пъти по-слабо от магнитното гюле на
Земята. Но междузвездното поле обхваща ги¬
гантски обеми от космическото пространство
и затова неговата пълна енергия е много го¬
ляма.
Междузвездното магнитно поле практи¬
чески не оказва никакво влияние върху звез¬
дите или планетите, но то активно взаимодействува с движещите се в междупланетното
пространство заредени частици - коемичнихе
лъчи. Действувайки върху бързите електро¬
ни, магнитното поле ги „заставя” да излъчват
радиовълни. Магнитното поле ориентира по
определен начин междузвездните прашинки,
имащи изтеглена форма, и светлината от да¬
лечните звезди, преминавайки през между¬
звездния прах, придобива ново свойство —
поляризира се
Магнитното поле оказва много голямо
влияние върху движението на междузвездния
газ Например то е в състояние да забави вър¬
тенето на газовите облаци, да възпрепятствува
силното свиване на газа или така да насочи
движението на газовите облаци, че те да се
съберат в огромни газово-прахови ком¬
плекси
За космичните лъчи подробно е разказано
в съответната статия.
Четирите компонент на междузвездната
среда са тясно свързани помежду си Тяхното
взаимодействие е сложно и още не е напълно
ясно. При изучаване на междузвездната среда
астрофизиците се опират на такива теоретич¬
ни раздели на физиката, като физика на плаз¬
мата, атомна физика и магнитна газодинамика.

МЕЖДУНАРОДЕН
АСТРОНОМИЧЕСКИ СЪЮЗ
Международният астрономически съюз е
международна научна организация, която съдействува за развитие на астрономията във
всички страни на света и за деловото общува¬
не между астрономите от различни страни и
осъществява координация на астрономичес¬
ките изследвания, изискващи участието на
много обсерватории
Международният астрономически съюз е
създаден през 1919 г.
Главните работни органи на Международ¬
ния астрономически съюз са Изпълнителният
комитет и няколко десетки комисии, дейно¬
стта на които е посветена на различни астро¬
номически проблеми
Иа всеки 3 години в една от страните —
членки на Международния астрономически
съюз, се провежда астрономически кога рее
(общо събрание). През 1958 г. поредният
конгрес се състоя в Москва.
Общото събрание изслушва научни докла¬
ди по актуални въпроси на астрономията, ут¬
върждава отчетите за астрономическите из¬
следвания, препоръчва програмата на изслед¬
ване с участието на астрономи от различни
страни
Сега Международният астрономически съ¬
юз наброява над 3000 членове Сред тях са
наи-известните астрономи от близо 50 страни
на земното кълбо. Съветските астрономи взе¬
мат активно участие в научната и организаци
онната работа на съюза

МЕЖДУПЛАНЕТНА СРЕДА
Междупланетната среда е веществото, което
запълва пространството между планетите от
Слънчевата система. Състои се от твърди тела
и частици с различни размери, движещи се
около Слънцето, и от електрически заредени
елементарни частици (йони и електрони),разлитащи се на различни страж ог Слънцето
Освен това междупланетната среда е прониза на от галактичните космични
лъчи — ядра на различни атоми, ускорени
до гигантски скорости и притежаващи огром¬
ни енергии
1 върдите тела и частиците с размери от
стотици метри до микрони, които влизат в

191

Ешшклопедичен речник на младия астроном

състава на междупланетната среда, се обра¬
зуват при сблъскване на малки плаче ти, съ¬
проводено с тяхното раздробяване» Главният
източник на малки частици и прах е разпада¬
нето на ядрата на кометите Твърдата компо¬
нента на междупланетната среда се нарича метеорно вещество, тъй като при врязваме в
земната атмосфера частиците пораждат мете¬
ори. В околностите на земната орбита средно¬
то разстояние между частиците, по-големи от
1 шш, е няколко километра. Затова метеор*
ната опасност при космическите полети е
сравнително малка частици, по-големи от 1
шш, се сблъскват с повърхност 1 т2 средно
един път на десетки или дори стотици години
Повечето от твърдите тела и частиците от
междупланетната среда се движат около
Слънцето по неголеми елиптични орбити в съ¬
щата посока, в която планетите обикалят
около ( лънцето, и са концентрирани към
равнината на еклиптиката. Под действието на
т. нар ефект на Поигинг - Робъртеън, свър¬
зан със светлинното налягане на Слънцето,
размерите на орбитите на малките частици
постепенно намаляват. Поради това плът¬
ността на праховата компонента на между¬
планетната среда расте с приближаване към
Слънцето. Слънчевата светлина, отразена и
разсеяна от цялата съвкупност от прашинки
на междупланетната среда, създава едва забе¬
лежимо светене, разположено на небето око¬
ло еклиптиката, т. е. около пояса от зодиа¬
кални съзвездия, и затова наричано зодиа¬
кална светлина. При разсейване на
светлината от прашинките освен максимум в
разсейването „напред” (по отношение посо¬
ката на слънчевите лъчи) има и друг по-ма¬
лък максимум на разсейване „назад” Затова
разсейването на слънчевата светлина от пра¬
шинките на междупланетната среда, разполо¬
жени по-далеч ог Слънцето, отколкото Земя¬
та, създава светло петно около точката на не¬
бето, която е диаметрално противоположна
на Слънцето Това петно, видимо само в мно¬
го тъмни нощи, се нарича противосияние
Прашинките от междупланетната среда
могат да бъдат и електрически заредени. То¬
гава върху гях освен привличането на Слън¬
цето действува и междупланетното магнитно
поле.
Дълго време се предполагаше, че между¬
планетната среда включва и газове, обикаля¬
щи около Слънцето. Но както се изясни.

м

корпускулярните потоци, изтича
щи от Слънцето, т. е. потоците от йонизирани
атоми (това са главно ядра на водорода — про¬
тони), „измитат” всички газове от между¬
планетното пространство Корпускулярните
потоци включват не само йони, но и електро
ни, които заедно образуват електрически неу¬
тралната плазма. Йоните и електроните в
непрекъснат поток се разлитат във всички по¬
соки от необикновено горещите външни час¬
ти на слънчевата корона и образуват г. нар
слънчев вятър, В околностите на земната ор¬
бита плътността на слънчевия вягьр средно е
10 частици на 1 ст3. Те се движат със ско¬
рост около 450 кт/5 От участъка на слънче¬
вата повърхност, обхванат от избухването, се
отделят корпускулярни потоци с повишена
плътност (до 100 йони в 1 сгп3). Те се движат
със скорост до 2000 кт/$. Тези немногобройни йони, които се движат със скорост десетки
хиляди километри в секунда, образуват слън¬
чевата компонента на космичните лъчи
Повърхността на Земята е защитена от въз¬
действието на междупланетната среда посред¬
ством атмосферата и земното магнитно поле
Но например повърхността на Луната, която
няма атмосфера и магнитно поле, изцяло е
подложена на въздействието както на твърда¬
та, така и на плазмената компонента на меж¬
дупланетната среда

МЕРИЦИАНЕН КРЪГ
Меридианннят кръг е един от основните ъгломерни астрономически инструменти Изпол¬
зува се за измерване на височините на небес¬
ните тела (вж Небесни координати) в кул¬
минация Конструктивните принципи на ин¬
струмента са разработени в края на XVII в от
датския учен О. Рьомер.
Меридианннят кръг е снабден със зрителна
тръба, която се върти около хоризонтална ос.
Благодарение на сигурна опора при въртене
зрителната тръба остава постоянно в равни¬
ната на небесния меридиан Кръг с деления,
поставен на една ос със зрителната гръба, поз¬
волява да се отчитат ъглите на завъртане на
тръбата с точност до стотни части от дъговата
секунда Инструменти от този тип служат за
определяне на деклинацията на небесните све¬
тила Те могат да се използуват също и за ре¬
гистриране на моментите на преминаване на
небесните светила през меридиана,

192

Енциклопедичен речник на младия астроном

МЕРКУРИЙ
Меркурий е най-близката до Слънцето плане¬
та от Слънчевата система. Намира се на раз¬
стояние 58 млн кт от Слънцето и извършва
една обиколка около него за 88 денонощия.
Меркурий се вижда на небето само в перио¬
дите на най-големи елонгации, които могат да
достигнат 28°. Поради близостта си до Слън¬
цето и малките си видими размери Меркурий
дълго остава слабо изучена планета.
Едва през 1965 г благодарение на използу¬
ването на радиолокацията беше определен пе¬
риодът на околоосно въртене на Меркурий,
оказал се равен на 58,65 денонощия или 2/3
от периода на обиколката му около Слънце¬

то. Такова въртене е динамически устойчиво.
Слънчевите денонощия на Меркурий продъл¬
жават 176 земни денонощия. Оста на въртене
на планетата е почти перпендикулярна към
равнината на неговата орбита.
Отражателната способност на Меркурий
(а.1бедо) е много малка - около 0,07. Както
показват радионаблюденията. температурата
в подслънчевата точка на планетата (т. е. точ¬
ката. за която Слънцето се намира в зенита)
достига 620 К Температурата на нощната по¬
лусфера на Меркурий е около 110 К С по¬
мощта на радионаблюдения са определени
топлинните свойства на външната покривка

193

Енциклопедичен речник не младия астроном

на планетата, които са близки до свойствата
на ситно раздробените лунни скали и лунен
реголит Причината за това състояние на ска¬
лите вероятно са непрекъснатите удари с
малки метеорити, които почти не се забавят
от силно разредената атмосфера на Меркурий
Снимките на повърхността на Меркурий,
получени от американския космически апа¬
рат „Маринър-10” през 1974 — 1975 г,, пока¬
заха, че по своя вид планетата напомня Луна¬
та. Повърхността й е осеяна с различни по
размери кратери, като тяхното разпределение
по големина е аналот ично на разпределението
на кратерите върху Луната. Това показва, че
те също са се образували в резултат на интен¬
зивна метеоритна бомбардировка преди ми¬
лиарди години през ранните етапи на еволю¬
ция на планетите. Срещат се кратери със свет¬
ли радиални лъчи, с централни хълмчета или
без такива, с тъмни и светли дъна, с резки
очертания на валовете (млади) и полуразру¬
шени (древни). Открити са долини, напомня¬
щи известната Долина на Алпите на Луната,
гладки овални равнини, получили названието
басейни. Най-големият от тях - Калорис, има
диаметър 1300 кт
Наличието на тъмно вещество в басейните
и запълнените с лава кратери говори, че в на¬
чалния период на своята история планетата е
изпитала силно вътрешно нагряване, след ко¬
ето са последвали една или няколко епохи на
интензивна вулканична дейност.
Атмосферата на Меркурий е силно разре¬
дена в сравнение със земната. По данни, полу
чени от станцията „Маринър-10”, нейната
плътност не е по-висока от плътността на зем¬
ната атмосфера на височина 620 кт В състава
на атмосфера га са открити малки количества
водород, хелий и кислород, а също и няког
инертни газове, като аргон и неон. Тези газо¬
ве биха могли да се отделят в резултат на раз¬
падане на радиоактивните елементи, влизащи
в състава на почвата на планетата Открито е
слабо магнитно поле, интензитетът на което е
по-малък от това на Земята и по-голям, отколкото на Марс Междупланетното магнит¬
но поле, взаимодействувайки с ядрото на
Меркурий, може да създаде в него електрични токове Тези токове, а също и премества¬
нето на заредените частици в йоносферата,
коя го на Меркурий е по-слаба в сравнение
със земната, могат да поддържат магнитното
поле на планетата, Взаимодействувайки със
13

м

слънчевия вятър, то създава магннюсферата
на планетата.
Средната плътност на Меркурий е значи¬
телно по-висока от лунната (5,4 #/ст3 ), т е.
почти равна на средната плътност на Земята.
Предполага се, че Меркурий има мощна сили
катна обвивка (500 — 600 кт), а оставащите
ок ало 50 % от обема заема желязно ядро
Поради много високата дневна температу¬
ра и липсата на течна вода на Меркурий е не¬
възможно да съществува живот.
Меркурий няма спътници.

МЕСТНА ГРУПА
ОТ ГАЛАКТИКИ
Нашата Галактика и нейните най-близки съ¬
седи образуват Местната група от галактики
Зад нейните непосредствени граници прос¬
транството средно е по-малко плътно запъл
нено с галактики, отколкото вътре в нея.
Днес са извее гни около 30 галактики, влиза¬
щи в Местната група Най-далечните се нами¬
рат на разстояние около 1 Мре. Най-близките
до нас членове на Местната група са Големият
и Малкият Магеланови облаци. Те са разполо¬
жени в южната небесна полусфера и с невъо¬
ръжено око се виждат като две сияещи мъг¬
лявини, недалеч от Млечния път. Разстояние¬
то до тях е повече от 50крс, което е два пъти
повече от диаметъра на нашата Галактика
Най-голяма в Местната група е галактика¬
та М 31, или мъглявината в Андромеда —
единствената галактика в северната небесна
полусфера, видима с просто око. Тя е по-голяма от нашата Галактика по размери и маса
Разстоянието до мъглявината в Андромеда е
над 10 пъти по-голямо от разстоянието до
Магелановите облаци,
В Местната група от галактики се отделят
две подгрупи Едната подгрупа образуват
нашата Галактика и Магелановите облаци.
Втората подгрупа се състои от М 31 и нейни¬
те съседи. Около тези две подгрупи са раз¬
хвърляни отделни малки галакшки Светимостта на нашата Галактика и на галактиката
М 31, които са главните членове на подгрупи¬
те, е по-гол яма от сумарната светимост на
всички останали членове на Местната група
Масата на тези галактики също значително
превишава сумарната маса на всички остана¬
ли Местната група от галактики представ-

194

Енциклопедичен речник на младия астроном

лява голям интерес за астрономите. Първо,
поради относителната близост на галактиките
в тях могат да бъдат различени и изследвани
отделни звезди и звездни купове
(вж. Звездни купове и асоциации). Второ,
Местната група е ярък пример за необикно¬
веното разнообразие в света на галактики! е освен спирални и неправилни галактики гя
съдържа малки елиптични галактики, които
не бихме могли да изследваме, ако те се на¬
мираха на големи разстояния, Местната група
като цяло се движи в пространството всред
съседните на нея галактики от полето. Веро¬
ятно нейните членове са свързани както фи¬
зически, така и с общ произход.

МЕТАГАЛАКТИКА
Вселената е безкрайна, но ние можем да наб
людаваме само една ограничена част от нея.
Съвременните мощни телескопи направиха
достъпна за изследване огромна област, съ¬
държаща над милиард галактики. Тази имен¬
но наблюдаема област от Вселената се нарича
Метагалактика.
Най-важното свойство на Метагалактиката
е нейното разширение То се изразява в това,
че средните разстояния между галактиките се
увеличават с времето Това води до постепен¬
но намаляване на средната плътност на веще¬
ството в Метагалактиката. Скоростта на от¬
далечаване на галактиките една от друга
(и техните купове) е пропорционална на раз¬
стоянието между тях (вж Разширяване на
Вселената).
Не могат да се посочат точни размери на
Метагалактиката. В разширяващата се Мета¬
галактика самото понятие разстояние до мно¬
го далечни обекти става сложно и нееднозначно Ориентировъчно може да се приеме, че ра¬
диусът на Метагалактиката е няколко хиляди
мегапарсека.
В Метагалактиката няма някакъв физичес¬
ки определен център или преобладаваща по¬
сока на движение Например няма ос на вър
тене, няма „край”, близко до който плът¬
ността на веществото да намалява. Извън пре¬
делите на Метагалактиката свойствата и раз¬
пределението на веществото са по-скоро съ¬
щите, както и вътре в нея.

МЕТЕОРЕН ПАТРУЛ
Метеорният патрул е астрономически инстру¬
мент, който представлява група от няколко
фотокамери или една камера със специален
широкоъгьлен обектив, предназначена за фо¬
тографиране на метеори в голяма област от
небето. Обикновено в метеорните патрули са
поставени въртящи се обтуратори,кои¬
то прекъсвах следата на метеора върху плака¬
та няколко десетки пъти в секунда Това да¬
ва възможност по дължината на отделните
чертички да се определи ъгловата скорост на
метеора При наблюдение обикновено се из¬
ползуват два или повече метеорни патрула,
поставени на разстояние няколко десетки ки¬
лометра един от друг. Две снимки на един и
същ метеор, направени от две различни места,
позволяват да се намери неговата траектория
в атмосферата и по ъгловата му скорост на
движение да се изчисли неговата линейна ско¬
рост С тези данни може да бъде определена
орбитата на частичката, която е породила ме¬
теора, в междулланетното пространство до
нейната среща със Земята Призми или дифракционни решетки, поставени пред обекти¬
ва на фотокамерите, дават възможност да бъ¬
дат получени спектри на метеорите
За да се получат по-голям брой метеорни
снимки, фотографиране (патрулиране) на не¬
бето се извършва през цялата нощ със смяна
на фотоматериала през всеки 0,5 — 1 час

МЕТЕОРИ
Метеорите са краткотрайни светвания в ат¬
мосферата на Земята (обикновено на височи¬
на 80 — 130 кш), възникващи при врязвано¬
то в нея с огромна скорост (от 11 до 73 кт/5)
на твърди частици — метеорни тела Блясъкът
на метеорите зависи от масата на породилата
ги частица и от скоростта им на движение в
атмосферата.
В ясна тъмна нощ с невъоръжено око мо¬
гат да бъдат забелязани средно 10 метеора в
час. Те се пораждат от частици с размери час¬
ти ог милиметъра или по-големи По-малките
частици пораждат телескопически метеори,
т е. такива, които се виждат само с бинокли
или с телескоп. Ярките метеори могат да бъ¬
дат фотографирани със светосични камери
При това, за да се обхване по-голям участък

195

Енциклопедичен речник на младия астроном

от небето, обикновено се използува метеорен
патрул.
Прониквайки в земната атмосфера, него¬
лемите частици още в силно разредените гор¬
ни слоеве се нагряват от удари с молекулите
на въздуха и на височина 80 - 130 кш (в за¬
висимост от скоростта) започва тяхното ин¬
тензивно изпаряване, което завършва на ви¬
сочина 60 — 100 кт (в зависимост от техните
скорости и маса). Телата с размери десетки
сантиметра проникват по-дълбоко, пораж¬
дайки болиди.
При сблъскване на изпарилите се моле¬
кули с молекулите на въздуха и една с друга
те се разпадат на атоми, протича възбуждане
и ионизация на образувалите се атоми, което
предизвиква светенето на метеорите. Йонизи¬
раните следи, оставени от метеорите, отразя¬
ват радиовълните и затова метеорите могат
да бъдат наблюдавани и с радиолокационна
апаратура Измерванията на изкривяването
на следите на метеорите позволяват да се изу¬
чават стратосферниге ветрове.

М

Основен източник на малките твърди час¬
тици, пораждащи метеорите, е разпадането на
ядрата на периодичните комети Само 1-2%
от метеорите се пораждат от частици, възник¬
ващи при сблъсквания между астероиди
(малки планети). Частиците с астероиден
произход, както и самите астероиди се дви¬
жат в същата посока, в която се движи Земя¬
та, т е. притежават малки относителни ско¬
рости. Това е причината, поради която само
незначителен брой големи частици пораждат
метеори, достъпни за наблюдение.
При разпадането на кометио ядро възнюсват рой частици, движещи се приблизително
по орбитата на кометата. Неголемите разли¬
чия в периодите, с които отделните частици
обикалят, довежда до разтегляне на роя по
орбитата, така че след няколко оборота роят
се превръща в затворен елиптичен пръстен.
Под действие на планетните привличания де¬
белината на пръстена непрекъснато нараства
Няколко хиляди години след разпадането
на кометното ядро н прекратяване на попъл-

196

Енциклопедичен речник кв младия астроном

ването на роя потокът се слива с общия фон
метеорни частици» запълващи междупланегното пространство.
Земята се среща само с онези метеорни по¬
тоци, орбитите на които пресичат земната ор¬
бита При затворен рояк потокът метеори се
наблюдава ежегодно около датата, когато Зе¬
мята преминава през точката ш пресичане В
зависимост от дебелината на потока, г е от
неговата възраст, времето на наблюдение на
метеорите от потока нараства от няколко ча¬
са до няколко седмици.
При среща на Земята с метеорни потоци се
наблюдават метеори, които имат почти успо¬
редни траектории в атмосферата За земния
наблюдател такива траектории изглеждат ка¬
то че ли излизат от една точка на небето. Тази
точка се нарича р а д и а н т. Метеорните по¬
тоци носят името на съзвездието (латинското
наименование), в което са разположени тех¬
ните радианти Най-интересните метеорни по¬
тоци са Квадрантидн (наблюдава се ежегод¬
но на 3 януари), Лириди (20 — 24 април),
Ак в ар иди (1—9 май), Персеиди (5 — 18 ав¬
густ) , Дракониди (10 октомври), Ориониди
(20 — 24 октомври), Леониди (15 — 17 но¬
ември), Геминиди (10 — 16 декември) Повечето главни метеорни потоци нямат голяма
пространствена плътност на частиците в роя¬
ка, а се движат срещу Земята и затова прите¬
жават голяма относителна скорост. В резул¬
тат на това дори многобройните малки части¬
ци могат да породят метеори, достъпни за на¬
блюдение, В рояците на някои слаби потоци,
догонващи Земята, плътността на частиците
е по-голяма, отколкото в рояците на главни¬
те метеорни потоци. Повечето от метеорите се
наричат спорадически, т, е. случайни, но все
пак те принадлежат на слаби неизвестни пото¬
ци Няколко пъти в столетие Земята се среща
с особено плътни части на метеорни рояци и
тогава се наблюдава краткотраен „метеорен
дъжд”, продължаващ 1-2 часа.
Пресметнато е, че в денонощие върху Зе¬
мята пада около 100 т метеорно вещество.

МЕТЕОРИТИ
Метеоритите са каменни или железни тела,
които падат върху Земята от междуштанетното пространство. Те са остатъци от метеор¬
ни тела, които не са успели напълно да се

разрушат при преминаването си в атмосфера¬
та.
Падането на метеорити на Земята е съпро¬
водено със светлинни, звукови и механични
явления. По небето преминава ярко огнено
кълбо, наречено болид, съпроводено от опаш¬
ка и разпит ащи се искри По пътя, по който е
преминал болидъг върху небето, остава следа
във вид на димна ивица» която отначало има
праволинейна форма, но под влияние на въз¬
душните течения става зигзагообразна. Но¬
щем болидьт осветява местността до стотици
километри наоколо. Няколко секунди след
като болидът изчезне, се раздават подобни
на взривове удари, предизвикани от ударните
вълни. Тези вълни понякога предизвикват
значително разтърсване на почвата и пос¬
тройките.
Метеорити могат да падат в случаите, ко¬
гато скоростта на врязващото се в земната ат¬
мосфера метеорно тяло не е по-голяма от 22
кш/$ От съпротивлението на въздуха мете ор¬
ното тяло се забавя и неговата кинегична
енергия преминава в топлина и светлина В
резултат на това повърхностният слой на ме¬
теорита и образувалата се около него въз¬
душна обвивка се нагряват до няколко хиля¬
ди градуса. Веществото на метеорното ляло
след ккпване се изпарява и частично се раз¬
пръсква на много малки капчици Падайки
почти отвесно на Земята, отломките от мете¬
орното тяло изстиват и когато достигнат по¬
върхността, те са само топли. Обикновено в
резултат на разтопяването те са с втвърдена
кора В мястото на падане метеоритите обра¬
зуват вдлъбнатини, размерите и формата на
които зависят от масата на метеоритите и от
скоростта им на падане,
Най-големият метеорит е намерен в Юго¬
западна Африка през 1920 г. Този метеорит
Хоба (назовава се на името на населеното
място, намиращо се най-близко до мястото
на падане) е железен и има маса около 60 г
Толкова големи метеорити падат рядко
Обикновено масата на метеоритите е от некопкостотин грама до няколко килограма.
Към наи-големите метеорити спада и же¬
лезният Сихотеалннски метеорит, паднал в
СССР през 1947 г. Той се раздробил на хиля¬
ди части и паднал на Земята като „железен
дъжд’'. При ударите в почвата часгите на ме¬
теорита разрушили скалите и образували в
тях кратери и дупки. Открити са 200 крате-

197

Енциклопедичен речник на младия астроном

ра и дупки с диаметър от 20 сгп до 26 гп.
Масата на този метеорит се оценява на 70 I,
като от тях са събрани 26 I.
Метеоритите са съставени от същите хими¬
чески елементи, каквито има и на Земята. То¬
ва са предимно следните осем елемента же
лязо, никел, магнезий, силиций, сяра, алуми¬
ний, калций и кислород Останалите елемен¬
ти се срещат в много малки количества в ме¬
теоритите. Свързвайки се помежду си, тези
елементи образуват в метеоритите различни
минерали, повечето от които има и на Земя¬
та. Но се срещат и метеорити с минерали, не¬
известни на Земята.
Железните метеорити почти изцяло се със¬
тоят от желязо, съединено с никел и незначи¬
телно количество кобалт В каменните мете¬
орити се съдържат силикати, които са съеди¬
нения на силиция с кислорода, и примеси от
други елементи (магнезий, алуминий, калий
и Др ). В каменните метеорити се срещат и
железно-никелови сплави във вид на зрънца,
разсеяни по целия метеорит. Железно-каменниге метеорити са съставени от почти равни
количества каменисто вещество и железно
никелови сплави.
Ако се отчупи част от каменен метеорит,
могат да се забележат овални частици—х о нд р и т и. Те имат сферична форма с диаме¬
тър около 1 шш
На различни места върху Земята са откри¬
ти тектити— стъклени късчета с неголе¬
ми размери и с маса няколко грама. Устано¬
вено е, че тектитите са застинали пръски зем¬
но вещество, изхвърлени (понякога на ог¬
ромни разстояния) при образуване на метеоритни кратери.
Съвкупността от съществуващите данни
говори в полза на предположението, че мете¬
оритите са отломки от малки планети — ас¬
тероиди Сблъсквайки се помежду си, те
се раздробяват на още по-малки парченца Те¬
зи парченца, срещайки се със Земята, падат на
нейната повърхност във вид на метеорити
Изучаването на метеоритите дава пред¬
става за състава, структурата и физическите
свойства на другите небесни тела — астерои¬
ди, спътници на големите планети и други, а
също така допълва нашите познания за вът¬
решния строеж и състав на Земята През пос¬
ледните години бяха разработени нови мето¬
ди, които позволяват да се изучи въздействи¬

м

ето върху метеоритите на космичште лъчи
в междуплане гното пространство.
Метеоритите падат винаги неочаквано и не
е възможно предварително да се определи ко¬
га и къде ще падне метеорит. Само една мал¬
ка част от падналите на Земята метеорити по¬
падат в ръцете на изследователите. По-голямата част от тях попада в океана или в пус¬
тинни места В колекции по света са събрани
метеорити, представящи приблизително 3500
отделни падалия. Около 1 /3 от този брой ме¬
теорити са наблюдавани при падането им. Ос¬
таналите са случайни находки (сред послед¬
ните преобладават железните, тъй като те се
запазват по-дълго и по-силно привличат вни¬
манието върху себе си).

МИКРОМЕТЪР
Микрометърът е приспособление за измерва¬
ния с висока точност на малки разстояния
във фокалната равнина на зрителната тръба.
( този инструмент се измерват ъгли между
близки обекти, видими в телескопа Микро¬
метърът се използува от XVII в.
Той се състои от рамка с опъната нишка
или стъкло с нанесен белег. Нишката или бе¬
легът последователно се насочват към изслед¬
ваните обекти ^например към компонентите
на двойна звезда) с помощта на микромет¬
ричен винт. Принципът на действието му се
основава на това, че линейното преместване
на рамката с ниижата (или с белега) е про¬
порционално на ъгъла на завъртане на мик¬
рометричния вит, конто лесно се отчита по
барабан с достатъчно голям радиус.
За микрометрите с високо качество точ¬
ността на измерване достига 0,5 дт.

МИКРОФОТОМЕТЪР
Микрофогометърът е уред, който се използу¬
ва за детайлно изследване на образите на не¬
бесни обекти върху фотографската плака. С
помощта на микрофотометъра може да се из¬
мери степента на почерняване на проявения
негатив. Тези, които са се занимавали с фото¬
графия. знаят, че колкото повече светлина па¬
да върху фотщрафекага плака при експони¬
ране, толкова по-черна ще бъде тя, или. както
казват фотографите - по-плътна Като се из-

Енциклопедичен речник на младия астроном

198

Схема, поясняваща принципа на действие на ммкрофотомегьрк.

Усилвател

Регистриращо
устройство

вие Фотографската плака се поставя на под¬
вижна прозрачна масичка, която може авто¬
матически да се премества перпендикулярно
на посоката на лъча. При съвременните микрофотометри резултатите от измерванията
могат да бъдат въведени непосредствено в
електронноизчислителна машина за числена
обработка.

МЛАДИ АСТРОНОМИ

Полупроз, ачн
огледал о

гатив

мерва плътността на фотографията с образ на
небесния обект, например на мъглявина яли
звезди, могат да бъдат получени сведения за
яркостта на мъглявината в различни нейни
части или за блясъка на звездите. Ако плака¬
та е получена с помощта на астроспектрограф, то по същия начин измерената плътност
в различни нейни участъци позволява да се
изучи спектърът на даденото небесно тяло
Използуваният в микрофотомегьра начин
за измерване на плътността на образа се осно¬
вава на обстоятелството, че колкото образът
е по-черен, толкова по-малко светлина той
пропуска. Така че измерването на плътността
на образа се свежда до измерване на коли¬
чеството преминала през него светлина.
Мнкрофотометърът се различава от обик¬
новения фотометър по това, че с него могат
да бъдат измервани участъци от образа с мно¬
го малки размери. Тези участъци могат да бъ¬
дат видени в увеличен размер на специален
екран.
На фигурата е показана схема на микрофо
томегьр, поясняваща принципа му на дейст¬

Какво получават децата от заниманията им в
кръжоците на младите астрономи?
Преди всичко те се запознават с астроно¬
мията, с това, как през вековете човечество¬
то постепенно развива своите представи за
Все>1енага и като използува най-разнообразни
методи за изследване на Космоса, то разши¬
рява своя кръгозор.
Освен това в процеса на сериозните зани¬
мания по астрономия се придобива навик за
работа с литература, за провеждане на сис¬
темни наблюдения, за обработка на резулта¬
тите от тях. добива се навик за работа с раз¬
лична апаратура и умение много неща да се
правят собственоръчно.
Астрономията, макар и най-древна наука,
е една от малкото клонове на науката, в коя¬
то младото поколение може да провежда из¬
следователска работа, еъответствуваща на не¬
говата подготовка, и да пропаг андира астро¬
номически знания. Заниманията по астроно¬
мия правят техния живот интересен и съдър¬
жателен.
Може би съвсем малко от днешните млади
любители на астрономията ще станат профе¬
сионални астрономи Но звездното небе ви¬
наги ще бъде над тях и неговото съзерцание
ще им доставя толкова по-голяма радост,
колкото повече са нашите знания за небесни¬
те тела. Не трябва да се забравя също, че те
могат да продължат своята изследователска
дейност в някоя от областите на астрономия¬
та и след като пораснат В различните страни
това става по различни начини. В Съветския
съюз обикновено се записват и стават членове
на Всесъюзното астрономо- ееодезическо дру¬
жество У нас това може лесно да се реализи¬
ра в народните обсерватории. В другите стра¬
ни съществуват подобни възможности за из¬
следователска и конструкторска дейност на
любителите на астрономията.

199

Енциклопедичен речник на младия астроном

М

През лятото участниците в кръжоците с увлечение работят в лагерни и експедиционни условия.

Знанията, сръчностите и навиците, които
се придобиват в кръжоците на младите астро¬
номи, са много полезни за бъцешите специа¬
листи в която и да е професия
Астрономически кръжоци. С
всяка измината година броят на колективите
от млади астрономи у нас все повече и повече
се увеличава Същото се наблюдава в Съвет¬
ския съюз и в другите страни Такива кръжо¬
ци най-вече се създават при народните астро¬
номически обсерватории. Освен към тях ас¬
трономически кръжоци се създават и към
различните училища. Тези кръжоци се ръко¬
водят обикновено от учителите по физика, а

заниманията се провеждат в кабинетите по
физика.
Астрономическите кръжоци също са мно¬
го разпространени в Съветския съюз. Най
много те са в европейската част на Руската
федерация и в Украйна. Много големи колек¬
тиви са създадени в Москва, Ленинград, в об¬
ластта на гр. Горки, в Ярославската област,
Симферопол и Челябинек В тези кръжоци се
занимават стотици средношколци Дейността
на ассрономическите кръжоци се ръководи
от Всесъюзното астрономо-геодезическо дру¬
жество. Към него е изградена и специална
Юношеска секция. Дейността на сек-

200

Енциклопедичен речник на младия астроном

цията се ръководи от специално изградено
Бюро към Всесъюзното астрономо-геодезическо дружество.
Какво представляват колективите от мла¬
ди астрономи?
В народните астрономически обсерватории
обикновено съществуват по няколко кръжо¬
ка. В тях се обсъждат различни въпроси от ас¬
трономията, физиката, географията
Кръжоците в обсерваториите обикновено
са по-тясно специализирани В някои от тях
се извършват наблюдения, в други кръжочниците имат насоченост към изчисления с

малки електронни машини, а в трети младите
любители сами правят телескогш и др. уреди
за наблюдения.
Кръжоците се ръковойят от астрономиспециалисти, които отделят от своето време
за научна работа и сериозно се занимават с
младите кръжочници През време на занятия¬
та кръжочниците разполагат със сериозна на¬
блюдателна база: малки и средни телескопи,
спектрографи, малки изчислителни машини,
лещи и други уреди и нагледни пособия. Към
повечето народни астрономически обсервато¬
рии има и планетариуми, където на-

201

Е чииклопедичен речник на младия астроном

гледно се демонстрират много небесни явле¬
ния. Често в астрономическите кръжоци се
развиват реферати на различни теми от астро¬
номията. Тези реферати се представят на спе¬
циална комисия, която ги оценява и класира.
Най-добрите от тях се изпращат на окръжни
състезания, където се излъчват участниците за
републиканското състезание. Понякога таки
ва реферати са толкова добри, че те се изпра¬
щат в чужбина н там се класират от междуна¬
родна комисия.
Всяка година у нас се организира седмица
на астрономията През време на нея средно¬
школците докладват резултатите от дейност¬
та си в кръжоците. Тази дейност се обсъжда
и най-добрите участници се награждават.

МЛЕЧЕН ПЪТ
Млечният път е неярка, светеща, белезникава
ивица с неправилна форма, която се вижда
върху звездното небе; състои се от огромно
количество слаби звезди, които поотделно не
са видими с просто око Видимата ширина на
ивицата на Млечния път в различните негови
части не е еднаква — изменя се от 5 до 30°.
Яркостта на Млечния път също не е еднаква
той е най-ярък в съзвездията Стрелец, Южен
кръст и Кентавър, а най-слаб в съзвездията
Персей, Жираф и Колар.
Колкото по-малко разсеяна светлина има
в земната атмосфера, толкова по-ярко на
фона на звездното небе се откроява ивицата
на Млечния път (затова далеч от градовете, в
планините, условията за наблюдение на Млеч¬
ния път са най-благоприятни), В големите
градове яркостта на нощното небе е толкова
голяма, че често Млечният път изобщо не се
вижда,
Произходът на названието Млечен път е
свързан с гръцкия мит за струята мляко,
пръснала на небето от гръдта на богинята Хера, когато кърмела младенеца Херкулес. От¬
тук е получила своето име и Галактиката, тъй
като Млечен път на гръцки се казва „галаксиас*\
Системното изучаване на Млечния път за¬
почва английският астроном У. Хершел в
края на XVIII в. Извършвайки преброявания
на звезди в различни посоки, той стига до из¬
вода, че Слънцето се намира вътре в сплес¬
ната звездна система. Сега е известно, че иви¬

м

цата на Млечния път е най-плътната част от на¬
шата звездна система - Галактиката, т, е.
нейният диск, който ние разглеждаме отвът¬
ре, понеже се намираме близко до равнината
на симетрия на диска. Т рябва да се има пред¬
вид, че поради поглъщането на светлината на
звездите от междузвездния прах,
концентриран към равнината на Галактиката,
видимата картина на Млечния път отразява
пространственото разпределение само на
сравнително близките до Слънцето звезди
За определяне на формата на Галактиката и
на разстоянието до нейния център е нужно
правилно да бъде отчетено междузвездното
поглъщане на светлината. Особено полезни
в това отношение са наблюденията в инфра¬
червената област и радионаблюденията
От съзвездието Лебед към съзвездието
Кентавър Млечният път е разделен на два ус¬
поредни ръкава ох тъмно пространство, обу¬
словено от наличието на голямо количество
прах в междузвездната среда. В средата на
този тъмен промеждутък в съзвездието Стре¬
лец по инфрачервени наблюдения беше от¬
крито ядрото на Галактиката, час¬
тично заслонено от прахови облаци.
Чрез радионаблюдения е доказано, че тъм¬
ните области в Млечния път са плътни газовопрахови облаци, екраниращи светлината на
намиращите се зад тях звезди и свързани
обикновено със спиралните ръкави на Галактгасата.
Трябва да се отбележи, че не всички види¬
ми части на Млечния път са свързани с нашата
Галактика Например Магелановите облаци,
които за наблюдателя от южното полукълбо
изглеждат части от Млечния път, са самостоя¬
телни галактики, разположени в съседство с
нашата Галактика.

МРЕЖА НА ВУЛФ
Мрежата на Вулф (наречена така на името на
съветския учен Г. В”. Вулф) представлява гра¬
фично построение, с помощта на което се ре¬
шават много задачи от сферичната григонометрия и сферичната астрономия Мрежата на
Вулф представлява стереографична проекция
на полусфера (с нанесена върху нея мрежа от
меридиани и паралели) върху равнина. Удоб¬
ството при използуването на мрежата на
Вулф се състои в това, че всички големи и
малки кръгове на сферата се изобразяват

202

Енциклопедичен речник на младия астроном

Фнг 1

Фиг. 2

върху тази мрежа като окръжности Обикно¬
вено гя се използува заедно с прозрачна хар¬
тия (паус), върху която се нанасят допълни¬
телните построения* Паусът се закрепва към
мрежата на Вулф с помощта на карфичка,
забодена в центъра на мрежата (паусът тряб¬
ва да се върти около карфичката).
Върху мрежата на Вулф лесно може да се
нанесе проекцията на големия кръг, който
съединява две точки, зададени със своите ко¬
ординати (например два града, за които са
известни географските координати — ширина
и дължина), да се измери ъгловото разстоя¬
ние между тях (а като се знае големината на
земния радиус - и да се пресметне разеюянието между градовете) * Задача та се решава,
като върху пауса се нанесат координатите на
точките (на фиг. 1 точка М съответствува на
Москва, която има координати дължина
37 30\ ширина 55 40', а точка В — на Владивосток, който има координати дължина
131°50', ширина 43° 10*) * След това паусът се
завърта, докато двете точки се окажат върху
един меридиан от мрежата на Вулф (фиг. 2).
Ъгловите разстояния между точките се отчи¬
тат по мрежата (дъгата ДШ = 57,7°, при ради¬
ус на Земята Е - 6370 кш най-късото разсто¬
яние между Москва и Владивосток е около
6430 кш).
С помощта на мрежата на Вулф могат да се
решават и много други задачи преминаване
от една система небесни координати в друга.

определяне на моментите на изгрева и залеза
на небесните светила, построяване на сферич¬
ни триъгълници и др

МЪГЛЯВИНАТА
В АНДРОМЕДА
Мъглявината в Андромеда е най-близката до
нас гигантска спирална галактика,
най-ярката в северното полукълбо на небес¬
ната сфера. Разстоянието до нея е около 700
кре или повече от 2 млн светлинни години.
С невъоръжено око тя се вижда като слабо
мъгляво петънце. На фотографиите, направе¬
ни с големи телескопи, се вижда, че външни¬
те й части се състоят от звезди с голяма сеегимост. Централните области се състоят от
звезди, които приличат на звездите от сфе¬
рични купове (вж. Звездни купове
и асоциации) Мъглявината в Андромеда
се вижда от Земята почти „ребром‘* (рав¬
нината й е наклонена към зрителния лъч едва
на ъгъл 15°). Поради това е мног о трудно да
се открият подробности в нейната структура
Мъглявината в Андромеда прилича на на¬
шата Галактика, но е по-голяма ог нея по ма¬
са и размери В нея са изучени няколко стоти¬
ци променливи звезди, в повечето случаи цефеиди. В мъглявината са открити около 300
кълбовидни купове, наблюдавани са избухвания на повече от 200 нови звезди и на една

203

Мъглявината в Андромеда

Енциклопедичен речник на младия астроном

м

204

Енциклопедичен речник на младия астроном

свръхнова. В центъра на мъглявината в Андромеда има малко ядро (керн), приличащо
на гигантски кълбовиден куп. Наблюдения¬
та на различни обекти от мъглявината в Андромеда дават възможност по-добре да се
разбере природата на галактиките, на нашата
Галактика.
Мъглявината в Андромеда има 4 спътника
елиптични галактики-джуджета.

МЪГЛЯВИНАТА В ОРИОН
Мъглявината в Орион е най-ярката газовопрахова мъглявина на небето Тя може да се
наблюдава с малък телескоп или с добър би¬
нокъл. Най-добре мъглявината се вижда в
безлунна есенна или зимна нощ като малко
облаче с неправилна форма и със слабо, неж¬
но светене.
Мъглявината в Орион се намира доста да¬
лече от нас — на разстояние около 460 рс (вж.
Единици за разстояние) Тя представлява
облак от горещ междузвезден газ,
който свети под действието на ултравиолето¬
вото излъчване на една или няколко млади
горещи звезди. Пълната маса на газа в мъг¬
лявината е около 300 слънчеви маси.
Заедно с газа в мъглявината в Орион се съ¬
държа много междузвезден прах (ъж.Между¬
звездна среда), поради който на отделни мес¬
та мъглявината е съвсем непрозрачна.
Мъглявината в Орион е само малка част от
обширен комплекс, в който влизат други, помалки газови мъглявини, облаци студен газ,
млади звезди и сега образуващи се звезди.
Има много звезди, които са на възраст под
няколко милиона години.
Изучаването на мъглявината в Орион и на
целия газов комплекс, с който тя е свързана,
позволява да се узнае как протича сега обра¬
зуването на звездите.

мъглявини
Мъглявините са светещи или тъмни облаци от
междузвезден газ и прах (вж.
Междузвездна среда) Съществуват няколко
вида мъглявини. Ако погледнем съзвездието
Орион, което е блестящо през зимата в южна¬
та страна на небето, под трите му ярки звезди
(поясът на Орион) лесно ще намерим три
слаби звездички, средната от които е заоби¬

колена от слабо мъгливо сияние. Това е из¬
вестната газово-прахова дифузна Мъглявина
в Орион. Тя представлява грамаден облак от
газ и прах, в който са „потопени” много звез¬
ди. Светенето му се причинява от горещите
звезди.
Газовите мъглявини, както и звездите се
състоят предимно от водород. Освен това в
тях се съдържат и други химически елемен¬
ти — хелий, азот, кислород и по-тежки от тях
елементи. Размерите на мъглявините са ог¬
ромни от единия до другия им край светли¬
ната се движи няколко години, а общата им
маса е десетки, стотици, а понякога и хиляди
слънчеви маси
Газовите дифузни мъглявини могат да
имат най-различна форма. Така в съзвездието
Лебед се намират мъглявините, наречени Пе¬
ликан и Северна Америка в съответствие с
формата им В съзвездието Ьдинорог има
мъглявина Розетка
Дифузните мъглявини се делят на: емиси¬
онни, чиито спектри на излъчване се състоят
главно от емисионни линии, отражателни,
които имат непрекъснат спектър с линии на
поглъщане, съответствуващи на спектъра на
звездата, която осветява мъглявината, тъм¬
ни - плътни, несветещи газово-прахови об¬
лаци, поглъщащи излъчването на светлия фон
на небето.
Емисионните мъглявини са об¬
ласти от йонизиран газ около горещите Озвезди (вж. Спектрална класификация на
звездите), ултравиолетовото излъчване на
които е източник на енергия за светещия газ
на мъглявината. Те имат размери до десетки
парсека. Температурата в централните облас¬
ти на мъглявината е 8000 — 10 000 К, а по пе¬
риферията е малко по-ниска. Емисионната
мъглявина се разширява под въздействието
на налягането на горещия газ. Ако по пътя на
движението се срещнат малки уплътнения от
междузвезден газ и прах, разширяващата се
мъг лявина ги обгръща. В резултат на това се
образуват плътни сгъстявания — глобули,
ярки пръстени — рими, издължени шнурове,
кометообразни мъглявини.
Отражателните мъглявини са
плътни газово-прахови облаци, осветявани от
намиращите се наблизо звезди от спектрални
класове В5 — В9 Такива мъглявини са помалки по размер и значително по-слаби по яр¬
кост, отколкото емисионните. Тяхната свети-

206

Енциклопедичен речник на младия астроном

Тъмната мьгляьнна Конска глава

мост е десетки ггъти по-слаба от светимостта
на осветяващите ги звезди,
Тъмните мъглявини представля¬
ват плътни газово-прахови облаци, близо до
които няма възбуждащи или осветяващи ги
звезди Те се виждат на фона на Млечния път
или на светла мъглявина като тъмни образу¬
вания Наи плътните от тях се наричат черни
торбички.
Наред с големите купеети, размити или
влакнести дифузни мъглявини съществуват
много малки мъглявини с правилна кръгла
форма — планетарни. Те са наречени та¬

ка заради външната си прилика с дисковете
на планетите, които се наблюдават през теле¬
скоп.
В центъра на всяка планетарна мъглявина
се намира слаба, много гореща звезда - ядро
Температурата на планетарните мъглявини
достша 10 000 - 20 000 К, а плътността — хи¬
ляди атоми в 1 ст*. Степента на ионизация на
елементите е по-висока, отколкото в дифуз¬
ните мъглявини, и се понижава от центъра
към краищата. Планетарнте мъглявини се
разширяват със скорост 10-30 кт/$ Разме¬
рите на планетарните мъглявини достигат 0,1

207

Енциклопедичен речник на младия астроном

М

Мъглявината Северна Америка

до ] рс Масата им е много малка - едва де¬
сети, дори стотни части от масата на Слънце¬
то Образуването на планетарните мъглявини
и техните ядра е закономерен резултат от
еволюцията на определен тип звезди — чер¬
вените гиганти В края на живота си
червеният гигант изхвърля външните слоеве
газ, които образуват бавно разширяваща се
обвивка „Разголената” вътрешна част на
звездата се свива и се превръща в ядро на
планетарната мъ!лявина Изстивайки посте¬
пенно, ядрото се превръща в обикновено бя
ло джудже, а самата планегарна мъглявина се
разширява и с течение на времето се разсей¬
ва в междузвездната среда
Планетарните мъглявини имат различна
форма Много от тях са пръстеновидни, на¬
пример мъглявината в съзвездието Лира. Има
мъглявини, които според формата си сс на¬
ричат: Сова, Гири, Сатурн. Известни са над
1000 планетарни мъглявини
Остатъците от избухванията
на свръхнови звезди са още един
тип емисионни мъглявини Те са сравнително
слаби (с изключение на Ракообразната мъгля¬
вина) продълговати мъглявини. Обикновено
те са с правилна форма и се отличават с уди¬
вително фина, ажурна структура. Избухване¬
то на свръх нова звезда е катаст рофален про¬
цес в края на еволюцията на звездата, при
който масивната й външна обвивка се отделя
и с голяма скорост се изхвърля навън, а цен¬
тралната й част се свива Възниква сферична
ударна вълна, която се разпространява в
междузвездна га среда със скорост 10 000
кпг/§ След стотици години на мястото на ка¬
тастрофата се наблюдава мъглявина — млад
остатък от избухването, който представлява
изхвърленото при взрива вещество. Най-из¬
вестните мъглявини от този тип са Ракооб¬
разната и Касиопея А Спектралните наблюде¬
ния на тези мъглявини показват, че те про¬
дължават да се разлитаг със скорост около
5—10 хил кт/5 н вече са се отдалечили от
центъра си на избухване на разстояния 1-2
ре Ударната вълна, предизвикана от пръсва¬
нето на обвивката на свръхновата, постепен¬
но затихва, загребвайки и помитайки обкръ¬
жаващия междузвезден газ. За хиляди и де¬
сетки хиляди години се образува плътна об¬
вивка от „нагребания” междузвезден газ,
размерите на която достигат 20 — 40 рс. Све¬
тенето на тази обвивка се наблюдава като

гьнковлакнести мъглявини - стари остатъци
от избухванията на свръхнови, каквито са
Примката в Лебед, Примката в Единорог,
мъглявината Симеиз 147 и др.Тези мъгляви¬
ни продължават да се разширяват; с течение
на времето те все повече ще се забавят, свете¬
нето им ще отслабне, а обвивките ще се раз¬
сеят
Генетичната връзка на мъглявините със
звездите определя кръговрата на веществото
във Вселената. Звездите се образуват от газо¬
ва материя, обогатяват се с тежки елементи в
резултат на протичащите в тях ядрени реак-

208

Енциклопедичен речник на младия астроном

Мъглявината Примката в Лебеда — остатък от избухването на свръхнова звезда

2(У>

Енциклопедичен речник на м/и/жл метроном

И

и след това изхвърлят вещество в между¬
звездна га среда непрекъснато в процеса на
еволюцията (във вид на звезден вятър) чрез
изхвърляне на обвивките на планетарните
мъглявини или при избухванията на свръхновите Според съвременните представи загреб
ването на газа от разширяващите се емисион¬
ни мъглявини и от остатъците на свръхновите
стимулира началото на звездообразуването в
плътните газово прахови комплекси

световната ос, под какъв то и да ъгъл спру
мо равнината на хоризонта. Вертикалният
разделен на градуси полупръстен, които чоже да се върти около вертикалната ос, позво¬
лява да се отчитат топоиентричните хоризон¬
тални небесни координати Небесните глобу¬
си в миналото са се използували в навига¬
цията, но сега на практика напълно са изгу¬
били значението си поради прилагането на
радиометоди за определяне положението на
корабите в морето

НЕБЕСЕН ГЛОБУС

НЕБЕСНА МЕХАНИКА

Небесният глобус е кълбо с нанесена върху
него мрежа от екваториални координати,
еклиптика и ярки звезди Небесният глобус
изобразява неиесната сфера и служи за приб
лизително решаване на задачи от сферич¬
ната астрономия, свързани с дено¬
нощното и годишното движение на Земята.
Например той позволява във всеки момент
от време да се определят хоризонталните коордикатй на светилата за всяка точка на зем¬
ната повърхност Глобусът се вгражда в два
взаимноперпендикулярни разделени на гра¬
дуси пръстена, изобразяващи линията на хо¬
ризонта и меридиана на мястото. Начинът на
закрепване на глобуса дава възможност да се
поставя оста му на въртене, изобразяваща

Небесната механика е дял от астрономията,
в който се изучава движението на естествени¬
те и изкуствените небесни тела в простран¬
ството. Като наука небесната механика въз¬
никва след откриването от И. Нютон на з акона завсеобщото привличане
(вж Гравитация) и останалите три закона,
които днес са известни като закони на меха¬
никата. Тези закони лежат в основата на не¬
бесната механика.
В небесната механика се използуват ана¬
литични, качествени и числени математически
методи за изследване и решаване на уравне¬
нията на движение на небесните тела. Анали¬
тичните методи позволяват да се намира ре¬
шение на задачите във вид на формули Ка¬
чествените методи дават възможност да се уз¬
наят свойствата на решенията, без да се нами¬
рат самите решения. Числените методи, полу¬
чили в наше време широко разпространение
благодарение на появяването на мощни елек¬
тронноизчислителни машини (ЕИМ), дават
решенията във вид на таблици, съдържащи
координатите на небесните тела.
Към обектите за изследване от небесната
механика се отнасят планетите, спътниците,
кометите, малките планети, звездите, косми¬
ческите системи*, изкуствените спътници,
между планетните станшш.
Небесната механика изследва движенията
на големите планети ог Слънчевата система
около Слънцето, движенията на естествените
спътници на планетите, на малките планети и
кометите, а също така движенията на звезди¬
те в звездните системи, на изкуствените не¬
бесни тела (вж.Аетродинамика).

ции

Щурмански небесен глобус

* Например методите на небесната механика се из¬
ползуват и при изследване динамиката на Четага*
локтиката, (Ьел гц'св )

14.

210

Енциклопедичен речник на младия астроном

В математически аспект изброените проб¬
леми се свеждат до решаване на трите основ¬
ни задачи на набесната механика.
В най-простата задача за две тела
е необходимо да се определи движението на
две небесни тела в пространството, които
взаимно се привличат по закона за всеобщото
привличане. Тази задача е напълно решена
Установено е, че орбитите на небесните тела
относно техния център на масите могат да
имат само елиптична, параболична или хиперболична форма. При решаването на тази за¬
дача (както и при задачата за три тела) небес¬
ните тела се приемат за материални точки,
т е. предполага се, че размерите им са много
по-малки от разстоянията между тях (както
е в действителност).
Най-подходяща система, към кояго може
да се приложи задачата за две тела, е система¬
та „Слънце — планета”. Още Й. Кеплер в на¬
чалото на XVII в. открил трите закона за
движение на планетите (вж. Закони на Кеп¬
лер) , които, както се оказало по-късно, са
частен (елиптичен) случай на решение на за¬
дачата за две тела.
Но в природата всичко е взаимно зависи¬
мо Затова движението на планетите се из¬
вършва не само под влияние на Слънцето, но
и на другите планети, които оказват една на
друга „смущаващи” въздействия Поради та¬
зи причина за по-точно описание на движе¬
нията на планетите се използува друг матема
тически модел — задачата за три и
повече тела За съжаление тази задача
няма точно решение, но са създадени многобройни приблизителни методи за решаването
й. които астрономите ползуват например за
изчисляване координатите на планетите. В ре¬
зултат на сложни изчисления, извършени с
помощта на ЕИМ, всяка година се издават ас¬
трономически ежегодници, съдържащи коор¬
динатите на големите планети и други сведе¬
ния, необходими на астрономическите обсер¬
ватории за организиране на наблюденията и
обработването на резултатите от тях (вж Ас¬
трономически ежегодници и календари),
При изучаване на движението на естестве¬
ните и изкуствените спътници, които се дви¬
жат на малки разстояния около планетите,
планетата не бива да се приема за материална
точка, а трябва да се взема под внимание
формата й, въртенето й около собствената й
ос, съпротивлението, оказвано от планетната

атмосфера върху движението на спътника.
Задачите за две и за три тела са особено актуални при изстрелването на изкуствени спът¬
ници.
Сега вече са създадени методи за изследва¬
не на движението на изкуствените спътници,
които използува I 1 очното решение на урав¬
ненията на движение в 1равитационно поле,
създадено от оссиметрична планета. С тези
методи се решава задача, която се отнася към
проблема за движение на материална точка в
гравитационното поле на централно тяло, ко¬
ето има форма, различна от кълбо
Изброените задачи на небесната механика
се наричат прави задачи. Към обрат¬
ните задачи се отнася определянето на
силите, действуващи върху космическите
обекти и на техните маси в зависимост от
действителните им движения. От движението
на изкуствените спътници е определена фор¬
мата на Земята и разпределението на плът¬
ността на веществото в недрата и, а също та¬
ка бе определена плътността на атмосферата
на различни височини над земната повърхност
и в различно време на годината По движение¬
то на изкуствени спътници на Луната бе опре¬
делена нейната полярна и екваториална сплеснатост и други величини, характеризиращи
гравитационното й поле.
Едно от най-значителните постижения на
небесната механика е откриването на планета¬
та Нептун Изучавайки движението на плане¬
тата Уран, У. Льоверие и Дж. Адаме предсказ¬
ват съществуването на неизвестна по онова
време планета, която причинява смущения
в движението на Уран, и определят нейната
орбита и маса. Изчисленията напълно се пот¬
върждават от наблюденията на Й Гал е от Бер¬
линската обсерватория и така през 1846 г.
е открита планетата Нептун.

НЕБЕСНА СФЕРА
Небесната сфера е въображаема сфера с про¬
изволен радиус, която се използува в астро¬
номията за описание на взаимните положения
на светилата по небосвода За простота в из¬
численията радиусът на небесната сфера се
приема равен на единица . В зависимост от за¬
дачата, която се решава, центърът на небесна¬
та сфера съвпада с окото на наблюдателя, с
центъра на Земята, Луната, Слънцето или с
произволна точка в пространството.

211

Енциклопедичен речник на младия астроном

н

Фиг. 1. Небеснап сфера, гледана от наблюдател,
намиращ се в средни географски ширини

Представата за небесната сфера е възник¬
нала в дълбоката древност. Тя е свързана със
зрителното впечатление за съществуването на
кристален небесен купол, на който като че ли
звездите са закрепени неподвижно В предста¬
вите на древните народи небесната сфера е би¬
ла най-важната част от вселената. С развитие¬
то на астрономията този възглед е бил про
менен. Но заложената в древните времена гео¬
метрия на небесната сфера в резултат на раз¬
витие и усъвършенетвуване е добила съвре¬
менния си вид, в който се прилага за изчисле¬
ния в астрометрията.
Да разгледаме небесната сфера така, както
я вижда наблюдател от повърхността на Зе¬
мята в средна географска ширина (фиг 1).
Две прави линии, чието положение може
да бъде установено опитно с помощта на фи¬
зически и астрономически инструменти, иг¬
раят важна роля при определяне на понятия¬
та, свързани с небесната сфера. Първата от
тях е отвесната линия, Това е права,
съвпадаща с посоката на действие на силата
на тежестта в дадена точка Тази линия, пре¬
карана през центъра на небесната сфера, я
пробожда в две диаметрално противополож¬
ни точки горната се нарича зенит, а дол¬
ната — н а д и р Равнината, която минава
през центъра на небесната сфера и е перпенди¬
кулярна на отвесната линия, се нарича равни¬
на на математичния (или истинския) хори¬
зонт. Пресечната линия на тази равнина с не¬
бесната сфера се нарича хоризонт.
Втората права линия е световната
ос— правата, минаваща през центъра на не¬
бесната сфера успоредно на оста на въртене
на Земята; около световната ос се извършва
видимото денонощно движение на целия не¬
босвод Точките на пресичане на световната
ос с небесната сфера се наричат Северен
и Южен световен или небесен полюс
Най-ярката от звездите около Северния све¬
товен полюс е Полярната звезда*. Ярки звез¬
ди около Южния световен полюс няма
Равнината, минаваща през центъра на не¬
бесната сфера перпендикулярно на световна¬
та ос, се нарича равнина на небесния екватор,
Пресечната линия на тази равнина с небесната
сфера се нарича небесен екватор.
Ще напомним, че окръжността, която се
* Най-ярката звезда от съзвездието Малка мечка
(У ги е Мшош) {Бел. прев)

получава при пресичане на небесната сфера с
равнина, минаваща през центъра й, се нарича
в математиката голям кръг, а ако равнината
не минава през центъра, се получава малък
кръг. Хоризонтът и небесният екватор са го¬
леми кръгове по небесната сфера н я разде¬
лят на две полукълба. Хоризонтът разделя
небесната сфера на видима и невидима поло¬
вина Небесният екватор я разделя на северна
и южна полусфера.
При денонощното въртене на небосвода
всички светила обикалят около световната
ос, описвайки по небесната сфера малки кръ¬
гове, наречени денонощни паралели
След като определихме отвесната линия и
световната ос, не е трудно да дадем опреде¬
ление на останалите равнини и кръгове на не¬
бесната сфера.
Равнината, минаваща през центъра на не¬
бесната сфера, в която едновременно лежат
отвесната линия н световната ос, се нарича
равнина на небесния меридиан, а големият
кръг, в който тя пресича небесната сфера —
небесен меридиан. Онази от пресеч¬
ните точки на небесния меридиан с хоризон¬
та, която се намира по-близко до Северния
световен полюс, се нарича северна точка, а
диаметрално противоположната н — южна
точка Правата, минаваща през тези две точ¬
ки, е пладнената линия.
Точките от хоризонта, намиращи се на 90°
от точките на севера и на юга, се наричат съ¬
ответно източна и западна точка. Тези четири

212

Енциклопедичен речник на младия астроном

Фиг. 2. Небесната сфера, гледана от наблюдател, на¬
миращ се на някой от полюсите

Фиг. 3. Небесната сфера, гледана от наблюдател
намиращ се на еква гора

точки се наричат главни точки на хо¬
ризонта.
Равнините, минаващи през отвесната ли¬
ния, пресичат небесната сфера в големи кръ¬
гове, които се наричат вертикали. Не¬
бесният меридиан е един от вертикалите, Вертикалът, перпендикулярен на меридиана и
минаващ през източната н западната точка, се
нарича първи вертикал.
Трите основни равнини - математическият
хоризонт, небесният меридиан и първият вертккал, по определение са взаимноперпенди
кулярни Равнината на небесния екватор е
перпендикулярна само на небесния меридиан,
образувайки с равнината на хоризонта дву¬
стенен ъгъл. На географските полюси на Зе¬
мята равнината на небесния екватор съвпада
с равнината на хоризонта, а на земния еква¬
тор е перпендикулярна на същата В първия
случай (на географските полюси на Земята)
световната ос съвпада с отвесната линия и за
небесен меридиан в зависимост от условията
на задачата може да бъде приет всеки от вер¬
тикалите. Във втория случаи (на екватора)
световната ос лежи в равнината на хоризонта
и съвпада с штаднената линия, Северният све¬
товен полюс съвпада с точката Север, а Юж¬
ният световен полюс — с южната точка. Ви¬
дът на небесната сфера за полюсите н за еква¬
тора е даден на фиг. 2 н фиг. 3.
При използуването на небесна сфера, цен¬

търът на която съвпада с центъра на Земята
или някоя друга точка в пространството, въз¬
никват редица особености, но принципът на
въвеждане на основните понятия - хоризонт,
небесен меридиан, първи вертикал, небесен
екватор, денонощни паралели и т. н. — оста¬
ва същият
Основните равнини и кръювете на небес¬
ната сфера се използуват при въвеждане на
хоризонтални, екваториални и еклиптични не¬
бесни координати, а също така при описание
на особеностите на видимото денонощно дви¬
жение на светилата.
Големият кръг, образуван при пресичането
на небесната сфера с равнината, минаваща
през неиния център и успоредна на равнина 1а
на земната орбита, се нарича еклиптика По
еклиптиката се извършва видимото годишно
движение на Слънцето. Пресечната точка на
еклипгиката с небесния екватор, в която
Слънцето преминава от южната небесна полу¬
сфера в северната, се нарича точка на пролет¬
ното равноденствие. Противоположната точ¬
ка на небесната сфера се нарича точка на
есенното равноденствие. Правата
линия, която минава през иенгьра на небесна¬
та сфера перпендикулярно на равнината на
еклиптиката, пресича сферата в двата полюса
на еклиптиката; Северен — в северната полу¬
сфера, и Южен — в южната.

213

Енциклопедичен речник на младия астроном

НЕБЕСНИ КООРДИНАТИ
Небесни координати е обшото название на ре¬
дица координатни системи, с помощта на ко¬
ито се определя положението на светилата
върху небесната сфера. 1е се нанасят върху
геометрически правилната повърхност на не¬
бесната сфера като координатна мрежа, по¬
добна на мрежата от меридиани и паралели на
Земята Координатната мрежа се определя от
две равнини равнината на екватора на систе¬
мата заедно с двата му полюса и равнината на
началния меридиан,
Н астрономията при решаване на различни
научни и практически задачи се използуват
няколко удобни системи небесни коорди¬
нати.
Вхоризонталната система не¬
бесни координати за основен кръг се
приема математическият, или действителният
хоризонт, а за координата, аналогична на ге¬
ографската ширина - височината на светило¬
то (над хоризонта) Н (фиг. 1). Тя се отчита
от хоризонталната равнина със знак „плюс”
във видимата половина на небесната сфера и
със знак „минус” - в невидимата, под хори¬
зонта; височините също като ширините на Зе¬
мята могат да имат стойности от +90 до -90°.
Кръгът по небесната сфера, на който всички
точки имат еднакви височини, аналогичен на
географския паралел, се нарича алмукант а р а т. Вместо височината И в астрономия¬
та често се използува зенитното раз¬
стояние 2 = 90° — Н, Геометрически зе¬
нитното разстояние г представлява ъгълът
между посоките към зенита и към светилото;
то винаги е положително и има стойности от
0 до 180° (за точката на надира).
Подобен на географската дължина в хо¬
ризонталната координатна система е ази¬
мутът А — двустранният ъгъл между рав¬
нината на вертикала, който минава през
зенита и разглежданата точка, и равнината на
небесния меридиан Гъй като двете равнини
са перпендикулярни на равнината на матема¬
тическия хоризонт, двустенният ъгъл може
да бъде измерен чрез еъответствуващия му
ъгъл между пресечниците им с равнината на
хоризонта В геодезията е прието азимутите
да се отчитат от северната точка по посока на
часовниковата стрелка (от 0 до 360° през из¬
точната, южната и западната точка). В астро¬

н

номията азимутите се отчитат в същата посо¬
ка, но в повечето случаи започвайки от юж¬
ната точка. Астрономическите и геодезическите координати се отличават помежду си със
180 . Затова при решаването на една или дру¬
га задача върху небесната сфера е необходи¬
мо да знаем с кои от двата азимута имаме ра¬
бота
Частен случай на понятието азимут е от¬
давна използуваният в мореплаването и мете¬
орологията р у м б В навигацията окръж¬
ността на хоризонта се де,ш на 32 румба, а в
метеорологията — на 16. Посоките към север,
изток, юг и запад се наричат главни румбове.
Останалите междинни посоки се наричат с
имената на главните например северозапад
или югоизток са съответно посоките между
север и запад или юг и изток. Още по-дребно
наделените румбове се наричат така: румбът
между север и северозапад се нарича северосеверозалад, румбът между изток и югоиз¬
ток се нарича изток -югоизток и т. н. По такъв
начин румбът е закръглена стойност на ази¬
мута.
Вследствие на видимото денонощно вър¬
тене на небосвода около световната ос коор¬
динатите на светилата в хоризонталната сис¬
тема небесни координати за дадена точка от
земната повърхност постоягщо се изменят
(вж Кулминация и Елонгацич на звездите).
Хоризонталните координати на светилата за¬
висят също така от географските координа¬
ти на мястото на наблюденията. Това обсто¬
ятелство се използува широко в практи¬
ческата астрономия (вж.Астрометрия) . измерването на хоризонталните коор¬
динати на светилата с помощта например на
универсални инструменти дава възможност
да се определят географските координати на
точките от земната повърхност.
В хоризонтална координатна система се да
ват не само координатите на небесните свети¬
ла, но и на земни обекти, при което се изпол¬
зуват други наименования на координатите.
Например във военното дело вместо поня¬
тието височина се употребява терминът
ъгъл на издигане или ъгъл на
мястото.
В екваториалната система не¬
бесни координати за изходна равнина служи
небесният екватор (фщ. 2). Координата, ана¬
лог ична на географската ширина на Земята, в
този случаи е деклннацията на светилото —

214

Енциклопедичен речиюс на младия астроном

Фиг, I, Хоризонтална система небесни координати

Фиг. 2. Екваториална система небесни координати

ъгълът между посоката към обекта и равни¬
ната на небесния екватор Деклинацията се
отчита по така наречения часов, или деклина
ционек кръг от равнината на небесния еква¬
тор със знак „плюс” в северното полукълбо
на небесната сфера и със знак „минус” — в
южното, тя може да приема стойности от +90
до -90 . Геометрично място на точките с ед¬
накви деклинации еденонощният па¬
ралел.
Другата координата на екваториалната
система се въвежда по два начина.
В първия случай за начална равнина служи
тази на небесния меридиан в мястото на на¬
блюденията, координатага, аналогична на
географската дължина, в този случай се на¬
рича часов ъгъл ти се измерва в часова
мярка — часове, минути и секунди Часовият
ъгъл се отчита от южната точка на небесния
меридиан по посока на денонощното въртене
на небето до часовия кръг на светилото.
Вследствие на въртенето на небосвода часови¬
ят ъгъл I на едно и също светило в течение на
денонощието се изменя от 0 до 24 часа. Така¬
ва координатна система се нарича първа
екваториална. Координатата I зависи
не само от времето на наблюденията, но и от
мястото на наблюденията върху земната по¬
върхност.
Във втория случай за начална равнина слу¬
жи равнината, минаваща през световната ос и
точката на пролетното равноденствие, която
се върти заедно с цялата небесна сфера В то¬

зи случай координатата, аналогична на гео¬
графската дължина, се нарича ректаеценз и я а и се отчита в часова мярка по посока,
обратна на посоката на въртене на звездното
небе За различните светила тя има стойности
от 0 до 24 часа Обаче за разлика от часовия
ъгъл ректасцензията на едно и също светило
не се изменя вследствие на денонощното дви¬
жение на небосвода и не зависи от мястото на
наблюденията върху земната повърхност. Деклинациите и ректасцензииге се наричат вто¬
ра екваториална система небесни
координати. Тази система се използува в
звездните каталози и звездните карти.
В еклиптичната система за ос¬
новна равнина служи равнината на еклиптиката (фиг, 3) . За да се определи местополо¬
жението на светилото, прекарва се през него
и през полюса на еклиптиката голям кръг,
който се нарича кръг на ширината на
даденото светило. Дъгата от еклиптиката до
светилото по този кръг се нарича е к л и птична ширина (или просто ширина) В
Ширината е първата координата в тази систе¬
ма небесни координати Тя се отчита от 0 до
90° със знак „плюс” към северния полюс на
еклиптиката и със знак „минус” — към юж¬
ния й полюс Втората координата е еклип¬
тичната дължина (или просто дъл¬
жина)
тя се отчита от равнината, минава¬
ща през полюса на еклиптиката и точката на
пролетното равноденствие по посока на го¬
дишното движение на Слънцето и може да

215

Енциклопедичен речник на младия астроном

Фкг. 3. Еклнпткчна система небесни координати

приема стойности от 0 до 360°. Координати¬
те на звездите в склиитичната система не се
изменят в течение на денонощието и не зави¬
сят от мястото на наблюденията
Еклиптичната система в исторически ас¬
пект се е появила по-рано от втората еквато¬
риална. Тя е била по-удобна, поради това че
древните ъгломерни инструменти, като на¬
пример армиларната сфера, са били приспосо¬
бени за измерване непосредствено на еклипгичните координати на Слънцето, планетите и
звездите В това отношение еклиптичната сис¬
тема е основа на всички старинни звездни ка¬
талози и атласи на звездното небе
Г алактичната система небесни
координати се използува за изучаване на на¬
шата Галактика и започва да се прилага срав¬
нително неотдавна (фиг. 4). За основна рав
нина в нея служи
равнината на галактичния екватор, т. е. равнината на симетрия на
Млечния път Галактичните ширини Ь се от¬
читат на север и на юг от екватора на Галак¬
тиката съответно със знак „плюс” или „ми¬
нус”. Галактичните дължини I се отчитат по
посока на ректасцензиите от равнината, ми
наваща през полюса на Галактиката и точката
на пресичане на екватора на Галактиката с не¬
бесния екватор Еклиптичните и галактични¬
те координати се получават чрез изчисление
от екваториалните, които се определят непо¬
средствено от астрономически наблюдения.
Системите от небесни координати се под¬
разделят също така в зависимост от положе-

н

Фнг. 4. Гшхяп№ система небесни координати

ннето на техния център в пространството
Т опоцентрична се нарича системата от
небесни координати, центърът на която се на¬
мира в някоя точка от земната повърхност.
Ако за решаването на поставена задача се из¬
ползува координатна система с начало в цен¬
търа на Земята, то тя се нарича г е о ц е н*
трична система небесни координати.
По аналогичен начин система с начало в цен¬
търа на Луната се нарича ееленоцентрична, ас начало в центъра на някоя от
планетите — планетоцентрична (или
по-подробно: за Марс — ареоцентричн а, за Венера — афроцентрична и
т, н). Системата от небесни координати с
начало в центъра на Слънцето се нарича х елиоцентрична.
На фигурите към статиите Небесна сфера
и Небесни координати 2 и 2 са зенит и надир;
Р и Р — северен и южен световен полюс;
N№5Е — хоризонт, (2$ — екватор, ЕЕ* —
еклипгика, ВВ — галактичен екватор.

НЕВИДИМИ спътници
НА ЗВЕЗДИТЕ

Много звезда, видими като един обект дори
в най-големите телескопи, всъщност се оказ¬
ват двойни (вж Двойни звезди). Това се ус¬
тановява по наблюдение на блясъка им или
на техния спектър Понякога едната от ком¬
понентите е толкова малка и има толкова

216

Енциклопедичен речник на младия астроном

По движението п звездата в продължение на ня¬
колко десетки години астрономите съдят за съ¬
ществуването на неин невидим спътник.

дългофокусни астрографи Съществуването
на невидим спътник се проявява в отклоне¬
ние на собственото движение на звездата от
праволинейното. Ако звездата е двойна, то
присъствието на още една, невидима компо¬
нента се установява по особеностите в движе¬
нието на ярките компоненти
Достоверни сведения за невидимите спът¬
ници се получават при изследвания на звезди¬
те в продължение на няколко десетки годи¬
ни, Сака например, извършвайки подробен
анализ на резултатите от измервания на поло¬
женията на една от най-близките звезди звездата на Барнард, за период от 60 години
(1916 — 1976 г.), астрономите установиха, че
звездата има най-малко един тъмен планетообразен спътник, който обикаля около нея с
период 11,7 години Многогодишните измер¬
вания на положенията на двойната звезда 61
от съзвездието Лебед показаха, че в система¬
та 61 от Лебед съществуват три невидими
спътника с маси, няколко пъти по големи от
масата на Юпитер. Двата спътника обикалят с
период 6 и 12 години около едната компонен¬
та на двойната звездна система, а третият
спътник обикаля за 7 години около втората
звезда от системата

слаб блясък, че съществуването й може да се
открие само по въздействието на нейното
привличане върху ярката звезда Такива сла¬
би компоненти се наричат невидими спътници
на звездите. Сега са известни около 20 неви¬
дими спътника на достатъчно близки до нас
звезди Масите им са малки — от 0,1 до 0,0015
от масата на Слънцето Невидимите спътници
предизвикват изключителен интерес у астро¬
номите, тъй като те могат да се окажат голе¬
ми планети, на кои го може би има извънзем¬
ни цивилизации. Новечето от невидимите
спътници на звездите обаче са слаби звездич¬
ки. Да се отделят измежду тях спътниципланети е много трудна задача дори за найблизките до нас звезди.
Още през тридесетте години на нашия век
астрономите са започнали системни наблюде¬
ния на звездите, разположени на разстояние
30 — 40 светлинни години. За да се открият
невидимите спътници на звездите, са необхо¬
дими многогодишни точки наблюдения. Пос¬
ледните се извършват по строги програми с

НЕПТУН
Нептун е осмата поред от Слънцето голяма
планета в Слънчевата система Тя е била от¬
крита по необичаен начин Било забелязано
от астрономите, че Уран се движи не така,
какго трябва да се движи под въздействието
на привличането на Слънцето и на известните
по онова време планети. Тогава било заподо¬
зряно съществуването на още една планета
със значителна маса и били извършени изчис¬
ления за определяне на положението и на не¬
бето Тази извънредно сложна математическа
задача била решена независимо един от друг
от английския астроном Дж Адаме и от
френския астроном У. Льоверие. След като
получил данните на Льоверие, асистентът от
Берлинската обсерватори!| Й Гале на 23 сеп¬
тември 1846 г. открил планетата Откриване¬
то на Нептун имало голямо значение преди
всичко за това, че блестящо потвърдило з акона за всеобщото привличане
(вж. Гравитация), който послужил за основа
на изчисленията.

217

Енциклопедичен речник на младия астроном

Средното разстояние на Нептун от Слънце¬
то е 30,1 Иа, а периодът на обикаляме по ор¬
битата е 164 години и 288 денонощия По та¬
къв начин от момента на откриването му
Нептун не е направил дори една пълна оби¬
колка по своята орбита
Видимият ъглов диаметър на Нептун е
около 2*’ При измерването на толкова малък
диаметър с ъгломерни инструменти от по
върхността на Земята относителната грешка е
много голяма. На 7 април 1967 г. астрономи¬
те успяват да уточнят диаметъра на Нептун,
когато при движението си планетата закри ед¬
на от далечните звезди на фона на звездното
небе Наблюденията се извършват едновре¬
менно от няколко астрономически обсерва¬
тории и се получава, че екваториалният диаме¬
тър на Нептун е 50 200 кт Новоогтределеният
диаметър позволява да се уточни стойността на
средната плътност на Нептун 2,30 ^/ет3. Та¬
кива характеристики са типични за планетитегиганти, състоящи се предимно от водород и
хелий с примес от съединения на други хими¬
чески елементи Според изчисленията в центъ¬
ра на Нептун се намира тежко ядро от сили¬
кати, метали и други елементи, влизащи в
състава на планетите от земната група.
Изследването на характера на отслабване¬
то на блясъка на звездата при затъмнението
и от атмосферата на Нептун дава много до¬
пълнителна информация Например намерено
е средното молекулно тегло на надоблачните
слоеве на атмосферата на Нептун. То съответствува на теглото на молекулен водород с
малък примес от метан.
Подробностите по повърхността на Нептун
са трудно различими Затова параметрите на
денонощното въртене на планетата — положе¬
ние на оста, посока и период на въртене — е
много трудно да бъдат определени от наблю¬
дения от земната повърхност, както е и в слу¬
чая с Уран.

НЕУТРИННА АСТРОНОМИЯ
Неутриннага астрономия е дял от астроно¬
мията, в който се изучават небесните тела
чрез регистриране на излъчваните от тях н е утрино частици. Елементарната частица
неутрино, както и фотонът, няма електричен
заряд и се движи със скоростта на светлината
Неутрино частица се образува във вътреш¬
ността на звездите, където протичат термоядре¬

Н

ни реакции Особено мощен поток от неутри¬
но следва да възниква при избухванията на
свръхновите звезди'. Неутрино частиците вли¬
зат в много слабо взаимодействие с вещест¬
вото, така че за тях звездите са практически
прозрачни и ооразуващите се в тях неутрино
безпрепятствено излизат навън. Регистрира¬
нето на неутрино дава възможност да се опре¬
делят температурата, плътността и химичес¬
кият състав във вътрешността на звездите —
областите, недостъпни за изучаване с други
методи
Присъствието на неутрино може да се
определи чрез наблюдение на предизвиканите
от тях превръщания на едни атомни ядра в
други. Така например при взаимодействие на
неутрино с ядрото на хлора може да се обра¬
зува ядро на радиоактивен аргон Измервай¬
ки скоростта на образуване на радиоактив¬
ния аргон в съд с химически съединения, съ¬
държащи хлор, може да се измери потокът
неутрино, предизвикващ превръщането на
хлора в аргон По същия начин може да се
измери потокът неутрино, ако се наблюдава
превръщането на литий в берилий, на галий в
германий и някои други реакции.
Превръщанията, предизвикани от неутри¬
но, се извършват много бавно. Така напри¬
мер под въздействието на слънчеви неутрино
частици в 1700 т хлор за един ден се образува
само един атом аргон. Поради това, за да се
избавят от смущенията, предизвикани от космичните лъчи, неутриновиге телескопи се пос¬
тавят дълбоко под земята в шахти или тулели
Сега се правят опити да ое открие неутрин
но излъчване на Слънцето Резултатите показ¬
ват, че потокът от слънчево неутрино е значи¬
телно по-малък от теоретично изчисления по¬
ток и обяснение за това не е намерено. За ре¬
гистрирането на неутрино от други небесни
обекти съвременните неутринови телескопи
все още не са достатъчно чувствителни.

НЕУТРОННИ ЗВЕЗДИ
Неутроните звезди са много малки свръхплътни небесни тела Диаметърът им средно е
не по-голям от няколко десетки километра, а
масата им е равна почти на масата на Слънце¬
то. При плътностите в недрата на неутронни ге
звезди (над 1 млн с/сгп3) е невъзможно да
съществуват не само атоми с електронни об*

218

Енциклопедичен речник на младия астроном

Крайни стадии иа ево¬
люцията на звезди с
различни маси. Някои
звезди завършват ево¬
люцията си, превръщай¬
ки се ш неутрони* звез¬
ди. Масите на звездите
са изразени в единици
слънчеви маси.

вивки, но и отделни ядра — всички ядра се
разпадат на съставящите ги неутрони и про¬
тони При това скоростите на електроните са
толкова големи, че става сливането им с про¬
тоните, електричните им заряди се неутрали¬
зират и се образуват неутрони. При свръхви¬
соки плътности веществото се състои почти
само от свободни неутрони с малък примес
от протони н електрони. Оттук е възникнало
понятието неутронни звезди Неутроните
звезди са открити през ] 968 г. като пулсара.
С неутронните звезди са свързани също така
източниците на твърдо рентгеново лъчение в
тесните двойни звездни системи (вж Рентге¬
нова астрономия).
Неу тронните звезди се образуват след из¬
черпването на източниците на термоядрена
енергия в недрата на обикновената звезда,
ако в този момент нейната маса надвишава
1,4 пъти масата на Слънцето Тъй като няма
източници на термоядрена енергия, устойчи¬
вото равновесие на звездата стгва невъзмож¬
но и тя започва катастрофално да се свива
към центъра си - гравитационен колапс. Ако
първоначалната маса на звездага не надвиша¬
ва определена критична стойност, калапсът в
централните части спира и се образува гореща
неутронна звезда Процесът на колапса проти¬
ча за части от секундата След него може да
последва или изтичане на неутрино през
останалата обвивка на горещата неутронна
звезда (вж Неутринна астрономия), което
отнася повече от 10^ ог масата на звездата,

или изхвърляне на обвивката за сметка на
термоядрената енергия на „неизг©рялото” ве¬
щество или на енергията на въртене. Такова
изхвърляне протича много бързо и от Земята
се наблюдава като огромен взрив — избухва¬
не на свръхнова звезда Наблюдаваните неу¬
тронни звезди — пулсарите, често са свързани
с остатъци от свръхнови звезди.
Неутронните звезди могат да съществуват,
ако техните маси са по-големи от 0,05 от ма¬
сата на Слънцето. Ако масата на неутронната
звезда надвишава 3 — 5 ггьти масата на Слън¬
цето, равновесието й става невъзможно и та¬
кава звезда ще представлява черна дупка.
Подробните анализи на вътрешния строеж
на неутронните звезди показват, че освен неу¬
трони с протони и електрони във въ грешните
области могат да се образуват в големи коли¬
чества други елементарни частици — мезони
и хиперони, Във външните слоеве би трябва¬
ло да се запазват много ядра с излишък от не¬
утрони.
Много важни характеристики за неутрон¬
ните звезди са въртенето и магнитното поле
При свиването на обикновена звезда в неу¬
тронна въртенето се ускорява, а магнитното
поле се усилва Периодът на въртене на неу¬
тронните звезди (по теоретични изчисления)
може да достигне 0,001 $, най-късият период,
отбелязан при наблюденията, е 0,033 5. Маг¬
нитното поле може да бъде милиард и три¬
лион пъти по силно от магнитното поле на Зе¬
мята.

219

Тнциклолсдичен речник на младия астроном

НОВИ ЗВЕЗДИ
Нови се наричат звездите, чийто блясък нео¬
чаквано се увеличава стотици, хилядата поня¬
кога и милиони пъти. След като достигне найголямата си яркост, новата звезда започва да
гасне и след известно време (например след
една година) се връща в спокойното си със¬
тояние
Новите звезди забележимо се отличават ед¬
на от друга както по силата на избухването,
така и по скоростта на намаляване на блясъ¬
ка, Интересно е, че колкото е по-мощно из¬
бухването на новата звезда, толкова по-бър¬
зо намалява блясъкът й . Ио скоростта на на
маляване на блясъка новите звезди се разде¬
лят на бързи или бавни.
Най-мощната (следователно най-бързата)
от известните нови звезди е Новата в съзвез¬
дието Лебед, избухнала през 1975 г. В мо¬
мента на най-голямата си светимост тя беше
една от най-ярките звезди на небето, въпреки
че върху стари фотографии на същото място
е наблюдавана звезда едва от 21-ва звездна
величина. Това означава, че при избухването
на новата звезда блясъкът и е нараснал пове¬
че от 10 милиона пъти Но тя бързо угасва
След 20 дни блясъкът й намалява с 5 звездни
величини, т е. 100 пъти.
Пример на пълна противоположност е из¬
бухналата през 1967 г. нова звезда в съзвез¬
дието Делфин, която била една от „най-бав¬
ните” нови звезди Блясъкът й нараснал при
избухването „едва” 1000 пъти и се запазил
неизменен в течение на половин година.
Всички нови звезди при избухването си из¬
хвърлят газ, който се разпита с голяма ско¬
рост При различните нови звезди тези ско¬
рости значително се различават,а и при всяка
нова скоростите на разлитащия се газ са раз¬
лични през отделните периоди на избухване¬
то Най голямата маса газ, изхвърлена от една
нова звезда при избухването, Се съдържа в ос¬
новната обвивка, която се „отделя” по време
на максимума на блясъка на звездата и отли¬
та от нея със скорост неколкостотин до хиля¬
да километра в секунда Около някои нови
звезди тази обвивка се вижда в продължение
на десетки години във вид на мъглявина
В спокойно състояние новите звезди се
виждат като съвсем слаби звезди и могат да
бъдат изучавани от астрономите само със
свръхмощни телескопи Свойствата на тези

н

звезди са необикновени Преди всичко нови¬
те са двойни звезди. Двойката винаги се със¬
тои от бяло джудже и нормална звезд а, която по своята маса и размери е обик¬
новено почти колкото Слънцето (понякога е
значително по-малка от него). Характерното
за такива двойни системи е близостта на две¬
те звезди, поради това при тях възниква по¬
ток от газове от повърхността на нормалната
звезда към повърхността на бялото джудже
Струята от изтичащи ог повърхността на нор¬
малната звезда газове се завива около бялото
джудже и едва след много обиколки попада
на повърхността му.
Всяка година в Гтактиката се откриват
средно по две нови звезди Обаче според пре¬
смятанията на астрономите през годината из¬
бухват около 40 нови звезди По-голяма част
от тях не могат да бъдат наблюдавани поради
голямата им отдалеченост и поглъщането на
светлината им от галакгичния прах. Честотата
на избухванията на новите звезди в Галакти¬
ката е толкова голяма, че следва да се пред¬
положи, че всяка нова звезда има многократ¬
ни избухвания.
Какво е известно за механизма на избухва¬
нията на новите звезди9 След като бе устано¬
вено. че новите звезди са двойни, неотдавна
се появи хипотеза, която получи широко раз¬
пространение в астрономияга Тя се състои в
следното Избухването на новата звезда става
в резултат на рязко ускоряване на термояцрените реакции на горене на водорода на по¬
върхността на бялото джудже Водородът по¬
пада върху повърхността на бялото джудже
заедно с газовете, изтичащи от повърхността
на нормалната звезда Избухването се пред¬
хожда от период на натрупване на термояд¬
рено „гориво” на повърхността на бялото
джудже, което избухва, след като масата на
„горивото” достигне
някаква критична
стойност Познавайки механизма на избухва¬
нията на новите звезди, не е трудно да се раз¬
бере защо същите могат да се повтарят Ин¬
тервалът на избухванията е 10 000 до 1 млн
години
Най-близките роднини на новите звезди
са новите звезди-джуджета Из¬
бухванията им са хиляди пъти по-слаби от те¬
зи на новите звезди, но стават десетки хиляди
пъти по-често. Типичен пример е новата звез¬
да-джудже от съзвездието Близнаци, чийто
блясък нараства за няколко дни около 100

Енциклопедичен речник на младия астроном

то нз Нептун, са високо оценени от
астрономите в целия свят. Изчислени¬
те от Нюкьмб астрономически кон¬
станти се използуват н сега, на тях се
основават всички изследвания в
областта на теоретична! а астрономия
н астрометрията.
Нюкьмб има много голям дял в
усъвьршснствушшето на теорията за
движението на Луната Той събира и
обработва всички запазили се наблю¬
дения на Луната, започвайки от древ¬

ИСАК НЮТОН

(1643 -

Н

ни времена Занимава се също с тео¬
рията за движението на спътниците на
планетите теорията на слънчевите за¬
тъмнения,, проблема за произхода на
малките планеги
Нюкъмб е талантлив популяризагор на науката. От него са написани
книгите „Астрономия в общопокятно
изложение”, .Астрономия за всички”,
залазили своето значение и в наши

дан

1727)

Исак Нютон е велик английски физик,
механик, астроном и математик. Висо¬
ко признание получават работите на
Нютон, в които той поставя основите
на научното разбиране на законите на
природата вместо фантастичните из¬
мислици на религията
Исак Нютон е роден в селището
Уулсторп - близо до I р Грантем, в
семейството на дребен земевладелец.
Учи в Кеймбрнджкня университет.
През периода 1669 - 1701 г, Нютон е
професор по физика и математика
в Кеймбрнджкня университет. От
1703 г. почти половин век е несменяем
президент на Лондонското кралско
дружество - английската Академия
на науките
Нютон формулира основните за¬
кони на класическата механика, от¬
крива закона за всеобщото привлича¬
не, разработва основите на диферен¬
циалното и интегралното смятане.
Главният труд на Нютон „Математи¬
чески начала на натуралната филосо¬
фия” (1687) е отправна точка за
всички работи по механика и небесна
механика в продължение на следва¬
щите два века В книгата сн „Оптика”
той обяснява повечего от сьешиннкге
явления с помощта на развитата от
него корпускуяярна теория на светли¬
ната.
Физическите открития на Нютон
са тясно свързани с решаването на
астрономически задачи. Оптика та на
Нютон се развива от опитите да ее

усъвършемотвуват обективите за ас¬
трономическите телескопи-рефракто
рн, за да се избавят получените обра¬
зи от деформации поради аберацня.
През 1668 г. той разработва конструк¬
цията на огледалния телескоп-рефлек¬
тор, за което през 1672 г е избран за
член на Лондонското кралско дру¬
жество На основата на открития от
него закон за всеобщото привличане
Нютон прави извода, че всички пла¬
нети н комети се привличат от Слън¬
цето, а спътниците - от планетите със
сила, обратно пропорционална на
квадрата от разстоянието и разработ¬
ва теорията за движение на небесните
тела Нютон показва, че от закона за
всеобщото привличане следват зако¬
ните на Кеплер. Той идва до заключе¬
нието, чс е неизбежно отклонението
от тези г&кони вследствие на смуща¬
ващото действие на останалите тепа
от Слънчевата система върху всяка
планета или спътник Гравитацион¬
ната теория му дава възможност да
обясни много астрономически явле¬
ния - особеностите в движението на
Луната, препееия!а. приливите и отли¬
вите, сплеснатосла на Юпитер, да раз¬
работи теорията за фигурата на Зе¬
мятаВъзгледите на Нютон, способност¬
та му да обясни н опише широк кръг
от природни явления, особено астро¬
номическите явления, оказват огром¬
но влияние върху по-нататъшното
развитие на науката

о
ОБЕКТИВ
Обективът е една от основните части на всеки
оптически уред Той служи за събиране на лъ¬
чиста енер1 ия и за получаване на образа на на¬
блюдавания обект.
Полученият образ от обектива може да се
разглежда непосредствено през окуляр или
да бъде проектиран върху някакъв приемник
— фотоплака, електроннооптически преобра¬
зувател и др Обективът представлява леща
или система от лещи, огледало или система от
огледала, обърнати към обекта. Обективът се
характери, тра с фокусно разстояние /, от¬
носителен отвор и зрително поле 2И' (вж фи¬
гурата) . Точката Р*> в която обективът полу¬
чава образа на светещия обект, намиращ се в
безкрайност (звездите могат да се смятат за
безкрайно отдалечени), се нарича заден

фокус на обектива Разстоянието от
обектива до фокуса е фокусното разстояние
/; използуването на обективи с голямо фо¬
кусно разстояние може да повити увеличе¬
нието на оптическата система (вж. Телеско¬
пи) . На същото разстояние от другата страна
на обектива е разположен предният
фокус на обектива Р,
От всяка светеща точка на обекта в опти¬
ческата система постъпва ограничен светли¬
нен поток, чиято големина зависи от входния
отвор на обектива и определя неговата оеветленост. Освен това за обекти с видими раз¬
мери осветеността зависи и от увеличение¬
то, По такъв начин светлосилата на обектива
се определя от диаметъра му В и от фокусно¬
то разстояние / и се характеризира с относи¬
телен отвор Г)/^,

Обективът дава образа
на наблюдавания обект
във фокдлната равнина-

223

Енциклопедичен речник и в младия астроном

Устройството на обектива позволява да се
изобразява само част от пространството, в
което са разположени наблюдаваните обекти.
Зрителното поле на обектива, равно на 2И',
зависи по-специално от фокусното разстоя¬
ние: при увеличаване на фокусното разстоя¬
ние зрителното поле се намалява,
Недостатъците на оптическата система на
обектива довеждат до различни деформации
на образа, наречени аберации Така например
сферичната аберация води до размнтост на
краищата или средата на образа. Това се дъл¬
жи на факта, че краищата на лещата по-силно
пречупват светлинните лъчи, отколкото цен¬
тралната й част. Хроматичната аберация се из¬
разява в оцветеност на краищата на образа,
тъй като лещата различно пречупва лъчите с
различен цвят, тя по-силно пречупва виоле¬
товите, а по-слабо червените. Поради кома
образът на един точков обек г (звезда) се по¬
лучава като комета с опашка Поради дистореията образът на една права линия е изкривен,
В резултат на астигматизма образът на една
звезда е разтегнат.
За отстраняване на аберацията се изработ¬
ват специални обективи. Така в ахромагичнихе обективи с двойни лещи едната леща е по¬
ложителна (събирателна), а втората - отри¬
цателна (разсейвателна). Събирателната леща
обикновено е направена от кроново, „леко”
стъкло с малък коефициент на пречупване, а
разсейвателнага — от флинтово, „по-тежко”
стъкло с по-голям коефициент на пречупване.
Пречупвайки различно светлинните лъчи, ле¬
щите на такъв обектив намаляват аберациите.
Обаче гози вид обективи при добро качество
на образа имат по-малък относителен отвор
и зрително поле. Обикновено относителният
отвор е О// = 112, а зрителното поле — от 8
до 12°.
В зависимост от големината на относител¬
ния отвор обективите се делят на ултраеветлосилни (1:1,1 и повече), светлосилни
(от 1:1,1 до 1:3,5), нормални (от 1:3,5 до
1:6,3) и малко светлосилни (по-малко от
1.6,3). По големината на ъгъла на зрително¬
то поле обек гивите се делят на тесноъгълни
(21У от 2 до 40°), нормални (2И^ от 40 до
65°), широкоъгълни (2\У от 65 до 104°);
свръхширокоъ! ълни (2^^104°).
Качеството на образа, даван от обектива,
се определя от разделителната способност на

о

обектива и се оценява по броя на линиите в
1 ПШ1

Системите от пещи на обективите имат ре¬
дица достойнства Те осигуряват възмож¬
ността за добра корекция на аберацията, го¬
лямо зрително поле, технологична просто га
на конструкцията. Но поглъщането на све¬
тлината от стъклото, хроматичните аберации,
големите размери по дължина ограничават
приложението им в създаването на големи те¬
лескопи
Затова в астрономията често се прилагат
огледални системи от обективи, в които лип¬
сват хроматичните аберации (вж Рефлекто¬
ри) . Параболично огледало, използувано ка¬
то обектив, дава образ без корекция
Широко разпространение в астрономията
са получили огледално-лещовите системи от
обективи, обединяващи достойнствата на лещовите и огледалните системи Те позволяват
да се конструират светлосилни телескопи с
големи относителни отвори при значителни
ъгли на зрителното поле.

ОБЕКТИВНА ПРИЗМА
Обективната призма се поставя пред обекти¬
ва на телескопа за наблюдаване на звездни
спектри.
Изборът на един или Друг спектрален ин¬
струмент при изучаване на спектрите на не¬
бесните тела зависи от задачата, поставена
пред астронома. В някои случаи е необходи¬
мо да се получи спектър за изследване на тес¬
ните линии на поглъщане и тогава се използу¬
ват големи астроспектрографи, даващи въз¬
можност да се разграничат и измерят тези ли¬
нии Обратно, понякога не е необходима го¬
ляма точност на спектралните изследвания,
но трябва да се изучат голямо количество
звездни спектри. Например такава задача се
поставя при построяване на диаграмата на
Херцшпрунг — Ръсел (вж Диаграма спектър
- светимост), В тези случаи е много удобна
обективната призма, с която върху една фотоплака могат да се получат за времето на ед¬
на експозиция спектри на много звезди (над
100).
Обективната призма изпълнява същата ро¬
ля, както и обикновената призма в аетроспектрографа; разлага светлината от звездата
на цветни лъчи Обаче тя се поставя не зад

224

Енциклопедичен речник на младия астроном

Фнг. 1. Без обективната
призма звездите върху
ас грофотогряфнята из¬
глеждат точки.

Фнг.

2.

Обективната

призма разтяга образа
ю звездите в спектър.
обектива на телескопа, а пред него Размери¬
те на призмата трябва да са големи, близки
до размерите на обектива Освен това ъгълът
на пречупване на обективната призма е много
малък — около 5°. Т ова е необходимо, за да
не се получават във фокуса на телескопа
много дълги спектри.
От фигурите се вижда действието на обек¬
тивната призма заедно с телескопа. Ако без
обективна призма във фокуса на телескопа е
образът на звездите, попаднали в зрителното
поле, то с помощта на обективната призма
всички тези звезди ше се разтеглят във вери¬
ги от цветни образи — техните спектри.

ОГЛЕДАЛИ ОЛЕЩОВИ
ТЕЛЕСКОПИ
Огледално-лещовите телескопи са оптични
инструменти, в които образът се получава с
помощта на сложен обектив. Обективът съ¬

държа както огледала (отразяващи повърх¬
ности) , така и лещи (пречупващи повърхнос¬
ти) . Чрез огледалата се получава образът, а
лещите коригират аберацните (изкривяване¬
то на образа) от огледалата. Основните систе¬
ми огледално-лещовн телескопи са системата
Шмид и системата Максутов.
Отразяващата повърхност на главното
огледало на системата Шмид е вдлъб¬
нато- сферична Сферичното огледало се изгот¬
вя по-лесно от параболичното, но има значи
телна сферична аберация, Затова в центъра на
кривината на главното огледало се поставя
коригираща пластинка на Шмид,
която коригира сферичната аберация на огле¬
далото, комата и астигмагизма (вж. Обек¬
тив). Обикновено зрителното поле на огледално-лешовите телескопи е много по-голямо
от това на реф^акгорите. За системата Шмид
то достига 25 . Относителният (релативен)
отвор може да достигне 1 0,5 (системата е
еветлосипна) > Но тъй като коригиращата пла¬
стинка се намира на разстояние от огледало-

225

Енциклопедичен речник на младия астроном

о

Схема Н2 огледалнолещовн телескопи:
а) система Шмид; б) сис¬
тема М&ксутов

то, което е два пгьги по-голямо от фокусното
му разстояние, системата Шмид изисква твър¬
де дълга тръба. Формата на коригиращата
пластинка е сложна, поради кое го изготвяне¬
то и е трудно.
За коригиране на аберашшта на главното
огледало съветският оптик Д. Д, Максутов
предлага да се използува менискова
леща. Централната зона на мениека има ог¬
ледално покритие и се използува като вто¬
рично огледало в системата Касегрен (вж
Рефлектори), което позволява да се намали
дължината на тръбата на телескопа.
Наи-големият съветски меннсков телес¬
коп със 70 сантиметрово огледало е монти¬
ран в Абастуманската асгрофизическа обсер¬
ватория на АН на Грузинската ССР. Специ¬
алният огледал но-лещов обектив е създаден
от Д, Д. Максутов за спътниковата фотока¬
мера ВАУ, диаметърът на огледалото на този
обектив е 107 ст

ОКУЛЯР
Окулярът е една от основните части на визу¬
алния телескоп, която служи за разглеждане
на образа, получен от обектива
За да може окото на наблюдателя без на¬
прежение да разглежда образа на обекта, е
необходимо от оптическата система да излиза
сноп от успоредни лъчи Това се осигурява от
системата от лещи на окуляра- Окулярът
обикновено се състои от най-малко две лещи
Предната леща се нарича леща на полето, а
задната, разположена при окото — очна леща.
Основните оптически характеристики на
окуляра са зрителното поле и положението
15.

на неговия преден Р и заден Р фокус. Зри¬
телното поле на окуляра
определя зри¬
телното поле на цялата оптическа система 2 \У:

където Г е увеличението на системата По та¬
къв начин, колкого по-голямо е увеличение¬
то на телескопа, толкова по-малко е (при
аналогични окуляри) неговото зрително поле.
Отдалечеността ( на изходната диафрагма
от окото на наблюдателя се определя от поло¬
жението на задния фокус Р'\ Изходната диа¬
фрагма е разположена близко до задния фо¬
кус на окуляра и е толкова по-близко, колкото по-голямо е увеличението на телескопа.
В предната фокална равнина на окуляра на
телескопите, предназначени за ъглови измер¬
вания. обикновено се поставя мрежа с деле¬
ния (вж. Микрометър)
Първият окуляр, използуван през 1609 г.
от Г Галилей, е бил обикновена разсейва гелна леща. Окулярите на Галилей се използу¬
ват рядко, предимно в театралните бинокли.
В средата на XVII в холандският учен X.
Хюйгенс, а в края на XVIII в. английският
учен Д Ж. Рамсден са конструирали събира¬
телните окуляри, които се използуват и до
днес
Показаният на фиг. 1 окуляр на Рам¬
сден се състои от две плоско изпъкнали ле¬
щи, обикновено еднакви и разположени на
известно разстояние една от друга. Зрително¬
то поле на този окуляр е 2у/ = 30 - 40°.
В астрономическите телескопи, построени
по системата на Кеплер, се използува симе¬
тричен окуляр (фиг 2),представля¬
ващ две двойки слепени лещи, Зрителното
му поле е IV/ = 40с.

Енциклопедичен речник на младия астроном

226

Входен процеп

|
Р

фн». 1. Окулярът на
Рямсдсн се състои от
две плоско изпъкнали
лещи.

Фнг. 2. Симетричният
окуляр се състои от
две двойки слепени ле¬
щи.

Фиг. 3. Окулярът с отда¬
лечен процеп се състои
от пет лещи.

Окулярът с отдалечена диа¬
фрагма (фиг. 3) представлява дългофокусна система от пет лещи и се използува в
случаите, когато е необходимо да се отдалечи
изходната диафрагма на 22 - 25 сш от оку¬
ляра Зрителното му поле е 2И'' - 50°.
Видът на окуляра в системата на телеско¬
па се избира в зависимост от необходимата
големина на зрителното поле и отдалеченост¬
та на изходната диафрагма.

ОРБИТАЛНИ СТАНЦИИ
Орбиталните станции (ОС) са големи изкуст¬
вени спътници, които функционират продъл¬
жително време на околоземни, окололунни
или околопланетни орбити. Орбиталните
станции могат да бъдат пилотирани или авто¬
матични Пилотираните орбитални станции по

време на смяната на екипажите от космонав¬
ти работят автоматично
За разлика от автоматичните изкуствени
спътници и пилотираните космически кораби
орбиталните станции са предназначени за из¬
пълнение на продължителни комплексни про¬
грами за научно технически и приложни из¬
следвания в околоземното пространство, на
Земята, на небесните тела, а също така за из¬
следвания в областта на биоло1Ията и меди¬
цината, материалознанието, метеорологията и
други области на науката и изпитания на нови
космически системи и оборудване.
Масата и размерите на ОС, продължител¬
ността на функционирането й и броят на екипа¬
жа се определят от начина на конструирането
й и възможностите за снабдяване с гориво,
храна, вода, кислород и др.
Възможни са два начина на конструиране
на ОС При първия от тях станцията изцяло се
комплектова на Земята и се извежда в орби¬
та от ракета-носител В този случай масата и

227

Енциклопедичен речник на младия астроном

размерите на орбиталната станция са ограничени от възможностите на ракетата-носител
Методът осигурява конструиране на ОС с тег¬
ло до 100—1501. При втория метод комплекто¬
ването се осъществява на орбита от самосто¬
ятелни блокове, секции, елементи или косми¬
чески кораби, които се извеждат в орбита от
няколко ракети-носители Този начин дава
възможност да се създават орбитални станции,
различни по маса, обем и размери.
Създаването на пилотирани орбитални
станции за продължително функциониране
изисква решаването на сложни научно-техни¬
чески и медико-биологични проблеми Една
от най-важните задачи е срещата на орбита и
скачването на космическите апарати. Първо¬
то ръчно скачване е извършено на 16 март
1966 г. от екипажа на американския косми¬
чески кораб „Джемини-8” с ракетата „Аджена”. За първи път автоматична среща и скач¬
ване на орбита са извършени на 30 октомври
1967 г от съветските спътници „Коемое-186”

о

и „Космос-188”. Решаването на тази и на реди¬
ца принципни задачи позволи на СССР и САЩ
да създадат дълго съществуващи пилотирани
орбитални станции със сменяеми екипажи
До I юли 1980 г са изстреляни 7 орбитал¬
ни станции: шест съветски от типа „Салют” и
американската „Скайлаб”, На ОС „Салют”
работиха 16 екипажа (29 космонавти), а на
„Скайлаб” — 3 екипажа (9 космонавти).
Орбиталната станция „Салют” беше изве¬
дена в орбита на 19 април 1971 г. В началото
на м. юни на станцията бе пренесен първият в
историята на космонавтиката екипаж в със¬
тав космонавтите Г. Т. Доброволски, В. Н
Волков и В. И Пацаев В продължение на 23
денонощия те изпълниха обширна програма
от изследвания и експерименти* аетрофизически наблюдения, изпитания на бордовите
системи в различен режим на работа, наблю¬
дения и фотографиране на земната повърх¬
ност, на атмосферни образувания, на метео¬
рологични явления, на разнообразни медико-

228

Енциклопедичен речни* на младия астроном

биологични изследвания При завръщане на
Земята поради разхерметизиране на спускаемия апарат космонавтите загинаха
На следващите станции „Салют” бяха из¬
вършени продължителни експедиции. Така
например космонавтите П, И Климук и В И.
Севастиянов работиха на станцията „Салют-4”
повече от два месеца Най-съвършена ОС от
този вид е „Салют-6”, изведена в орбита на 29
септември 1977 г За разлика от предишните
тази орбитална станция има два възела за
стиковане, което позволи да се скачат с нея
два космически кораба едновременно На ос¬
новата на станцията „Салют-6” бяха създаде-’
ни орбитални научноизследователски ком¬
плекси» включващи също така транспортните
космически кораби „Союз” и товарните авто¬
матични кораби „Прогрес”. С помощта на
„Прогрес” бе решена задачата за доставка на
станцията на гориво за двигателите на продо¬
волствени и др. материали за осигуряване жи¬
вота и работата на екипажа, на оборудване за
замяна на изчерпалия се запас» а също така на
нова научна апаратура.
Товарният кораб „Прогрес” бе създаден на
основата на космическия кораб „Союз”. Той
бе изведен в орбита със същата ракета-носи¬
тел» както и „Союз”. При обща маса 7000 кд
„Прогрес” е в състояние да достави на окояоземна орбита 2300 кд товари, в това число
1000 кд гориво.
Общата маса на научноизследователския
комплекс (станцията „Салют-6” плюс два
транспортни кораба) е 32»5 I, масата на сама¬
та станция е 18,9 г; общата дължина на орби¬
талния комплекс е 29 пг (йа станцията е 15 т);
максималният диаметър на станцията е 4,15
ш; размахът с разтворени панели на слънче¬
вите батерии е 17 ш. В станцията „Салют-6”
има 5 самостоятелни сектора*.
В работния сектор се помества основното
оборудване на станцията. От този сектор еки¬
пажът управлява станцията, работи по време
на повечето изследвания. Тук космонавтите
почиват, спят и се хранят. В преходния сек¬
тор е поставен единият от двата стиковъчни
възела на станцията. Вторият егиковъчен въ¬
зел се намира в промеждутъчния сектор. В
преходния сектор космонавгите извършват
• Често в нашата литература се използува вместо
„сектор” направо руската дума „отсек”, която
означава отделно помещение. (Бел прее )

наблюдения през 7 прозореца-илюмшатори.
Този сектор се използува също така като
шлюзов. През него космонавтите излизат в
открития Космос В херметичния агрегатен
сектор се намират двигателната система на
станцията и друго оборудване, а в сектора с
научната апаратура — големите уреди, напри
мер субмилиметровия г телескоп.
През 1978 - 1980 г на станцията „Салют-6”
работиха 10 екипажа, в това число трите найдълги в историята на космонавтиката експе¬
диции с продължителност 96 денонощия
(космонавти Ю. В. Романснко и Г. М. Гречко), 140 денонощия (космонавти В В Ковальонок и А. С. Иванченков) и 175 денонощия
(космонавти В. А Ляхов и В. В Рюмин). На
станцията работиха и четири международни
екипажа, в чиито състав влязоха космонавти
от братските социалистически страни от Че¬
хословашката социалистическа република В
Ремек, от Полската народна република М.
Хермашевски, от Германската демократична
република 3. йен, от Унгарската народна
република Б. Фаркаш. Космонавтите прове¬
доха интересни изследвания, изпълниха мно¬
жество важни за науката и народното стопан¬
ство експерименти При своите наблюдения
те използуваха субмилиметровия телескоп
Б( Г с маса 650 кд н диаметър на главното
огледало 1,5 ш, гама-телескопа „Елена”, радиотелескопа КРГ 10, фотоапаратурата МКФ6М, конструирана в ГДР и даваща възмож¬
ност да се правят снимки на земната повърх¬
ност в шест диапазона от спектъра на електро¬
магнитните вълни. С помощта на електрона¬
гревателните системи „Сплав” и „Кристал”
екипажите изпълниха цикъл от технически
експерименти Голямо значение за по-ната¬
тъшното развитие на пилотираните полети в
Космоса имаха медико-биологичните изслед¬
вания.
Фотографирането и визуалните наблюде¬
ния, които провеждат космонавтите от орби¬
талните станщш, имат огромно значение за
изучаването на Земята и на природните и ре¬
сурси. Тези изследвания още сега имат зна¬
чителен икономически ефект. Те откриват
широки възможности за по-нагатъшно разви¬
тие на селското и горското стопанство, хи¬
дрологията, океанографията, геологията, ме¬
теорологията и други области на народното
стопанство, а също така позволяват да се по¬
добри контролът на състоянието на природна-

229

Енциклопедичен речник на младия астроном

та среда. Всичко това има голямо значение в
наши дни Ше дадем примери за това, как ре¬
зултатите от изследванията, извършвани от
космонавтите, се използуват в практиката
Космонавтите В. А. Ляхов и В. В. Рюмин
по време на наблюденията си от ОС „Салют6” забелязват в Тихия океан близо до Курил
ските острови ивица от планктон с дължина
до 1000 кт А където има планктон, там има
и риба Данните са предадени на ръководство¬
то на промишления улов на риба. Предишни¬
ят екипаж на ОС - космонавтите В В Ковальонок и А С. Иванченков — внесе съществен
дял в разработката та методи за определяне
на рибните запаси по резултатите от визуални
наблюдения от околоземна орбита. Провер¬
ката на техните съобщения потвърждава в
частност мнението на учените за перспектив¬
ността на промишления риболов в отдалечени
от брега райони
Космонавтите В. А. Ляхов и В В Рюмин
продължиха работата си в това направление и
усилията им завършиха с успех към 601 атите с риба участъци на океана се отправиха ри¬
боловни съдове и уловът на риба значително
се увеличи Рибното стопанство на съветската
страна постигна значителна икономия на
средства.
Вторият пример е космическото материалознание, което в бъдеще ще позволи да се
еъздадат съвсем нови материали и коренно
ще преобрази технологията на получаване на
традиционните материали На орбиталната
станция „Салют-б” космонавтите осъществи
ха спояване на метали, изучаваха поведението
на разтопени метали и втвърдяването им в
състояние на безтегловност, изучаваха въз¬
можностите за получаване на нови материали,
синтеза на сложни системи, неосъществим в
земните лаборатории, а също така изследваха
процесите на топене на металите и растежа на
кристали на полупроводници. Космонавтите
изпълниха интересни технологични експери¬
менти с помощта на системите „Сплав” и
„Кристал”.
Резултатите от тези опити в най-близко бъ¬
деще ще намерят приложение в най-нови от¬
расли на науката и техниката - микроелек¬
трониката, инфрачервената техника, „гекното
инженерство” и др Могат да се дадаг още
много такива примери.
Създаването на орбиталния научноизследо¬
вателски комплекс ,,Салют-6” - „Союз” —

О

„Прогрес” е забележително постижение на съ¬
ветската космическа наука и техника, което
открива нови пъшща за развитие на косми¬
ческите изследвания,
Американската ОС „Скаилаб” е изстреля¬
на на 14 май 1973 г. На нея работиха 3 екипа¬
жа от космонавти, които са пренесени на
станцията от космическия кораб „Аполо” (Ч,
Конрад, Дж. Кервнн, П. Вайц - от 25 май до
22 юни 1973 г , А. Бин, О Хериот. Дж. Луема - от 28 юли до 26 септември 1973 г.; Дж.
Кар, У. Поуг, Е. Гибсък - от 16 ноември 1973
г до 8 февруари 1974 г,). Масата на ОС
„Скайлаб” е около 85 г Основните задачи в
работата на космонавтите на станцията са:
медико-биологични изследвания, наблюдения
на Слънцето, изучаване на природните ресур¬
си на Земята, технологични експерименти.
Съветските учени и специалисти смятат ор¬
биталните станции за магистрала за проник¬
ване на човека в Космоса С тяхна помощ мо¬
гат да бъдат решени най-големите и принцип¬
ни задачи за по-нататъшното изучаване и ус¬
вояване на космическото пространство ОС
могат да служат за база при монтирането на
орбита на големи пилотирани космически ко
раби, предназначени за полет към други пла
нети от Слънчевата система, а също така за
„пристанище на завръщащи се от далечен
рейс космически кораби Съществуват проек¬
ти за създаване на автоматични ОС, които да
се движат по околоземна орбита. Те ще бъдат
колектори на слънчева енергия, която след
това ще се предава на Земята във вид на ми¬
кровълнов лъч . Технологичните експеримен¬
ти, които космонавтите извършват на съвре¬
менните ОС, ще помагат при създаването на
крупни орбитални заводи за производство на
разнообразни материали в Космоса А ако
надникнем в далечното бъдеще, ще видим
осъществена мечтата на г ениалния руски учен
К Е. Цколковски за „ефирните” селища в
Космоса, където живеят и работят десетки и
стотици хиляди земни хора

ОРБИТИ
НА НЕБЕСНИТЕ ТЕЛА
Орбитите на небесните тела са траекториите,
по които се движат в космическото простран¬
ство Слънцето, звездите, планетите, кометите,
а също така космическите апарати (изкус-

230

Енциклопедичен речник на младия астроном

твените спътници на Земята, на Луната и на

другите планети, междупланетните станции и
др). За изкуствените космически апарати
терминът „орбита” обаче се прилага само
към онези участъци от траекторията им, по
които те се движат с изключена двигателна
система (така наречените пасивни участъци
на траекторията).
Формата на орбитите и скоростите, с които
се движат по тях небесните тела, се определят
преди всичко от силата на всеобщото привли¬
чане. При изследване на движението на небес¬
ните тела в повечето случаи е прието те да се
смятат за материални точки, т. е. не се взема
под внимание тяхната форма и строеж Тако¬
ва опростяване е възможно, поради това че
разстоянието между небесните тела е много¬
кратно по-голямо, отколкото размерите им
Приемайки небесните тела за материални точ¬
ки, ние можем при изследване на движението
им непосредствено да приложим закона
за всеобщото привличане (вж.
Гравитация) Освен това в много случаи мо¬
жем да се ограничим с разглеждането само на
две привличащи се тела, пренебрегвайки вли¬
янието на другите (вж. Небесна механика).
Така например при изучаването на движение¬
то на планетите около Слънцето може с из¬
вестна ючност да се предполага, че планетата
се движи само под дейс твието на слънчевото
привличане. Точно по същия начин при при¬
близително изучаване движението на изкус¬
твен спътник на някоя планета може да се
вземе под внимание само движението на
„неговата” планета, пренебрегвайки не само
привличането на другите планети, но и слън¬
чевото.
Тези опростявания довеждат до така наре¬
чената задача за две тела. Ъдно решецне на гази задача е дадено от Й Кеплер, а
нейното пълно решение е получено от И Нютон Той доказва, че едната от привличащите
се материални точки обикаля около другата
по орбита с форма на елипса (или окръжност,
която е частен случай на елипсата), парабола
или хипербола В единия от фокусите на тази
крива се намира втората точка
Формага на орбитата зависи от масите на
разглежданите тела, от разстоянието между
тях и от скоростта, с която едното тяло се
движи спрямо другото. Ако тяло с маса т1
(к|») се намира на разстояние т(т) ог друго тя
ло с маса т0(к&) и в гози момент се движи

със скорост
то видът на орбитата се
определя от величината
И = р2 ~ 2Дтп -гщ,)
г

Константата на привличането е / = 6,673.
10 11 т3/кд.52. Ако Н< 0, тялото
се
движи спрямо тялото т0 по елиптична
орбита, ако Н = 0 — по параболична
орбита, ако А > 0 — по хиперболична орбига.
Най-малката начална скорост, която тряб¬
ва да се предаде на тялото, за да може то,
гръ1вайкн от земната повърхност, да прео¬
долее земното привличане и да се отдели за¬
винаги от Земята, се нарича втора кос¬
мическа скорост. Тя е равна на 11,2
кт/$. Най-малката начална скорост, която
трябва да се предаде на тялото, за да стане то
изкуствен спътник на Земята, се нарича
първа космическа скорост. Тяе
равна на 7,91 кш/$.
По елиптични орбити се движат повечето
от телата в Слънчевата система. Само някои
комети се движат по параболични или
хипербо лични орбити. В задачите
за космически полет най-често се срещат
елиптични и хиперболични орбити. Така на¬
пример междупланетните станция се отправят
в полет по хиперболична орбита относно Зе¬
мята, след това те ее движат по елиптични
орбити спрямо Слънцето по посока на гстанетата, която трябва да достигне.
Ориентацията на орбитата в пространство¬
то, нейните размери и форма, а също така по¬
ложението на небесното тяло върху орбитата
се определят с шест величини, наречени еле¬
мент на орбитата. Някои характерни точки
от орбитите на небесните светила имат соб¬
ствени имена Най-близката до Слънцето точ¬
ка от орбитата на небесното тяло, движещо се
около Слънцето, се нарича перихелий, а
най-отдалеченага от него гочка на елиптичната
орбита — а ф е л и й Ако се разгледа движе
нието на тяло спрямо Земята, най-близката
до Земята точка на орбитата се нарича п е р иг е й, а най-далечната - апогей, В по-общиге задачи, когато под понятието център на
привличане може да се разбира различни не¬
бесни тела, се използуват имената: п ерицентър (наи-близка га до центъра точка от
орбитата) и апоцентър (най-огдалечената от центъра точка от орбитата).
Случаят на взаимодействие само между

231

Енциклопедичен речник на младия астроном

две тела е най-простият и почти не се среща
(въпреки чс има много случаи, кога го при¬
вличането на третото, четвъртото и т. н тяло
може да бъде пренебрегнато). В действител¬
ност всичко е много по-сложно, върху всяко
тяло въздействуват много сили Планетите
при своето движение се привличат не само от
Слънцето, но и една от друга. В звездните
купове всяка звезда се привлича от всички
останали Върху движението нз изкуствените
спътници на Земята влияят сили, предизвика¬
ни от несферичността на фигурата на Земята
и съпротивлението на земната атмосфера, от
привличането на Луната и Слънцето Тези до¬
пълнителни сили се наричат смущаващи,
а ефектите, които предизвикват в движение¬
то на небесните тела — смущения. Пора¬
ди смущенията орбитите на небесните тела не¬
прекъснато бавно се изменят.
С изследване на движението на небесните
тела, като се вземат под внимание тези сму¬
щаващи сили, се занимава небесната механи¬
ка, Нейните методи дават възможност много
точно и за много години напред да се опреде¬
ли положението на всички тела в Слънчевата
система По-сложни методи за изчисление се
използуват при изследване движението на из¬
куствените небесни тела. Получаването на
точно аналитично решение на тези задачи
(във вид на формули) е много сложно. За¬
това се прилагат методи за числено решава¬
не на уравненията на движението с помощта
на бързодействуващи електронноизчислител¬
ни машини При такива изчисления се изпод
зува понятието сфера на действие
на планетата
Сфера на действие се нарича об¬
ластта от околопланетното (или окололунното) пространство, в която при определяне на

о

смутеното движение на тялото (междупланетен космически кораб, спътник на планета,
комета) за централно тяло е удобно да се смя¬
та не Слънцето, а тази планета (или Луната),
й този случай изчисленията се опростяват от
това, че вътре в сферата на действие смущава¬
щото привличане на Слънцето е значително
по-малко от това на планетата. Но трябва да
се помни, че вътре в сферата на действие,
както и извън границите й навсякъде върху
тялото действуват силите на привличане и на
Слънцето, и на планетите, и на другите тела,
макар в различна степен.
Радиусът на сферата на действие зависи от
разстоянието между Слънцето и планетата.
Орбитите на небесните тела вътре в сферата
на действие могат да се изчисляват въз осно¬
ва на задачата за две тела. Ако тя¬
лото напуска планетата, движението му вътре
в сферата на действие става по хиперболична
орбита Радиусът на сферата на действие на
Земята е около 1 млн, кгп; сферата на дей¬
ствие на Луната по отношение на Земята има
радиус около 63 000 кш
Методът за определяне на орбитата на едно
небесно тяло с използуване на понятието сфе¬
ра на действие е един ог начините за прибли¬
зително изчисляване на орбти Като се знаят
приблизителните стойности на елементите на
орбитата, могат с други методи да се полу¬
чат по-точни стойности. Такова етапно подоб¬
ряване на определяната орбита е традиционен
метод за получаване на параметри с висока
точност. През последните десетилетия кръ¬
гът от задачи за определяне на орбити значи¬
телно се разшири Това се обяснява с бурно¬
то развитие на ракетната и космическата тех¬
ника, както и с развитието на астрономията

ПАРАЛАКС
Пътувате във влак и гледате през прозоре¬
ца .. . Мяркат се стълбовете, които са близ¬
ко до релсите. По-бавно прибягват построй¬
ките, които са на няколко десетки метра
разстояние от железопътното платно. И вече
съвсем бавно, като че ли изостават от влака,
къщичките, горичките, които вижд ате далече
някъде към хоризонта ...
Защо това е така7 Па този въпрос дава от¬
говор фиг. 1. Докато посоката на телеграф
ния стълб при преместването на наблюдателя
от първото във второто положение се изменя
с голям ъгъл р1, посоката към отдалеченото
дърво се изменя със значително по-малък
ъгъл р2. Скоростта на изменение на посоката
към предмета при движение на наблюдателя е

толкова по-малка, колкото по-далече от на¬
блюдателя се намира предметът. А от това
следва, че с големината на ъгловото отмест¬
ване на предмета, което се нарича паралактично отместване или просто п а»
р а л а к с, може да се характеризира разсто¬
янието до предмета, което широко се изпол¬
зува в астрономията.
Разбира се, да се забележи паралактичното
отместване на звездата, движейки се по зем¬
ната повърхност, е невъзможно звездите са
твърде далече и паралаксите не могат да се
измерят при такива движения. Но ако се опи¬
таме да намерим паралаксите на звездите при
преместването на Земята по орбитата от една
точка до противоположната и (т. е. да повто-

Фиг. 1. За пътника по¬
соката към телеграф¬
ния стълб се изменя побързо, отколкото посо¬
ката към отдалеченото
дърво.

233

Фмг. 2. Годишен паралакс

Е нциклопедичен речник на младия астроном

п

Фнг. 3. Денонощен парадакс

рим наблюденията след половин година, фнг
2), можем да се надяваме на успех По гакъв
начин са измерени паралаксите на няколко
хиляда най-близки до нас звезди.
Иаралактилните отмествания, измерени
чрез годишното движение на Земята по орби¬
тата и, се наричат годишни паралакс и Годишният паралакс на звездата с ъгъ¬
лът (тг) , с който ше се измени посоката към
звездата, ако въображаемият наблюдател се
премести от центъра на Слънчевата система
върху земната орбита (по-точно на средното
разстояние от Земята до Слънцето) по посо¬
ка, перпендикулярна на посоката към звез¬
дата Лесно е да се разбере от фиг. 2, че го¬
дишният паралакс може да се определи и ка¬
то ъгъл, под койго от звездата се вижда го¬
лямата полуос на земната орбита, разположе¬
на перпендикулярно към зрителния лъч.
С годишния паралакс е свързана и основ¬
ната единица дължина, приета в астрономията
за измерване на разстоянията между звезди¬

те и галактиките - пареекът (вж. Единици за
разстояние), Паралаксте на някои най-близ¬
ки звезди са дадени в таблицата.
Таблица
Звезда
Прокеима ог Кентавър
а от Кентавър
Сириус
Процион

Паралакс

0,762"
0.751
0,3 75„
0,288

Разстояние
в парсеци
1,31
1,31
2,66
3.48

За по-близките небесни тела: Слънцето,
Луната, планетите, кометите и другите тела
от Слънчевата система — паралактичното от¬
местване може да се забележи и при премест¬
ване на наблюдателя в пространството поради
денонощното въртене на Земята (фнг. 3). В
този случай паралаксът се изчислява за въ-

234

Енциклопедичен речник на младия астроном

Пасажен инструмент

ображаем наблюдател, преместен от центъра
на Земята в точка от екватора, в която све¬
тилото се намира на хоризонта. За определя¬
не на разстоянието до светилото се изчислява
ъгълът, под който от светилото се вижда ек¬
ваториалният радиус на Земята, перпендику¬
лярен на зрителния лъч. Такъв паралакс се
нарича денонощен хоризонтален
екваториален паралакс или прос¬
то денонощен паралакс Денонощ¬
ният паралакс на Слънцето на средно разстоя¬
ние от Земята е 8,794 *; средният денонощен
паралакс на Луната е 3422,6", или 57,04'.
Както вече споменахме, годишните паралакси чрез непосредствено измерване на паралактичното отместване (така наречените
тригонометрични паралакс и)
могат да бъдат определени само за най-близ¬
ките звезди, намиращи се не по-далече от ня¬
колко стотици парсека
Изучаването на звездите, на които са изме¬
рени тригонометричните паралакси, позволи
ло да се открие статистическата зависимост
между вида на спектъра на звездата (нейния
спектрален клас) и абсолютната звездна ве¬
личина (вж Диаграма спектър светимост).
Ако тази зависимост се разпространи и вър¬
ху звездите, на които тригонометричният па
ралакс е неизвестен, става възможно по ви
да на спектъра да се оценяват абсолютните
звездни величини на звездите, а след това,
сравнявайки ги с видимите звездни величини,
астрономите започнали да изчисляват и раз¬
стоянията до звездите, и паралаксите Паралаксите, определени по такъв метод, се нари¬
чат спектрални паралакси.
Съществува още един метод за определяне
на разстоянията (и паралаксите) до звездите,
а също така до звездните купове и галактики
— по променливите звезди от типа на цефеидите (този метод е описан в статията Цефеи
ди) Тези паралакси понякога се наричат ц е
феицни паралакси.
—

ПАСАЖЕН ИНСТРУМЕНТ
Пасажният инструмент е един от основните
астрономически инструменти Чрез него на¬
блюдателят регистрира моментите на преми¬
наване на различни светила през един и същ
вертикал (вж. Небесна сфера). Пасажният

инструмент е изобретен от датския учен
О. Рьомер през 1689 г.
Зрителната тръба на пасажния инструмент
се върти около хоризонтална ос. Масивна ос¬
нова осигурява неподвижността на положе¬
нието на оста и тръбата на пасажния инстру¬
мент постоянно се намира в равнината на из¬
брания за наблюденията вертикал Пасажният
инструмент няма градуирани кръгове за точ¬
но измерване на ъгли В зрителното поле на
тръбата на пасажния инструмент се регистри¬
рат само моментите на преминаване на све¬
тилата, например чрез нанесени на стъкло
тънки нарези. Наблюденията могат да се ав¬
томатизират, като се използуват тесни прорези във фокалната равнина на т ръбата с поста¬
вен зад тях фотоелектрически светлоприемник.
Измерванията с пасажния инструмент в
повечето случаи се извършват не в произво¬
лен вертикал, а в равнината на небесния ме¬
ридиан (вж Небесна сфера) В зависимост от
наблюденията тези измервания служат за
определяне на времето, дължината на точката
на наблюденията или на ректасцензиите на
светилата (вж Небесни координати). Пасаж¬
ните инструменти се използуват при наблюде
нията в астрономическите обсерватории, а съ¬
що така при наблюдения в експедиционни ус¬
ловия

235

Енциклопедичен речник на младия астроном

ПЛАНЕТАРИУМ
Чудесна машина на пространството и времето
така наричат планетариума, който е сложен
проекционен апарат за демонстриране на
звездното небе. Слънцето, Луната, планетите

и различни астрономически явления Планетариуми се наричат също така и научно просветните учреждения, в които апаратът
планетариум се използува при изнася¬
нето на лекции по астрономия, космонавти¬

Московският планетариум

п

ка, геодезия, геофизика и др

Първият планетариум е създаден през 1924
г. в Г ермания Оттогава той е бил значително
усъвършенствуван и днес е сложен автомати¬
зиран инструмент, който се използува не са
мо за популяризиране на науките за небето и
Земята, но и като учебно пособие при изуча¬
ването на отделните астрономически дисцип¬
лини.
Планетариу мъх дава възможност да се изо¬
брази върху полусферичен купол-екран де-

236

Енциклопедичен речник на младия астроном

но нощното въртене на небето на различни ге¬
ографски ширини; годишното изменение на
вида на небето, звездното небе за въображаем
наблюдател на Луната, Марс, Венера Специал¬
ни устройства създават у зрителя впечатление
за участие в действителен космически полет,
в междузвездно прелитане, пътешествие по
планета
Но не само звездите и планетите могат да
се видят в планетариума Тук може да се на¬
блюдава и пълно слънчево затъмнение Например в Москва най-близкото
пълно слънчево затъмнение ще стане на 16
октомври 2126 г А в планетариума за секун¬
ди можем да се пренесем в бъдещето и да ви¬
дим как ще протече това затъмнение .,.
Наи-съвършените планетариуми се изра¬
ботват в предприятието „Карл-Цайс”, Йена,в
ГДР. Големите кълба на този планетариум
проектират върху купола всички звезди до
6,5 звездна величина, като най-ярките от тях
имат цвят, еъотвегетвуващ на спектралния

им клас. Образите на звездите се създават с
помощта на метални пластинки, в които са
направени мною малки отвори с различен
диаметър (съответно на звездната величина
на звездите), разположени един спрямо друг
така, както са разположени звездите на небе¬
то. Едното кълбо проектира звездите на север¬
но го полукълбо, а другото — на южното
Кълба с по-малки размери дават възмож
ност звездното небе да се превърне в звезд
на карта чрез тях върху купола се проекти¬
ра координатната мрежа и контурите на съз¬
вездията.
Специални проектори служат за демон¬
стриране на движението на Слънцето, Луната
н на петте планети, които се виждат с невъо¬
ръжено око Меркурий, Венера, Марс, Юпитер
и Сатурн. Специални уреди проектират върху
купола небесния екватор, еклиптиката, не¬
бесния меридиан и другите точки и линии на
небесната сфера

За по-голяма нагледноет в планетариума

237

Енциклопедичен речник на младия астроном

П

може да се „ускори** денонощното и годиш¬ глеждат малки светли дискове или еърлчега
ното движение на Слънцето и планетите Де¬
(подобно на Луната), докаго звездите оста¬
нонощието в планетариума може да продъл¬ ват точкови светлинни
жи от 12 пил до 35 5, а годината — от 5,5 шш
Днес са извест ни девет големи планети Ос¬
до 17 §. За малко време мотат да се видят вен тях са открити няколко хиляди малки
такива явления, които в природата протичат планети (астероиди), размерите на кои¬
много бавно, годишното движение на Слънце¬
то са от няколко стотици километри до 1 кт
то по еклипгиката (в планетариума може да
и по-малки; те се движат предимно между
се покаже преместването на Слънцето на фона Марс и Юпитер По характера на движението
на съзвездията) или изменението на вида на
си всред звездите планетите се делят на горни
звездното небе в продължение на една годи¬
и долни (вж. Конфигурации), а по физичес¬
на Като съкратим годината до 1 пъп, можем
ките си характеристики — на планети от зем¬
да наблюдаваме как планетите описват въз¬
ната група {Меркурий, Венера, Земя,
ли, изменят взаимното си разположение и по¬ Марс), които се движат между Слънцето и
ложението си спрямо С лънцето. ГТланетариу- пояса на малките планети, и планети-ги¬
мъг помага също така да се направи пътешест¬
ганти (Юпитер. Сатурн, Уран, Нептун). Те
вие в бъдещето или в миналото. За 1,5 ппп в
се намират извън асгероидния пръстен Пла¬
планетариума се наблюдава явление, което в
нетите от всяка отделна група са близки по
действителност продължава около 26 хиляди
такива физически характеристики, каго
години, прецесионното движение на Светов¬
средна плътност, размери, химически състав
ния полюс около полюса на еклиптиката (вж
Именно по тези характеристики двете групи
Прецесия и нутация).
рязко се различават Деветата планета — ПпуПланетариумите се оборудват с проекторн
тон, не може да бъде отнесена към нито една
за полярни сияния, комет, метеорислънче¬
от групите По химически състав тя е близка
ви и лунни затъмнения, променливи звезди,
с втората група, а по размери — с първата
нови звезди, изкуствени спътници
Всяка планета има свои неповторими осо¬
на Земята и на други небесни тела и яв¬
бености По повърхността на планетите, на¬
ления.
пълно (или почти напълно) лишени от атмо¬
В съветскага страна първият планетариум е сфера, се виждат някои подробности, които
условно са наречени с имена на земни обра¬
бил открит в Москва га 5 ноември 1929 г
Сега планетариуми работят в много други зувания, макар физическата им същност да
градове на СССР.
не съответствува на тези имена Такива са
Иовечето от планетариумите са снабдени с например тъмните морета на Марс, които не
астрономически площадки с телескопи и са морета в земния смисъл на думата. Те се
други уреди за демонстриране на раз лични ас¬ открояват на фона на останалите подробнос¬
трономически явления При планетариумите ти поради по-слабата способност да отразяват
са организирани кръжоци, в които учениците слънчевата светлина. Измервайки положени¬
се занимават с теоретични изследвания и ас¬ ята на подробностите в различно време, може
трономически наблюдения.
да се определи периодът на завъртане на
планетите около оста им в пространството.
За Венера този метод е неприложим поради
постоянната й облачна покривка.
ПЛАНЕТИ
Много нови интересни данни доставят на
астрономите изстреляните към планетите
Планетите са големи небесни тела, които се
космически станции Фотографиите на по¬
движат около Слънцето и светят с отразена
върхността на Марс н Венера, получени и пре¬
слънчева светлина Масата на планетите не
дадени на Земята от спускаеми апарати, са
надвишава 0,002 от масата на Слънцето, а
ценно допълнение към земните наблюдения.
размерите им стигат до 1,5,10? кт Поради
Наличието на газова обвивка около плане¬
значителната си отдалеченост от нас планети¬
тите може да се забележи при наблюдения от
те имат малки ъглови размери (по-малки от
Земята - по по тъмняването на диска на пла¬
0,02°) и са светли видими точки на звездно¬
нетите към краищата, по постепенното угасто небе. През телескоп големите планети из¬
ване на звездата, когато планетите премина

Енциклопедичен речник на младия астроном

238

Данни за природата на планетите
Планета

Екваториален диаметър,
в хил кт

Меркурий
Венера
Земя
Марс
Юпитер
Сатурн
Уран
Нептун
Плутон

4.9
12,1
12,8
68
142.6
120,2
49,00
50.2
< 6,8 (?)

в единици
диаметъра
на Земята

Маса, в еди¬
ници зем¬
ната маса

Скорост
на откъ¬
сваме от
екватора,
в кт/$

Средна
ПЛЪТНОСТ,
в зДт

Брой на
естестве¬
ните спът¬
ници

0.054
0.815
1
0.108
317,83
95,15
14,54
17.23
0.017

4,2
10,3
11,2
5.0
61
37
22
25

5,44
5,24
5,52
3,94
1,33
0,70
1,58
2,30
0,7 (?)

няма
няма
1
2
14 + пръстен
17 + пръстен
5 + тесен пръстен
2
И?)

0.38
0.95
1
0,53
11.2
94
3,8
3.9
<0,5

Данни за движението и въртенето на планетите

Планета

Средно
разсто¬
яние от
Слънцего,в Са

Меркурий
Венера
Земя
Марс
Юпитер

0,39
0,72
1
1,52
5,20

Сатурн

9,54

Уран
Нептун
Плутон

19,2
30.1
39,5

Период на оби¬
каляно по орбигата^в земни
години и дено¬
нощия

87,97
224,70
365.26
686,98
11,86

денон.
денон
денон
денон
г

29,46 г
84,01 г.
164,79 г.
247,69 г.

Околоосно въртене

Наклон
на рав
ничата
на еквагора към
орбитната
равнина,
в градуси

Макси¬
мален
ъглов
диаме¬
тър,
в дъго¬
ви се¬
кунди

звезден
период

средни
слънчеви
денонощия

58,65 денон.
243,0 денон,

175 9 денон
116 8 денон
24*1
24*!39т355
9*150т30*

<3
177,4
23 45
25,2
3.08

13
66

Ю*Ч4т
на екватора
24*1
22*1
6,38 денон

26,73

21

24ь37т22,6®
9*150гп303
на екватора
ЮМ4т
на екватора
24*1
22*1
6,38 денон

ват пред нея (покриване на звездата от пла¬
нетата), по наличието на облачни образува
ния Фотометричните измервания на планети
те позволяват да се определи тяхното албедо.
Някои планети имат юлямо албедо, което го¬
вори за наличие на мощна атмосфера.
Химическият състав на планетните атмо¬
сфери се определя от спектрални измервания
по интензитета на молекулните ивици на по¬
глъщане, които възникват в спектъра на от¬
разеното слънчево излъчване. В последно вре¬
ме изследванията на планетните атмосфери се
извършва с помощта на космически апарати.

97,2
28,80
?

—

26
50

4
2
<0,2

По методите на аетрофизикага се измерва
температурата на повърхността на планетите
и на различните слоеве на планетните атмо¬
сфери. За определяне на температурата на
отделните подробности от планетните по¬
върхности се използуват топлинки измерва
нич в инфрачервената област на спектъра.
Съвместните изследвания на физическите
условия и на химическия състав на планетни¬
те атмосфери позволяват да се изучава въз¬
можността за съществуване на живот на пла¬
нетите.
Околослънчевага планетна система вероят-

239

Енциклопедичен речник на младия астроном

но не е единствена в Галактиката, а оше пове¬
че — във Вселената, Но преки доказателства
за съществуването на други подобни системи
засега няма.

ПЛУТОН
Плутон е бил открит отКлайдТомбо (САЩ)
през 1930 г От деветте известни големи пла¬
нети в Слънчевата система Плутон е най-отдалечен от Слънцето. Средното разстояние на
Плутон до Слънцето е 39,5 Са. Плутон из¬
глежда като точков обект от 15-а звездна ве¬
личина, т. е. около 4 хиляди пъти по-слаб от
онези звезди, които са на границата на види¬
мост с невъоръжено око Плутон много бав¬
но обикаля по своята орбита — за 247,7 годи¬
ни Орбитата му има голям наклон към рав¬
нината на еклиптиката (17°) и е изтеглена
толкова, че в перихелия Плутон се доближа¬
ва до Слънцето на по-малко разстояние, отколкото Нептун Поради голямата си отда
леченост от Слънцето и слабата си освете¬
ност Плутон се изучава много трудно
Непосредствените измервания на ъгловия
диаметър на Плутон с 5-метров телескоп са
дали резултат 0,23 .
Астрономите се опитали да измерят диаме¬
трите на Плутон чрез по-точен метод — по за¬
тъмнена от него звезда, както това е направе¬
но за Нептун, Обаче Плутон, минавайки край
звезда на разстояние 0,1", не я затъмнил От
това бил направен изводът, че ъгловият диа¬
метър на Плутон е по-малък от 0,2' По такъв
начин, изразен в единици за дължина, диаме¬
търът на Плутон е по-малък от 6800 кт Ако
пък той се изчисли по абсолютния блясък на
планетата, се получава приблизително 3000
кт (при албедо на планетата, прието за 0,5).
Повърхността на Плутон се нагрява ог Слън¬
цето едва до —220 °С, затова дори в най-топ¬
лите си пладнени участъци тя е покрита ве¬
роятно със сняг от замръзнал метан. Атмо¬
сферата на планетата е разредена и се състои
от газообразен метан може би с примеси от
инертни газове.
Блясъкът на Плутон се изменя заедно с
периода на въртене, който е 6 денонощия и 9
часа През 1978 г стана ясно, че тази перио¬
дичност съответствува също така и на орби
талното движение на естествения спътник на

п

Плутон, открит от американски астрономи
Спътникът на Плутон е сравнително ярък, но
е толкова близко до планетата, че образът
му на фотографиите се слива с образа на Плу¬
тон, леко изпъквайки ту от едната, ту от дру¬
гата страна От периода на въртене и разстоя¬
нието между центровете е изчислена масата
на системата Плутон — спътник. Масата се
оказала неочаквано малка приблизително
1,7% от масата на Земята. Почти цялата маса
е съсредоточена в Плу тон, така че диаметърът
на спътника, ако се съди по блясъка, е малък
в сравнение с диаметъра на планетата. Сред¬
ната плътност на Плутон е около 0,7 ^/ст3,
ако се приеме диаметърът му равен на 3000
кт Такава малка плътност означава, че Плу¬
тон се състои предимно от летливи химичес¬
ки елементи и съединения, т е. има състав,
еднакъв с този на планетите-гиганти и техните
спътници.

ПОЗИЦИОНЕН ЪГЪЛ
Позиционният ъгъл е величина, с помощта на
която в произволна точка от небесната сфера се определя някаква посока, например
посоката на правата, съединяваща центрове¬
те на компонентите на двойна звезда, посока¬
та от манета към неин спътник и т. н.
Позиционният ъгъл се отчита от северната
част на кръга на деклинацията, прекаран през
изходната точка до дадената посока, обратно
Позиционният ъгъл се отчита от северната част на
деклннанионння кръг обратно на часовниковата
стрелка.

240

Енциклопедичен речник н» мщдня асгроком

на часовниковата стрелка. Той може да взема
стойности от 0 до 360°.
Позиционният ъгъл в е една от двете по¬
лярни координати, чрез които може да се оп
ределя върху небесната сфера положението
на едно небесно светило спрямо друго. При
това за втора координата служи ъгловото
разстояние р между изходната точка А и определяемата точка В (вж фигурата).

позиционни линии
Позиционните линии са линии на картата или
върху глобуса, съответетвуващи нз резулта¬
тите от астрономическите наблюдения. Те
служат за определяне на местоположението
на наблюдателя върху земната повърхност.
Астрономическите наблюдения, извършвани
в даден момент от време, дават възможност
да се определя някоя от координатите на не¬
бесното светило, например зенитното му раз
стоя ние (вж Небесни координати). Върху
земния глобус или на географската карта мо¬
гат да се отбележат всички точки, т. е. да се
построи геометричното място на точките, за
които дадена координата в момента на на¬
блюдението е имала еднаква (измерена) стой¬
ност Построената по такъв начин линия се на¬
рича линия на положението, или позиционна
линия Ясно е, че наблюдателят, който из¬
вършва измерванията, се намира някъде по
тази позиционна линия
За да се намери точното местоположение
на наблюдателя, е достатъчно да построим
две позиционни линии за две небесни светила.
Точката на пресичане на линиите ще покаже
местоположението на наблюдателя. За пови¬
шаване на сигурността на резултата е жела¬
телно позиционните линии да се избират така,
че те да се пресичат под ъгъл, по възможност
близък до правия, а не под остър ъгъл.
Позиционните линии са имали широко
приложение в морската навигация и аеронавигацията преди появяването и развитието на
методите на радионавигацията

ПОЛУМРАК
Полу мракът е плавен преход от светлото вре¬
ме на денонощието към нощта — вечер, и об¬
ратният преход — сутрин Това е оптическо

явление в атмосферата на Земята, когато
Слънцето се намира не много ниско под хо¬
ризонта и осветява горните слоеве на атмо¬
сферата. Създава се разсеяно осветление на
земната повърхност — полумрак. Продължи¬
телността на полумрака зависи кан-вече от
географската ширина на мястото на наблюдение и от деклинацията на Слънцето, т. е. от
положението му върху еклипгиката в даден
ден на годината
В обикновения живот полумракът се раз¬
деля условно на граждански, навигационен и
астрономически.
Под понятието граждански полу¬
мрак се разбира периодът от залеза под хо¬
ризонта на торния край на слънчевия диск до
момента, в който скриването на Слънцето
достигне 6 — 7°. В това най-светло време на
полумрака в открита местност може да се из¬
вършва всякакъв вид дейност — може да се
чете и пише. Навигационният полу¬
мрак продължава, докато Слънцето се ока¬
же на 12 под хоризонта. Астрономи¬
ческият полумрак продължава до
„потъване на Слънцето на 18° В течение на
навигационния полумрак лоцманът е в със
тояние да се ориентира близо до бреговете по
местни предмети без сигнални огньове, а в те¬
чение на астрономическия полумрак на ясно¬
то небе все още остава слаб отблясък от
Слънцето.
През лятото в районите, близки до поляр¬
ните кръгове, скриването на Слънцето под
хоризонта даже в полунощ е толкова малко,
че вечерният граждански полумрак премина¬
ва в утринен без обикновения период на нощ¬
на тъмнина Това явление, което се наблюда¬
ва в местности, разположени в северното зем¬
но полукълбо на север от паралела + 59,5С, а
в южното полукълбо — южно от паралела
— 59,5°, се нарича бели нощи. В Ленин¬
град — СССР, белите нощи продължават от 11
юни до 2 юли, в гр Петрозаводск — от 27 май
до 17 юли, в гр. Архашелск — от 13 май до
30 юли.
Освен от географската ширина и деклина¬
цията на Слънцето реалната продължителност
на полумрака в дадена точка ог земното къл¬
бо в даден ден от годината зависи от релефа
на местността, облачността, снежната покрив¬
ка. лунното осветление и други фактори

241

Енциклопедичен речник на младия астроном

ПОЛЯРНА ЗВЕЗДА
Полярната звезда е най-близката до Северния
световен полюс звезда от 2 ра звездна величи¬
на Гя се вижда с невъоръжено око. Това е
най-ярката (алфа) звезда от съзвездието Мал¬
ка мечка. По Полярната звезда се определя
посоката север и географската ширина на
мястото, която е приблизително равна на ви¬
сочината на тази звезда над хоризонта.
Полярната звезда е променлива звезда
цефеида, разстоянието до нея е 90 рс. Блясъ¬
кът й се изменя с период около 4 денонощия
с амплитуда 0,14 от звездната величина Из¬
мененията на блясъка могат да се забележат
само с фотометър.
-

ПОЛЯРНИ сияния
Северните полярни сияния са едно от най-кра¬
сивите явления в природата. Формите им са
много разнообразни, ту причудливи светли
стълбове, ту изумруденозелени завеси с чер¬
вени ресни по края, гу пламтящи дълги лен¬
ти, ту разходящи лъчи-стрели, често пъти
безформени светли сияния, а понякога и
цветни петна на фона на небето.
Светлината на небето сияе като пламък,
обхващайки понякога повече от половината
на небосвода Тази фантастична игра на при¬
родните сили продължава няколко часа, гу
угасвайки, ту разгаряйки се отново.
Полярните сияния се наблюдават най-чес¬
то в полярните страни, откъдето произлиза
името им (по-рано ги наричаха северни сия¬
ния) . Ако полярните сияния се виждат не са¬
мо в Далечния север, но и в по-южни ширини,
това се обяснява с увеличаването на мощност¬
та на възбудителя на светенето — слънчевия

вятър.

През нощта на 26 януари 1938 г. полярно¬
то сияние се виждало чак на южния бряг на
Крим Наблюдателите го описват като заря от
грамаден далечен пожар на фона на безоблач¬
ното звездно небе в северната му страна. Си¬
янието имало тъмномалинов цвят. То отслаб¬
вало и се усилвало. На червения фон на го¬
лямо петно с размита неправилна форма от
време на време се появявали вертикални къс¬
чета с бял цвят, създаващи впечатление за лъ¬
чи от далечни прожектори.
Коя е причината за полярните сияния? От
16.

п

какво се предизвикват те? Кога най-добре се
наблюдават?
Начало на изучаването на полярните сия¬
ния полага великият руски учен М В. Ломоносов, който изказва предположението, че
причина за това явление са електричните раз¬
ряди в разреден въздух
Опитите потвърждават научното предпо¬
ложение на Ломоносов.
Полярните сияния са електрично светене
на горните силно разредени слоеве на атмо¬
сферата на височина обикновено от 80 до
1000 кт Това светене става вследствие да
бързодвижещи се електрично заредени час¬
тици (електрони и протони), излъчвани от
Слънцето. Взаимодействието на слънчевия вя¬
тър с магнитното поле на Земята довежда цО
повишена концентрация на заредени частици
в зоните, обкръжаващи геомагнитните полю¬
си на Земята Именно в тези зони се наблюда¬
ва най-гол яма активност на полярните сияния,
Сблъекванията на бързите електрони и
протони с атомите на кислорода и азота, а съ¬
що така с молекулите на азота ги довеждат
до възбудено състояние. Отделяйки излишна¬
та енергия, атомите на кислорода дават ярко
излъчване в зелената и в червената област на
спектъра, а молекулите на азота — във виоле¬
товата, Съчетанието на всички тези излъчва¬
ния придава на полярните сияния красивата,
често изменяща се окраска. Такива процеси
могат да протичат само във високите слоеве
на атмосферата по две причини: първо, в
ниските плътни слоеве сблъекванията на ато¬
мите и молекулите на въздуха едни е други
веднага им отнемат енергията, получена от
слънчевите частици, второ, самите коемнчни частици не могат да проникнат дълбоко
в земната атмосфера.
Полярните сияния произтичат по-често и са
по-ярки в годините- на максимума на слънче¬
вата активност, а също така в дните на поява
на големи групи петна, избухвания или други
форми на засилена активност, тъй като пос¬
ледната усилва интензитета на слънчевия вя¬
тър - основният фактор за полярните сияния.
Днес полярните сияния се изследват също
така чрез изкуствени спътници на Земята. По¬
твърдено е от такива изследвания, че главният
възбудител на светенето са електроните.
Полярните сияния могат да възникват и в
атмосферите на други планети, например в
атмосферата на Венера

242

Енциклопедичен речник на мшдмя астроном

Разнообразни н причуд¬
ливи са цветовете н
формите н» полярните
сияния. Наблюдателят
може да види ту свет¬
ли стълбове, ту юумруденозелени завеси с
червени ресни по края,
понякога пред неговия
поглед се появяват
пламтящи ленти или
безформени светли пет¬
на.

ПРЕЦЕСИЯ И НУТАЦИЯ
Вероятно сте наблюдавали въртенето на пум¬
пал и сте обърнали внимание на това, че оста
му не стои неподвижна Под въздействие на
силата на земното привличане в съответст¬
вие със закона за въртеливото движение оста
на пумпала се премества, описвайки конична
повърхност
Земята е гигантски пумпал Нейната ос на
въртене също се върти бавно под действието
на привличането от Луната и Слънцето върху
екваториалната й издутина (както е извест¬
но, Земята е сплесната и по този начин на екватора е разположено повече вещество, отколкото на полюсите).
Оста на въртене на Земята описва около
оста шеклиптиката конус с ъгъл 23,5°,вслед¬
ствие на което Световният полюс се движи
около полюса на еклиптиката по малък кръг,
извършвайки едно завъртане за около 26 000

години. Това движение се нарича предес и я.
Вследствие на прецесията точката на про¬
летното равноденствие постепенно се измест¬
ва в посока срещу видимото движение на
Слънцето на 503 за една година. По тази
причина Слънцето всяка година идва в точка¬
та на пролетното равноденствие 20 гшп по-рано от времето, необходимо за една пълна оби¬
колка по еклиптиката,
В резултат на прецесията бавно се изменя
картината на денонощното въртене на небес¬
ната сфера преди 4600 години Световният по¬
люс е бил близко до звездата а от Дракон, се¬
га той е разположен до Полярната звезда, а
след 2000 години „полярна” звезда ще ста¬
не у от Цефей. След 12 000 години с правото
да се нарича „полярна” ще се сдобие звездата
Вега (а от Лира), чяето полюсно отстояние
сега е 51°
Изменението на положението на небесния
екватор и Северния полюс, а също така пре-

243

Енциклопедичен речник на младия астроном

местването на точката на пролетното равно¬
денствие предизвикват изменение на еквато¬
риалните и екяиптичните небесни координа¬
ти Затова, давайки координатите на небесни¬
те светила в каталозите и изобразявайки ти
на карта, задължително се вписва „епохата”,
т е моментът време, за който са приети по¬
ложенията на екватора и точката на пролетно¬
то равноденствие при определянето на коор¬
динатната система.
Явлението прецесия било открито през II
в пр н е. от гръцкия астроном Хипарх при
сравняването на дължините на звездите, на¬
блюдавани от него, с дължините на същите
звезди, определени 150 години преди него от
гръцките астрономи Гимохарис и Аристил.
До голяма степен прецесията възниква под
въздействието на привличането на Луната Си¬
лите, които предизвикват прецесията, поради
изменение на разположението на Луната и
Слънцето спрямо Земята постоянно се изме¬
нят. Затова наред с движението на оста на
въртене на Земята по конус се наблюдават и
малки люшкания, наречени нутация. Под
въздействието на прецесията и нутацията Све¬
товният полюс описва всред звездите сложна
вълнообразна крива
Скоростта на изменение на координатите
на звездите вследствие на прецесията зависи
от положението на звездиге на небесната сфе¬
ра. Деклинацията на различни звезди се изме¬
ня за една година в граници ог + 20” до — 20"
в зависимост от ректасцензията. Вследствие
на прецесията ректасцензиите се изменят по
по-сложен начин и техните поправки зависят
какго от ректасцензиите, така и от деклинациите на звездите За близкоподюсните звез¬
ди ректасцензиите могат да се изменят доста
чувствително дори за малки интервали от
време. Например ректасцензията на Полярна¬
та звезда се изменя за 10 години почти с цял
градус. Таблиците на прецесията се публику¬
ват в астрономическите ежегодници и кален¬
дари.
Трябва да се има предвид, че прецесията и
нутацията изменят само ориентирането на ос¬
та на въртене на Земята в пространството и
не влияят върху положението на тази ос в тя¬
лото на Земята. Ето защо поради прецесията
и нутацията не се изменят нито ширините, ннто дължините на местата от земната повърх¬
ност и тези явления не оказват влияние вър¬
ху климата.

ПРИЛИВИ

П

и отливи

Приливите и отливите са периодични повише¬
ния и понижения на нивото на водата в океа¬
ните и моретата Два пъти в денонощието с
промеждутък 12 Ь и 25 гшп водата край брега
на океана или откритото море се повдига и
ако няма преграда, залива поняко1а големи
пространства от сушата - това е прилив, а
след това спада и отстъпва, оголвайки дъно¬
то — това е отлив. Още в древността хората
свързвали приливите и отливите с Луната И
действително основната причина за приливи¬
те, открита от Нююн, е привличането на Зе¬
мята от Луната. По-точно изразено, това е
разликата между привличането от Луната ча
Земята като цяло и привличането на водната
й обвивка
Нютоновата теория обяснява приливите и
отливите по следния начин. Привличането на
Земята от Луната се състои от привличането
на отделните частици на Земята. Частиците,
намиращи се в даден момент по близко до
Луната, изпитват по-силно привличането й, а
по-далечните — по-слабо. Ако Земята беше
абсолютно твърдо тяло, тази разлика в гра¬
витацията не би имала съществено значение.
Но Земята не е абсолютно твърда. Разлика! а
в силите на привличане на частиците близо до
повърхността на Земята и частиците, намира¬
щи се близо до центъра й (която се нарича
приливообразуваща сила), измества частици
те една спрямо друга и затова Земята, а пре¬
ди всичко водната й обвивка се деформира.
В резул гат на това откъм страната на Зе¬
мята, която е обърната към Луната, и откъм
противоположната й страна (точките А и В)
водата се повдига, образува приливни
издатини и там се натрупвах излишни ко¬
личества вода. За сметка на това нивото на
водата в точките С и О на Земята в същото
време се понижава и в тях настъпва отлив
(вж. фигурата).
Приливните издатини се стремят да запа¬
зят едно и също положение спрямо Луната и
ако Земята не се въртеше, а Луната оставаше
неподвижна, то Земята заедно със своята вод¬
на обвивка би залазила винаги една и съща
изтеглена форма. Но Земята се върти, а Луна¬
та се движи около Земята За наблюдателя от
Земята Луната прави пълно завъргане около
Земята за около 24 Ь и 50 пип, Със същия пе

244

Енциклопедичен речник на млсдмя астроном

Под действие на лун¬
ното привличане на
обърнатата към Луна¬
та страна на Земята и
на противоположната
и страна (точки А н В)
се образуват приливни
издутини.

риод приливните издатини следват Луната и
се преместват по повърхността на океаните и
моретата от изток на запад. Тъй каго издати¬
ните са две. над всяка точка в океана два пъ¬
тя в денонощието с период около 12 Ь и 25
тт преминава приливната вълна.
В открития океан водата се издига при
преминаването на приливната вълна незначи¬
телно (с 1 ти по-малко), което за морепла¬
вателите е практически незабележимо. Но
край бреговете дори такова покачване на ни¬
вото на водата е забележимо. В тихите и тес¬
ни заливи нивото на водата по време на при¬
ливите се повдига много повече, тъй като
брегът спира движението на приливната въл¬
на и водата се събира тук през цялото време
между прилива и отлива Най-големите при¬
ливи (до 18 ш) се наблюдавах в един от зали¬
вите на крайбрежието на Канада. В СССР наиголемите приливи (13 ш) сгават в Гижигинския и Пенжинския залив на Охотско море
Във вътрешните морета, например Балтийско
и Черно море, приливите и отливите са почти
незабележими, тъй като в такива морета за
времето от отлива до прилива не успяват да
проникнат масите вода, преместващи се заед¬
но с океанската приливна вълна. Всъщност
във всяко затворено море и дори в езерата
възникват самостоятелни приливни вълни, но
те носят със себе си сравнително малки маси
вода. Височината на приливите в Черно море
достига едва до 10 сш.
В една и съща местност височината на при¬
лива е непостоянна, тъй като разстоянието от
Луната до Земята и най-голямата височина на
Луната над хоризонта с течение на времето се
изменят Това води до изменение в големи¬
ната на прилявообразуващите сили. Напри¬

мер изменението на разстоянието между Лу¬
ната и Земята за 1 месец от 356 000 юп до
406 000 кт причинява изменение в приливни¬
те сили 1,4 пъти.
Значително приливно действие оказва съ¬
що така и Слънцето. Изчислено е, че средно
приливните сили на Слънце то са по-малки ог
тези на Луната 2,2 пъти
По време на новолуние и пълнолуние при¬
ливните сили на Слънцето и Луната действу¬
ват в една посока и тог ава се получават висо¬
ки приливи По време на първата и третата
четвърт на Луната приливните сили на Слън¬
цето и Луната като че ли си противодействуват и приливите са значително по-малки. В
много страни се издават „Таблици на прили¬
вите*', където е дадена височината на прили¬
вите в различните пристанища през един час
в течение на всички денонощия в годината.
Приливните явления стават не само във
водната, ио и във въздушната обвивка на Зе¬
мята (атмосферни приливи и отливи), а също
така в твърдото тяло на Земята (тъй като Зе¬
мята не е абсолютно твърдо тяло). Вертикал¬
ните изменения на повърхността на Земята
вследствие на приливите достига няколко де¬
сетки сантиметра
Напълно перспективно е строителството на
приливни електростанции, в които премест¬
ваните от вълните на приливите и отливите
водни маси въртят колела на турбини През
1967 г. във Франция бе пусната в експлоата¬
ция приливна електроцентрала в устието на
река Ранс. През 1968 г. даде ток опитната при¬
ливна електроцентрала, построена в СССР в
Киселия залив близо до Мурманск. Проекти¬
ра се в бъдеще строителството на нови при¬
ливни електроцентрали.

245

Енциклопедичен речник не младия астроном

ПРОД Ъ ЛЖИТЕ лн ост
НА ДЕНЯ
Продължителност на деня е времетраенето на
онази част от денонощието, през която има
слънчево осветление; това е периодът между
изгрева и залеза на горния край на диска на
Слънцето, през време на който поне част от
диска сс намира над хоризонта. Продължи¬
телността на деня има голямо значение за жи¬
вота и трудовата дейност на хората. Наред с
моментите на изгрева и залеза на Слънцето
продължителността на деня се публикува в
настолните календари за всеки ден от годи¬
ната.
Продължителността на деня се определя о г
денонощното въртене на Земята около оста й
и от нейното движение по орбитата около
Слънцето Вследствие денонощното въртене
на Земята слънчевият диск извършва ежеднев¬
но видимо движение по небосклона от изток
на запад, като достига наи-голяма височина в
момента на кулминация в южната част на не¬
бето. Освен това поради движението на Земя¬
та по нейната орбита слънчевият диск извър¬
шва и ежегодна видима обиколка на небесна¬
та сфера, движейки се по еклиптиката, във
връзка с което неговата деклинация се изме¬
ня от “23,5 до + 23,5° (вж Небесни коорди¬
нати) Преместването на Слънцето по еклипгиката влияе по различен начин върху про¬
дължителността на деня за различните гео¬
графски ширини на Земята,
В деня на пролетното равноденствие Слън¬
цето се намира в пресечната точка на еклилгиката и небесния екватор и продължителност¬
та на деня за цялата Земя е приблизително 12
часа При своето по-нататъшно движение по
еклиптиката Слънцето преминава в северното
полукълбо на небесната сфера, така че него¬
вата деклинация постепенно нараства до мак¬
сималната си стойност +23,5°. На земния ек¬
ватор продължителността на деня независимо
от движението на Слънцето по еклиптиката
остава равна приблизително на 12 часа, но с
отдалечаването от екватора значително се из¬
меня За северното полукълбо продължител¬
ността на деня се увеличава с нарастването на
деклинацията на Слънцето, а за южното — на¬
малява
След момента на пролетното равноден¬
ствие, веднага след като деклинацията на

п

Слънцето стане положителна, на Северния по¬
люс на земното кълбо Слънцето престава да
се скрива под хоризонта и там настъпва по¬
лярният ден. На полюса полярният ден про¬
дължава половин година С ежедневното уве¬
личаване на деклинацияка на Слънце го зоната
на полярния ден около Северния полюс става
по-обширна Полярен ден настъпва на онези
ширини, чието ъглово разстояние от Север¬
ния полюс е числено равно на деклинацията
на Слънцето. Колкото по-отдалечени от полю¬
са са тези ширини, толкова по-късно настъп¬
ва полярният ден и по-малка е неговата про¬
дължителност
В с ьщия период на годината около Южния
полюс се наблюдава обратната картина След
като деклинацията на Слънцето стане по-голяма от 0 , то вече не изгрява над Южния по¬
люс и там настъпва полярна нощ. Ако напри¬
мер деклинацията на Слънцето е достигнала
стойността 12 и в Арктика за северни! е ши¬
рини, по-големи от 78°, е настъпил полярен
ден, то в Антарктика за ширини от —78° до
Южния полюс е полярна нощ.
Деклинацията на Слънцето достига макси¬
малната си стойност + 23,5С в деня на лятно¬
то слънцестояние (21 или 22 юни) Тогава
продължителността на деня за всички шири¬
ни от северното полукълбо е максимална, а
за всички ширини от южното - минимална.
На северната полярна окръж¬
но с т в този ден Слънцето единствен път в
годината не се скрива под хоризонта, а на юж¬
ната полярна окръжност единствен път в го¬
дината не се показва над хоризонта и там за
едно денонощие настъпва полярна нощ.
Реалната картина е малко по-сложна от
описаната, тъй като появяването на Слънцето
се фиксира не по центъра на диска, а по гор¬
ния му край и поради рефракцията слънчеви¬
ят диск се появява над хоризонта малко порано и се скрива малко по-късно от моменти¬
те, пресметнати въз основа само на геомет¬
рични съображения. Тези обстоятелства вина¬
ги увеличават продължителността на светлото
време от денонощието и съкращават нощта и
за двете земни полукълба. Освен това в тече¬
ние на деня деклинацията на Слънцето се из¬
меня. Около деня на лятното слънцестояние,
когато зад Северната полярна окръжност на
всякъде е полярен ден, в близките до него
райони настъпват бели нощи (вж Полу¬
мрак) .

246

Енциклопедичен речник на младия астроном

Продължителност на деня за различните ширини

Северна ширина
Дата

34°
Ь пил

40°
Ь шш

46°
Ь шш

52°
Н пил

58°
Ь гаш

64°
Ь шш

Януари

1
11
21

9 54
10 04
10 16

9 23
9 34
9 49

8 43
8 56
9 15

7 51
8 08
8 32

6 36
6 58
7 31

4 27
5 05
5 59

Февруари

1
11
21

10 34
10 51
11 10

10 10
10 33
10 58

9 42
10 10
10 40

9 06
9 42
10 21

8 18
9 04
9 53

7 06
8 10
9 16

Март

1
11
21

11 27
11 48
12 10

11 18
11 44
12 12

11 06
11 39
12 12

10 52
11 32
12 12

10 33
11 24
12 15

10 08
11 12
12 18

Април

1
11
21

12 32
12 53
13 13

12 38
13 05
13 30

12 48
13 19
13 51

12 57
13 38
14 16

13 10
14 02
14 50

13 38
14 34
15 40

Май

1
11
21

13 32
13 50
14 04

13 54
14 15
14 34

14 21
14 47
15 10

14 52
15 28
15 58

15 37
16 23
17 04

16 46
17 52
18 56

1
11
21

14 16
14 23
14 26

14 48
14 58
15 01

15 30
15 42
15 46

16 24
16 38
16 45

17 42
18 04
18 11

2«) 00
20 44
21 00

Юли

1
11
21

14 23
14 16
14 06

14 58
14 49
14 36

15 42
15 30
15 14

16 40
16 24
16 02

18 03
17 42
17 10

20 45
20 04
19 07

Август

1
11
21

13 50
13 32
13 14

14 16
13 56
13 32

14 48
14 20
13 53

15 29
14 56
14 20

16 29
15 43
14 55

17 58
16 53
15 48

Септември

1
11
21

12 53
12 32
12 12

13 05
12 40
12 14

13 20
12 48
12 17

13 38
13 00
12 20

14 03
13 13
12 23

14 36
13 32
12 28

Октомври

1
11
21

11 50
11 29
11 09

11 47
11 20
10 56

11 44
11 11
10 40

11 40
11 00
10 20

11 34
10 43
9 54

11 24
10 2С
9 15

Ноември

1
11
21

10 49
10 31
10 16

10 29
10 07
9 48

10 06
9 40
9 15

9 34
9 02
8 32

9 01
8 14
7 33

8 05
7 02
6 01

Декември

1
11
21

10 04
9 56
9 54

9 34
9 23
9 20

8 56
8 43
8 36

8 08
7 51
7 45

6 59
6 36
6 28

5 05
4 28
4 12

Юни
*
•

След деня на лятното слънцестояние деклинацията на Слънцето започва да намалява и
описаните по-горе промени се повтарят в об¬
ратен ред. Продължи гелност та на деня в уме¬
рените ширини на северното полукълбо на
Земята намалява, а в южното се увеличава.
Намалява зоната на полярния ден около Се¬

верния полюс на Земята и зоната на полярна¬
та нощ около южния. Това продължава до
настъпването на деня на есенното равноден¬
ствие, когаго Слънцето отново пресича не¬
бесния екватор и лек ли нация 1а му пак става
равна на нула, за цялата Земя денят става ра¬
вен на нощта.

247

Енциклопедичен речник на мльдия: астроном

При по-нататъшното движение на Слънце¬
то по еклитттиката неговата декшшация става
отрицателна Северното и южното полукълбо
на Земята като че ли разменят местата си То¬
ва продължава до 21 или 22 декември - деня
на зимното слънцестояние, когато деклинацията на Слънцето достига минималната си
стойност (“23,5 ) То1ава продължителност¬
та на деня за всички ширини на северното по¬
лукълбо е минимална, а в южното полукълбо
— максимална. След деня на зимното слънце¬
стояние деклинацнята на Слънцето започва да
нараства и до деня на пролетното равнодек
ствие целият описан цикъл от изменения за¬
вършва.

ПРОМЕНЛИВИ ЗВЕЗДИ
Въпреки че на пръв поглед звездите на небето
изглеждат с постоянен блясък, оказва се, че
някои от тях изменят видимия си блясък с
течение на времето Звездата става ту по-яр¬
ка, ту по-слаба. Такива звезди се наричат про¬
менливи звезди. Някои променливи звезди
изменят блясъка си строго периодично (вж.
Цефеиди) Други изменят блясъка си повече
или по-малко периодично, а трети - по хао¬
тичен начин. Има звезди, които блясват нео¬
чаквано Там, където допреди няколко дни
на фотографията е имало едва забележима
звездичка, днес блести звезда, която се виж¬
да с невъоръжено око. След няколко месеца
блясъкът на звездата отново намалява. Ня¬
кои звезди повтарят избухванияга си. Има и
такива звезди, които много бързо избухват за няколко минути звездата става стотици пъ¬
ти по-ярка, а след час се връша към начално¬
то си състояние. Амплитудите в промените на
блясъка на различните променливи звезди
имат стойност от няколко стотни от звездна¬
та величина до 15 — 17 звездни величини. С
развитието на техниката и усъвършенсгвуването на приемниците, регистриращи звездния
блясък, стана възможно да се открият нови
променливи звезди с много малка амплитуда
и къси периоди Общият брой открита про¬
менливи звезди в Галактиката е около 40000,
а в други галактики — над 5000. За означава¬
не на променливите звезди се използуват ла¬
тински букви заедно с името на съзвездието,
в което се наблюдават В едно съзвездие на

п

променливите звезди се дава последователно
една латинска буква, комбинация от две бук¬
ви или буквата V с номер. Например 5 Саг,
ЕТ Рег, V 557 %•
Променливите звезди се делят на три го¬
леми класа пулсиращи, еруптивни (избухва¬
щи) изатъмнителнн. Пулсиращите
звезди имат плавно изменение на блясъ¬
ка. То се дължи на периодичното изменение
на радиуса и температурата на повърхносгта.
При свиването на звездата температурата на¬
раства. Това от своя страна води до увелича¬
ване на светимостта. въпреки че радиусът на¬
малява Периодите на пулсиращите звезди се
изменят за части от деня (звезди от типа ЕК
О! Лира) до десетки (цефеиди) и стотици
дни (мириди — звезди от типа на Мира от
Кит). Периодичността на цефеиднте и на звез¬
дите от типа Е Е от Лира е удивителна. Пулса¬
циите на променливите звезди с полуправилно или хаотично изменение на блясъка, макар
и по-мощни, стават неритмично. Открити са
около 14 000 пулсиращи звезди.
Вторият клас променливи звезди са из¬
бухващите, или както още ги наричат,
еруптивните звезди. Към тях спа¬
дат преди всичко свръхновите, новите, пов¬
торните нови, звездите от типа 0 от Близна¬
ци, новоподобниге и еммбиотичнит. звезди.
За всички тези звезди са присъщи еднократ¬
ни или повтарящи се избухвания с взривен
характер с внезапно увеличаване на яркостта.
Много от тези звезди са компоненти на тесни
двоини системи и бурните процеси възникват
при взаимодействието на компонентите на
такива системи (вж. Двойни звезди), На вто¬
ро място към еруптивните звезди спадат мла¬
дите бързи неправилни променливи звезди,
звездите от типа УУ от Кит и редица сродни с
тях обекти. Досега са открити над 2000 еруп¬
тивни променливи звезди
Пулсиращите и еруптивните звезди се на¬
ричат физически променливи
звезди, тъй като изменението на видимия
им блясък е предизвикано от физически про¬
цеси, протичащи в тях При това се изменят
температурата, цветът, а понякога и размерът
на звездата.
Към третия клас променливи звезди спа¬
дат затъмнително променливи¬
те звезди. Това са двойни системи, чиято
равнина на орбитата е успоредна на зрителния
лъч. При движението на звездите около об-

248

Енциклопедичен речхшх на младия астроном

щия център на тежестта те последователно
се затъмняват една друга, което предизвиква
колебания в блясъка им В тесните системи
измененията на сумарния блясък могат да бъ¬
дат предизвикани също така и от деформация
на формата на звездите Периодите на затъмнигелно-променливите двойки звезди са от
няколко часа до няколко десетки години. В
Галактиката са известни повече от 4000 таки¬
ва звезди.
С ъществува още един малък клас промен¬
ливи звезди - магнитни звезди Ос¬
вен силното магнитно поле те имат значител¬
на нееднородност на повърхностните характе¬
ристики. Такива нееднородности при върте¬
нето на звездата довеждат до изменение на
блясъка й. На около 20 000 звезди не е опре¬
делен класът на променливостта.
Астрономите внимателно изучават про¬
менливите звезди Наблюдаваните изменения
на блясъка спектъра и други величини дават
възможност да се определят основните ха¬
рактеристики на звездата, като еветимост,
радиус, температура, плътност, маса, а също
така да се изучи строежът на атмосферата и
различните премествания на газовите потоци.
По наблюденията на променливите звезди в
различни звездни системи може да се опреде¬
ли възрастта на тези системи и типът на съста¬
вящите ги звезди. Забележителната зависи¬
мост период — еветимост, открита за цефеидите, позволява по известен период да се из¬
числи истинската яркост на звездата, а следо¬
вателно и разстоянието до нея (вж. Цефеиди). По такъв начин са били измерени раз¬
стоянията до отдалечените части на нашата
Галактика, а също така до други галактики.
Съвременните наблюдения показаха, че ня¬
кои променливи двойни звезди са космичес¬
ки източници на рентгеново излъчване.

ПУЛКОВСКА
ОБСЕРВАТОРИЯ
Главната астрономическа обсерватория на
Академията на науките на СССР - научноиз¬
следователско астрономическо учреждение —
е разположена на 20 кт южно от центъра на
Ленин! рад,на Пулковските възвишения (75 т
над морското равнище). Тя е основана през
1839 г. от известния руски учен В. Я. Струве,

който бил първият й директор до края на
1861 г. След него директор на обсерватория¬
та става синът му О. В Струве При основава¬
нето на Пулковската обсерватория е бил мон¬
тиран 38-еантиметров рефрактор, а 50 години
по-късно — 76-сантиметров рефрактор, за
своето време тези телескопи били най-големите в света Обсерваторията била известна в
света с точността на астрометрическите наб¬
людения (в частност определяне на координа¬
тите на звездите за съставяне на звездни ка¬
талози) , с определянето на основните астро¬
номически константи — преиесия, нут а ц и я, аберащя и рефракция, с наблюде¬
нията на двойни звезди и спътници на плане¬
тите. Работата на обсерваторията била свър¬
зана с географското изучаване на Русия и раз¬
витието на мореплаването. Създадена първо¬
начално за астрометрични наблюдения, об¬
серваторията постепенно била снабдена с астрофизически инструменти — с аегрографи за
фотографиране на звездното небе, с фотомет¬
ри за измерване на яркостта на светилата, със
спектрографи за изучаване на техните спек¬
три, със слънчеви телескопи за наблюдаване
на явленията на Слънцето. За наблюдение на
звездите, невидими от ширината на Пулково,
били създадени два филиала: астрофизически
в С имеиз (Крим) през 1908 г, и астрометрически в 1р Николаев през 1912 г., днес Николаевска астрономическа обсерватория
През време на Великата отечествена война
всички сгради на Пулковската обсерватория
са били напълно разрушени Средно големите
инструменти били спасени, но от големите те¬
лескопи останала само оптиката Била уни¬
щожена значителна част от уникална га библи¬
отека Но още преди победния край на войната
съветското правителство взема решение за
възстановяване на обсерваторията През 1946
г. започва строителството и през м, май 1954
г. става тържественото откриване на обсер¬
ваторията, която е не само възстановена, но
н значително разширена и оборудвана е но¬
ви инструменти Възстановителните работи са
организирани, от директора на обсерватория¬
та героя на социалистическия труд акад. А. А.
Михайлов. Сега научната дейност на обсерва¬
торията се провежда в областта на създаване
на каталози на положенията на звездите и оп¬
ределяне на астрономическите константи, из¬
следвания на Слънцето и звездите, радиоас-

249

Енциклопедичен речник на младия астроном

П

Пулковската обсерватория

трономически наблюдения, астрономическо
приборостроене и др.
От филиалите се е запазило отделението в
Николаев; ( имеизската обсерватория е пре¬
минала към Астрономическия съвет на Ака¬
демията на науките на СССР,
В Кавказ близо до Кисловодск на височи¬
на 2070 гп е създадена планинска астрономи¬
ческа станция, а в Благовещенск на Амур е
организирана широчинна лаборатория за из¬
следване на движението на земните полюси.
Освен това обсерваторията има постоянно
действуващи експедиции в Закавказието и на
Памир
Обсерваторията издава „Трудове” (от
1893 г.), „Известия” (от 1907 г.), ,Данни за
Слънцето” (от 1954 г ) ицр.

ПУЛСАРИ
Пулсарите са източници на електромагнитно
излъчване, което се изменя строго периодич¬
но за части от секундата до няколко минути.
Първите пулсари са открити през 1968 г. от
англииски радиоастрономи като слаби източ¬
ници на импулсно радиоизлъчване. През 70-те
години на нашето столетие от борда на изкуст¬
вените спътници са открити периодични из¬
точници на рентгеново излъчване — така наре¬
чените рентгенови пулсари (вж.
Рентгенова астрономия), чикто свойства да
излъчват съществено се различават от тези на
радиопулсарите

Днес са известни около 300 радиопулсара
с период от 0,033 до 4,0 5. Най-често те се оз¬
начават с букви Р8К и с цифри, изразяващи
екваториалните им координати Например
Р8К 0531 + 21 е известният пулсар в Ракооб¬
разната мъглявина с ректасцензия 05 Ь 31 тш
и дек пи нация + 21°. Повтарящите се импулси
на пулсарите рязко изменят своята интензив¬
ност и форма. Но определена от няколко пе¬
риода, средната форма на импулса практичес¬
ки е неизменна с течение на времето
Разпределението на енергията на излъчва¬
не на пулсара по честота, а също така интензи¬
тетът на излъчване в радиодиалазона показ¬
ват, че излъчването не може да бъде обяснено
с високата температура на звездата, за да се
обясни наблюдаваната „радиояркост” на пул¬
сара чрез топлинно излъчване, трябва да се
предположи, че той е нагрят до 1025 К и пове¬
че, а такива температури са невъзможни.
Натрупвайки данни от няколко години, ас¬
трономите могат да измерят периода с точ¬
ност до 10 12 5 . При това се оказало, че пери¬
одите на радиопулсарите постоянно се уве¬
личават Някои пулсари удвояват периода си
за 1000 години. За останалите увеличаването
на периода става по-бавно - за 109 години.
Гова време условно се нарича възраст на пул¬
сара.
Природата на пулсарите все още не е на¬
пълно разкрита. Учените смятат, че пулсарите
са въртящи се неутронни звезди със сшйе
магнитно поле. Поради магнитното поле из-

250

Енциклопедичен речник на младия астроном

лъчванего на пулсара е подобно на прожекторен лъч. Когато при въртенето на неутронната
звезда лъчът попадне върху антената на ра
диотелескопа, ние виждаме рязко усилваме
иа излъчването. Наблюдаваните нарушения”
в периодите потвърждават предположенията
за наличие на твърда кора и свръхтечно ядро
(„нарушенията" в периодите стават при раз¬
цепване на твърдата кора „звездотрееения").
Сигналите на пулеарите на различни радио¬
честоти се разпространяват в междузвездна
та плазма (вж, Междузвездна среда) с раз*
лична скорост Затова по взаимното закъсне¬
ние на сигналите се определя разстоянието до
пулеарите. По такъв начин се намира разпре¬

делението им в Галактиката. Пулеарите се
концентрират в галактичната равнина Разпре¬
делението на пулеарите съответствува при¬
близително на разпределението на остатъците
от свръх нови звезди. Вероятно по-голямата
част от пулеарите се образуват при взривове¬
те на свръхновите звезди. Това е доказано за
пулсара в центъра на Ракообразната мъгля¬
вина, от който се наблюдава импулсно излъч¬
ване и в оптическия диапазон.
За разлика от радиопулсарите рентгено¬
вите пулс ар и се срещат само в двойни систе¬
ми. При някои радиопулсари също се наблю¬
дава импулсно рентгеново излъчване и дори
гама-излъчване, но от съвсем друго естество
в сравнение с това на рентгеновите пулсари.

КЛАВДИЙ ПТОЛЕМЕЙ
(неизв год. на р. — 168)
Птолемей е александрийски учен —
астроном, математик и географ Ро¬
ден е в Египет Птолемей е известен в
историята на астрономията преди
всичко като създател на най-точната
математическа теория в древността за
видимото движение на планетите. Но
говата теория се основава върху космолоптчната система за света на Ари¬
стотел, в центъра на която се намира
Запята - геоцентрнчна система.
В теорията на Птолемей се приема,
че около Земята (по реда на тяхната
отдалеченост от Земята) се движат
Луната, Меркурий, Венера, Слънцето,
Марс, Юпитер, Сатурн н звездите Пла¬
нетната теория на Птолемей с чисто
геометрична. Сложните движения на
планетите той обяснява, като изпол¬
зува теорията на епициклиге всяка
планета се движи в кръг около ня¬
каква точка, а последната от своя
страна се движи по окръжност, в цен¬
търа на която се намира Земята Те¬
орията на Птолемей толкова точно
описвала видимото движение на пла¬
нетите. че едва арабите след повече
от пет века намерили някои несъот¬
ветствия на теорията с наблюденията
блюдекията,
Знаменитото
съчинение, което
Птолемей оставя на поколенията, се
нарича „Математически синтаксис”
Но то е известно с арабското си име
„Алмагест" - най-великата книга В
„Алмагест” са събрани всичките ас¬
трономически знания на древността
Тя съдържа каталог на звезди, трак¬
тат по григонометрия, таблици за хорднте, заменящи ло времето на Птоле¬
мей тригонометричните таблици, опи¬
сание на астрономически инструменти
за наблюдения и др, „Алмагест" елу-

жн каго основно ръководство на ас¬
трономите поч ти до XVI - XVII в. Тя
не е преведена на новите езици, с из¬
ключение на френски и немски, мал¬
ко е известна и малко хора знаят съ¬
държанието й Интересуващият се чи¬
тател може да се запознае с много от
елементите на тази превъзходна книга
чрез „Коментар към „Алмагест” на
Птолемей" от средновековния астро¬
ном Ал Фараби „Наука и изкуство"
1983 г.
На Птолемей принадлежи също и
„Ръководство по география" в 8 кни¬
ги, както н петтомно съчинение по оп¬
тика В последното гой излага своята
теория за отражението и пречупването
на светлината Т ам той дава съставе¬
ните от него таблипи за претупването
на светлинния лъч при преминаването
му от въздух във вода и а стъкло и
при преминаването му през земната
атмосфера (астрономическа рефрак¬
ция) В географията Птодемей разра¬
ботва теория на картографските про¬
екции Той съставя около тридесет
кар ти на земната повърхност по пред¬
варително изчислени координати на
около 8 хиляди точки от Западна Ев¬
ропа до Индоюлай и от сегашна Шве¬
ция до Египет. Много от данните, ко¬
нто ползува, той получава от разни
пътешественици по тези места.
През средните векове планегната
теория на Птолемей често се отъжде¬
ствява с геоценгричнага космологична схема на Аристотел н църквата я
използува за свои цели Всъщност тя
представлява блестящ пример за
строга научна теория, основана един¬
ствено върху астрономическите на¬
блюдения на древните народи Тя се
използува до създаването от Николай
Коперник на нова представа за движе¬
нието на небесните тела.

251

Гнциклопедичеч речник на младия астроном

Р

РАДИАЦИОННИ ПОЯСИ
Още в началото на нашия век изучаване! о та
полярните сияния и магнитните бури довеж¬
да до предположението, че е възможно заре¬
дени частици, движещи се в между планетното
пространство, да се улавят от магнитното по¬
ле на Земята Но едва с помощта на изкуст¬
вените спътници на Земята,
обикалящи извън пределите на земната атмо¬
сфера, бяха открити плътни области от заре¬
дени частици — външният и вътрешният р адиационен пояс на Земята.
Радиационните пояси на Земята почти из¬
цяло се състоят от електрони и протони с
енергия от килоелектронволт (кеУ) до сто¬
тици мегаелектронволта (МеУ) , в тях са от¬
крити също така алфа-частици и някои по-теж¬
ки йони Поради особената конфигурация на
силовите линии магнитното поле на Земята
създава за заредените частици „капан”, в кой¬
то дълго време може да ги задържа Движе¬
нието на частиците се определя от структура¬
та на магнитното поле те извършват бързи
трептения от северното полукълбо в южното
и обратно, движейки се по спирала около си¬
ловата линия и едновременно бавно се пре¬
местват около Земята по азимут. Приближа¬
вайки се към Земята, частиците попадат в об
ласт, където интензитетът на ма* нитногополе
нараства В някоя точка, наречена огледална,
те като че ли „се отразяват”, след което се
движат към спретнатата огледална точка, раз¬
положена в другото земно полукълбо (фиг. 1)
Частица със средна енергия извършва едно

трептене от северното полукълбо в южното
и обратно за около една секунда. Времето на
живот на частиците в захванато състояние за
протон с енергия, ло-голяма от няколко сто¬
тици МсУ, може да достигне 100 години във
вътрешния пояс.
Вътрешният радиационен пояс е разполо¬
жен на височина до 12 000 кгп, външният ра¬
диационен пояс се простира до 57 000 кт
Условното разделяне на вътрешен и външен
радиационен пояс е прието първоначално и се
запазва досега поради различия в свойствата
им. Всъщност цялата област на околоземното
пространство е изпълнена със заредени части-

Фиг. 1. Схема на движението на заредените частици
в земното магнитно поле

252

Екцюспопедичен речник на младия астроном

Фиг. 2. Сечение не рддиицношшт,: пояси на Земята от равнината на меридиана пладне - полунощ. Вляво области, заети от електрони; вдясно - области* заети от протони

Електрони
над 40 ке\/
500 кеУ
Протони
над 1 МеУ
над 30 МеУ
около 50 кеУ

ци, движеши се в магнитното поле на Земята
(фиг 2) Тази област се нарича магнитосфера. Тя е отделена от междупланетното
пространство с магнитопаузаи пре¬
ходна област (вж Магнитно поле на Земята).
Попълването на радиационните пояси с про¬
тони и електрони става за сметка на разпада¬
нето на неутрони, образуващи се в атмосфе¬
рата на Земята при бомбардирането й от коемичните лъчи, за сметка на ускорението и
преноса на частици от външните области на
магнигосферата във вътрешните „Добавяне¬
то” на частици във външния радиационен
пояс вероятно се извършва от слънчевите
корпускуляр ни потоци В радиа¬
ционните пояси, общо взето, съществува рав¬
новесие между процесите на попълване и уни¬
щожаване на частиците. „Изтичането” на час¬
тиците става предимно поради загубите на
енергия при сблъсквания с атомите на атмо¬
сферата, а също така за сметка на процесите
на взаимодействие и разсейване на частиците
от нееднородностите на магнитното поле и
различните електромагнитни вълни.
Тези ефекти водят до „изсипване” на час¬
тици по посока на силовите линии на ма1нитното поле в атмосферата, най интензивните от
които се съпровождат с полярни сияния. За
вътрешния радиационен пояс са характерни
незначителни вариации поради 11-годишния
цикъл на слънчевата активност; външният
пояс изменя своите граници и структура дори

при незначителни „смущения” на магнитосферата. Особено значителни изменения ста¬
ват в радиационните пояси по време на силни
магнитни бури и след тях
Радиационните пояси на Земята могат да
се запълват с частици и в резултат на човешка
дейност. Така например след американския
ядрен взрив на 9 юли 1962 г. в горната атмо¬
сфера и във вътрешния радиационен пояс е
навлязло такова количество електрони, че
интензитетът им превишил интензитета на
електроните с естествен произход, имаши съ¬
щата енергия. Тези електрони са изчезнали
едва през 1971 г Дългото им пребиваване в
радиационния пояс е сериозна опасност и
може да доведе до повреда в елементите на
космическата техника (тънки оптически по
крития, слънчеви батерии и др.) и до лъчеви
увреждания на живите организми вътре в
космическите кораби Изборът на траектори¬
ята на полета и осигуряването на защита на
кораба изключва опасността от лъчеви пора¬
жения
Радиационните пояси на Земята са едно от
звената във веригата от взаимно свързани гео¬
физични явления, обусловени от състояние¬
то на горната атмосфера и магнитното поле
на Земята. Последните пък от своя страна са
свързани със слънчевата активност. Освен
около Земята установено е наличие на радиа¬
ционни пояси около Юпитер Американските

253

Енциклопедичен речник на младия, строном

космически апарати „Пайъниър-10” и „Г1аиъ
ниър-1 Г’ при полета си около планетата са
регистрирали интензивни потоци от електро¬
ни и протони.

РАДИОАСТРОНОМИЯ
Радиоастрономията е дял от астрономията, в
който небесните тела се изучават по идващо¬
то от тях радиоизлъчване. Всички тела във
Вселената в една или друта степен са нагрети.
Частиците, от които те се състоят, се намират
в постоянно топлинно движение. С това е
свързано електромагнитното излъчване на не¬
бесните тела, в това число и радиоизлъчването Излъчване от този вид се нарича топлинно
радиоизлъчване Но това не е единственият
вид радиоизлъчване, с което се срещат астро¬
номите В космическите обекти често проти¬
чат процеси, свързани с масово изхвърляне на
заредени частици, с резки взривни изменения
на силни електромагнитни полета Тези явле¬
ния също са съпроводени от излъчване в радиодиалазона Радиоизлъчването, предизвика¬
но от заредени частици, движещи се в магнит¬
ни полета със скорости, близки до скоростта
на светлината, се нарича синхротронно,
или нетоплинно
Силен източник на топлинно радиоизлъчва¬
не е Слънцето В периодите на засилена слън¬
чева активност се появява радиоизлъчване от
нетоплинен характер. Топлинно радиоизлъчва¬
не се наблюдава и при планетите от Слънчева¬
та система. На някои големи планети, особено
на Юпитер, стават силни изблици на нетоплин¬
но радиоизлъчване Мощен източник на топ¬
линно радиоизлъчване са облаците от йонизи¬
ран междузвезден газ. Силното нетоплинно
радиоизлъчване в Галактиката обикновено е
свързано с мощни взривни процеси и с обра¬
зуващите се при тях бързодвижещи се зареде¬
ни частици Такъв е произходът на радиоиз¬
лъчването, получено от остатъците от свръхнови звезди.
Силното радиоизлъчване в галактиките е
показател, че в тях протичат мощни динамич¬
ни процеси (например интензивно звездообразуване). Галактиките, в които наблюдава¬
ното радиоизлъчване е много по-високо от
нивото, характерно за повечето „обикновени*5
галактики, се наричат радиогалактики.

Р

Описаните видове радиоизлъчване са съв¬
купност от радиовълни с различна дължина
на вълната и образуват непрекъснат спектър.
На неговия фон се виждат спектрални радиолинии. Появата на радиолинииге е свързана с
квантовите процеси на излъчване в атомите и
молекулите на междузвездния газ.
Наи-известна е радиолинията с дължина на
вълната 21 сш, предизвикана от излъчване на
междузвездни маси от неутрален водород.
Известни са също така и много други радиолинии, «шито произход е свързан с различни
елементи, а съшо така с молекулите на вода¬
та и на сложни въглеводородни съединения
Най-интересни обекти са звездите-пулсари,
източници на пулсиращо радиоизлъчване
Специфичните физически условия в такива
обекти водят до това, че пулсарите изпускат
радиоизлъчване във вид на сноп Звездите,
които се въртят бързо около своята ос, обра
зуват своеобразни „радиопрожек гори” с лробягващ по обкръжаващото пространство лъч
Радиоастрономията разширява много въз¬
можностите за комплексно изучаване на кос¬
мическите обекти. Чувствителните радиотелескопи позволяват да се приема космическо
радиоизлъчване през деня и през нощта дори
в облачни дни, тъй като радиовълните преми¬
нават през облачната покривка на Земята
Изучаването на всички видове радиоизлъчвания позволява да се изяснят физическите
процеси, протичащи в звездите, мъглявините,
галактиките Изследването на структурата на
небесните обекти и по-специално изучаването
на разпределението на междузвездния газ в
нашата Галактика и др. представлява обект
на радиоастрономията.
Радиолокационната астрономия се занима¬
ва с изследване на най-близките небесни тела
чрез тяхното радиооблъчване и приемане на
отразения радиосигнал (принцип на радиоло¬
кацията) .

РАДИОГАЛАКТИКИ
През 1931 г американския! радиоинженер
Карл Янски приема радиосигнали от област
на небето с видими размери, която съвпада с
Млечния път: Така е открито радиоизлъчва¬
нето на нашата Гаашктика. През 1946 г. астро¬
номите откриват първия дискретен радиоизточник в съзвездието Лебед, а след две годи-

254

Енциклопедичен речник кь младия астроном

Радиовълните донасят извънредно важна информация за естеството т далечните космически обвети,

255

Енциклопедичен речник не мшдия астроном

Р

256

Енциклопедичен речник иа младия астроном

Радноизлъчващите области на радиогалактакнте
имат вид на венчелнспета с размери стотици килопарсека.

Често в раджи олактнкнте се наблюдават компактни
и ярки радиоизгочници, съвпадащи с ядр.та ю п
.тактиките (синьото кръстче).

ни — в съзвездията Девица и Кентавър, Покъсно се изяснява, че на фотографиите, полу¬
чени с петметровия американски рефлектор,
тези радиокзточници съвпадат с гигантски
елиптични галактики Дори найблизката от тях, разположена в съзвездието
Кентавър, се намира на почти 20 млн. свет¬
линни години от нас Така на радиокартата на
небето се появяват първите радио галактики.
Те се характеризират с много мощно радиоизлъчване - повече от 1035 \У То е хиляди
пъти по-силно от мощността на радиоизлъчването от обикновените гтактики и хиляди пъ¬
ти по-слабо, отколкото от някои квазари, До
днес в каталозите са внесени десетки хиляди
радиоизгочници. Наистина засега се е удало
само в 2000 от случаите радиоизлъчванията
да бъдат свързани с някакви оптически обек¬
ти. Най-мощните радиогалактикк обикновено
се намират в централните области, богати на
купове от галактики.
Радиоизлъчващите области в повечето радиогалактики имат вид на издължени венчелистчета, разположени от двете страни на оп¬
тическа галактика. Макар повърхностната ра
диояркост на венчелистчетата да е малка, бла¬
годарение на гигантските им размери (десет¬

ки пъти по-големи от размерите на оптическа¬
та галак тика) радиоизлъчването им внася го¬
лям дял в пълното излъчване на радиогалактиката. Често в радиогалакгяките се наблюда¬
ват много по-компакгни и ярки радиоизточници, съвпадащи с ядрата на галактиките.
Какво е естеството на радиогалактиките9
Защо едни галактики са мощни радиоизточници, а други - много слаби9 Има ли връзка
между ярките радиоизгочници в ядрата и из¬
дължените венчелистчета? На тези въпроси за¬
сега няма отговор. Обаче общите щрихи на
това величествено явление вече се обрисуват.
В ядрата на някои масивни галактики се
отделя колосално количество енергия. Ог¬
ромно количество заредени частици почти със
скоростта на светлината във вид на два тесни
снопа се разпитат от ядрото в противополож¬
ни посоки Посоката на излитане на час гиците
вероятно съвпада с оста на въртене и е близка
до оста на магнитния дипол на ядрото. Тези
бързи частици, особено електроните и познтроните, усуквайки се по силовите линии на
магнитното поле, излъчват кванта. Това така
наречено синхро тронно излъчва¬
не е открито за пръв път в ускорителите.
1ам, където частиците още не са изгубили
скоростта си и където магнитните полета са
силни, се излъчват оптически и дори рентге¬
нови кванта. Но с напускането от ядрото на
частиците енергията на излъчваните кванта
намалява и започва излъчване на радиовълни.
В издължените венчелистчета магнитните по¬
лета са много малки и частиците, излъчващи
в радио диапазона, могат, да съществуват ми¬
лиарди години. Затова областите на рациовенчелистчетата служат вероятно като своеобраз-

257

Ьнциклопеднчен речник на младия астроном

Р

Фиг. 2. Източникът е изменил положението си
спрямо баз ига иа интерферометъра. Радиовълните
от източника имат различни фази.

ни клопки за частиците»ускорявани в ядрото
на Галактиката. Такава е може би общата
схема. В нея има още много неясноти. Но
главната трудност се състои в това, че учени¬
те засега не са изяснили природата иа проце¬
сите в активните ядра, наблюдавани в някои
галактики.

РАДИОИНТЕРФЕРОМЕТЪР
Радиоинтерфсрометърът е радиотелескоп,
състоящ се от две различни антени, свързани
електрически в единна система. Радиосигналите от двете антени се подават на общо при¬
емно устройство.
Ако посоката към източника на космичес¬
ко радиоизлъчване е перпендикулярна на ба¬
зата на интерферометъра (фиг 1), т. е. на от¬
сечката, съединяваща двете антени, то ситна
лите от двете антени имат една и съща фаза и
се регистрира усилен сигнал След известно
време вследствие въртенето на Земята източ¬
никът ще измени положението си относно ба¬
зата (фиг. 2) и тогава радиовълните от източ¬
ника ще достигнат до антените с различна фа¬
за пътят на движение на радиовълната до ан-

тената А е по-дълъг с отсечката АС и стой¬
ността на резултантния сигнал ще намалее
Ако отсечката АС е равна на половин вълна
(или ма нечетно число половинки вълни на
радиоизлъчването), то радиовълните идват с
противоположна фаза и сиг налите от антените
А и В напълно ще се гасят една друга Така
при движението на източника мощността на
приемания сигнал ще се изменя плавно, уве¬
Фиг. I. Посоката към източника на космическо лъ¬
личавайки се и намалявайки, т. е диаграмата
чение (условна звездичка) е першвдякулярна на на насоченост на радиоинтерферомегъра пред¬
базата на интерферометъра. Ситнилите от даете ан¬
ставлява серия от венчелистчета (фиг. 3)./Ъг¬
тени имат еднаква фаза.
ловите размери на венчелиегчетата се опреде¬
лят от отношението на дължината на вълната
на приеманото радиоизлъчване към дължина
га на базата С. Така че разделителната способ¬
ност на радиоинтерферомегъра. зависеща от
ъгловите размери на венчелистчетата, е тол¬
кова по-голяма, колкото по-далече една от
друга са поставени антените
При изучаване на строежа и размерите на
космическите радиоизточници, например на
квазарите, е необходимо да имаме инстру¬
менти с разделителна способност, по голя¬
ма от една ъглова секунда За да се постигне
това, базата на радиоинтерферомегъра тряб¬
ва да бъде не по-малка от 200 кт. Това раз¬
стояние е твърде голямо, за да се използува
проводникова електрическа връзка на анте¬
ните с едно и също приемно устройство За
да се преодолее тази трудност, се използува

17

258

Енциклопедичен речник на младия астроном

Фиг. 3. Диаграмата на насочеността на инт^рферометъра има вид на серия ох венчелистчеп.

РАДИОЛОКАЦИОННА
АСТРОНОМИЯ

радиоинтерферометър със
свръхдълга база.
Такъв радиоинтерферометър приема радиосигнали от космическия източник с всяка
антена поотделно, но в един и същ момент от
време Всеки сигнал се записва например на
магнитна лента. След това двата записа на
сигнала се налагат в центъра за обработ ка и
резултатният сигнал се получава такъв, какъвто би се получил чрез ингерферометър,
чиито антени са непосредствено свърпани с
електропроводна линия
Този метод позволява да се осъществява
интерференция с много големи бази Напри¬
мер при съвместни съветско-американски из¬
следвания е използувана между континентал¬
на база между радиотелеекопи. единият от
които е поставен в СССР, а другият — в САЩ
Дължината на базата превишава дължината на
вълната на приеманото радиоизлъчване 300
млн. пъти. Това дава възможност да се изуча¬
ват отдалечени космически източници с ог¬
ромна ъглова разделителна способност —
около 0,0004".
Възможно е да се еъздадат космически радиоинтерферометри, в които едната антена се
поставя на Земята, а другата — на орбитална
станция или на Луната.

Радиолокационнага астрономия е дял от ас¬
трономията, основан на прилагането на мето¬
дите на радиолокацията в изследванията на
небесните тела, Радиолокационнага астроно¬
мия е един от най-младите клонове на астро¬
номията. Резултатите, постигнати с новите
методи на радиолокация, са в основата на съ¬
временните знания за Слънчевата система
Стойността на астрономическата
единица е измерена с точност до 10 кт.
Разкрити са много от тайните на планетата
Венера. която е забулена от плътна атмосфе¬
ра (размерите и структурата на повърхността
й, характерът на въртене). С методите на ра¬
диолокацията са определени височинните
профили на повърхност та на Марс и периодът
на въртене на Меркурий, изследвани са физи¬
ческите свойства на повърхността и газовите
обвивки на планетите, уточнени са орбитните
им параметри. Открити са отделни бързодвижещи се образувания в слънчевата корона
Чрез радиолокацията се измерват скоростта и
посоката на движение на метеорите частици
в атмосферата на Земята Радиолокацията на
планетите се използува при изпращане на кос¬
мически кораби към планетите и при кацане¬
то им върху тяхната повърхност
Радиолоканионните методи принципно се
различават от другите астрономически мето¬
ди за наблюдение. Ако астрономите обикно¬
вено наблюдават излъчването от небесните те¬
ла, то в радиолокационната астрономия се ре¬
гистрират сигнали, изпратени от наблюдателя
и отразени от тези тела (фиг I). Изборът на
сондиращите сигнали и сравняването им с от¬
разените ехосигнали значително разширяват
възможностите на наблюдателя, приближават
наблюденията към физическия експеримент.
Затова радиолокационната астрономия я на¬
ричат ак гивна.
Приложението на радиолокацията в астро¬
номията започва в края на 40-те години на
XX в. Първи неини обекти ставах метеорните
частици, по-точно техните йонизирани следи в
атмосферата на Земята, След това започват
изследвания на Луната и Стънцето. Радиоло¬
кацията на планетите започва от 1961 г. с Ве¬
нера Малко ло-късно следват радиолокаци-

259

Енциклопедичен речник на младия астроном

Р

Фнг. 1. Схема на дей¬
ствие на радиолокатора.
Наблюдателят изпраща
сондиращи сигнали към
космическия обект н
приема на Земята отра¬
зените ехосигналн.

онни контакти сМеркурий, Марс, Юпитер, Са¬
турн, малката планета Икар
Астрономическите изследвания доведоха
до съществено развитие на методи ге и техни¬
ката на радиолокацията. Преди всичко това
бе предизвикано от изключително слабия ин¬
тензитет на ехоеигналите. Той намалява об¬
ратно пропорционално на четвъртата степен
на разстоянието до обекта. Така например до¬
ри наблюденията на Луната при значителна
площ на отразяващия участък от повърхност¬
та й дават сигнал, десетки хиляди пъти послаб, отколкото при наблюдения на самоле¬
ти, а при наблюденията на Венера — милио¬
ни пъти по-слаб, отколкото при наблюдения¬
та на Луната Само изключително бързите
темпове на развитие на радмолокационната
Фю. 2. Съветският пла¬
нетен радиолокатор, с
помощта на който бяха
осъществени
първите
радиоконтзктн с плане¬
тите.

техника дадоха възможност на едно и също
поколение от наблюдатели да осъществи ра¬
диолокация на Луната и на Венера.
Съвременният планетен радиолокатор е
сложна, управлявана с ЕИМ радиоелектронна
система, в която се използуват огромни анте¬
ни (фиг 2), най-мощните предаватели и найчувствителните радиоприемни устройства И
все пак поради още слабите ехосигнали е все
още невъзможна радиолокация на малките
тела в Слънчевата система, а също така на ня¬
кои детайли от големите планети. Освен наземни в близкото бъдеще ще се употребяват
и бордови радиолокатори на автоматичните
междупланегни станции, които се приближа
ват до обектите на наблюдение.
Удивително бързите успехи на радиолока-

260

Енциклопедичен речник на младия астроном

ционната астрономия в сравнение с предиш¬
ните темпове на натрупване на наблюдателни
данни за Слънчевата система се обяснява пре¬
ди всичко с това, че радиолокацията даде на
астрономията преки и много точни измерва¬
ния на разстоянието и лъчевата скорост на
обектите. Отдалечеността се измерва чрез
времето на разпространение на сигнала от
предавателя до обекта и обратно — така наре¬
ченото време на закъснение Като го умно¬
жим с известната скорост на разпространение
(скоростта на светлината), ще получим дъл¬
жината на пътя, изминат от сигнала. Грешки¬
те при измерването на разстоянието по този
начин са до 1 кш. Тази точност позволява да
се решават задачи за проверка и уточняване
на известните закони за движение на плане¬
тите и на законите от общата теория
на относителността. Например бе
проверен и потвърден изводът от теорията на
А, Айнщайн за гравитацията (вж. Теория на
относителността) за забавяне на скоростта на
електромагнитните вълни в силно гравита¬
ционно поле (пътят на радиссигнала минава
близко до Слънцето).
Определянето на лъчевите скорости се ос¬
новава на ефекта на Доплер, който се проявя¬
ва в изменение на дължината на вълната на
електромагнитните трептения в зависимост
от скоростта на приближаване или отдалеча¬
ване на наблюдавания обект. При сигналите,
отразени от Луната и планетите, вследствие
на доплеровия ефект се получава разширява¬
не на вълновия спектър. Това се дължи на
факта, че отделните елементарни участъци на
отразяващата повърхност поради въртенето
на обекта имат различни лъчеви скорости. Из¬
мерванията на ширината на вълновия спектър
на ехоеигнала позволява да се изчислят ско¬
ростите и посоките на осите на въртене на
планетите.
Рет истриранмят ехосигнал върху магнитна
лента може след това да се разложи на еле¬
ментарни сигнали, които се различават как го
по времето на закъснение, така и по доплеровото отместване на вълната Енергията на все¬
ки елементарен сигнал постъпва от двойка
симетрични относно екватора участъци на от¬
разяващата повърхност. Участието на всеки
от тях поотделно може да се изключи с по¬
мощта на диаграмата на насоченост на прие¬
мателната антенна система. Така се създават
отражателни радиокарти на обектите. Карта

на Луната, построена по такъв начин, по своя¬
та подробност и яснота не отстъпва на найдобрите фотографии на Луната. Този метод
на съставяне на карти е особено перспективен
за покритата от облаци Венера Засега поради
слабия ехосигнал е получен образ само на
малък участък от повърхността й. на който
могат да се различат кратери.

РАДИОТЕЛЕСКОП
Радиотелескопът е астрономически инстру¬
мент, предназначен за изследване на небесни¬
те тела в диапазона на радиовълните. За изу¬
чаване на небесните тела в диапазона на види
мата светлина (вж. Електромагнитно излъч
ване на небесните тела) служат телескопите
Съвременният радиотелескоп е цял ком¬
плекс от механизми и уреди. Антената е найважната негова част.
За антени често се използуват метални па¬
раболични огледала, които подобно на опти¬
ческите огледала могат да събират и фокуси¬
рат радиовълните Ако оста на огледалото се
насочи точно в малък по размери източник на
радиоизлъчване, приетият сигнал ше има найголяма стойност. При отместване на оста на
огледалото от посоката към източника радиосигналъг не изчезва изведнъж, а отначало на¬
малява и след това престава да се приема от
антената. Колкото е по-малък ъгълът, в гра¬
ниците на който антената приема радиосигнала, или, както казват астрономите, колкото е
по-тясна диаграмата на насоченост на антена¬
та, толкова по-точно може да се определи по¬
ложението на космическия радиоизточник по
небето и толкова по-сол яма е разделителната
способност на антената (т. е. способността и

Схема на действие на радио телескопа

261

Енциклопедичен речник на младия астроном

Съветският радногелескоп РАТАН-600

Американският радиотелескоп, монтиран в кра*
тера на загаснал вулкан в Пуерто Рико
*

да раздели излъчването на два близко разпо¬
ложени източника),
Разделителната способност на антената се
определя като отношение между дължината
на вълната на приеманото радиоизлъчване и
геометричния размер на антената.
От това съотношение е ясно, че колкото са
по-големи размерите на антената, толкова подобра е разделителната и способност Освен
това големите по размери антени събират по¬
вече енер! ия и по такъв начин радиотелескопът може да регистрира по-слаби източници
на радиоизлъчване,
В радиоастрономията се използуват много
големи подвижни огледала - антени с диаме¬
тър до 100 ш Ге могат да бъдат насочени към
която и да е точка от небето Но да се строят
големи огледала, е много трудно, а раздели¬
телната способност дори на ЮО-метрово ог¬
ледало е вече недостатъчна. По-големи по раз¬
мери могат да бъдат неподвижните огледала.
Но с тях може да се наблюдава само тясна
ивица от небето, минаваща пред телескопа
при видимото денонощно въртене на небето.

Р

262

Енциклопедичен речник на младия астроном

Радиотелескоп с подвижна антена, монтиран в Кримската астрофизнческа обсерватория

Големи възможности за реализиране на
свръхвисока разделителна способност дават
съставните антенни системи. Те се състоят от
множество отделни антенни елементи, които
могат да се насочват към различни участъци
на небето (вж Радиоинтерферомегър).
Друга важна част на радиотелескопите са
радиоприемните устройства — много чувст¬
вителни и стабилни в работата си уреди.
Един от най-големите в СССР радиотелескопи с подвижна антена-огледало с диаметър
22 т е монтиран в Кримската астрофизическа обсерватория.

В началото на 70-те години на XX в е кон¬
струиран 300-метров неподвижен радиотелескоп Той е поставен в кратера на загаснал
вулкан в Пуерто Рико
Много своеобразен голям радиотелескоп,
състоящ се ох подвижни елементи, разполо¬
жен по окръжност с диаметър 600 т, е пос¬
троен през 1976 г. в Специалната астрпфизическа обсерватория на Академията на науки¬
те на СССР. Този радиотелескоп се нарича
РАТАН-600

263

Енциклопедичен речник на младия астроном

РАЗШИРЯВАНЕ
НА ВСЕЛЕНАТА
Като анализират резултатите от наблюденията
на галактиките и на реликтовото лъчение, ас¬
трономите идват до извода, че разпределени¬
ето на веществото във Велената (изследва¬
ната област от пространството е с диаметър,
по-голям от 100 Мре) е еднородно и изотроп¬
но, т, е. не зависи от положението и посоката
в пространството (вж Космология). А таки¬
ва свойства на пространството според теория¬
та на относителността неизбежно довеждат до
изменение с течение на времето на разстояни¬
ята между телата, изпълващи Вселената, т е
Вселената би трябвало да се разширява или
свива. Наблюденията показват разширяване.
Разширяването на Вселената съществено се
различава от обикновеното разширяване на
веществата, например от разширяването на
газ в цилиндър Газът, разширявайки се, из¬
меня положението на буталото в цилиндъра,
но последният при това остава неизменен.
Във Вселената разширението засяга всички
мащаби, разширява се самото пространство.
Затова въпросът накъде става разширяването
във Вселената губи смисъл Изводът, че Все¬
лената се разширява, се потвърждава от на¬
блюдаваното червено преместване
в спектрите на галактиките.
Нека от някаква точка от пространството
в два различни момента да се излъчват свет¬
линни сигнали, които да се наблюдават в дру¬
га точка от пространството
Поради изменение на машаба на Вселената,
т е увеличаване на разстоянието между точки¬
те на изпускане и наблюдение на светлината,
вторият сигнал трябва да измине по-голямо
разстояние от първия Тъй като скоростта на
светлината е постоянна, вторият сигнал закъс¬
нява; интервалъг между сигналите в точката
на наблюдение ще бъде по-голям, отколкото
в точката на изпращането им. Закъснението е
толкова по-голямо, колкото по-голямо е раз¬
стоянието между източника и наблюдателя. Ес¬
тествен еталон за честота е честотата на излъч¬
ване при електромагнитните преходи в ато¬
мите. В резултат на описания ефект на разши¬
ряване на Вселената тази честота се намалява.
По такъв начин при наблюдаване на спектъра
на излъчване на някоя далечна галактика
всичките му линии трябва да се окажат пре¬
местени към червената страна в сравнение с

Р

лабораторните спектри. Това явление на чер¬
вено преместване е ефектът на Лопл е р (вж Лъчева скорост) от взаимното раз¬
далечаване на галактиките и се наблюдава в
действителност.
Стойността на червеното преместване се
измерва с о сношението на изменената честота
на излъчване към първоначалната. Изменени¬
ето на честотата е толкова по-голямо, колко¬
то е по-голямо разстоянието до наблюдавана
та I алактика
От измерването на червеното преместване
е възможно да се определят скоростите V, с
които галактиките се отдалечават от наблю¬
дателя. Същите скорости са свързани с раз¬
стоянията до наблюдателя чрез закона на
Хъбл V = Яг, където Я е константата
на Хъбл.
Точното определяне на Не съпроводено с
големи трудности. Въз основа на многого¬
дишни наблюдения засега е приета стойността
И ** 0,8. КГ10 год"1.
Тази стойност на Н съогветствува нз уве¬
личение на скоростта на раздалечаване на га¬
лактиките. равна на 75 кт/ь на всеки мегапарсек от разстоянието.
Законът на Хъбл позволява да се оценява
разстоянието до галактиките, отдалечени на
огромни разстояния, по измереното в спек¬
трите им червено преместване на линиите.
Законът за раздалечаване на галактиките е
изведен въз основа на наблюдения от Земята
(или, може да се каже, от нашата Галактика)
и по такъв начин той описва отдалечаването
нз галактиките от Земята (нашата Галакти¬
ка) . Но от това не трябва да се прави извод,
че именно Земята (нашата Галактика) се на¬
мира в центъра на разширяване на Вселената,
Прости геометрични съотношения ни убежда¬
ва г, че законът на Хъбл е верен за наблюда¬
тел, намираш се в която и да е от галактиките,
участвуващи в раздалечаването
Законът на Хъбл за разширяването показ¬
ва, че някога веществото във Вселената се е
намирало в условия на големи плътности.
Времето, отдалечаващо ни от това състояние,
може условно да се нарече възраст на Вселе¬
ната То се изчислява по формулата
гв = -- » 13.1019 години,
XI

Тъй като скоростта на светлината има
крайна стойност, на крайната възраст на Все-

264

Енциклопедичен речник на младия астроном

ленага съотвегствува и крайна обдасг на съ¬
щата, която можем да наблюдаваме сега При
това на най-отдалечените наблюдавани части
на Вселената съответствуваг най-ранните мо¬
менти от нейната еволюция.

РАКООБРАЗНА
МЪГЛЯВИНА
Ракообразната мъглявина се намира в съзвез¬
дието Бик и отстои на разстояние около 1700
рс от нас Заедно с пулсара, намиращ се в ней¬
Ракообразната мъглявина

ния център, тя е остатък от свръхнова звезда,
избухнала през 1054 г Ракообразната мъгля¬
вина се разширява със скорост около 1500
кт/5 Разширяването на мъглявината се съг¬
ласува добре с предположението, че нейното
разлитане е започнало приблизително преди
900 години
На снимки на Ракообразната мъглявина
ясно се разграничават две различни по форма
образувания мрежа с видими размери от
влакна и вътрешна аморфна (безформена)
част- Тези части се различават не само по фор-

265

Енциклопедичен речник на младия астроном

ма, но и по физическите процеси, протичащи
в тях Оказва се, че влакната излъчват линеен
спектър, а аморфната част — непрекъснат.
Излъчването на влакната се обяснява доста
добре с обичайните процеси, кои го протичат в
газовите мъглявини, т. е. процесите в горещ
йонизиран газ. Но всички опити да се обясни
излъчването на аморфната маса били безре¬
зултатни
Обяснение на излъчването на аморфната
част на МЪ1 ля вината предлага през 1953 г. съ¬
ветският астроном, член-кореспондент на АН
на СССР И. С. Шкловски. По това време беше
открито радиоизлъчване от Ракообразната
мъглявина, което се отличава от излъчването
на горещ газ. Същността на неговата хипотеза
се състои в това, че радиоизлъчването и не¬
прекъснатото излъчване от Ракообразната мъ¬
глявина възникват при забавянето на частици
(електрони и протони) с много високи енер¬
гии в магнитното поле на мъглявината Такъв
механизъм на излъчване се нарича синхротронен
Впоследствие беше открито
рентгеновото излъчване на мъгля¬
вината, имащо същата природа. Сумарната
мощност на синхротронното излъчване от
Ракообразната мъглявина е толкова г оляма,
че е сравнима с мощността на еинхротровно¬
то излъчване на цялата Гсиактика1
Какъв е източникът на енергия на Ракооб¬
разната мъглявина9 Отдавна е забелязано, че
от време на време в центъра на мъглявината
възникват бързи движения, скоростта на ко¬
ито достига 26 000 кт/$. Това навело учените
на мисълта, че именно там се намира този не¬
видим източник. Той се оказва пулсар, който
беше открит в центъра на мъглявината през
1968 г. Този пулсар е най-младият от извест¬
ните досега. Неговата възраст, определена от
непрекъснатото увеличаване на периода на
пулеацииге, съвпада с възрастта на мъгляви¬
ната В резултат на бързото си въртене (пе¬
риод 0,03 $) пулсарът отделя много енергия.
Част от нея осигурява излъчването на самия
пулсар, а по-голямата част от тази енергия за¬
хранва мъглявината Тук тя също се разделя:
една част отива за синхротронното излъчва¬
не, приблизително същата част отива за уско¬
ряване на движението на влакната, което бе¬
ше открито през 1938 г., и само незначителна
част се излъчва от влакната.
Съвпадането на възрастта на пулсара и
мъглявината убедително показва, че те имат

Р

общ произход и дължат своето съществува¬
не на избухването на свръхнова звезда през
1054 г. Но резултатът от избухване на свръх¬
нова звезда може да бъде и друг. Наблюдават
се ..млади'* остатъци от свръхнови звезди, из¬
бухнали преди 300 - 400 години, които забе¬
лежимо се различават от Ракообразната мъг¬
лявина.

РЕЛИКТОВО ЛЪЧЕНИЕ
Реликтовото лъчение, пронизващо цялата на¬
блюдавана част от Вселената, е електромаг¬
нитно излъчване с топлинен спектър, който
съответствува на температура 2,7 К. Това лъ¬
чение представлява остатък — реликт (оттук
е и произходът на името му) от онази епоха в
историята на разширяващата се Вселена, когато цялото вещество се намирало във вид на
гореща плътна плазма. Плазмата тогава е би¬
ла непрозрачна за лъчението, което е имало
много висока температура и е било в равно¬
весие с горещото вещество По време на след¬
ващото разширяване на Вселената това лъче¬
ние е изстинало до сегашната температура
2,7 К.
1 ъществуването на реликтово мъчение е
предсказано теоретично през 40-те години на
XX в. То е открито от американски астр&
Спектър на реликтовото лъчение н на излъчването
на някои космически обекти

266

Енциклопедични речник на младия астроном

номи през 1965 г. е помощта на радиотеле-

скоп.

Сега спектърът на релнктовото лъчение е
измерен в широк диапазон на дължина на въл¬
ната - части от милиметъра до 50 сш. В об¬
ластта от 50 сш до няколко милиметра из»
мерванията се извършват с радиотелескопи
За по-къси дължини на вълната атмосферата
на Земята е непрозрачна, а наблюденията се
извършват с апаратура, издигана с балони и
ракети или поставена на борда на космически
кораби, Така се изучава и възбуждането на
молекулите на междузвездния газ,
причинено от това лъчение
Детайлното наблюдаване на реликтовото
лъчение е от значение, тъй като очакваните
малки отклонения на интензитета му по небе¬
то от строго равномерния, както и малките
отклонения в спектъра от строго равновес¬
ния носят важна информация за аетрофизическите процеси както в далечното минало,
така и в съвременната Вселена. Наблюденията
на реликтовото лъчение показват, че Слънче¬
вата система се движи относно фона на ре¬
ликтовото лъчение със скорост 400 кт/з На
фигурата е даден спектърът на реликтовото
лъчение и спектърът на излъчване от отделни
източници във Вселената.

РЕНТГЕНОВА АСТРОНОМИЯ
Рентг еновата астрономия е дял от астроно¬
мията, който изследва източниците на косми¬
ческо рентгеново излъчване с дължина на
вълната от 0,01 пт до 10 лш (вж. Електро¬
магнитно излъчване на небесните тела).
За извършването на астрономически наб¬
людения в гази област от дължината на въл¬
ната апаратурата се издига над пределите на
земната атмосфера с помощта на ракети или
изкуствени спътници на Земята.
Досега са регистрирани рентгенови излъч¬
вания на Схънцето и на повече от 500 източ¬
ника, разположени извън Слънчевата система.
Рентгеновото излъчване на Слънце го се об¬
разува в хромосферата и коронат а, които са слоеве на атмосферата на Слън¬
цето, нагрети до температура десетки хиляди
до милиони градуса Мощността на слънчево¬
то рентг еново излъчване зависи от активност¬
та на Слънцето (вж. Слънчева активност) и
силно се изменя с течение на времето.

Рентгеновите източници в нашата Галакти¬
ка са разпределени в два класа; остатъци от
свръхнови звезди и т. нар акрециращи

източници
При повечето остатъци от свръхнови звез¬
ди източник на рентг еново излъчване е нагре¬
тият междузвезден газ Изхвърлена
с голяма скорост при избухването на евръхнова звезда, обвивката свива обкръжаващата
междузвездна среда и я нагрява до темпера¬
тура милиони и десетки милиони градуса
При такава температура част от излъчената
енерг ия е във вид на рентгенови лъчи
Акрециращите източници са двойни звез¬
ди, в които компактният обект — бяло джу¬
дже, неутронна звезда или черна дупка - е
разположен на малко разстояние от нормал¬
ната звезда. При известни условия вещество¬
то от нормалната звезда изтича върху ком¬
пактния обект. При падането на газа върху
компактния обект (този процес се нарича
а к р е ц и я) се отделя голямо количество
енергия, газът се нагрява до висока темпера¬
тура и започва интензивно излъчване в рент¬
геновата област.
Излъчването на акрециращи източници се
характеризира със силна променливост. По
този признак се различават рентгенови
п у л с а р и, избухващи рентгенови
източници и рентгенови но¬
ви звезди
В рентгеновите пулеарн компактният
обект е въртяща се неутронна звезда със сил¬
но магнитно поле. Въртенето на неутронната
звезда е причина рентгеновото излъчване да
достига до нас във вид на отделни, периодич¬
но повтарящи се през малки интервали им¬
пулси.
Избухващи рентгенови източници се нари
чат източниците с „избухващо” рентгеново
излъчване с продължителност от няколко се¬
кунди до няколко минути Някои от тях пов¬
тарят „избухванията”, но строга периодич¬
ност не е установена
Рентгеновите нови звезди за няколко дни
рязко увеличават свешмостга си и в течение
на няколко седмици или месеци стават много
ярки в рентгеновите лъчи, след което посте¬
пенно отслабват. Някои рентгенови нови
звезди са едновременно н рентгенови пулсари
От обектите, разположени извън нашата Га
лактика, рентгеново излъчване е открито при
редица галактики, при куповете от галакти-

267

Енциклопедичен речник на младия астроном

ки, при квазарите Рентгеновото излъчване на
обикновените галактики, като Магелановим
облаци и мъглявината в Андромеда, се дължи
на също такива източници, каквнто са в на¬
шата Галактика Освен това рентгеновото из*
лъчване на някои галактики е свързано с акгивността на ядрата им, В куповете от галак¬
тики източник на рентгеново излъчване е раз¬
реденият междугалактичен 1аз, на»рят до
температура десетки и стотици милиони гра
дуса.
Наблюдава се също така фоново рентг ено*
во излъчване, идващо вероятно както от
междузвездното, така и от междуч алактичното пространство.

РЕФЛЕКТОРИ
Рефлекторите са телескопи с огледален обек
тив, при които образът се получава чрез отра¬
зяване на светлината от огледална повърх¬
ност. Рефлекторите се използуваг преди вси¬
чко за фотографиране на небето, за фотоелектрически и спектрални изследвания, а по ряд¬
ко - за визуални наблюдения
Рефлекторите имат редица предимства
пред рефракторите (телескопи с лещов обек¬
тив) липсва хроматична аберация (оцветеност на образа на небесния обект), главното
01ледало може да бъде направено с по-големи
размери, отколкото лещовия обектив Ако ог
ледалото има не сферична форма, а парабо¬
лична, сферичната аберация (размитост на
краищата или средата на образа, вж Обек¬
тив) практически може да се сведе до нула
Конструирането на огледалата е по-лесно и
по-евтино, отколкото на лещовите обективи
Това е дало възможност да се увеличи диа¬
метърът на обектива, респ. светлосилата (от¬
носителният отвор на обективите е голям —
до 1:3) и разделителната способност на те¬
лескопа
При рефлекторите голямото огледало се
нарича главно огледало. Във фокалната рав¬
нина на главното огледало могат да бъдат по¬
ставени фотоплаки за фотографиране на не¬
бесните обекти (система на първичния или
правия фокус).
Основните системи рефлектори са дадени
на фиг, I. В системата на Нютон
(фнг 1, а) обективът е вдлъбнато парабо¬
лично огледало, от което лъчите, отразени от

Р

малко плоско огледало или призма с пълно
вътрешно отражение, се насочват в окуляр,
намиращ се отстрани на тръбата.
В системата на Грегори (фиг.
1» б) лъчите от главното вдлъбнато пара¬
болично огледало се насочват към малко
вдлъбнато елиптично огледало, което ги от¬
разява в окуляр, монтиран в централния от¬
вор на главното огледало. Тъй като елиптич¬
ното огледало е разположено зад фокуса на
главното огледало на телескопа, образът в
рефлектора на Грегори е прав, докато в сис¬
темата на Нютон е обърнат Наличието на вто¬
рично огледало удължава фокусното разсто¬
яние и с това дава възможност за голямо уве¬
личение.
В системата на Касегрен (фиг
I, в) вторичното огледало е хиперболично; то е поставено пред фокуса на главното
огледало и позволява да се направи рефлек¬
торната тръба по-къса Главното огледало в
системата на Касегрен е параболично, го е
свободно от сферична аберация, но има кома
(образът на точка има вид на несиметрично
разсеяно петно, вж. Обектив). Това ограни
чава зрителното поле на рефлектора, което е
няколко дъгови минути при относителен от¬
вор от I 3 до 1.5.
В системата наЛомоносов—
X е р ш е л за разлика от рефлектора на Ню¬
тон главното огледало е наклонено, така че
образът се фокусира близо до входния отвор
на телескопа, кьдето е поставен и окулярът
(фи1 1, г) Тази система позволява да се
изключат промеждутъчните огледала, а с това
и загубата на светлина в тях.
Днес при огледалните телескопи широко
приложение има системата на Ричи-Крет и е н, представляваща подобрен вариант на
системата на Касегрен В тази система главно¬
то огледало е вдлъбнато хиперболично, а спо¬
магателното - изпъкнало хиперболично.
Окулярът е поставен в централния отвор на
хиперболичното огледало. Зрителното поле
на системата на Ричи - Кретиен е около 4°.
Основният недостатък на огледалните те¬
лескопи се състои в това, че тръбите им са от¬
ворени за потоци от въздух, които повреждат
повърхността на огледалата. 01 промените на
температурата и механичните натоварвания
формата на огледалата леко се изменя и се
влошава видимостта на образа.
Главното огледало на един от наи-г олеми-

268

Енциклопедичен речник и- младия астроном

Основни видове рефлекторни системи; а) системи
на Нютон; б) системи на Г ресори; в) системи на

РЕФРАКТОРИ
Рефракторите са телескопи с лещов обектив,
при които образът на наблюдаваните обекти
се получава чрез пречупване на светлинния
сноп лъчи Рефракторите се използуват за ви¬
зуални. фотографски, по-рядко за спектрал¬
ни или фотоелектрически наблюдения.
Рефракторите обикновено се правят по
системата на Кеплер (вж Телеско¬
пи) . Ъгловото зрително поле на тези телеско¬
пи е малко — до 2°. Обективът обикновено се
състои от две лещи (вж. Обекти»). Поради
трудностите при изработването на големи ед¬
нородни блокове от оптическо стъкло диаме¬
търът на тези обективи е малък
Най-големият в света рефрактор на Иеркската астрономическа обсерватория в САЩ
има обектив с диаметър 1,02 т; относител¬
ният отвор е малък - от 1 14 до 1.20.
В ('ССР най-големият рефрактор с диаме¬
тър на обектива 0,65 ш се намира в Пулковската обсерватория.

РЕФРАКЦИЯ АСТРОНОМИЧЕСКА

те в света рефлектори — в астрономическата
обсерватория Маунт Паломар в САЩ - има
диаметър 5 т,
В СССР рефлектори с диаметър 2,6 т ра¬
ботят в Кримската и Бюраканската астрофизическа обсерватория, Най-големият в света
6-метров рефлектор е монтиран в Северен
Кавказ в Специтната астрофизичсска обсер¬
ватория.
У нас в Националната астрономическа об¬
серватория на Рожен най-големият телескоп е
огледален от системата Ричи — Кретиен и има
диаметър на огледалото 2 т (вж Национал¬
на астрономическа обсерватория — Рожен).

Астрономическата рефракция е явлението на
пречупване на светлинните лъчи от небесните
светила при преминаването им през атмосфе¬
рата. Тъй като плътността на планетните ат¬
мосфери винаги намалява с увеличаване на
височината, пречупването на светлината става
така, че със своята изпъкналост изкривеният
лъч във всички случаи е обърнат към зенита.
Поради това рефракцията винаги „повдига’’
образа на небесните светила над истинските
им положения (вж. фигурата).
Стойността на рефракцията, г е ъгълът
между истинското и видимото положение на
светилото на небосвода, е свързана с дължи¬
ната на пътя на лъча в атмосферата и ъгъла на
наклона на лъча към атмосферните слоеве с
еднаква плътност. Рефракцията е равна на ну¬
ла в зенита и нараства с отдалечаването
от зенита и приближаването към хоризонта.
За наблюдения ог повърхността на Земята
стойността на рефракцията г се изразява с
приблизителната формула г = 60,2".^ г^където г е видимото зенитно разстояние на свети¬
лото (вж. Небесни координати). Тази фор-

269

Енпиклопецнчен речник на младия астроном

мула е вярна само за г< 70°. По-близко до
хоризонта рефракцията има стойности, даде¬
ни в таблицата

г

Г

0
5"
10*
15*
20*
25*
30*
35*

0
5"

40*
50"
55°
60*
65'
70*
75*

80°
85и

903

Р

Рефракцията винаги „повдига” образа на небесното
светило над истинското му положение.
Видимо положение на светилото
поради влиянието на
- * п.кцмята

Истинско
положение
на светилото

10"
16"

21"
27"
34"
41”
49*
1 09”
1'23"
141"
2 04"
2'39"
3'34"
519"
Г52"
35 24"

Стойността на рефракцията в даден мо¬
мент за дадена точка на наблюдение се
изменя в зависимост от температурата,
налягането, влажността и други метеороло¬
гични фактори. При извършване на прецизни
астрономически измервания (вж. Астромст¬
рия) рефракцията се отчита чрез въвеждане
на съответни поправки в резултатите от
измерванията.
Рефракцията предизвиква редиш оптикоатмосферни ефекти на Земята: увеличаване
на продължите*тостта на деня вследствие на
това, че слънчевият диск поради рефракцията
се издига над хоризонта няколко минути порано от момента, в който Слънцето тряб¬
ва да изгрее въз основа на геометрически
съображения; сплеснатост на видимите дис¬
кове на Луната и на Слънцето близо до
хоризонта, поради това че долният им край се
повдига от рефракцията повече, отколкото

\

■

горния; мшане на звездите и др. Тъй като
рефракцията за светлинни лъчи с различна
дължина на вълната има различна стойност
(сините и виолетовите лъчи се отклоняват повече от червените), близо до хоризонта нас¬
тъпва видимо оцветяване на небесните свети¬
ла.
Дадените в таблицата поправки се изпол¬
зуват при наблюдения на звезди, планети н
други светила, много отдалечени от Земята.
За по-близки небесни тела. които се нами¬
рат например по-близко от Луната, влиянието
на рефракцията малко се различава от даде¬
ните в таблицата стойности Това се дължи на
факта, че вследствие изкривяването на свет¬
линния лъч в атмосферата посоките към
близките светила от точката на наблюдателя
и от точката, в която лъчът влиза в земната
атмосфера, не са успоредни, а сключват ма¬
лък ъгъл. Гози ъгъл се нарича рефракционен паралакс. Поправката за рефракционния паралакс се въвежда в резултатите
от наблюденията на Луната (до 1,2") н от из¬
куствените спътници на Земята (до няколко
десетки минути).

270

Енциклопедичен речник на младия астроном

ХЕНРИ НОРИС РЪСЕЛ
(1877 — 1957)
Научната дейност на американския ас¬
троном Хенри Норис Ръсел протича в
Принетьн (САЩ) През 1900 г гой за¬
вършва Приисгьнския университет, а
от 1911 г. там е професор и от 1912 г,
— директор на обсерваторията Ръсел
има големи заслуги за изучаването на
звездите.
Ученият дълго време изучава връз¬
ката между спектрите на звездите (вж.
Спектрална класификация на звездите)
и течните светимости Оказва се, че бе¬
лите и сините, т е най-горещите звез¬
ди се характеризират и с огромна светимост Жълтите и червените звезди
рязко се разделят на две групи звездигиганти с голяма светимост, стотици и
хиляди пъти по-голяма от тази на Слън¬
цето, и звезхш-джуджета със сравнител¬
но малка светимост, равна или по-мал¬
ка ох тази на Сл ънцето. По-късно се
изяснява, че гигантите и джуджетата по
светимост са гиганти и джуджета съшо
по размери и маса.
През 1913 г. Ръсел и датският астро¬
ном Херцшпрунг независимо един от
друг построяват специална диаграма,
която показва връзката между сне кг
рнте на звездите и тяхната светимост

(вж Диаграма спектър - светимост)
Тази диаграма играе голяма роля в изу¬
чаването на звездния свят. Тя постоял
но се допълва и поправя с появяването
на нови данни.
Ръсел е основоположник на съвре¬
менните представи за природата и пъти¬
щата за развитие на звездите Той смя¬
та, че звездите с различни спектри се
намират на различни стадии на разви¬
тие. На базата на диаграмата спектър светимост Ръсел формулира теория за
еволюция т звездите, според която
основен източник ма енергията на звез¬
дата е нейното гравитационно свиване
(вж Звезди).
Ръсел работи много н е други об¬
ласти на астрономията, особено в об¬
ластта на космогоннята на Слънчевата
система. Той създава общата теория на
затъмни гелните променливи звезди,
която дава възможност да се изчислят
орбиталните елемент и параметрите на
компонентите на двойните системи
(вж Двойни звезди)
Ръсел определя съдържанието на хи¬
мически елементи в атмосферата на
Слънцето

Енциклопедичен речник ни младия астроном

САТУРН
Планетага Сатурн е втората по големина
всред планетите от Слънчевата система. Ек¬
ваториалният и диаметър е малко по-малък
от този на Юпитер, но масата & е около три
пъти по-малка, така че средната плътност е
0,70 #/ст3. Ниската плътност се обяснява е
това, че планетите-гиганти се състоят предим¬
но от водород и хелий. В недрата на Сатурн
налягането не достига такива високи стой¬
ности, както при Юпитер, затова там плът¬
ността на веществото е по-малка. Спекгроскопичните изследвания показват наличие
на някои молекули в атмосферата на Сатурн.
Температурата на повърхността на облаците
на Сатурн е близка до температурата на топе¬
не на метана (—184 °С), от чиито твърди час¬
тици предимно се състои облачният слой на
планетата.
С телескоп се виждат разположените успо¬
редно на екватора тъмни ивици, наричани
още Ьзяси, и светли зони, но тези подробно¬
сти са по-малко контрастни в сравнение с
Юпитер и отделни петна & тях се наблюдават
много по-рядко.
Сатурн е обкръжен от пръстени, кои¬
то добре се виждат с телескоп като „ушички”
от двете страни на планетния диск Те са забелязани още от Г. Галилеи през 1610 г. Пръ¬
стенът наХатурн е едно от най-интересните и
удивителни образувания в Слънчевата систе¬
ма, Плоската система от пръстени опасва пла¬
нетата около екватора и никъде не се докос¬
ва до нея. В пръстена се различават гри ос¬

новни концентрични зони, разделени от зри
празни процепа: външен пръстен А, среден
В (най-яркият) и вътрешен С, достатъчно
прозрачен, с размит вътрешен край. Най-близ¬
ките до планетата слабо различими части от
вътрешния пръстен се означават с Л Открито
е съществуването и на практически прозрачен
най-външен пръстен Л.
_ През всичките пръстени на Сатурн се виж¬
дат звездите Пръстените се въртят около Са¬
турн, като скоростта на движение на вътреш¬
ните части е по-голяма, отколкото на вън¬
шните. Пръстените на Сатурн не са плътни, а
представляват плоска система от безброй
малки спътници на планетата
Равнината на пръстените практически съвПл .шегата Сатурн

272

Енциклопедичен речник на младия астроном

пада с равнината на екватора на Сатурн н има
постоянен наклон към равнината на орбитата,
равен на около 27°. В зависимост от положе¬
нията на планетата по орбитата и ние виждаме
пръстените ту от едната, ту ог другата им
страна Пълният цикъл на изменение на вида
им обхваща 29,5 години, какъвто е периодът
на обиколката на Сатурн около Слънцето,
От време на време пръстените за кратък пе¬
риод престават да се виждат с телескоп със
средни размери Гова настъпва, когато рав¬
нината на пръстените минава точно през Слънцето-и-страничната повърхност се оказва не¬
достатъчно осветена или когато пръстените са
обърнати „ребром” към наблюдателя и изглеждат като много тънка ивичка. видима само с помощта на наи-големи телескопи. Дебе¬
лината на пръстените по съвременни данни е
около 3-5 кт.. 1я е много малка в сравне¬
ние с иаметъра им който във външния к ай
на пръстена А е 275 хиляди кт.
Размерите на частиците в пръстените о це
_не са определени окончателно. Радиоастрономическите наблюдения свидетелствуват за
наличие на множество частици с размери, не
по-малки от няколко сантиметра. В пръстени¬
те на Сатурн не е изключена и възможността
за съществуване на още по-едри частици, както и на прах
Инфрачервените спектри на пръстените на
_Сатурн напомнят спектрите на воден скреж.
_Обаче в други части на спектъра по-късно е
__открита особено-. I
ояю не е характерна за
чистия лед
Освен пръстените около Сатурн се наблю¬
дават 17 спътника (вж. Спътници на планети¬
те) Г
'

СВЕТИМОСТ
Някои звезди ни се струват по-ярки. а друти
— по-слаби. Но това още не показва истинска¬
та мощност на излъчване на звездите, тъй ка¬
то ге се намират на различни разстояния На¬
пример синята звезда Ригел от съзвездието
Орнон има видима звездна величина 0,11, а
намиращата се близо до нея ярка звезда Снриус има звездна величина -1,5. Но Ригел из¬
лъчва енергия във видимата област 2200 пъти
повече от Сириус, а изглежда по-слаба само
защото се намира 90 пъти по-далече от нас.
Но такъв начин видимата звездна величина

сама по себе си не може да бъде характерис¬
тика на звездата, тъй като зависи от разстоя¬
нието. За реална характеристика служи светимостга, т. е. пълната енергия, която излъч¬
ва звездата за единица врем е. Светнмостта на
Слънцето е 5,8.10 6 V/. Тази стойност се прие¬
ма за единица за измерване светнмостта на
другите звезди,
( ветнмостта на звездите е най-различна.
Така светнмостта на една от звездите-гиганти
(8 от Златна рибка) е 500 000 пъта по-голяма от слънчевата, а светнмостта на слабите
звезди-джуджета е приблизително толкова
пъти по-малка. Всред останалите звезди по
своята светимост Слънцето е най-обикновена
звезда.
Истинската мощност на излъчване на звез¬
дата може да се охарактеризира н по друг на¬
чин. Да си представим, че сме разположили
всички звезди подред и ги разглеждаме от
едно и също разстояние. Тогава видимата
звездна величина няма да зависи от разстоя¬
нието и ще се определя само от светимосгта.
За средно разстояние е прието да се взема
10 рс (вж. Единици за разстояние). Видима¬
та звездна величина, която би имала звезда
на такова разстояние, се нарича абсолют¬
на звездна величина. Разстоянието
до звездата г , абсолютната звездна величина
М и видимата звездна величина т са свързани
с уравнението
М=го + 5- 518Г.

Величината т - М се нарича модул на
разстоянието. Като пример да изчис¬
лим абсолютната звездна величина на една от
най-ярките и най-близките до нас звезди - а
от Кентавър. Видимата й звездна величина е
- 0,1, разстоянието до нея е 1,33 рс. Замест¬
вайки във формулата, получаваме
Л* = -0,1 + 5 — 5 !(; 1,33 = 4,3,
т. е. абсолютната звездна величина е близка
до абсолютната звездна величина на Слънце¬
то, равна на 4,8.
Грябва още да се отчита поглъщането на
светлината ма звездата от междузвездната
среда Такова поглъщане отслабва блясъка на
звездата и увеличава видимата звездна вели¬
чина т. В този случай
т = М — 5 + 51#г + А (г).

273

Енциклопедичен речник на младия астроном

където със събираемото Д(г) се отчита между¬
звездното поглъщане.

СВРЪХНОВИ ЗВЕЗДИ
Свръх новите звезди са най-ярките звезди, ко¬
ито се появяват на небето вследствие на звезд¬
ни избухвания. Избухването на свръхнова е
катастрофално събитие в живота на звездата,
тъй като тя вече не може да се върне към
първоначалното си състояние.
Свръхновага звезда „се разгаря” в продъл¬
жение на около 10 дни. След това блясъкът и
започва бавно да намалява. В максимума на
своя блясък тя свети колкото няколко мили¬
арда звезди, подобни на Слънцето Пълната
енергия, отделяна при избухването на свръх¬
нова, е съпоставима с енергията, която Слън¬
цето е излъчило през своето съществуване,
т. е. за 5 млрд. години. Енергията, отделила
се при избухването, се изразходва преди всич¬
ко за ускоряването на звездното вещество,
то се разлята във всички посоки с огромна
скорост — от няколко хиляди до 20 000 кш/5.
За такива скорости свидетелствуват спектри¬
те, получени при избухването. В тях се наблю¬
дават линии на поглъщане, преместени пора¬
ди ефекта на Доплер (вж Лъчева скорост)
към синята страна на спектъра.
Всички свръхнови, изучени с големи теле¬
скопи и спектрален анализ, са избухвали пре¬
димно в доста отдалечени галактики. Затова
свойствата на свръхновите не са още доста¬
тъчно добре изучени.
Свръхнови звезди избухват и в нашата Га¬
лактика, Какго е установено през XX в., не¬
обичайно ярката нова звезда, избухнала през
1054 г в съзвездието Бик, се оказва свръхно¬
ва. Остатъците от мзбухванията на свръхнови
звезди се наблюдават днес като разширяващи
се мъглявини с необикновени свойства (вж.
Ракообразна мъглявина). Енергията им е
равна на енергията при избухване на свръхно¬
ва звезда.
Освен разширяващата се газова обвивка,
изхвърлена при избухването, на мястото на
свръхновата остава също така бързо въртя¬
ща се неутронна звезда, или пулсар Такава
звезда е открита в центъра на Ракообразната
мъглявина, В Галактиката са открити около
18

С

300 пулсара. Тъй като пулсарите се виждах
много по-дълго време, отколкото обвивките
на свръхновите, то нищо чудно, че пулсарите
се наблюдават в повечето случаи без тези
обвивки.
До днес не са окончателно изяснени меха¬
низмите на избухване на свръхновите. Веро¬
ятно такава звездна катастрофа е възможна
само в края на „жизнения път” на звездата.
Най-вероятни са следните източници на енер¬
гия. енергия от термоядрен взрив; гравита¬
ционна енергия, отделяща се при катастро¬
фалното свиване на звездата (вж. Гравитаци¬
онен колапс).
Мзбухванията на свръхнови звезди имат
важни последствия за Галактиката. Звездно¬
то вещество, разлитащо се след избухването,
носи енергия, която подхранва енергията на
движение на междузвездния газ
(вж.Междузвездна среда). Това вещество съ¬
държа нови химически елементи. Те се създа¬
ват в звездата в процеса на термоядрени пре¬
връщания на леките елементи (водород и хе¬
лий) в по-тежки. В известен смисъл всичко
живо на Земята дължи съществуването си на
свръхновите звезди. Без тях химическият
състав на веществото на галактиките би бил
много беден.

СЕКСГАНТ
Секстантът (в морската терминология - секстан) е навигационен уред за измерване на
ъгли между небесното светило н видимия
хоризонт (вж. Хоризонт) или между две
светила с цел да се определи местоположение¬
то на кораб в морето или на самолет във въз¬
духа. С помощта на огледала двата образа се
довеждат до съвпадане, което дава възмож¬
ност да се измери ъгълът между обектите без
загуба на точност дори в условия на люлеене
на кораба или самолета.
Идеята за устройството на секстата е на
И. Нютон от 1699 г,, а първите уреди били
създадени през тридесетте години на XIX в
Името на уреда е свързано с това, че в него
се използува скала, представляваща една
шеста част от окръжността. То съвпада с име¬
то на старинен ъглов инструмент, в който е
монтирана скала със същите размери.

Енциклопедичен речник не младия астроном

274

СИСТЕМИ ЗА СВЕТА

звездното небе като за цяла сфера и предположението за кълбовидността на Земята.
Древногръцките учени и философи правели
сериозни опити да разработят стройни, пре¬
димно геоцентрични системи за
света с кълбовидната Земя в центъра на
крайна Вселена, която се „затваряла** от сфе¬
ра с неподвижни звезди.
Тези системи са създадени при предпостав¬
ката, че цялата Вселена е създадена на Земя¬
та. На Земята трябва да слу жат целият свят и
всички небесни светила,
В най-ясна форма геоцентричнага система е
била разработена от великия учен на древно¬
стта Аристотел (IV в, пр. н. е.). Неговата
представа за света била доразвита и завърше¬
на от александрийския астроном К. Птолемей
(II в, пр н. е.). Своята система за света Пто¬
лемей е изложил в книгата си „Алмагест”.

Системите за света са представите за разполо¬
жението в пространството и движението иа
Земя та. Слънцето, Луната, планетите, звезди¬
те и другите небесни тела.
Още в дълбока древност са се зародили
първите представи за мястото на Земята във
Вселената
Тези представи за света били крайно наив¬
ни: плоска Земя» под която се намира под¬
земният свят, а над нея — небесният свод.
С натрупването на наблюдателни данни за
видимите движения на небесните светила, с
развитието на науката и по-специално на гео¬
метрията и механиката тези възгледи се про¬
менили. Огромна крачка напред в развитието
на астрономическите знания е представата за

Старинно изображение на системата ка света според Пголемей

»««

€

• *

РТ01_ЬМЛ1С\

1’1А*П5РНАК1У

5|»е
ОЯВГУТИ МУТГО!

>'1
!

Чяс||1||,1

Ч*

I

ТТМ.ЕМА

ЕХ

ГОТПЕ51

1СЛ

но

1НРГА \
1Ю51ТА

0

«Чм

П

‘И

ш

I

•«

V

ч
.>

Нш

275

Енциклопедичен речник не младия астроном

с

Старинно изображение на системата на света според Коперник

Според системата на Птолемей в центъра
на Вселената е разположена Земята, заобико¬
лена от повече от 50 прозрачни кристални
сфери. Те имат общ център н управляват
движението на Луната, Меркурий, Венера.
Слънцето, Марс, Юпитер, Сатурн и звездите.
За управляване на движението на Слънцето и
Луната се отделяли две сфери (по една за
всяко светило) с разположени на тях окръж¬
ности - диференти, по които се движе¬
ли Слънцето и Луната.
Но за планетите с техните сложни движе¬
ния това било недостатъчно. Затова Птолемей
смятал, че по диферента се движи не самата
планета, а центърът на друга окръжност с помалки размери - така нареченият епицик ъ л По този епицикъл се движи центърът
на следващия поред епицикъл и т. н Планета¬
та обикаля само по най-последния епицикъл
Външната сфера на неподвижните звезди из¬
вършва пълно завъртане около оста в течение

на едно денонощие и привежда в движение
останалите сфери, осигурявайки видимата
картина на движение на небесните светила
С помощта на диференти и е пи цикли мог¬
ли достатъчно точно да се обяснят наблюда¬
ваните движения на планетите н предварител¬
но да се изчисляват положенията на небесни¬
те светила в бъдеще.
Геоцентричната система за света на Арис¬
тотел - Птолемей била в съответствие с рели¬
гиозното учение за централното място на Зе¬
мята във Вселената и затова църквата в тече¬
ние на много векове потискала развитието
на правилните научни представи за строежа
на света В системата на Птолемей били вна¬
сяни малки изменения, но основният й прин¬
цип оставал неизменен.
Едва 1500 години по-късно Н. Коперник,
живял в епохата на Възраждането, показва, че
геоцентричната система за света не отговаря
на действителното устройство на Вселената.

276

Енциклопедичен речник на младия астроном

Съмнения във верността на тази система са
възниквали и по-рано, но великият полски
учен Н. Коперник смело изразява критичес¬
ките идеи относно геоцентричната система за
света, В своя забележителен труд „За върте¬
нето на небесните сфери” (1534 г.), вземайки
под внимание някои правилни възгледи на
древни философи (Ариетарх Самоски, III в. пр.
н. е ), Коперник излага основите на х е л и опентрнчната система за света.
Земята се завърта около своята ос за 24 часа
С това завъртане се обяснява денонощното
движение на звездите и на всички други не¬
бесни светила. Земята обикаля около Слън¬
цето и извършва една пълна обиколка за една
година. С това движение на Земята се обясня¬
ва годишното движение на Слънцето всред
съзвездията. Всички планети също 1ака оби¬
калят около Слънцето, като периодите им
на обикаляно са различни. По гакъв начин
всички видими „бримковидни" движения на
планетите получават просто и естествено
обяснение.
На Земята е отредена вече ролята на обик¬
новена планета, а не ролята на център на све¬
та. В това се състои революционното значение
на коперниковата система за строежа на света
в цялостното развитие на естествознанието.
В наше време хелиоцентричната система на
Коперник служи за описване на Слънчева га
система Слънцето от своя страна е само една
от множеството звезди в звездната система —
Галактика, която пък не е единствена във
Вселената. Светът на галактиките е извън¬
редно многообразен по отношение на фор¬
мите на съставшците го обекти Науката
космология се занимава с теориите за строе¬
жа на Вселената.

СЛУЖБА ЗА ДВИЖЕНИЕ
НА ПОЛЮСИТЕ
Системните наблюдения с цел непрекъснато
да се определя положението на географските
полюси на повърхността на Земята се наричат
Служба за движение на полюсите.
Оста на въртене на Земята не заема посто¬
янно положение в тялото на Земята, която
поклаща своята ос, вследствие на кое го полю¬
сите описват върху земната повърхност слож¬
на крива, без да се отдалечават на повече от
0,3 — 0,4' от едно средно положение Това

Станции на Международната служба за движение на
полюсите

Мицузава

X

Юкайв
X» 123 13'

14Т°08'

Р

явление напълно съогветствува на законите
за въртене на телата, изучавани от механика¬
та. През 1765 г, в Русия Л. Ойлер доказва, че
ако оста на въртене на Земята не съвпада с
нейната ос на инерция, трябва да съществува
изменение на полюсите на въртене около по¬
люсите на инерцията с период 305 деноно¬
щия.
Очевидно е, че вследствие на блуждаенето
на полюса по повърхността на Земята се изГраектсрия иа движението на Северния полюс на
Земята (1968 -1971)

277

Енциклопедичен речник на м ладия астроном

менят географските координати на точките
от земната повърхност — ширини и дължини.
В течение на повече от 100 години след откри¬
тието на Оилер астрономите се опитват да
открият изменение на ширината с период 305
денонощия. Но едва през 90-те години на XIX
в американският астроном С. Чандлер в ре¬
зултат на анализ на няколко десетки хиляди
наблюдавани стойности на ширината, получе¬
ни от различни обсерватории почти за 200 го¬
дини наблюдения, открива изменение на гео¬
графските ширини с период около 14 месеца.
Несъответствието на открития период спрямо
предсказания се обяснява с това, че Оилер в
своята теория разглежда движението на
Земята като движение на абсолютно твърдо
тяло, нелодложено на какви го и да било де¬
формации. Скоро е открито, че върху измене¬
нието, установено от Чандлер, се наслагва
друго изменение с период 1 година, предизви¬
кано от метеорологични явления със сезонен
характер. Интересът към проблема за изме¬
нение на ширините и движението на полюсите
става толкова голям, че довежда до създава¬
не през 1898 г. на Международна служба по
ширините (МСШ). От 1961 г. тя се нарича
Международна служба за движение на полю¬
сите (МСДП).
По международно съгласие са създадени 4
станции на паралел 39°08’: две в Америка
(Хейтърсберг и Юкаия), третата в Италия
(Карлофорте), четвъртата в Япония (Мицузава). След това е създадена станция в Русия
(Чарджоу; по-късно станцията била пренесе¬
на в Кжаб, Узбекска ССР). Сега съществуват
над 30 станции на петте конткнен га, които из¬
вършват широчинни наблюдения за изследва¬
не движението на земните полюси.
Основен инструмент за наблюдение на ши¬
рини е зенит-телескопът.
От 1899 г., когаго започват системни наб¬
людения на измененията на ширините, редов¬
но се определят положенията на Северния по¬
люс върху повърхността на Земята. Днес
МСДП определя положението на полюса с
точност 0,01 - 0,02* за среден период от вре¬
ме две седмици. Освен това координатите на
полюса се изчисляват от Международното бю¬
ро „Точно време” (МБВ), което използува
определянето на ширини и на дължини. Точ¬
ността на тези координати е 0,015' по осред¬
нени резултати от наблюдения за 5 дни. МБВ
използува данни от наблюдения от над 50 об¬
серватории.

с

От 1969 г. координагите на полюса в САЩ
се определят от наблюдения на изкуствени
спътници на Земята от серията „Транзит”.

СЛУЖБА ЗА НЕБЕТО
В службата за небето се извършва систематич¬
но фотографиране на небето с помощта на
широкоъгълни свеглоеилни астрографи. Астрографите, получени в течение на много го¬
дини, служат за издирване н изследване на
променливите звезди, в това число на нови
и свръхнови звезди, за изучаване на измене¬
нията на блясъка на квазарите и т.н Комплек¬
тите от астрофогографии дават възможност
да се проследи положението на някакво ново,
наскоро открито небесно тяло (люлка плане¬
та, комета) в минали дни и години. Колекци¬
ите от астрофотографии в Харвардската об¬
серватория (САЩ) и в Държавния астроно¬
мически институт „Щернберг” при Москов¬
ския университет, събрани 01 80-те и 90-те
години на XIX в до наши дни, изиграват го¬
ляма роля за изучаване на променливия бля¬
сък на квазарите и звездите, отъждествени с
рентгенови източници.
В СССР наблюденията на Службата за небето
се провеждат в астрономическата обсервато¬
рия и в Института по аетрофизика на АН на
Таджикската ССР в Душанбе. Отделни учас¬
тъци на небето прериодично се фотографират
и в много други обсерватории иа съветската
страна.
У нас в Националната астрономическа об¬
серватория към Секцията по астрономия при
БАН се водят непрекъснати наблюдения на
астероиди, комети и избухващи звезди

СЛУЖБА „СЛЪНЦЕ”
Г олямата зависимост на живота на Земята от
движението на Слънцето н особено въздей¬
ствието на слънчевата активност върху гор¬
ните слоеве на земната агмосфера придават
особено значение на контрола върху състоя¬
нието на Слънцето за практическата дейност
на хор ага Радиационната опасност за космо¬
навтите, възникваща по време на слънчевите
избухвалия, изисква постоянно наблюдение
на тези явления и издирване на начини за
предсказването им. Свързаните с избухвалията нарушения на радиовръзката и магнитните

278

Енциклопедичен речник на младия астроном

Лулковската обсерватория Днес в Съвет¬
ския съюз работят 14 служби „Точно време”:
в градовете Ленинград, Москва, Харков. Ир¬
кутск, Ташкент, Николаев, Новосибирек и
Рига.
Определянето на точното време от астро
номически наблюдения се свежда до редовно
изчисляване на поправката на часовниците.
Поправка на часовника се нарича
стойността, която трябва да се прибави към
показанията на часовника, за да се получи
точното време Поправката може да бъде не¬
голяма от нула (ако часовникът е изостанал)
и по-малка от нула (ако той е избързал), С
течение на времето поправката се изменя —
изменението и за едно денонощие се нарича
денонощен ход на часовника.
Чрез него може да се изчисли поправката на
часовника за които и да е момент или да се съ¬
хранява точното време, т.е да се знае то не са¬
мо за целите на астрономическите наблюдения.
Разпространението на точното време става
по радиото и телевизията. Точното време се
подава в ефира във вид на различни радиосигнали по определени програми от специал¬
ни часовници-датчици, предварително пос¬
тавени на точно време. Освен специалните
ешнали за точно време, необходими за нуж¬
дите на промишлеността, навигацията, наука
та и техниката, в почти всички страни еже¬
дневно в края на всеки час се предават чрез
радиомрежата сигнали за проверка на време¬
СЛУЖБА „ТОЧНО ВРЕМЕ”
то (шест ючки), предназначени за сверяване
времето на часовниците от технически и би¬
Службата „Точно време” е комплекс от ра¬ тов характер. Началото на шестия сигнал
боти, свързани с определянето, съхранението
(точка) еъответетвува на началото на следва¬
и разпространението на точното време. Служ¬ щия час.
би „Точно време” се наричат също така спе¬
Преди изобретяваяето на агомния часов¬
циалните лаборатории към научноизследова¬ ник съхранението и разпространението на
телските институти, обсерваториите и други¬ точното време се е извършвало с различни ви¬
те учреждения,които изпълняват тези работи. дове махални и кварцови часовници Въвеж¬
Служба „Точно време” е възникнала още в дането на атомното време (1967 г ) същест¬
дълбока древност и историята на развитието вено измени структурата и задачите на служ¬
и е непосредствено свързана с развитието на бите „Точно време”. Атомният часовник не
практическата астрономия Службата „Точно се нуждае от контрол с астрономични наблю¬
време” като специални научни лаборатории дения - точността му е много по-висока от
към астрономическите обсерватории, висши¬ точността на наблюденията Използуването на
те учебни заведения и научноизследовател¬ атомния часовник доведе до разделяне на
ските институти бе организирана сравнително службите „Точно време” на лаборатории, съ¬
неотдавна. Създаването на такива лаборато¬ храняващи ск&лата на атомното време и пре¬
рии всъщност започва след изобретяваното на даващи сигналите на точното време, и астро¬
радиото. В съветската страна първата служба номически служби, чиито задачи се състоят
„Точно време” е създадена през 1920 г. при в получаване на световното астрономическо

бури създават сериозни затруднения за нави
гацияга на плавателните съдове и пилотира¬
ните самолети. Вероятно съществува зависи¬
мост между наи-важните биолопмни процеси
и слънчевата активност, За решаването на
множество подобни задачи в международен
мащаб е организирана система за непрекъсна¬
ти наблюдения на Слънцето, наречена Служ¬
ба „Слънц е”. В тези наблюдения участву¬
ват всички големи астрофизически обсерва¬
тории, а така също много специални станции.
Те са разположени почти равномерно по гео¬
графски дължини, за да се осигури непрекъс¬
нато следене на Слънцето, колкото е въз¬
можно независещо от условията на времето
Основната задача на службата „Слънце” е
регистрирането на центровете на
слънчевата активност (например
определяне на всекидневните числа на
В о л ф и други индекси на слънчевата актив¬
ност) , а също така — на всички слънчеви из¬
бухвалия Събраните материали се съпоста¬
вят с данните от геофизичните изследвания.
За по-ефективно решаване на проблемите, от¬
насящи се до слънчево-земните връзки, се ор¬
ганизират специални международни комплек¬
сни програми за изследвания, изпълнявани
през определени периоди от време, например
Международната геофизична година. Между¬
народната година на спокойното Слънце и т н.

279

Енциклопедичен речник нь младия астроном

време и сравняването му с атомното време, а
така също в изучаване на особеностите на
въртене на Земята и решаване на някои въ¬
проси на геофизиката

СЛЪНЦЕ
Слънцето — централното тяло на Слънчевата
Система — е огнено плазмено кълбо. Слънце¬
то е най-близката до Земята звезда. Светли¬
ната му идва до нас за 8 '3 шш. Слънцето
Има решаваща роля за образуването на всич¬
ки тела от Слънчевата система. То е създало
условията, довели до възникването и разви¬
тието на живота върху Земята.
Слънцето вероятно е възникнало заедно с
другите тела от Слънчевата система от газовопрахова мъглявина (вж. Космогония) преди
около 5 млрд. години. Отначало веществото
на Слънцето силно се нагрявало поради гра¬
витационното свиване, но скоро температу¬
рата и налягането в недрата се увеличили
толкова, че самопронзволно започнали яд¬
рени реакции. В резултат на това температу¬
рата в центъра на Слънцето много силно се
повишила, а налягането в недрата нараснало
толкова, че могло да уравновеси силата на
тежестта и да спре гравитационното свиване.
Така възникнала съвременната структура на
Слънцето. Тази структура се поддържа от
протичащото в ядрото му бавно превръщане
на водорода в хелий. За 5 млрд. години
съществувание на Слънцето вече около по¬
ловината от водорода в централната му об¬
ласт се е превърнал в хелий. В резултат на
този процес се получава енергията, която
Слънцето излъчва в световното пространство.
Мощността на излъчване на Слънцето е
много голяма, тя е равна на 3,8 Ю20 М\У. На
Земята попада нищожна част от слънчевата
енергия, което представлява една половинмилиардна част. Тя поддържа в газообразно
състояние земната атмосфера, постоянно на¬
грява сушата и водните басейни, дава енергия
на ветровете и водопадите, осигурява жизне¬
способността на животните и растенията. Част
от слънчевата енергия е запасена в недрата на
Земята във вид на каменни въглища, нефт и
други полезни изкопаеми
Видимият от Земята диаметър на Слънце¬
то е 0,5 . Гова означава, че разстоянието до
него е 10 пъти по-юлямо от диаметъра му

С

Следователно диаметърът на Слънцето е
1 392 000 кт, т. е. 109 пъти по-гол ям от зем¬
ния диаметър.
Слънцето е сфсрнчески симетрично тяло,
което се намира в равновесие. На еднакви
разстояния от центъра на това кълбо нався¬
къде физическите условия са еднакви, но те
забележимо се изменят при приближаване
към центъра. Плътността и налягането бързо
нарастват в дълбочина, къдсто газовете са
под силно налягане от външните слоеве. Сле¬
дователно температурата също нараства в по¬
сока към центъра В зависимост от измене¬
нието на физическите условия слънчевото тя¬
ло може да бъде разделено на няколко кон¬
центрични слоя, постепенно преминаващи
един в друг.
В центъра на Слънцето температурата дос¬
тига 15 млн. градуса, а налягането е над сто¬
тици милиарди атмосфери. Газовете са сви¬
ти до плътност около 1.5,10* к#/т3. Почти
цялата енергия на Слънцето се заражда в цен¬
тралната област с радиус около '/3 от слън¬
чевия През слоевете, обкръжаващи централ¬
ната част, енергията се предава навън. По
протежение на последната, най-външна трети¬
на на радиуса се намира така наречената
конвективна зона. Причината за въз¬
никване на смесването (конвекцията) във
външните слоеве на Слънцето е същата, как
Фкг. I, Снимка на Слънцето

280

Енциклопедичен речник на младия астроном

Фнг. 2. Схема на строежа на Слънцето; 1 - ядро, 2 — коняектмвна зона, 3 — фотосфера

то в кипящ чайник: количеството енергия,
идващо от нагревателя, е много повече от
онова, което се отнема чрез топлопроводност.
Затова веществото започва да се движи и са*
мб да пренася топлина.
Всички разгледани по-горе слоеве на Слън¬
цето (/ и 2 на фиг. 2) фактически не могат
да се наблюдават. Тяхното съществуване се
доказва само въз основа на теоретически из¬
числения или по косвени данни Над конвективната зона са разположени непосредствено
наблюдаваните слоеве на Слънцето, наречени
негова атмосфера. Те са подобре изу¬
чени, тъй като за техните свойства може да
се съди по наблюдения.
Слънчевата атмосфера също се състои от
няколко различни слоя. Най-дълбокият и тъ¬

нък слой е фотосферата, наблюдавана
във видимия непрекъснат спектър. Дебелина¬
та на фотосферата е само около 300 кш. Подълбоките слоеве на фотосферата са по-горе¬
щи. Във външните, по-студени слоеве на фо¬
тосферата на фона на непрекъснатия спектър
се образуват фраунхоферови ли¬
нии на поглъщане.
По време на наи-голямо спокойствие на
земната атмосфера през телескоп може да се
наблюдава характерната зърнеста структура
на фотосферата. Редуването на малки светли
петънца - гранули — с размери около 1000
кш. обкръжени от тъмни промеждутъци, съз¬
дава впечатлението за яйцевидна структура —
гранулация. Възникването на 1ранулацията е свързано с протичащата под фотосфс

281

Енциклопедичен речник на младия астроном

рата конвекция. Отделните гранули са с неколкостотин градуса по-гореши от обкръжа¬
ващия ги газ и в течение на няколко минути
разпределението им по слънчевия диск се из¬
меня. Спектралните измервания свидетслствуват за движението на газовете в гранули¬
те, които наподобяват на конвективните; в
гранулите газът се издига, а между гях - спада
Тези движения на газовете предизвикват
акустични вълни в слънчевата атмосфера, ко
ито наподобяват на звукови вълни във въз¬
духа
Вълните, които възникват в конв ек тилна¬
та зона и във фотосферата» при своето раз¬
пространение в горните слоеве на слънчевата
атмосфера предават част от енергията на кон¬
вективните движения и нагряват газовете на
следващите слоеве — хромосфератаи
короната. В резултат горните слоеве на
фотосферата с температура 4500 К се оказват
най- „студените” на Слънцето. Както в дълбо¬
чина, така и нагоре от тях температурата на
газовете бързо нараства.
Разположеният над фотосферата спой, на
ричан хромосфера, по време на пълни
слънчеви затъмнения, когато Луната напълно
закрива фотосферата, се вижда като розов
пръстен, обкръжаващ тъмния диск На края
на хромосферата се наблюдават излизащи ка¬
то езици „пламъци” — хромосферни спи*
кули, които представляват издължени
сгьлбчета от уплътнен газ По същото време
може да се наблюдава и спектърът на хромо¬
сферата, т нар. спектър на избухва*Фиг. 3. Гранулация в слънчевата фотосфера

с

н е т о. Той се състои от ярки емисионни пи¬
нии на водорода, хелия, йонизирания калции
и другите елементи, коию внезапно избух¬
ват по време на пълната фаза на затъмнение¬
то Каю се отдели излъчването на Слънцето в
тези линии, може да се получи в тях нег овият
образ. На фиг. 4 е дадена фотография на учас¬
тък от Слънцето, получена в лъчите на водо¬
рода (червена спектрална линия с дължина на
вълната 656,3 пт). За излъчването в тази
дължина на вълната хромосферата е непроз¬
рачна, затова излъчването на по-дълбоко раз¬
положената фотосфера липсва на снимката.
Хромосферата се различава от фотосфера¬
та по своята значително по-неправилна и не¬
еднородна структура Забелязват се два вида
нееднородности — ярки и тъмни. Те са по-големи от фотос фермите гранули. Като цяло
разпределението на нееднородностите обра¬
зува така наречената х ромосферна
мрежа, кояго особено добре се вижда в
линиите на йонизирания калции. Както и гра¬
нулацията, тя е следствие от движението на
газовете в подфотосферната конвективна зо¬
на, но протича в по-големи мащаби. Темпера¬
турата в хромосферата бързо нараства, дости¬
га в горните и слоеве десетки хиляди градуси.
Най външната й силно разредена част на
слънчевата атмосфера е короната, която
се простира от слънчевия диск до разстояния
десетки слънчеви радиуси и има температура
около милион градуса. Короната може да се
види само по време на пълно слънчево за¬
тъмнение или чрез коронограф.
Фиг. 4. Снимка на слънчевата хромосфера в лъчите
на червената водородна линия

282

Енциклопедичен речник на младия астроном

Цялата слънчева атмосфера постоянно тре¬
птя. В нея се разпространяват как то верти¬
кални, така и хоризонтални вълни с дължини
няколко хиляди километра. Трептенията
имат резонанеен характер и са с период око¬
ло 5 тш,
За възникването на явленията, протичащи
на Слънцето, голяма роля играят магнитните
полета. Веществото на Слънцето навсякъде
представлява намагнитена плазма. Понякога
в отделни области интензитетът на магнит ното поле бързо нараства. Този процес се съпро¬
вожда с възникване на цял комплекс от яв¬
ления на слънчевата активност в различните
слоеве на слънчевата атмосфера. Към тях се
отнасят факлите н петната във
фотоеферата, флокулите вхромосферата и протуберанситев короната.
Наи-интересно явление, което обхваща всич¬
ки слоеве на слънчевата атмосфера и се за¬
ражда в хромосф ерата, са слънчевите
издухвания (вж. Слънчева активност).
Чрез наблюдения учените са изяснили, че
Слънцето е мощен източник на радиоизлъчване. В между плане тното пространство про¬
никват радиовълни, които се излъчват от хромосферата (сантиметрови вълни) и от коро¬
ната (дециметрови и метрови вълни).
Радиоизлъчването на Слънцето има две
компоненти — постоянна и променлива (из¬
бухвалия, „шумови бури”). По време на сил¬
ните слънчеви избухвалия радиоизлъчването
на Слънцето нараства хиляди, дори милиони
пъти в сравнение с радиоизлъчването на спо¬
койното Слънце това радионзлъчване има
нетоштинна природа (вж.Радиоастрономия).
Рентгеновите лъчи произхождат главно от
горните слоеве на хромосферага и короната.
Особено силно е излъчването в годините на
максимум на слънчевата активност.
Слънцето излъчва не само светлина, топ¬
лина и всички други видове електромагнит¬
ни лъчения. Го също така е източник на пос¬
тоянен поток от частици - корпускули. Неутриното, електроните, протоните, алфа-части¬
ците, а също та^а по-тежките атомни ядра всички заедно съставят корпускулярното излъчване на Слънцето.
Значителна част от това иззгьчванс представ¬
лява повече или по-малко непрекъснато из¬
тичане на плазма — слънчев вятър, който е ка¬
то продължение на външните слоеве на слън¬
чевата атмосфера — слънчевата корона На

фона на този постоянно духащ плазмен вятър
отделни области на Слънцето са източници на
яо-насочени, усилени, така наречени корпускулярни потоци. Вероятно те са
свързани с особени области на слънчевата ко¬
рона — коронарни дупки, а също та¬
ка с продължително действуващи активни
области на Слънцето (вж. Слънчева актив¬
ност) . Накрая със слънчевите избухвания са
свързани най-мощните кратковременни по¬
тоци от частици, предимно електрони н про¬
тони При най-мощните избухвания частици¬
те могат да имат скорости, приближаващи се
до скоростта на светлината. Частиците с та¬
кива големи енергии се наричат слънчеви
космични лъчи.
Слънчевото корпускулярно излъчване
оказва силно влияние върху Земята, преди
всичко върху горните слоеве на нейната ат¬
мосфера и магшпното поле, предизвиквайки
множество интересни геофизични явления.

СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР
Най-външните и най-горещи слоеве на слън¬
чевата атмосфера — слънчевата коро¬
на — сякаш бързо се изпаряват в междупланетното пространство. По такъв начин въз¬
никва поток от вещество, изтичащо от Слън¬
цето, което образува духащ от него плазмен
вятър. Потокът от частици съдържа средно
стотици милиони частици (предимно прогони
и електрони), преминаващи през 1 сш2 за
1 5. На разстоянието, на което се намира Зе¬
мята, този вятър одухва горните слоеве на
земната атмосфера със скорост око¬
ло 450 кгп/5. Във всеки кубически сантиме¬
тър вещество, носещо се покрай Земята, се
съдържат средно 5 протона и също толкова
електрона.
С лънчевият вятър изтегля силовите линии
на слънчевите магнитни полета далече в меж¬
ду планетното пространство, но краищата им
здраво се държат от слънчевата атмо¬
сфера. Въртенето на Слънцето придава на
силовата линия формата на спирала. Вслед¬
ствие на това общата структура на междупланетнага среда има вид на спирални сек¬
тори. В границите на всеки от секторите маг¬
нитно го поле е ориентирано приблизително
еднакво Земната магнитосфера (вж.
Земно магнитно поле) се намира под пое-

283

Екцнк/гошднчсн речннк н« младчя строном

тоянното въздействие на слънчевия вятър.
Особено силно тя се влияе при преминаване
през границите на секторите, когато рязко се
сменят посоката и големината на интензите¬
та на магнитното поле в слънчевия вятър, а
също така скоростта и плътността на плазме¬
ния поток. Под влияние на слънчевия вятър
магнитосферата на Земята приема харак¬
терна обтекаема форма. Земното магнитно
поле защищава горните слоеве на земната
атмосфера от непосредственото влияние на
слънчевия вятър. Въпреки това обаче в об¬
ластите с големи географски ширини частици
от слънчевия вятър имат възможност да про¬
никнат в горните слоеве на земната атмо¬
сфера. Същите частици зареждат с енергия об¬
ластите на радиационните пояси н предизвик¬
ват полярните сияния.

СЛЪНЧЕВ ТЕЛЕСКОП

с

(спектрографи, увеяичителнн камери, разни
видове светофилтри).
Освен кулообразнитс и хоризонталните те¬
лескопи за наблюдение на Слънцето могат да
се използуват и обикновени малки телескопи
с диаметър на обектива, не по-голям от 20 40 сш. Те грябва да бъдат снабдени със спе¬
циални увеличил елни системи, светофилтри и
камери със затвори, осигуряващи кратка екс¬
позиция.
За наблюдение на слънчевата корона се из¬
ползува коронограф, които дава възможносг да се отдели слабото излъчване на
короната върху фора на яркия околоедънчев
ореол, образуван от разсейването на фотосфериата светлина в земната атмосфера. По
своята същност това е обикновен рефрактор,
в който разсеяната светлина силно се отслаб¬
ва благодарение на внимателно подбраните
висококачествени видове стъкло, съвърше¬
ната им обработка и специалната оптическа
схема, която отстранява голяма част от раз¬
сеяната светлина, и на използуването на тесноивични светофилтри.
За изучаване на слънчевия спектър освен
обикновените спектрографи широко се из¬
ползуват и специални уреди — спектрохелиоекопи и спектрохелиографи, които позволя¬
ват да се получи монохроматичен образ на
Слънцето във всяка дължиш на вълната. •

За наблюдение на Слънцето се използуват
специални инструменти, наречени слънчеви
телескопи Мощността на излъчванията, ид¬
ващи от Слънцето, е стотици милиарди пъти
по-голяма от тази на най-ярките звезди. За¬
това в слънчевите телескопи се използуват
обективи с диаметър, не по-голям от 1 ш Но
дори в този случай голямото количество
светлина позволява да се използува силно
увеличение и да се работи с образ на Слънце¬
то с диаметър до 1 ш. За целта телескопът СЛЪНЧЕВ ЧАСОВНИК
трябва да бъде дългофокусен. Най-големите
слънчеви телескопи имат фокусно разстояние Слънчевият часовник е прост уред за отчита¬
до стотици метри. Такива дълги инструменти не на времето. От древни времена смяната на
е невъзможно да бъдат поставени върху па- деня и нощта — денонощието —е слу¬
ралактични монтировки (вж. Телескопи) и жила за мярка на сравнително кратки интер¬
обикновено се правят неподвижни. За да се вали от време. Положението на Слънцето по
насочат лъчите на Слънцето към неподвижно небето започнало да се използува като часова
разположения слънчев телескоп, се използува стрелка, по която хората определяли времето
система от две огледала, едното е неподвиж¬ в дневната част от денонощието (вж. Измер¬
но, а второто, наречено целоетат, се върти та¬ ване на времето).
ка, че да се компенсира видимото денонощно
Първият слънчев часовник, сведенията за
преместване на Слънцето по небето. Самият който са дошли до нас, е бил изобретен във
телескоп се поставя вертикално (верти¬ Вавилон през VI в. пр. н. е. Малко по-късно
кален слънчев телескоп) или хо¬ такъв часовник е използуван в Гърция, а
ризонтално (хоризонтален слънчев след това и в Рим. Принципът на действие на
телескоп) Удобството на неподвижно слънчевия часовник е основан на движението
монтирания слънчев телескоп е в това, че мо¬ на сянката, хвърляна от слънчев показалец
гат да се използуват тежки и много точни при видимото денонощно преместване на
уреди за анализ на слънчевото излъчване Слънцето по небето.

284

Енциклопедичен речник на младия астроном

На демонстрационната площадка на Московския планетарнум можете да се запознаете с устройството м
действието ш слънчевия часовник.

Основните части на слънчевия часовник са:
показалец, които хвърля сянка и изпълнява
ролята на стрелка, и циферблат с нанесени на
него деления, съогветствуващи на часовете в
денонощието Преместването на стрелкатасянка, което отразява денонощното въртене
на Земята, позволява да се определя времето.
Равнина га на циферблата може да бъде по¬
ставена в хоризонтално, вертикално (на сте¬
ната на здание) или наклонено (например в
равнина, успоредна на равнината на земния
екват ор) положение. В зависимост от това сс
изменя и разграфяването на циферблата По

различен начин може да бъде поставен и пока¬
залецът, който хвърля сянка.
Най прост е екваториалният
слънчев часовник, при който показа¬
лецът е поставен успоредно на оста на върте¬
не на Земята и е насочен към полюса на света,
а равнината на циферблата е перпендикуляр¬
на на тази посока При такова разположение
краят на сянката на показалеца винаги опис¬
ва върху циферблата правилна окръжност,
премествайки се при това с постоянна ъглова
скорост. Затова за разлика от други видове
слънчеви часовници цифрите на циферблата

285

Енциклопедичен речник на младия астроном

С

се поставят равномерно както на обикнове¬
правката Дг, която привежда местното време
ните часовници, които се използуват в бита
в официално. Тази поправка е
на хората. Разликата е само в това, че окръж¬
ността е разделена не на 12, а на 24 часа.
Дг = ДГ| +2 часа, - X,
Но екваториалният слънчев часовник има
един съществен недостатък. В течение на она¬
където ДГ| е разликата между времето в оп¬
зи част от годината, когато Слънцето се нами¬ ределеното място (например във вашия г рад)
ра над равнината на екватора (от март до сеп¬
и официалното време (в цели часове), а X —
тември), сянката от показалеца пада върху
географската дължина на вашия град, изразе¬
горната равнина на циферблата. Но през на в часове (15° = 1 час). Поправката Дг за
есента и зимата отчитането на времето по дадено място е постоянна и може да бъде из¬
този часовник трябва да се прави върху дол¬ числена предварително.
ната повърхност на циферблата, което не е
удобно.
При хоризонталния слънчев СЛЪНЧЕВА АКТИВНОСТ
часовник този недостатък липсва Ци¬
ферблатът му е поставен успоредно на равни¬ Слънчевата активност е съвкупност от явле¬
ната на хоризонта, ролята на показалец из¬ ния. възникващи периодически в слънчевата
пълнява правоъгълен дъсчен триъгълник, атмосфера. Проявите на слънчевата актив¬
един от острите ъгли на който е равен на ши¬ ност са гясно свързани с магнитните свойства
рината на мястото Триъгълникът се закрепва на слънчевата плазма. Възникването па -актив¬
перпендикулярно на циферблата гака, че хи- на област започва с постепенно увеличаване
погенузата му да е насочена към световния на магнитния поток в някои области на ф о полюс. За стрелка на хоризонталния слънчев тосферата. В съответните места на х р очасовник служи краят на сянката, хвърляна мосф ерата скоро след това се наблюда¬
от триъгълника върху циферблата В северно¬ ва увеличаване на яркостта в линиите на во¬
то полукълбо на пладне тази „стрелка” е на¬ дорода и калция Такипа области се наричат
сочена на север.
ф л о к у л и. Приблизително в същите учас¬
Цифрите на циферблата са разположени не¬ тъци на Слънцето, но във фотоефбрата (т. е.
равномерно. Положението им може да бъде малко по-дълбоко) също се наблюдава уве¬
изчислено по формулата
личаване на яркостта в бялата (вид имата) свет¬
лина — факли Увеличението на енергията,
1% и = сд Г . 5Ш \р
отделяща се в областта на факела и флокулата, е следствие от увеличилия се до няколко
Тук ( е слънчевото време, ^ — ширината на десетки оерстеда интензитет на магнитното
мястото, и — ъгълът между посоката към се¬ поле.
вер (24 часа) и цифрата на циферблата, еъотСлед това в активната област се наблюда¬
вететвуваща на време (.
ват слънчеви петна, възникващи
Като дадем редица стойности на ( = 15°, 1—2 дни след появяването на флокулата във
30°, 45°, ... (1 час време съответствува на вид на малки черни точки — пори. Много от
15°), по формулата получаваме стойностите тях скоро изчезват и само някои от порите за
на ъгъл и, който определя положенията на 2 — 3 дни се превръщат в големи тъмни обра¬
цифрите 1 (час), 2(часа), З(часа) и т. н. По зувания. Типичното слънчево петно има раз¬
същия начин може да се изчисли и положе¬ мери няколко десетки хиляди километра и
нието на половинчасовите и четвъргчасовите се състои от тъмна централна част - сянка,
чертички на циферблата.
и влакнеста полусянка. Най-съществе¬
Лрябва да се помни, че слънчевият часов¬ ната особеност на петната е наличието в тях
ник показва местно истинско слън¬ на силни магнитни полета, достигащи в об¬
чево време. За да се определи по него ластта на сянката до най-високите напреже¬
официалното време, което се използува в би¬ ния на магнитното поле — няколко хиляди
та, е необходимо към показанията на слън¬ оерстеда. Като цяло петното представлява
чевия часовник да се прибави уравнението на влизаща във фотосферата тръба от силови ли¬
времето (вж. Измерване на времето) и по¬ ния на маг юл но го поле, изцяло запълващи

286

Енциклопедичен речник на младии астроном

Слънчев {фотубероис в ултравиолетови лъчи

една или няколко клетки нахромосфериата мрежа (виж. Слънце). Горната
част на тръбата се разширява и силовите ли¬
нии в нея се раздалечават като класове на
житен сноп. Затова около сянката магнит¬
ните силови линии приемат посока, близка до
хоризонталната. Пълното сумарно налягане в
петното включва в себе си налягането на маг¬
нитното поле и се уравновесява от наляг ането
на обкръжаващата фотосфера, затова газово¬
то налягане в петното се оказва по-ниско, отколкото във фотосферата. Магнитното поле
като че ли разширява петното отвътре. Освен
това магнитното поле потиска конвективните движения на газа, пренасящи енергия от
дълбините нагоре. Вследствие на това в об¬
ластта на петното температурата се оказва по-

ниска с около 1000 К. Петното е като една
охладена и скована ог магнитното поле яма в
слънчевата фотосфера.
По-голямага част от петната възникват на
групи, но се отделят ясно две големи петна
Едното, най-голямото, е на запад, а другото,
малко по-малко — на изток Около и между
тях често има множество дребни петна. Така¬
ва група петна се нарича бипелярна, тъй като
двете големи петна винаги имат противопо¬
ложна магнитна полярност. Те сякаш са свър¬
зани с една и съща тръба на силовите линии
на магнитното поле, която във вид на гигант
ска „бримка” е изплувала от фотосферата, а
краищата и се намират някъде в дълбоките,
ненаблюдаеми слоеве. Петното, което съответетвува на изхода на магнитното поле от

287

Енциклопедичен речник н* младия астроном

фотосферата, има северна полярност, а онова,
в чиято област силовите линии влизат обрат¬
но под фотосферата — южна.
Най-мощната проява на слънчевата актив¬
ност са избухванията. Те стават в
сравнително малки области на хромосферата
и короната, разположени над групите от слън¬
чеви петна. По своя га същност избухването е
взрив, предизвикан от внезапното свиване на
слънчевата плазма Свиването става под въз¬
действието на магнитното поле и води до об¬
разуване на дълго плазмено въже или лента.
Дължината на такова образуване е десетки,
дори стотици хиляди километри. Общото ко
личеетво енергия, отделяща се при взрива, в
зависимост от силата му е от 10 3 до 1025
Избухването продължава обикновено около
един час
Количеството енергия, отделяна от 1 д ве¬
щество в областта на избухването, е средно
Ю1 пъти по-голямо от количеството енер¬
гия, отделяна от 1 § вещество на цялото
Слънце Това говори за факта, че източникът
на енергия при избухванията се различава от
източника на енергия на Слънцето като цяло.
Въпреки че физическите процеси, водещи до
възникване на избухванията, още не са под¬
робно изучени, ясно е, че те имат електромаг¬
нитен характер. Основната лента на избухва¬
нето обикновено се разполага по продълже¬
ние на неутралната линия на магнитното поле
— посоката, разделяща областите с различна
полярност. При известни условия възниква
неустойчивост, магнитните полета близо до
неутралната линия много се доближават, сли¬
ват се и се неутрализират (анихилират). При
това енергията на магнитното поле преминава
в други форми в излъчване, топлина и кине¬
тична енергия на движещите се газове. В
електромагнитното излъчване
преминава
около половината от цялата енергия. Това из¬
лъчване може да се наблюдава във видимите,
ултравиолетовите, рентгеновите и дори гамалъчите. Особено много енергия се излъчва в
червената спектрална линия на водорода, в
която избухванията най-често се наблюдават
чрез тесноивични филтри. Енергията, излъч¬
вана от избухването в късовълновата област
на спектъра, се състои от ултравиолетови и
рентгенови лъчи. Тези лъчи се излъчват от
силно ионизирани атоми Например по време
на някои избухвания е наблюдавано рентге¬
ново излъчване, характерно за атома на же¬

с

лязото, но с отнети 25 електрона, г. е. факти¬
чески атомно ядтзо. притежаващо (подобно
на водорода) само един електрон,
Другата половина от енергията на избух¬
ването отива за ускоряване, понякога до релативистички скорости, на елементарни части¬
ци - предимно на електрони и протони. По¬
токът от такива частици се прибавя по време
на избухванията към общия поток от коемични лъчи, наблюдавани близо до Земята.
Сблъсквайки се с други атоми, енергичните
ядра предизвикват тяхната необикновено
силна нонизация, а в някои случаи проникват
дори през електронните обвивки на атомите
и водят до ядрени превръщания, съпроводени
с отделяне на гама-кванти. Както всеки силен
взрив светлинното избухване поражда ударна
вълна, която се разпространява както нагоре
в короната, така и хоризонтално по посока на
повърхностните слоеве на слънчевата атмо¬
сфера. Слънчевите избухвания оказват осо¬
бено силно въздействие върху горните слоеве
на земната атмек фера и йоносферата и водят
до цял комплекс от геофизични явления.
Най-грандиозните образувания в слънчева¬
та атмосфера са протубсранс ите сравнително плътни облаци от газове, въз¬
никващи в слънчевата корона или изхвърля¬
ни в нея от хромосферата. Типичният прогуберане има внд на гигантска светеща арка,
опираща се на хромосферата и образувана от
струи и потоци от по-плътно и по-студено от
обкръжаващата короната вещество. Поняко¬
га това вещество се удържа от огъналите се
под тежестта му силови линии на магнитното
поле, а понякога бавно се стича по продълже¬
ние на магнитните силови линии. Съществу¬
ват много различни видове протуберанси. Ня¬
кои от тях, наречени еруптивни про¬
туберанси, са свързани със взривоподобни изхвърляния на вещество от хромо. ферата нагоре в короната. На фотографиите на
хромосферата в червената спектрална линия
на водорода протуберансите се виждат добре
върху слънчевия диск във вид на тъмни дъл¬
ги влакна.
Областите на Слънцето, в които се наблю¬
дават интензивни прояви на слънчевата ак¬
тивност, се наричат центрове на слън¬
чевата активност.
Общата активност на Слънцето периоди¬
чески се изменя. Съществуват множество на¬
чини за количествена оценка на нивото на

Енциклопедичен речник на младия астроном

288

слънчевата активност Обикновено се изпол¬
зува най-простият и най-рано въведеният ин¬
декс за слънчевата активност — числата
на В о л ф
Числата на Волф са пропор¬
ционални на сумата от общия брой на петна¬
та, наблюдавани от Слънцето в даден момент
(/), и удесетореният брой на групите, които
те образуват (#). По такъв начин
К =*(/

+

10$).

където к е коефициент, отчитащ качеството
на инструмента и на проведените с него на¬
блюдения Епохата, когато количеството на
центровете на активност е най-голямо, се
смята за максимум на.слънчевата
а к I и в н о с г, а когато почти или съвсем
няма такива центрове — минимум. Макси¬
мумите и минимумите се редуват с период
около 11 години. Това е така нареченият е д и надесетгодишен цикъл на слън¬
чевата активност.
Слънчевата корона по време иа слънчево затъмнение

СЛЪНЧЕВА КОНСТАНТА
Слънчевата константа е количеството слънче¬
ва енергия, падащо за 1 тш върху площ 1
сп>‘, разположена перпендикулярно на слън¬
чевите лъчи отвъд пределите на земната атмо¬
сфера на средно разстояние от Земята до
Слънцето. С други думи, слънчевата констан¬
та е осветеността, която Слънцето създава на
повърхност, перпендикулярна на лъчите му,
отдалечена от него на разстояние една а стро комическа единица Взема се
под внимание не само енергията на видимите
лъчи, но и излъчването на всички црути дъл¬
жини на вълните (вж Електромагнитно из¬
лъчване на небесните тела), например неви¬
димите ултравиолетови и инфрачервени лъчи,
почти напълно поглъщани от земната атмо¬
сфера
Днес в резултат на земни и извънатмо
еферни измервания на слънчевата константа
стойността н е известна с точност до 1 % и е

289

Енциклопедичен речник на младия астроном

1,95 са1/(епт
пил) = 1,36 кДУ/пг2 ‘Възможни¬
те изменения на потока от слънчева енергия с
няколко стотни или няколко десети от про¬
цента биха имали съществено значение за гео¬
физичните и преди всичко за климатичните
явления. Поради елиптичната форма на зем¬
ната орбита реалният поток от слънчево
лъчение, попадащ на Земята, се изменя в те¬
чение на една година почти със 7%. Увеличе¬
нието на излъчването в северното полукълбо
е през зимата, което я прави по-мека.

СЛЪНЧЕВА КОРОНА
Слънчева корона се наричат най-външните,
силно разредени слоеве на атмосферата на
Слънцето
По време на пълно слънчево за¬
тъмнение около лунния диск (вж. Луна),
кои го скрива от наблюдателя ярката фото-

19

С

сфера, внезапно блясва бисерно лъчисто
сияние За няколко десетки секунди слънче¬
вата корона става видима. Важна особеност
на короната е лъчистата й структура. Лъчите
са с различна дължина — до десет и#ювече
слънчеви радиуси. След изобрет яването на
коронографа (вж. Слънчев телескоп)
става възможно да се наблюдава слънчевата
корона и по време, когато няма затъмнения.
Общата форма на короната се изменя заедно
с фазите от цикъла на слънчевата активност:
в годините на максимум короната е почти
сферична, а в годините на минимум тя е зна¬
чително изтеглена към екватора.
Короната представлява много разредена
силно йонизирана плазма с температура 1-2
млн, градуса. Причината за такова високо на¬
гряване на слънчевата корона е свързана с
движения, възникващи в конвективната зона на Слънцето.
Цветът на короната почти съвпада с цвета

290

Енциклопедичен речник на младия астроном

на лъчението на самото Слънце. Това е така,
понеже намиращите се в короната свободни
електрони, възникващи от силната йоннзация
на газовете, разсейват лъчението, идваше от
фотосферата
Поради огромната температура частиците
се движат толкова бързо, че при сблъсквани
ята на атомите се разлетяват електрони, кои¬
то започват да се движат като свободни части¬
ци В резултат на това леките елементи изгуб¬
ват всичките си електрони, така че в корона¬
та практически няма атоми на водород и хе¬
лия, а има само протони и алфа-частици. Теж¬
ките елементи губят до 10 — 15 външни елек¬
трона.
По тази причина в спектъра на слънчевата
корона се наблюдават нехарактерни спек град
ни линии, които дълго време (подобно на ли¬
ниите на хелия) не са отъждествени с линиите
на известни химически елементи Така напри¬
мер една от най-ярките линии на короната
(зелената) принадлежи на атома на желязото с
отнети 13 електрона
Горещата плазма силно излъчва и поглъща
радиовълни. Затова наблюдаваното слън¬
чево радиоизлъчване с метрова и
дециметрова дължина на вълната възниква в
слънчевата корона (вж. Радиоастрономия)г
Понякога в слънчевата корона се наблюда¬
ват области с понижено светене. Те се наричат
коронарни дупки. Особено добре те¬
зи образувания се виждат на снимките в рент¬
геновите лъчи.

СЛЪНЧЕВА СИСТЕМА
В Слънчевата система влизат: Слънцето, 9 го¬
леми планети заедно с 34 техни спътници, по¬
вече от 100 000 малки планети (астероиди),
комети, на брой около 10и, а също така не¬
изброимо количество малки, така наречени
мете орни тела (с големина от 100 т в диаме
тър до нищожно малки прашинки).
Централно положение в Слънчевата систе¬
ма заема Слънцето. Масата му е приблизител¬
но 750 пъти по-голяма от масата на всички
останали тела в системата. Гравитационното
привличане на Слънцето е главната сила, коя¬
то определя движението на всички обикаля¬
щи го тела от Слънчевата система Средното
разстояние от Слънцето до най-далечната от
него планета Плутон е 39,5 Са, т. е. 6 млрд.

кш, което е много малко в сравнение с раз¬
стоянието до най-близките звезди Само ня¬
кои комети се отдалечават от Слънцето на
10 Са и са подложени на въздействието на
привличане от звездите.
Движейки се в Галактиката; Слънчевата
система от време на време прелита през меж¬
дузвездни газово-прахови облаци Поради
крайната разреденост на веществото на тези
облаци потопяването на Слънчевата система
в облака може да се прояви само в известно
незначително поглъщане и разсейване на
слънчевите лъчи. Проява на такъв ефект в
миналото на земната история засега не е уста¬
новена.
Всички големи планети — Меркурий, Вене¬
ра, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн. Уран, Нептун
и Плутон, се въртят около Слънцето в една
посока (в посоката на осовото въртене на са¬
мото Слънце) по почти кръгови орбити, сла¬
бо наклонени една спрямо друга (и към
слънчевия ехватор). Равнината на земната
орбита — еклиптиката — се приема за основна
отчетна равнина при определяне на наклона
на орбитите на планетите и другите тела, кои¬
то обикалят около Слънцето.
Разстоянията на планетите до Слънцето об¬
разуват закономерна последователност —
промеждутъците между съседните орбити се
увеличават с отдалечаване от Слънцето.
Тези закономерности в движението на пла¬
нетите заедно с разделянето им по физически
свойства на две групи показват, че Слънчева¬
та система не е случайно натрупване на кос¬
мически тела, а е възникнала в единен про¬
цес. Затова изучаването на телата от Слънче¬
вата система хвърля светлина върху произ¬
хода и, а едновременно с това — върху произ¬
хода, еволюцията и съвременния строеж на
нашата Земя.
Поради почти кръговата форма на планет¬
ните орбити и на големите разстояния меж¬
ду тях е изключена възможността за тесни
сближения между планетите, при които те
биха могли да изменят движението си в ре¬
зултат на взаимно привличане. Това осигуря¬
ва продължителното съществуване на планет¬
ната система.
Планетите се въртят също така около сво¬
ята ос, всички планети, с изключение на Ве¬
нера и Уран, имат права посока на въртене,
т. е в същата посока, в която обикалят около
Слънцето Извънредно бавното въртене на Ве-

291

Енциклопедичен речник

ш. младия астроном

с

(лънчева система. Разстояния до Слънцето на планетите от земната група (вляво) и на планетнтеч нгантн

(вдясно)

292

Енциклопедичен речник на младия астроном

нера става в обратна посока, а Уран се върти
сякаш лежейки на една страна»
Повечето от спътниците обикалят около
своите планети в същата посока» в която пла¬
нетите се въртят около своята ос, Орбитите
на такива спътници обикновено са кръгови и
лежат близко до равнината на екватора на
планетата» образувайки умалено подобие на
планетна система Такива са например систе¬
мата от спътници на Уран и системата от спът¬
ници на Юпитер. Обратно движение имат
спътниците, разположени далече от планетата.
Сатурн, Юпитер и Уран освен отделните
спътници със забележими размери имат мно¬
жество малки спътници, видимо сливащи се
в непрекъснати пръстени. Тези спътници се
движат по орбити, толкова близко разполо¬
жени до планетата, че приливната й сила не
им позволява да се обединят в едно цяло.
По-голя мат а част от орбитите на известни¬
те днес малки планети се намират в простран¬
ството между орбитите на Марс и Юпитер.
Всички малки планети обикалят около Слън¬
цето в същата посока, както и големите пла¬
нети, но орбитите им обикновено са издъл¬
жени и наклонени към равнината на еклиптиката
Кометите се движат главно по орбити,
близки до параболичните Някои комети
имат издължени орбити със сравнително мал¬
ки размери - десетки и стотици Ш. Тези ко¬
мети, наречени периодични, се движат пре¬
димно в права посока, т е движат се по посо¬
ка на обикалянето на планетата.
Като въртяща се система от тела Слънче¬
вата система притежава импулс. По-голямата
му част е свързана с орбиталното движение на
планетите около Слънцето, като масивните
планети Юпитер и Сатурн имат 90% от него.
Осовото въртене на Слънцето включва в себе
си само 2% от общия импулс на цялата Слън¬
чева система, въпреки че масата на Слънцето
е 99,8% от общата маса. Такова разпределе¬
ние на импулса между Слънцето и планетите
е свързано с бавното въртене на Сл ънцето и
огромните размери на планетната система —
нейният диаметър е няколко хиляди пъти поголям от диаметъра на Слънцето. Планетите
са придобили импулс в процеса на своето об¬
разуване той е дошъл от онова вещество,
от което са образувани планетите.
Планетите се делят на две групи, различа¬
ващи се по маса. химически състав (това се
проявява в различната им плътност), ско¬

рост на въртене и брой на спътниците. Чети¬
рите най-близки до Слънцето планети, които
се наричат планети от земната
г р у п а, не са големи, състоят се от плътно
каменисто вещество и метали. Планети¬
те-гиганти Юпитер, Сатурн. Уран и Неп¬
тун са много по-маси в ни, състоят се главно
от леки вещества и поради това въпреки ог¬
ромното налягане в недрата им имат малка
плътност. Главната част от масата на Юпитер
и Сатурн се състои от водород и хелии, В тях
се съдържат също до 20% каменисти вещест¬
ва и леки съединения на кислорода, въглеро¬
да и азота, способни при ниски температури
да се кондензират в ледове. За планетите
Уран и Нептун ледовете и каменистите ве¬
щества са основната част от масата им.
Недрата на планетите и на някои големи
спътници (например Луната) са в разтопено
състояние При планетите от земната група и
спътниците поради малката топлопроводност
на външните слоеве вътрешната топлина мно¬
го бавно се просмуква навън и не оказва за¬
бележимо влияние на повърхностната темпе¬
ратура. При планетите-гиганти конвекцията
в недрата им довежда до забележим поток
топлина, превъзхождащ потока, получаван от
Слънцето.
Венера» Земята и Марс притежават атмо¬
сфера, състояща се от газове, отделили се от
недрата им. Атмосферата на пяанетите-гиганги представлява естествено продължение на
недрата им тези планети нямат твърда или
течна повърхност. При потъване навътре ат¬
мосферните газове постепенно преминават в
кондензиращо състояние.
Ядрата на кометите по своя химически
състав са родствени с планетите-г иганти те се
състоят от воден лед и ледове на различни га¬
зове с примеси от каменист вещества Почти
всички малки планети по своя съвременен
състав спадат към каменистите планети от
земната група. Само неотдавна откритата Хирои, движеща се между орбитите на Сатурн и
Уран, вероятно е подобна на ледените ядра на
кометите и на малките спътници на далечните
от Слънцето планети. Отломъци от малките
планети, които се образуват при сблъскване¬
то им една с друга, понякога попадат на Зе¬
мята във вид на метеорити. Вследствие на
незначителните размери на малките планети
недрата им са се нагрявали много по-слабо,
отколкото при планетите от земната група и
затова веществото им е претърпяло само
*

293

Енциклопедичен речник на младия астроном

малки изменения от времето на тяхното об¬
разуване. Измерванията на възрастта на мете¬
оритите (по съдържанието на радиоактивни
елементи и продуктите от разпадането им)
са показали, че те, а следователно и цялата
Слънчева система съществуват около 5 млрд,
години Тази възраст на Слънчевата система е
в съгласие с измерванията на възрастта на
земни и лунни образци.
Динамичееките и физическите особености
на строежа на Слънчевата система показват,
че планетите са се образували от газовопрахово вещество, което някога е съставля¬
вало лротопланетния облак около Слънцето.
Планетите от земната труда са се образували
в резултат от акумулиране на каменисти
твърди частици, а при планетите-гиганти
образуването е започнало със струпване на
каменисто-ледени частици и след това - на
някакъв етап са се присъединили газове,
предимно водород и хелии.

СОБСТВЕНИ ДВИЖЕНИЯ
НА ЗВЕЗДИТЕ
В началото на развитието на астрономията звез¬
дите били смятани за неподвижно закрепени
на небосвода, но с натрупването на данни и с
увеличаване на точността на наблюденията та¬
зи представа била опровергана. За пръв път
предположението, че ъгловите разстояния
между звездите се изменят в течение на вре¬
мето, било направено от китайския астроном
И Син (683 - 7271 .н.е ) Днес са известни мно¬
го причини за изменението на ъгловите раз¬
стояния между звездите. Това са рефрак¬
цията на светлината в атмосферата (вж. Ре¬
фракция - астрономическа), денонощната
м годишната аберация на светлината, годиш¬
ният парсьшкс.
Собствени движения на звездите се нари¬
ча! само онези техни ъглови премествания,
които стават вследствие реалното им движе¬
ние в пространството или вследствие движе¬
нието в пространството на Слънчевата систе¬
ма, от кояго ние извършваме наблюденията
Частта от собственото движение, която е пре¬
дизвикана от движението на звездата в прос¬
транството, се нарича пекулярно дви¬
жение, а частта, обусловена от движение¬
то на Слънчевата система — паралактично

с

Собственото движение на звездата е равно
на ъгловото й преместване за една година, из¬
разено в ъглови секунди. Собствените движе¬
ния са много малки и за повечето звезди не
надвишават стотни части от секундата за
година Най-голямото собствено движение,
равно на 10.27 \ има звездата на Барнард в
съзвездието Змиеносец, Познаването на соб¬
ствените движения е необходимо за съставя¬
нето на фундаментални каталози на звездите,
за определяне на разстоянията до гях, за изу¬
чаване на кннематикага (механиката на дви¬
жението) на звездите в нашата Гшгактика, а
също така в звездните купове и асоциации.
Определянето на собствените движения на
звездите поради малките им стойности е
трудно. В съвременната астрономия това ста¬
ва по фотографски метод, основан на някол¬
ко астрофотографии на една и съща област,
направени през голям промеждутък от време
(20 години и повече). Точността на определя¬
не на собствените движения по този метод е
±0,003".
Първите собствени движения на звезди са
измерени от английския астроном Е Гал е
през 1718 г за три ярки звезди Сириус, Арктур и Алцебаран Системни работи по измер¬
ване на собствените движения са започнати в
края на XVIII в., но голям размах получават
през нашето столетие във връзка с прилага¬
нето на фотографията в астрономията Към
средата на 70-те години вече са измерени дви¬
женията на около 300 000 звезди.

СПЕКТРАЛНА
КЛАСИФИКАЦИЯ
НА ЗВЕЗДИТЕ
По спектрите на звездите астрономите изуча¬
ват състава и строежа на звездите, физически¬
те процеси, които протичат в тях, определят
разстоянията до звездите и изследват движе¬
нието на звездите в пространството.
Спектрите на звездите за първи пъг са из¬
следвани в началото на XIX в. Но по онова
време все още не били известни законите на
спектралния анализ (вж Електромагнитно
излъчване на небесните тела). Едва след тях¬
ното откриване в средата на XIX в. започва
системно наблюдение на звездните спектри.
Първите наблюдения са визуални и се из¬
вършват със спектроскоп. Въвеждането на

294

Енциклопедичен речник на младия астроном

фотографията през втората половина на XIX
в открива широки перспективи пред спект¬
ралните изследвания. Фогоплакага, поставена
в телескопа, пред чийто обектив се намира
призма, може да регистрира стотици звездни
спектри с една експозиция.
Въз основа на многобройни снимки на
звездни спектри, получени в Харвардската об¬
серватория (САЩ), в началото на XX в е раз¬
работена подробна класификация на звездни¬
те спектри. С малки изменения тя се при¬
лага и днес. Тази класификация на звездните
спектри се нарича харвардека В нея отдел¬
ните звездни класове са означени с букви.
Подкласовете във всеки спектрален клас се
означават с цифри от 0 до 9, поставени след
буквата на спектралния клас В клас О на¬
пример подкласовете започват с 05. После¬
дователността на спектралните класове отра¬
зява непрекъснатото спадане на температура¬
та на звездите с преминаването към все покъсни спектрални класове. Тя изглежда по
следния начин*
О-В-А-Р-С-К — М
В спектралния клас М съществува разкло¬
нение, коею води към три малобройни I рупи
студени звезди със спектрални класове, съот¬
ветно К, N и 5.
По-голямата част от звездите се отнасят
към последователността от О до М Тази пое
ледователност е непрекъсната, характеристи¬
ките на звездите плавно се изменят при пре¬
хода от един клас към друг.
Харвардската спектрална класификация
на звездите е основана на вида и броя на спек¬
тралните линии. В обикновения звезден спек¬
тър, както и в спектъра на Слънцето те из¬
глеждат тъмни линии на светлия фон на не¬
прекъснатия спектър Линиите принадлежат
на различни химически елементи. Видът им в
спектъра зависи главно от температурата на
звездата. По-долу даваме по-подробно описа¬
ние на спектралните класове и изброяваме
ярките звезди, които са техни типични пред¬
ставители.
Клас О — това са най-горещите звезди във
Вселената. Температурата (7) на повърхност¬
та им е средно около 40 000 К В техните
спектри основни линии са слабите линии на
водорода и на йонизирания и неутралния хе¬
лий. Пример. 6, X и ^ от Орион

Клас В — по-малко горещи звезди, Т ~
15 000 К. Линиите на водорода и хелия са по¬
ясни, отколкого в клас О, Пример; Спика от
Девица, Бела грикс от Орион.
Клас А се характеризира с интензивни ши
роки линии на водорода Линии на хелия ня
ма. Появяват се слаби линии на метали. Тем
пературата
8500 К, Пример Вега от Ли¬
ра, Сириус от Голямо куче.
Клас Р — линиите на водорода са по-слаби,
отколкото при клас А, има много пинии на
йонизирани метали, например желязо, Т
6600 К Пример; Канопус от Кораб, Процион
от Малко куче.
Клас С — звезди със спектър, подобен на
слънчевия, Т
5500 К Пример: Капела от
Колар, а 01 Кентавър, Слънцето.
Клас К — звезди, по-студени от Слънцето,
Т
4100 К. Линиите на водорода са слаби
Линиите на неутралните метали са засилени
Виждат се слаби ивици на молекулите на СН
и СМ Пример; Аркгур от Воловар.
Клас М — най-студените звезди, Т ^ 2800 К
Интензивни са линиите на металите, а също
така ивиците на молекулите (особено на
окиса на титана). В класовете К и N се виж¬
дат тъмните ивици на водорода и циана, а в
клас 5 — на окисите на циркония Примери*
Бетелгейзе от Орион, Антарес от Скорпион,
Мира от Кит.
Интензитетът на спектралните линии в раз¬
личните класове добре се вижда на фиг. 1,
където по хоризонталната ос са нанесени
спектралните класове, а по вертикалната —
интензитетите на линиите на различните хи¬
мически елементи.
Въпреки че спектралната класификация на
звездите е основана на характеристиките на
спектралните линии, непрекъснатият спектър,
на фона на който се наблюдават тези линии,
съшо чувствително се изменя при прехода от
клас О към клас М. При горещите звезди О и
В е засилена синята част на спектъра и е слаба
червената. Звездите Р и С имат най голяма
интензивност на излъчване в жълтите лъчи, а
звездите от клас М светят предимно в черве¬
ната област и много малко излъчват в синята.
В съответствие с това се изменя цветът на
звездиге. О и В са синкави звезди, А - бели,
Р и С — жълти; К — червеникави (оранжеви),
М — червени.
Класификацията, която разгледахме погоре, е едномерна, тъй като основната харак-

Енциклопедичен речник на младия аетроьом

295

Фнг. 1. Интензитет на абсорбционните и на емисион
ни те спектрални линии в звездите от различни спек¬
трални класове

личия се отразяват върху спектрите на звез¬
дите.
През 1953 г. бе разработена нова, уточнена
двумерна класификация на звездите. Освен
спектралния клас в тази класификация се
показва и класът на светимост, Той се означа¬
ва с римски цифри от I до V. Цифрата I се от¬
нася за свръхгигантите, II - 111 — за гиганти¬
те, IV — за субгигантите, а цифрата V характе¬
ризира джуджетата В новата класификация
Хелии
спектралният клас например на звездата Вета
Водород
■
се изразява с АОУ, Бетелгейзе — М21, Сири¬
Йонизиран калции
■
Молекули
ус — А1У, Новата класификация позволява
Метали
■
да се определят разстоянията до звездите по
/ с — интензитет на абсорбционната линия
техните спектри и по видимите звезд¬
/
— интензитет на емисионната линия
ем
ни величини, Сега тя е общоприета и
широко се използува в астрономията,
В наше време са известни спектралните
класове на много стотици хиляди звезди Из¬
теристика, отчитана в нея, е температурата на
дадени са обемисти каталози на звездните
звездата. Нс всред звездите от един и същ спектри Работите по спектралната класифи¬
спектрален клас има звезди-гиганти и звездикация на звездите се водят широко и успеш¬
джуджета цвж. Звезди). Те се различават по
но в СССР, САЩ и в други страни.
плътност на газовете в атмосферата, пло¬
Всичко гореизложено се отнася за нор¬
щта на повърхността, светимостта Тези размалните звезди. Но във Вселената има
огромен брой нестандартни звезди с необик¬
новени спектри. Към тях спадат преди всичко
така наречениге емисионни звезди.
Фкг. 2. Видове звездни спектри: 1. Спектър на
За техните спектри са характерни не само
Слънцето (О). 2. Спектър на звездата В. от Лебед
тъмните
(или абсорбционни) линии, но и
(В), 3. Спектър т звездата Сириус (А). 4. Спектър
светлите линии на излъчване, които са по-яр¬
№. звездата В, от Лебед (К). 5. Спектър на звездата
ки от непрекъснатия спектър. Такива линии
д от Цефеи (М)
се наричат емисионни. Присъствието в спек¬
търа на звездата на емисионни линии се озна¬
чава с буквата „е” спед спектралния клас
Така има звезди Ве, Ае, Ме. Наличието в
спектъра на звезда О на определени емиси¬
онни линии се означава с ОТ Съществуват
екзотични звезди, открити от френските ас
трономи Волф и Райе. Спектрите на тези
звезди се състоят от широки емисионни иви¬
ци на фона на слабия непрекъснат спектър Те
се означават с \УС и
и не се вместват в харв ар дек ат а класификация. Напоследък са от¬
крити инфрачервени звезди, които във види¬
мата област на спектъра много малко или
съвсем не излъчват, а почти цялата си енер1 ия
излъчват в невидимага инфрачервена област
на спектъра. Температурата им н* надвишава
1800 К.
0

В

К

М

296

Енциклопедичен речник на млади* астроном

СПЕЦИАЛНА
АСТРОФИЗИЧЕСКА
ОБСЕРВАТОРИЯ
НА АН НА СССР
Специалната астрофизичеека обсерватория е
научно учреждение на Академията на науки¬
те на СССР. Разположена е в Северен Кавказ
на височина 2100 т над морското равнище.
Обсерваторията е основана през 1966 г.
В нея са монтирани най-големият в света оп¬
тически телескоп с азимутапна монтировка
е диаметър на огледалото 6 ш и най-големият
радиотелескоп РАТАН-600. Оптическият те¬
лескоп е построен в Ленинград в Обединение¬
то по механика и оптика „В. И. Ленин”
(ЛОМО). Общото тегло на телескопа заедно
с носещата основа е 950 I. Височината му е
42 ш.
За преместване на телескопа по височина и
азимут и насочването му към даден участък
от небето е създадена специална система,
включваща електронноизчислително устрой¬
ство.
С този телескоп могат да се наблюдават
звезди до 25-а звездна величина.
На 40 кт от големия телескоп е монтиран
радиотелескопът на АН на СССР, грамадно
съоръжение, състоящо се от 895 правоъ! ълни алуминиеви огледала с размери: височина
7,4 гп и ширина 2 т. Огледалата образуват
пръстеновидната радиоантена, която улавя
радиост нали от дълбините на Вселената
Дължината на цялата система е 1800 т,
а диаметърът на антенния кръг е 600 ш. Ме¬
талните конструкции, които поддържат огле¬
далата, дават възможност същите да се завър¬
тат около вертикална и хоризонтална ос, да
се придвижват напред и да се насочва радиотелескопът към избрания участък от небето.
Двата телескопа изпълняват програми за
наблюдение, които предвиждат подробно из¬
следване на най-разнообразни небесни обек¬
ти: планетите. Слънцето и другите звезди,
междузвездната среда, квазарите, различните
видове галактики, в това число протогалактиките, които представляват струпване на ве¬
щество, от което се образуват галактиките,
и т. н.

СПЪТНИКОВА
ФОТОГРАФСКА КАМЕРА
Спътниковата фотографска камера е фото¬
графски телескоп за наблюдение на изкус¬
твените спътници на Земята. За
разлика от другите видове фотографски те¬
лескопи спътниковите фотокамери са снаб¬
дени с устройство за точно регистриране яа
моменга на наблюдението (с точност до части
от милисекундата). Тъй като спътниците са
слабосвегещи обекти (или, както ги наричат
астрономите, „слаби светила”), за почерняване го на фотоемулсията е необходима продъл¬
жителна експозиция (секунди, а понякога и
минути). За да не „пълзи” по фотоемулсията
образът на бързодвижещия се спътник, касе¬
тата с фотолентата (или фотоплаката) в спът¬
никовите фотокамери може да се премества
едновременно с движещия се образ на спът¬
ника. Това е втората особеност на такива фо¬
токамери.
В други конструкции на спътникови фото¬
камери образът на спътника се задържа на
едно и също място на фотоемулсията чрез
въртене на цялата камера — „следене” на
спътника. За целта камерата е снабдена с
монтировка с 3 — 4 оси на въртене. Такава
монтировка позволява лесно да се насочва
камерата към спътника.
Съществуват различни конструкции спът¬
никови фотокамери, предназначени за наблю¬
дения на спътници в стационарни условия в
обсерваториите, а също така за наблюдения
в експедиционни условия
В СССР е конструирана голяма спътникова
камера ВАУ с висока проникваща способ¬
ност. Огледално-лещовият обектив на каме¬
рата е създаден от съветския оптик Д.Д.Максутов. Диаметърът на главното огледало е
107 егп, диаметърът на входния отвор и на
корекционнага леша е 70 сш, фокусното раз¬
стояние е 70 сш Фотографирането се извър¬
шва върху дълга фотолента с размери 6 х 36
сш. Фотокамерата ВАУ - една от най-големи
те в света - дава възможност да се фотогра¬
фират много слаби спътници и междупланетни станции на разстояние десетки хиляди ки¬
лометра. С такива фотокамери са снабдени
експерименталната станция за наблюдение на
спътници в гр. Звекигороди астрофизическата обсерватория към АН на Таджикската ССР
в гр. Душанбе.

297

Енциклопедичен речник на младия астроном

с

Спътникова
фото¬
графска
камера
АФУ-75

Много станции за оптически наблюдения
на изкуствени спътници на Земята в различни
обсерватории по света (както и у нас) са
снабдени със съветската фотокамера АФУ-75.
Фокусното разстояние на камерата е 73,6 сш,
диаметърът на обектива е 21 ст Камерата е
монтирана на специална платформа - устрой¬
ство за следене на денонощното движение на
звездите в течение на 2 — 3 минути. Камерата
е универсална, леснопреносима експедицион¬
на фотокамера.

СПЪТНИЦИ НА ПЛАНЕТИТЕ
Спътници гс на планетите са малки тела от
Слънчевата система, които обикалят около
планетите под действие на тяхното привли¬
чане Днес са известни 34 спътника. Най-близ¬
ките до Слънцето планети - Меркурий и Ве¬
нера — нямат естествени спътници Земята
има единствен спътник - Луната
Спътниците на Марс — ФобосиДейм о с — са известни със своята близост до
планетата и бързото си движение. В течение
на едно марсианско денонощие Фобос два пъ¬
ти изгрява и два пъти залязва Деймос се пре¬

мества по небосвода по-бавно: от момента на
изтриването му над хоризонта до залеза ми¬
нават две и половина денонощия. Двага спът¬
ника на Марс се движат почти точно в равни¬
ната на екватора му. С помощта на косми¬
чески апарат е установено, че Фобос и Дей¬
мос имат неправилна форма и при своето ор¬
битално движение винаги остават обърнати с
една и съща страна към планетата.Днаметърът
на Фобос е около 27 кт, а на Деймос — око¬
ло 15 кт Повърхността на спътниците на
Марс се състои от много тъмни минерали с
ниско албедо и е покрита с многобройни кра¬
тери Един от тях — на Фобос — има диаметър
около 5,3 кт. Кратерите вероятно са възник¬
нали от паднали метеори Произходът на сис¬
темата от успоредни бразди засега е неизвес¬
тен.
Средната плътност на Фобос (по гравита¬
ционното смущение на траекторията на орби¬
талния космически апарат „Викинг”) е око¬
ло 2 §/сш3 Ъгловата скорост на орбиталното
движение на Фобос е толкова голяма, че той.
изпреварвайки осовото въртене на планетата,
за разлика от другите светила изгрява на за¬
пад, а залязва на изток.
Системата от спътници на Юпитер е най-

298

Енциклопедичен речник на младия астроном

многобройна. От 14-те обикалящи около
Юпитер спътници 4 са били открити от Гадилеи - това са Йо, Европа, Ганимед
и Ка листо Два от тях по размер са срав¬
ними с Луната, а третият и четвъртият са дори
по-големи от Меркурий, макар че масата им е
значително по-малка Галилеевите спътници
са изследвани по-подробно от останалите
спътници на Юпитер. При благоприятни атмо¬
сферни условия могат да се различават дис¬
ковете на тези спътници и дори да се забеле¬
жат някои подробности на повърхността им
Въз основа на резултатите от задълбочени
наблюдения на измененията на блясъка и цве¬
та на Галилеевите спътници е установено, че
всички те имат околоосно въртене, синхрон¬
но с орбиталното Затова те винаги са обърна¬
ти с една и съща страна към Юпитер. На сним¬
ките на повърхността на Йо, направени от ко¬
смическия апарат „Вояджър”, добре се виж¬
дат действуващи вулкани. Над тях се издигат
светли облаци от продуктите на изхвърляне¬
то, достигащи височина десетки километри.
На повърхността на Йо има червеникави петиа Предполага се, че това са изтрили се от
недрага соли Особеност на този спътник е об¬
гръщащият го продълговат облак от газове.
По данни от космическия апарат „Пайъниър10 * са открити разредената атмосфера и йоносферага на този спътник
От галилеевите спътници най-забележителния! е Ганимед, който със своите разме¬
ри (диаметър над 5000 кт) вероятно е най-голсмият от всички спътници на планети в Слън¬
чевата система. От космическия кораб ,.Пайъниър-10 7 е получено изображение на повърх¬
ността на Ганимед На снимката ясно се виж-

Сггьгникът на Юпитер
Амалтея

Спътникът на Юпитер
Европа

дат ярката полярна шапка и петната Въз осно¬
ва на инфрачервени наблюдения от Земята се
смята, че повърхността на Ганимед е на дру¬
гия галилеев спътник Калисто е покрита е во¬
ден лед или скреж. На Ганимед са забелязани
следи от атмосфера
Тези четири спътника са обекти от 5 - 6
звездна величина и могат да се наблюдават
през всеки телескоп или бинокъл Останали¬
те спътници са много по-слаби Спътникът
Амалтея е най-близкият до планетата.
Гой се намира на разстояние от нея, равно на
2,6 планетни радиуса.
Другите 8 спътника имат малки размери и
са отдалечени на големи разстояния от Юпи¬
тер (от 160 до 332 планетни радиуса). Четири
от тях се въртят около Юпитер в обратна по¬
сока, а всички останали — в права,
През 1975 г. е забелязан обект, който ве¬
роятно е четиринадесетият спътник на Юпи¬
тер Орбитата му е неизвестна
В системата на планетата Сатурн освен пръ¬
стените, състоящи се, както е известно, от
многобройни малки (може би от порядъка
на метри) тела, се наблюдават 10 спътника
Мимас, Енцелад, Тетида, Диона,
Рея, Титан. Хиперион, Япет, Фе6 а и Я н у с. През последните години са от¬
крити още 7 спътника на планетата от изкуст¬
вени космически станции. Те още нямат наз¬
вания, а носят временни цифрови означения
Най-близкият спътник до Сатурн — Янус, се
движи толкова близко до планетата, че може
да се наблюдава само при затъмнение на
пръстените на Сатурн, създаващи заедно с
планетата ярък ореол в зрителното поле на
телескопа
Най-големият спътник на Сатурн — Ти-

Спътникът вя Юпшер
Ганимед

Спътникът ю Юпнгер
К мнсго. Снимките са
направени см косми
иескитс апарати „Вояджър’*.

299

Енциклопедичен речник на младия астроном

с

Марс» наблюдаван от спътника му Фобос. Фотомонтаж от две снимки* направени от космическите апарати
„Викинг”.

т а н, е един от най-големите по размери и
маса в Слънчевата система. Диаметърът му е
приблизително колкото диаметъра на Ганимед. Гитан е обкръжен от атмосфера, състо¬
яща се от метан и водород. В нея се движат
непрозрачни облаци. Всички спътници на Са¬
турн, с изключение на Ф е б а, се въртят в
права посока. Феба се движи по орбита с дос¬
та голям ексцентриците! в обратна посока.

Спътниците на Уран — Миранда, А р иел, Умбриел, Титания и Оберон,
се въртят по орбити, чиито равнини практи¬
чески съвпадат. Системата като цяло се от¬
личава с необикновения си наклон — равни¬
ната й е почти перпендикулярна кьм средна
та равнина на всички планетни орбити Освен
спътниците, около Уран се въртят множество
малки частици, които образуват своеобразни

300

Енциклопедичен речник ш младия астроном

пръстени, но съвсем неприличащи на знамени¬
тия пръстен на Сатурн.
Нептун има два спътника. Първият Тритон, е открит през 1846 г,, две седми¬
ци след откриването на самия Нептун. По раз¬
мери и маса той е по-голям от Луната Има
обратна посока на орбитално движение. Вто¬
рият спътник — Нереида, е много малък
и има силно издължена орбита. Разстоянието
между спътника и планетата се мени в грани¬
ците от 1,5 до 9,6 млн кш. Посоката ш орби¬
талното му движение е права.
През 1978 г е открит спътник на планета¬
та Плутон.
Откриването на спътника има голямо зна¬
чение, тъй като дава възможност по-точно да
се изчисли масата на планетата по данните за
периода на обикаляне на спътника, а освен
това хвърля светлина върху въпроса, не е ли
Плутон „изгубен” спътник на Нептун
Въпросът за произхода на наблюдаваните
системи от спътници на планетите е много ва¬
жен. : ова е един от възловите проблеми на
съвременната космогония.

СРЕБРИСТИ ОБЛАЦИ
Сребристите облаци са красиво природно яв¬
ление, рядко наблюдавано Те могат да се ви¬
дят от м май до м. август северно от 50 ши¬
рина (в южното полукълбо от ноември до
февруари на юг от 50° южна ширина). Среб¬
ристите облаци са по-светли от небето в по¬
лумрак. Те имат фина структура във вид на
вълни, гребени, ивици, понякога са като вих¬
ри или като равно поле. Това са най-високи¬
те облаци на земната атмосфера, появяващи
се на височина 70 — 90 кш. Времето на съ¬
ществуване на сребристите облаци е от ня¬
колко минути до няколко часа. Те са откри¬
ти през юни 1885 г. едновременно от редица
учени-астрономи, в това число от директора
на Московската астрономическа обсервато¬
рия В К Цераски и от естонския астроном
Е. Хартвиг. Отначало възникването на среб¬
ристите облаци е свързвано с избухване на
вулкани и разрушаване на метеорни тела в
горните слоеве на атмосферата Но метеор
ната хипотеза получава само частично потвър¬
ждение* метеорните частици служат като кон
дензационни ядра, върху които се образуват
ледени кристали. По-късно е доказано, че

именно на нивото на образуване на сребрис¬
тите облаци се създават необходимите и дос¬
татъчни условия за кондензиране на ледени
крие! али от водните пари, гьй като на тази
височина е измерен минимумът температура
(до - 140 °С).
Да се видят сребристите облаци от Земята,
е най-лесно по време на навигацион¬
ния полумрак (вж.Полумрак).Днес
сребристите облаци системно се изучават от
орбиталните научни станции „Салют”. На¬
блюденията на сребристите облаци се изпол¬
зуват за получаване на данни за ветровете
на височината на образуването им.

СЪЗВЕЗДИЯ
Още в древността хората започнали да измис¬
лят собствени имена на групи от звезди, ви¬
дими на небето — съзвездията (вж. Звездно
небе). В тези имена намерили отражение ми¬
товете и легендите на нашиге предци, а също
така някои страни от реалната практическа
дейност на хората Нека се запознаем с име¬
ната на някои съзвездия
... В летните и есенните вечери на небето
на северното полукълбо на Земята се откроя¬
ват гри ярки звезди, образуващи гигантски
триъгълник; Вега в съзвездието Лира, Денеб
в съзвездието Лебед и Алтаир в съзвездието
Орел. С едно от съзвездията—Лира,е свързан
древногръцкият мит за Орфей. Когато Орфей
пеел, акомпанирайки си с пира, неговият сла¬
дък и звучен глас усмирявал хищните зверо¬
ве, раздвижвал камъните, заставял клоните
на дърветата да се кланят.
А със съседното съзвездие древните гърци
свързвали легендата за лебеда, в чийто образ
според един от митовете сам гръмовержецът
Зевс слизал на Земята на среща със своята
любима - красавицата Леда
Любопитно е, че арабите във взаимното
разположение на същите звезди, съставящи
съзвездието Лебед, виждали очертанията на,..
кокошка Оттук е и името на най-ярката
звезда - Денеб, което произлиза от арабско¬
то „дгенеб ед-дажа жех”, което означава „ко¬
коша опашка”.
Въобще различните народи влагали в име¬
ната на едни и съши съзвездия съвсем разли¬
чен смисъл. Така древните гърци свързвали
със съзвездието Голяма мечка мита за ним-

Съзвездието Лндромеда (гравюра от атласа на Ян Хевелнй)

Съзвездието Малката мечка (гравюра от атласа на Ян Хевелнй)

I

303

Енциклопедичен речник на младия астроном

с

304

Енциклопедичен речник ни младия астроном

Старини» карн със символично изобразяване на съзвездията

фата Калисто, която Хера — богиня на Земя¬
та — за отмъщение превърнала в мечка. Хера
направила така, че синът на Калисто — Аркад
срещнал по време на лов мечка и незнаейки
коя е тя, се прицелил в нея със стрела. Тога¬
ва, за да спаси нимфата от разгневената боги¬
ня, Зеве ее спуснал на земята и отнесъл меч¬
ката на небето, преди да я улучи стрелата на
Аркад...
В същото съзвездие някои северни съвет¬
ски народи виждат фигурата на лос. Според
една легенда на Земята живял лос на име
Сохатнй Веднъж го подгонили ловци. Бягай¬
ки от тях, лосът се откъснал от земята и по¬
летял все по-високо, а ловците — след него.

Гака се издигали, докато стигнали до звез¬
дите.
Естонците наричат същото съзвездие „ко¬
ла”. И това название е свързано с народна ле¬
генда* веднъж вълкът нападнал вол, впрегнат
в кала. Затова боговете, които били забрани¬
ли на дивите зверове да нападат домашни жи¬
вотни по време на работа, за наказание впрег¬
нали вълка в колата заедно с вола и за назидание ги поставили на небето.
Съществувах имена на съзвездия, които
отразяват успехите, постигнати от хората в
развитието на науката и техниката, в откри¬
ването на нови земи, като: Микроскоп, Секстант. Телескоп, Циркул, Маса, Часовник.

305

Енциклопедичен речник на младия астроном

ВАСИЛИЙ ЯКОВЛЕВИЧ СТРУВЕ (1793-1864)
Василий Яковлевич Струве е руски
астроном, един от основоположници¬
те на звездната астрономия, член на
Иетербургската академия на науките
(от 1832 г.).
Той е роден в гр Алтон (Герма¬
ния) в семейството на директора на
местната гимназия, получил е фило¬
логическо образование в Лерптскня
(Тартускн, сега гр Тарту е в Естон¬
ската ССР) университет, но призва¬
нието си намира в природознанието
През 1818 — 1839 г Струве е дирек¬
тор на Дсрптскзтя университетска
обсерватория; от 1833 г е най-ак
тнвен участник в обзавеждането на
Лулковската обсерватория, откриха
на 19 август 1839 г Струве става пър¬
вият директор на тази обсерватория
благодарение на неговите усилия но¬
вата обсерватория е обзаведена със
съвършени инструменти (включител¬
но с най големия в света по онова
време рефрактор с 38 сантиметров
обектив) С непосредственото участие

20.

на В. Я Струве е проведено градуенс
измерване на огромна дъга от мери¬
диана - от крайбрежието на Ледовитая океан до устието ка р Дунав. В
резултат са получени ценни материали
за определянето на формата и разме¬
рите на Земята.
В областта на звездната астроно¬
мия Струве открива, че броят на звез¬
дите в единица обем се увеличава с
приближаването към централната част
на Галактиката и обосновава извода
за съществуването и големината на
междузвездното поглъщане на свет¬
лината. Струве отделя много време за
изучаване ка двойните звезди. Съста¬
вените от него два каталога на двой¬
ни звезди са публикувани през 1827 и
1852 г На В. Я Струве принадлежи
първото успешно измерване на разстоянието до звезда (Вега от съзвез¬
дието Лира) през 1837 г
В. Я Струве е бил почетен член на
много чуждестранни академии и дру¬
жества

с

т
ТЕЛЕВИЗИОНЕН ТЕЛЕСКОП
1елевизионният телескоп е телескоп, в който
образът на космическите обекти се регистри
ра посредством телевизионна техника. Той е
конструиран през 50-те години на XX в.
Засега се използуват два основни вида те¬
левизионни астрономически системи: косми¬
чески и земни. Космическите телевизионни
системи са предназначени за предаване на
образа на небесните обекти от борда на
космическия кораб на Земята. Тези системи
имат предавателно устройство и чувствителни
земни радиоантени. Земните системи са
предназначени за изучаване на различни
небесни тела, които се наблюдават с оптичес¬
ки телескопи, намиращи се на Земята. Глав¬
ната задача на земните системи е да усилват
яркостта и контрастностга на образите на
слабо светещи обекти.
В телевизионния телескоп образът, създа¬
вай от оптическата система на телескопа, по¬
стъпва върху фотокатода на приемателната
телевизионна тръба. След това както във вся¬
ка телевизионна система този образ ред след
ред се „изчита” от електронния лъч и съот¬
ветната информация във вид на видеосигнал
се предава по специални канали за връзка на
приемателното устройство Тук на екрана на
електронно-лъчев ата тръба по същия начин
ред след ред се възпроизвежда полученият
образ. В зависимост от вида на фотокатода
телевизионните телескопи могат до работят
не само във видимия диапазон на електро¬
магнитните вълни, но също в инфрачервения
и ултравиолетовия спектър,

Полученият на екрана на приемателната
тръба образ може да бъде фотографиран.
Използуваните в астрономията телевизи¬
онни системи в сравнение с другите приемни¬
ци притежават редица предимства. Едно от
тях е, че образът на изучавания обект може
да се предава на значителни разстояния по ка¬
белни линии за връзка или по радиото Обра¬
зът на екрана на кинескопа може по желание
на наблюдателя да се намалява или увелича¬
ва, плавно да се регулира яркостта и контрастността му Особено важна е способност¬
та на телевизионните астрономически систе¬
ми при наблюдение на неподвижен обект в те¬
чение на дълго време да натрупват образа му
във вид на електрични заряди. Благодарение
на това могат да се получават образи на мно¬
го слаби небесни светила, а също така в изу¬
чаваните обекти с видими размери да се раз¬
криват различни слабо забележими подроб¬
ности
Главното предимство на телевизионните
астрономически системи се състои в това, че
те дават възможност да се автоматизира про¬
цесът на натрупване на информация — тя да
се получи, въведе в ЕИМ и оперативно да се
обработи.
През последните години към големите те¬
лескопи все по-често се използуват свръхчув¬
ствителни телевизионни камери, осигурява¬
щи регистриране на обекти, които са с някол¬
ко звездни величини по-слаби от онези, кои¬
то могат да бъдат фотографирани
Телевизионните телескопи се използуват

307

енциклопедичен речник ч* млцдия астроном

при фотометричните наблюдения, при наблю¬
денията на планетите и мъглявините, при тър¬
сенето и изучаването на обекти с бързо изме¬
нящ се блясък, например избухването на
свръхнови звезди, наблюденията на изкус¬
твените спътници на Земята,
малките планети и кометите, метеорите. Слън¬
цето, а също така при определяне на коорди¬
натите на далечни космически обекти.

ТЕЛЕСКОП - САМОДЕЛЕН
За извършване на астрономически наблюде¬
ния можете сами да си направите телескоп,
В тази статия ще ви разкажем как да кон¬
струирате телескоп-рефрактор от стъкла за
очила (за начинаещи любители) и телескопрефлектор (запо-опитните).
Всеки ученик е в състояние да си направи
рефрактор Преди всичко купете си обектив
и окуляр. За обектив могат да се използуват
две стъкла за очила (мениски) по +0,5 диоп¬
търа, като ги разположите с изпъкналите им
страни едното навън, а другото — навътре на
разстояние 30 шга едно от друго. Между тях
поставете диафрагма с отвор с диаметър око¬
ло 30 тт. За обектив може да служи и до¬
пълнителна леща за фотоапарат „Смяна” или
„Зоркий” с +1 диоптър.
За окуляр вземете силна лупа (5 — 10 пъ¬
ти увеличение) с малък диаметър. Такъв те¬
лескоп ще осигури увеличение 20 — 40 пъти.
Тръбата на телескопа, в която се закрепва
обективът, може да се направи от хартия. Мо¬
же да се подбере и подходяща метална или
пластмасова тръба. От същия материал се из¬
работва и подвижната тръба с по-малък диа¬
метър за окуляра.
Главната тръба А направете с 10 сш по-къ¬
са от фокусното разстояние на обектива
Дължината на окулярната тръбичка В е около
40 сш За да се фокусира телескопът („на яс¬
но виждане”), окулярната тръбичка трябва
плътно да приляга към тръбата, но да се дви¬
жи добре навътре и навън.
Лещата на обектива С закрепете в предна¬
та част на тръбата чрез рамката П, състояща
V, о* два картонени пръстена с разрез и две
къси хартиени тръбички с малко по-малък диамегьр от този на лещата. С тези тръбички ле¬
щата плътно се притиска между пръстените
(черт. 1).
За да провеждате удобно наблюденията,

Г

направете статив за телескопа. Най-лесно е да
се направи дървен азимут ален статив, на кой¬
то тръбата да се върти около две оси. верти¬
кална и хоризонтална. Тръбата на другия
край на хоризонталната ос уравновесете с те¬
жест За да не се налага по време на наблюде¬
нията да се поддържа тръбата с ръка, напра¬
вете закрепващ винт, а още по-добре — два
винта, за вертикалната и за хоризонталната
ос (черг. 2).
С направения от вас рефрактор можете да
наблюдавате планините на Луната, пръстените
на Сатурн, фазите на Венера, диска на Юпи
тер и четирите му спътника, двойните звезди
и някои звездни купове - Плеяди,
Ясли. Слънчевите петна наблюдавайте, като
проектирате образа на Слънцето върху екран
— лист бяла хартия, като го защитите от пре¬
ките слънчеви лъчи с картон с отвор в среда¬
та, надянат на тръбата.
Ако астрономът-любител е търпелив и има
сръчни ръце, той може да направи телескопрефлектор с диаметър на главното огледало
100 — 120 тт, а след придобиването на из¬
вестен опит — ис по-голям размер.
Както знаете, съществуват няколко сис¬
теми телескоп рефлектори. Най-лесно е да се
конструира рефлектор от система Нютон (вж. Рефлектори).
Ако при диаметър на главното огледало
100 тт фокусното разстояние е повече от
700 тт, а при диаметър 120 тт — над 900
тт, то повърхността на огледалото е по-доб¬
ре и по-лесно да се направи не параболична, а
сферична.
За такова сферично огледало са нужни два
диска (при диаметър 100 тт с дебелина, не
по-малка от 8 — 10 тт; при диаметър 120
тт — около 12—14 тт) от добре изпечено
стъкло, например огледално, витринно, илюминаторно. Ако имате дебело огледално
стъкло, дисковете можете да си изрежете
и сами с тръбен свредел Той се прави от пар¬
че желязо, стомана шш друг не много мек
метал Дебелината на стените на свредела е
1 — 2 тт. Той се закрепва върху дървен диск
със същия диаметър, какъвто е на ог ледалото.
Дисковете се изрязват, като се върти тръб¬
ният свредел на специално приготвен стан
или ръчно Под края на свредела непрекъсна¬
то се намазва каша от абразив (например
шмиргелов прах), смесен с вода.
Като материал за огледалото могат да се

308

Енциклопедичен речник на младия астроном

г

309

Енциклопедичен речник на младия астроном

т

използуват плоекоизпъкнади събирателни вайте пръстенът ца не излиза извън края на
лещи за фотоувеличители, като се обработва шлифовача (черт. 5). Пръстенът и масичката
плоската им повърхност. Такива лещи с диа¬ на стана трябва през цялото време да се за¬
метър до 113 шш можете да купите във фото- въртат равномерно в противоположни посо¬
магазините
ки. При шлифоването с пръстен вдлъбнатина¬
Дисковете са изрязани. Сега трябва да ги та в стъклото се получава много по-бързо, отшлифовате. За целта са необходими шлифо¬ колкото при шлифоването на стъклото със
ващи н полиращи материали, а също така стъкло.
смола и терпентин. Шлифовайте огледалото с
При по-нататъшното шлифоване освен
абразивни прахове от карборунд (силициев стъклен шлифован се използуват шлифовани,
карбид), корунд или шмиргел Нри работа чиито основи са направени от най-различен
ще ви потрябват абразиви с различна по голе¬ материал: метал, гетннаке, текстолит, отлив¬
мина зърнеста структура. Обикновено абра- ки от смес на цимент с пясък, цимент с ала¬
зивите са по номера 40 — 20 (най-едрозър- бастър Използува се също така импрегнира¬
неетият), 12 — 10, 6 — 4. Абразивните прахо¬ но дърво. В основата на такъв шлифован се
ве от различни номера можете да получите, налепват квадратчета от стъкло или органич¬
като раздробите на дребни парченца точилар¬ но стъкло Използуват се и специални метал¬
ски камък Полученият прах се сортира, като ни шлифовани. Основите им, имащи форма
на сфера, се източват на струт Използуване¬
се пресява през дребни сита
Шлифовайте дисковете на стана (черт. 3). то на гореописаните шлифовачи позволява да
На дебела дъска — основа — е закрепена вър¬ се ограничим с един стъклен диск — бъдещо¬
тяща се кръгла, шестоъгълна или осмоъгъл¬ то огледало.
на масичка. В центъра й неподвижно е закре¬
Когато вдълбаването се доближи до опре¬
пена ос, която се върти в основата. Масичката делената стойност (за 100 тш огледало — не
може да се опира на „потънали” в основата 3 повече от 0,90 шш; за 120 тгп — не повече от
стоманени топчета. На такова станче много 1,00 шш), преминете от грубото към фино
удобно се работи вместо сами да обикаляте шлифоване, като използувате все по-дребнооколо масичката, масичката може да се върти зърнест абразив.
на стана.
След като завършите шлифоването с найЗапочнете шлифовката с най-едрия абра¬ финия абразив, полирайте повърхността на
зив. За шлифоване на огледалото със сферич¬ огледалото На долния диск — шлифовача. на¬
на повърхност наложете единия диск върху несете слой от сплав на смола и колофон с де¬
другия Долния диск предварително закре¬ белина 4 — 5 шпг. Върху слоя направете мре¬
пете в центъра на въртящата се масичка с 4 жа от бразди — квадратни фасетки за по-до¬
винта с надянати на тях късчета от дебело- бър контакт със стъклото и циркулация на
стенна гумена тръба. След това, смазвайки полиращото вещество (черт. 6). Внимателно
допиращите се повърхности с каша от абра¬ полирайте със специален прах крокус или
зивен прах и вода, движете горния диск към полирит с веда.
себе си и обратно на 1 /4 — * /3 от радиуса.
И така, огледалото за телескопа е готово.
При това двата диска непрекъснато завър¬ Повърхността му не трябва да се отклонява
тайте в противоположни посоки. В резултат от дадената с повече от 70 шп.
на това повърхността на горния диск ще ста¬
Точността на повърхност на приготвено¬
не вдлъбната, а на долния — изпъкнала (черт. то ог вас огледало може да се провери с по¬
4).
мощта на сянков уред. Той е изобретен от
За да се ускори процесът на грубата обра¬ френския физик Фуко. Такъв любителски
ботка, в съвременната любителска практика уред (черт. 7), направен от дървени трупчета
се прилага шлифовка с пръстен. За пръстен или от детайли от „конструктор”, лампичка
вземете парче от дебелостенна чугунена тръ¬ от джобно фенерче и ножче за бръснене, ще
ба. Диаметърът на пръстена трябва да е около ви помогне да изследвате огледалото.
Принципът на работа на сянковия уред е
половината от диаметъра на огледалото. Като
следният (черт. 8,а) В центъра на кривината
поставите огледалото на мястото на шлифо
вача, шлифовайте го с пръстена, намазвайки О на изследваното огледало поставете изкус¬
постоянно с каша от абразив с вода. Внима¬ твена звезда — точков източник на светлина

310

Енциклопедичен речник на младия астроном

(например в лист станиол направете малка
дупка и осветете отзад с ярка светлина), а в
точката на пресичане на отразените от огледа¬
лото светлинни лъчи (върха на конуса О )
поставете „ножа на Фуко” (например ножче
за бръснене). Като се преместите зад фе¬
нерчето» намерете отражението на звездата
в огледалото. Приближавайки се или отда¬
лечавайки се от огледалото, трябва да успеете
да направите така, че изкуствената звезда да
запълни със светлината си цялата повърхност
на огледалото. Ако сега бавно пресичате вър¬
ха на конуса на лъчите с „ножа на Фуко”, то
цялото огледало ще нзгасва едновременно
(черт. 8,6). Това означава, че всички лъчи, от¬
разени от огледалото, се събират в една точ
ка. Ако кривината на повърхността на огле¬
далото се отличава от дадената, ще видите
„картина на сянка” (черт. 8,в), по която се
съди за формата на повърхността. Повърх¬
ността на огледалото поправете с по-нататъш¬
но полиране, като изменяте характера на
движение на огледалото (щрихите) шш фор¬
мата на полировката. Реалните отклонения на
повърхността на изготвеното от вас огледало
от сферичната форма са части от микрона.
Вдлъбнатата сферична повърхност на по¬
лираното огледало отрязва едва около 5% от
падащата върху него светлина. Затова по¬
върхността му трябва да се покрие със светлоотражателен слой от алуминий или сребро
Огледалото се покрива с алуминиев слой са¬
мо при специални условия, а може да се по¬
сребри и при домашни условия.
В телескопа-рефлектор ог системата на
Нютон диагоналното плоско огледало откло¬
нява встрани конуса от лъчи, отразени от
главното огледало. Да се направи саморъчно
добро плоско огледало, е много трудно.
Вместо него можете да ползувате призма с
пълно вътрешно отражение от призмен би¬
нокъл. При главно огледало с диаметър
100 — 120 шш размерите на правоъгълните
равнини на призмата, разположени под ъгъл
90 , трябва да са в следните граници 20x20
шш и 25x25 шш.
Вместо плоско диагонално огледало може¬
те да използувате също така плоската по¬
върхност на леща, повърхността на еветофилтьр от фотоапарат или всякаква друга опти¬
чески точна равнина. Покрийте я със слой
сребро или я алуминизирайте
Към телескопа трябва да има комплект от
окуляри. В него влизат; слаб окуляр с фо¬

кусно разстояние 25 — 30 шш, среден — с
10 — 15 шга и силен с 5 — 7 шш За окуляр
може да служи еднолешова лупа Могат да се
използуват окуляри от микроскоп, бинокъл,
теодолит, обективи от малкоформатни фото¬
камери и кинокамери.
Главното огледало, плоското диагонално
огледало и окуляра монтирайте в тръбата
(тубуса) на телескопа. Най-простият вариант
на тръбата е „чикинеката дъска” (черт. 9, а),
наречена така на името на А. А Чикин, пио¬
нер на любителското телеснопоетроене в Ру¬
сия, Основата на такава тръба е суха здрава
дъска с ширина, малко по-голяма от диаме¬
търа на главното огледало и дължина, малко
по-голяма от фокусното му разстояние. В
единия край перпендикулярно към нея е за
крепена квадратна дебела дъска. На тази дъс¬
ка (черт. 9,6) между 4 отрязъка от дебелостенна гумена тръбичка, надянати на винтове,
се поставя главното огледало. За да не падне
огледалото, под главичките на винтовете пос¬
тавете пластмасови шаиби. Задната повърх¬
ност на огледалото лежи на закръглените
краища на три винга, завити в дъската (на
фигурата винтовете са означени с щрихови
кръгчета), по-близко юьм края на огледало¬
то. Краищата на винтовете сгърчат няколко
милиметра ог дъската и служат за юстиране
на телескопа.
На противоположния кран на „чикинската дъска” се закрепва малка дъсчица с окулярен възел.
За телескопа-рефлектор пригответе паралактичен статив. Той има полярна ос и ос на
деклннациите. Полярната ос трябва да бъде
насочена към световния полюс, към Полярна¬
та звезда (черт. 10).
В съвременните астрономически наблюде¬
ния голяма роля играят допълнителните уре¬
ди, поставени към телескопа Това са фотока¬
мера, спектрограф или фоюелек гричен фо гометър. Астрономът-любител не бива да се
ограничава с обикновено разглеждане на не¬
бесните светила през телескопа. Интересно е
да имаш свои снимки на Слънцето, Луната,
звездното небе, метеорите и другите небесни
тела. Получените снимки могат да имат и
научна стойност (вж. Астрономически наблю¬
дения) .
По-подробно за това, как да се построи те¬
лескоп-рефлектор, се разказва в книгата на
М С Навашин „Телескоп за астронома-люби¬
теля” (Москва, изд. „Наука”, 1979 г.).

311

Енциклопедичен речник т младия астроном

ТЕЛЕСКОПИ
Телескопите са астрономически оптически
уреди, които служат за наблюдение на небес¬
ните тела. Телескопите се използуват в сис¬
тема с различни приемници за визуални, фо¬
тографски, спектрални и фотоелектрически
наблюдения на небесните светила.
Визуалните телескопи имат обектив и окуляр, които съставят така наречената телескопна оптическа система. Те преобразуват
успоредния сноп лъчи, който влиза в обекти¬
ва, в също такъв успореден сноп, излизащ от
оку ляра. В такава система задният фокус на
обектива съвпада с предния фокус на окуляра.
Устройството на телескопната система е
показано на фиг. 2 и 3 Основните й оптичес¬
ки характеристики са видимо увеличение Г>
ъглово зрително поле 2 И', диаметър на изход¬
ната диафрагма в\ разделителна способност
н проникваща способност.
Видимото увеличение иаопти¬
ческата система е отношението на ъгъла, под
който се наблюдава образът, даван от опти¬
ческата система на телескопа, към ъгловия
размер на обекта при наблюдението му с не¬
въоръжено око. Видимото увеличение на гелескопната система се изразява така:

където /*об и /ок са фокусните разстояния
на обектива и окуляра, В — диаметърът на
входната, а В’ — диаметърът на изходната
диафраг ма. По такъв начин с увеличаване на
фокусното разстояние на обектива или нама¬
ляване на фокусното разстояние на окуляра
може да се постигнат по-големи увеличе¬
ния Обаче, колкото по-голямо е увеличение¬
то на телескопа, толкова по-малко е зрител¬
ното поле и по-голямо изкривяването на об¬
разите на обектите поради несъвършенства на
оптическата система
Изходната диафрагма е наймалкото сечение на светлинния сноп, излизащ
от телескопа. При наблюденията зеницата на
окото съвпада с изходната диафрагма на сис¬
темата и затова диафрагмата не трябва да бъ¬
де по-голяма от зеницата на наблюдателя. В
противен случаи светлината, събрана от обек¬
тива, не ще попадне в окото и ще се изгуби.
Обикновено диаметърът на входната

Т

диафрагма (рамката на обектива) е
много поголям от зеницата на окото и точко¬
вите източници на светлина, например звезди,
при наблюдението им през телескопа изглеж¬
дат значително по-ярки. Тяхната видима яр¬
кост е пропорционална на квадрата на диаме¬
търа на входната диафрагма на телескопа.
Слабите звезди, които не се виждат с просто
око, могат да се видят добре в телескоп с го¬
лям диаметър на входната диафрагма. През
телескоп се вижда много по-голямо количест¬
во звезди, отколкото с невъоръжено око.
За астрономическите обективи разде¬
лителната способност се определя
от най-малкото ъглово разстояние между две
звезди, коиго могат да се видят разделени в
телескопа Теоретически разделителната спо¬
собност на визуалния телескоп (в дъгови се¬
кунди) за жълтозелените лъчи, към които
окото е наи-чувствително, може да бъде из¬
числена по формулата
където В е диаметърът на входната диафраг¬
ма на телескопа в милиметри
Проникваща способност на
телескопа се нарича граничната звездна
величина на светилото, което е достъпно за
наблюдение с даден телескоп при добри ат¬
мосферни условия. Лошото качество на об¬
раза поради трептене, поглъщане и разсейване
на лъчите от земната атмосфера понижава
граничната звездна величина на реално наблю¬
даваните звезди, намалявайки концентрация¬
та на светлинна енергия върху зеницата на
окото, фотоплаката или друг приемник на
лъчение в телескопа. Количеството светлина,
събирано от входната диафрагма на телеско¬
па, расте пропорционално на площта и; при
това нараства и проникващата способност на
телескопа. За телескоп с диаметър на обекти¬
ва В тш проникващата способност, изразена
в звездни величини при визуалните наблюде¬
ния, се определя по формулата
т\1$- 2.0 + 5 1%В.
В зависимост от оптическата система теле¬
скопите се делят на лещови (рефрактори),
огледални (рефлектори) и огледално-лещони.
Ако лещовата телескопна система има по¬
ложителен (събирателен) обектив и отрица¬
телен (разсейвателен) окуляр, тя се нарича
система на Галилей. Телескопната лещова

312

Енциклопедичен речник на младия астроном

^г- 1. Най-мощният в света телескоп-рефлектор с диаметър на огледалото 6 т е монтиран в Специална?т
астрофизяческа обсерватория на Академията на науките на СССР.

Енциклопедичен речник иа младия астроном

313

т

Фнг. 2, Схема на теле¬
скоп - система на Галнлей

система на Кегшер има положителен обектив
и положителен окуляр.
Системата на Галилей (фиг 2)
дава прав мним образ, има малко зрително
поле и малка светлосила (голям диаметър на
изходната диафрагма). Простотата на кон¬
струкцията, малката дължина на системата и
възможността за получаване на прав образ са
основните й предимства. Но зрителното поле
на тази система е малко, а липсата на дей¬
ствителен образ на обекта между обектива и
окуляра не позволява да се използува визирна мрежа Поради това системата на Галилей
не е подходяща за измервания във фокалната равнина Днес тя намира приложение в теа¬
тралните бинокли, къдего не е необходимо
голямо увеличение на зрителното поле.
Системата на Кеплер (фиг.3)
дава действителен и обърнат образ на обекта.
Обаче при наблюденията на небесни тела вто¬
рото обстоятелство не е от голямо значение и
затова системата на Кеплер е най-разпространена в телескопите. Дължината на тръбата на
телескопа е равна на сумата от фокусните
разстояния на обектива и окуляра
^ = /об +/ ок *
Системата на Кеплер може да се снабди с
визирна мрежа във вид на плоско паралелна

пластинка със сккла и нишков кръст Гази
система широко бе използува в съчетание със
система от призми, което позволява да се по¬
луди прав образ на обектите. Кеплеровите
системи се използуват предимно във визуал¬
ните телескопи.
Освен от окото, което при визуалните те¬
лескопи играе ролята на приемник на лъче¬
нията, образите на небесните обекти могат да
се регистрират върху фотоемулсия (такива
телескопи се наричат асгрографи) , фотоелектронният умножител и електронно-оптичес¬
кият преобразувател позволяват да се усили
многократно слабият светлинен сигнал от
звездите, отдалечени на големи разстояния;
образите могат да се проектират върху тръба¬
та на телевизионен телескоп Образът на
обекта може да бъде насочен и в астроспектрограф или астрофотометър
За насочване на тръбата на телескопа към
необходимия небесен обект служи монтировката (стативът) на телескопа. Тя дава
възможност за завъртане на тръбата около
две взаимно перпендикулярни оси Основата
на монтировката носи оста, спрямо която мо¬
же да се върти втората ос с въртящата се
около нея тръба на телескопа. В зависимост
от ориентацията на осите в пространството
монтировките се делят на няколко вида
В (хоризонталните азимутал-

Фнг. 3. Схема на телескоп — система на Кеплер

Входен процеп
г—Обектив

Окуляр

Изходен процеп

314

Енциклопедичен речник на младия астроном

“ т<У1есКО,ит*г

*> «зимутална; 6) екваториална (паралактачна); в) хоризонтална

ни те монтировки едната от е раз¬
положена вертикално (ос на азимута), а
втората - хоризонтално (ос ш зенитните
разстояния) (фиг. 4,а) Основен недостатък
на азимуталната монтировка е необходимост¬
та от завъртане на телескопа около две оси за
следенето на небесния обект, който се движи
вследствие денонощното въртене на небесна¬
та сфера, С азимутална монтировка са снаб¬
дени много астрометрични инструменти' уни¬
версалните инструменти, пасажните инстру¬
менти и меридианните кръгове.
Почти всички съвременни големи телеско¬
пи имат екваториална (п а ра л ан¬
тична) монтировка (фиг 4,6),
в която главната ос — полярната или часовата
— е насочена към световния полюс, а втората
— оста на деклинациите — е перпендикулярна
на нея и лежи в равнината на екватора Пре¬
димството на паралактичната монтировка се
състои в това, че за следене на денонощното
движение на звездата е достатъчно телеско¬
път да се завърта само около полярната ос.
Петметровият рефлектор на обсерватория¬
та Маунт Поломар (САЩ) е снабден спаралактична монтировка. На подобна монтировка е
поставен 2,6-метровияг рефлектор ЗТШ на
Кримската астрофизическа обсерватория на
АН на С( СР Но най-големияг в света 6-метров рефлектор БТА на Специалната астрофизическа обсерватория на АН на СССР има
азимутална монтировка: гя се оказва по удоб¬
на за такъв голям телескоп Управляването
на въртенето на телескопа по двете оси се из¬
вършва автоматично чрез специална електрон¬
ноизчислителна машина
Двуметровият телескоп на Националната

астрономическа обсерватория на НР Бълга¬
рия е също с азимутална монтировка.
За спектралните и някои други видове на¬
блюдения в телескопите се използува х о рнзонтална (иди алт-алт) мон¬
тировка (фиг. 4,в), в която първата ос
лежи в равншшга на хоризонта от север на
юг или от изток на запад, а втората ос е пер¬
пендикулярна на нея.
За наблюдение на изкуствените
спътници на Земята се използуват
спътникови фотокамери, които имат триосни
и четириоени монтировки.
Паралактичната монтировка има три вида
конструкции немска (фиг. 5,а), английска
(фиг 5,6) и американска (фиг. 5,в) В нем¬
ския вид конскрукция полярната ос е за¬
крепена в два лагера. В двата края на оста на
деклинациите, перпендикулярна на полярната
ос, са закрепени тръбата на телескопа и про¬
тивотежест га.
В конструкцията от английския тип
полярната ос се опира на две колони. За да се
премахне противотежестта и да се опрости
конструкцията, полярната ос е заменена с
рамка, вътре в която е закрепена тръбата на
телескопа Такава конструкция има 100-дюймовият рефлектор на обсерваторията Маунт
УтЩсън в САШ
Конструкцията от американски тип
има випково закрепване на полярната ос.
Към тези телескопи спада например 200-дюймовият рефлектор на американската обсерва¬
тория Маунт Паломар.
Полярните оси на екваториалните монти¬
ровки на телескопите сз снабдени с часовни¬
ков механизъм за водене на тръбата на телес-

315

Енциклопедичен речник иа мшдия астроном

т

5. Видове кон
струкцнн ка паралактнчната монтиро *ка на
телескопите: а) немска;
б) английска; в) аме¬
риканска
Фиг.

копа след небесното светило, което се движи
поради денонощното въртене на небесната
сфера.
За непрекъснат визуален или автоматичен
контрол на насочването на телескопа към на¬
блюдаваното небесно светило служат гидове¬
те, поставени на монтировката успоредно нд
основния телескоп, предназначен за фото¬
графски, спектрални или други наблюдения.
Тьрсачите, с които също така са снабдени
големите телескопи, служат за търсене на
нужния обект на небето и представляват широкоъгълна визуална тръба. Търсачът изпъл¬
нява ролята на прицел при голямо зрително
поле в началото на наблюденията в него е полесно да се намери нужното светило. Опти¬
ческата ос на търсача също е успоредна на ос¬
та на главната тръба на телескопа .

ТЕМПЕРАТУРА
НА НЕБЕСНИТЕ ТЕЛА
Температурата спада към най-важните физи¬
чески характеристики на обектите Темпера¬
турата на веществото характеризира средната
стойност на кинетичната енергия на хаотично¬
то движение на частиците, ог които се състои

това вещество. Колкото по-бързо ее движат
атомите или молекулите, толкова по-висока
е температурата на тялото. Но за да я опреде¬
лим, ие е нужно да измерваме скоростта на
отделните частици Температурата може да се
определи от произволно разстояние по наблю¬
дение на собственото излъчване на тялото
Познавайки физическите закони иа излъчва¬
нето на светлината, можем да свържем тем¬
пературата с особеностите в спектъра на из¬
лъчване на източника. Известно е например,
че колкото е по-висока температурата на не¬
прозрачните тела, толкова на по-къси вълни
те излъчват по-голямата част от енергията си.
Планетите като сравнително студени тела
най-ярко „светят” в инфрачервената част на
спектъра, а максимумът на излъчване на повечето наблюдавани звезди е във видимата
светлина (вж. Електромагнитно излъчване на
небесните тела). С невъоръжено око се вижда
червеникав оттенък в цвета на сравнително
хладните звезди (Антарес, Бетелгейзе) и син¬
кав цвят на много горещите звезди (Ригел,
Спнка) Температурите на известните нор¬
мални звезди са в границите от 3000 до 10000
градуса. Още по-горещи могат да бъдат звез¬
ди с голяма плътност: бели джуджета и неутронни звезди

316

Енциклопедичен речник н« младия астроном

Абсолютни нули

Скала на температурите на небесните тела
!<И М'*- * ЛЧИ ! 41

<1>

Обикновени юпди
Планети Астероиди
Прахови обвивки
около .шеадите
Облаци
«лудони облаци
0г йонизиран
т мйждузве зден газ
,аз
1-*—I-«
1

10

10

10

Пулсари

1»
105

Слънчева
корона

Келвини

Температурата на междузвездния газ се
определя ог анализа на спектъра му, по-точно
от относителните интензитети на спектрални¬
те линии. Близко до г орещите звезди газът се
нагрява до окопо 10 000 К
Температурата се измерва по така нарече¬
ната абсолютна скЬла - в келвини Темпера
турага на топене на леда в тази сккла е равна
на 273 К. Нулата на скклата по Келвин отго¬
варя на — 273 по Целзий. Това е абсолютната
гранящ на студа. При такава температура на¬
пълно се прекратяват топлинните движения
на частиците Наи-миски температури (окопо
10 К) имат плътните облаии от междузвезден
газ и планетите, които са далече от сгряващи¬
те ги звезди. Най-високи температури — де¬
сетки милиони градуси — имат силно разре¬
дените газове в галактичниге купове и по¬
върхността на неутронните звезди в случаите,
когато върху тях падат потоци от газ от съсед¬
на близка звезда. В недрата на масивните
звезди температурата може да достигне също
такива стойности, но вече не се измерва по
спектъра, а се определя чрез теоретични из¬
числения. Още по-високи температури е има¬
ло може би преди повече от 10 — 20 млрд го¬
дини, в най ранния стадий от еволюцията та
Вселената, когато още не е имало галактики
и цялото вещество се е намирало в газообраз¬
но състояние.

ТЕОРИЯ
НА ОТНОСИТЕЛНОСТТА
Може ли, намирайки се във влака, да устано¬
вим върви ли той, яли стои на едно място?
На пръв поглед въпросът ни се вижда стра¬
нен' достатъчно е да погледнем през прозоре¬
ца Но ако на прозореца има завеса или навън
е тъмно9 Тогава за нашето движение ще ни
напомня само тракането на колелата и люле¬

-1
10

Неутронни звезди
с акрецил на газ

|
^

I
Между| алактичен "3

)аз
--л-1_

10е

I -

Л?
5?

=з - сп
к- С7
^ О— т
о ПЗ ОС
^о
гз X
X
10

енето на вагона. Да си представим сега идеал¬
ния влак: вагоните се движат беззвучно и
меко. В този случай не ще имаме каквото и
да е чувство за движение, ако то е равномер¬
но и праволинейно
За да се опитаме да определим че сме в
движение, бихме могли да направим следния
опт В единия край на вагона ще запалим
лампа, в в другия край ще регистрираме све» иниия сигнал. По законите на класическата
физика, ако вагонът се движи срещу посоката,
в която се разпространява светлинният сга нал.
* ветлината ще преминава по-бързо то единия
А*9 Другия край, отколкото в случая на непо¬
движен вагон. Значи скоростта на светлината
в първия случай ще бъде по-голяма.
В началото на XX в. е извършен подобен
опит (по-сложен, разбира се). Резултатът бил
неочакван: независимо от това, дали вагонът
се движи, или не, скоростта на светлината се
оказала постоянна. Този факт противоречал
з представите на класическата физика Нем¬
ският учен Алберт Айнщайн (1879 —
1955) предложил нова физическа теория специалната теория на относи¬
телно с т т а, която обяснявала това явле¬
ние. Тази теория органически свързва прин¬
цип.» за постоянството на скоростта на све¬
тлината и принципа за независимостта на фи¬
зическите закони от състоянието на праволи¬
нейното и равномерно движение.
Според теорията на относителността (тя се
нарича също така релативистична теория)
скорост га на телата не може да се увеличава
произволно нито едно тяло не може да уве¬
личи скоростта си до тази на светлината При
това * приближаването към скоростта на
светлината все по-важна роля играят специ¬
фичните релативистични ефекти. Един от тях
е забавянето спрямо неподвижния наблюда¬
тел на хода на всички процеси в движещата се

317

Енциклопедичен речник на младия астроном

ракета. Този ефект има забележима стойност
само при скорости, близки до скоростта на
светлината. За наблюдател, намиращ се в ра¬
кетата, всичко изглежда обратно спрямо не¬
го всички протичащи на Земята процеси ще
бъдат забавени.
Ефектите на специалната теория на относи¬
телността са потвърдени от многобройни ек¬
сперименти. Цял клон от съвременната фи¬
зика — физиката на елементарните частици,
ускорени от гигантски ускорители до ско¬
рости, близки до скоростта на светлината, се
основава напълно на принципите на тази тео¬
рия.
Да се върнем към нашия пример с вагона.
Ние разгледахме идеалния случаи влакът се
движи в права посока с постоянна скорост.
Но нали всъщност влакът се движи със спир¬
ки. На всички е известно чувството на внезап¬
ното спиране: върху нас действува силата ка
инерцията, която ни тласка напред, като при¬
дава еднакво ускорение на всички предмети
във вагона Именно такова свойство притежа¬
ват силите на гравитационното привличане
всички тела в безвъздушно пространство па¬
дат с еднакво ускорение (вж. Гравитация).
Приликата между силите на инерцията и си¬
лите на привличане — независимостта на при¬
даваните от тях ускорения от масите на те¬
лата - дава на Айнщайн ключа към постро¬
яването на новата теория, която е обобще¬
ние на закона на И Ню тон за всеобщото
привличане. Тя се нарича обща теория
на относителността. Законът на
Нютон следва от обшага теория на относи¬
телността като приближение, което е вярно
за случая на слаби гравитационни полета.
По такъв начин съгласно общата теория на
относителността движението в полето на те¬
жестта е равносилно на свободното движение
по инерция Или. казано по друг начин, камъ¬
кът пада на Земята и тапетите се движат
около Слънцето, подчинявайки се само на
инерцията. Но нали в класическата механика
движението по инерция е праволинейно и рав¬
номерно, а планетите се движат по елипси,
камъкът пада с ускорение. В какво се състои
проблемът? Особеното е в това, че класичес¬
кото понятие за свободното движение се от¬
нася към пространство, в което няма никак¬
ва материя, към празно пространство. Колкото са по далече планетите от Слънцето.

Т

толкова по-малко е действителното му вли¬
яние, толкова с по-голям радиусът на орби¬
тите и е по-малка кривината им. Колкото ед¬
но тяло е по-далече от Земята, толкова е помалко ускорението му при падане.
Но пространство, напълно лишено от мате¬
рия, не съществува Няма основания да твър¬
дим, че реалните свойства на пространството
и времето в близост до материални тела са
съвсем същите, както далече от тях. Тези
свойства са различни в различните точки ка
пространството и могат да се изменят с вре¬
мето По такъв начин законът на Айнщайн за
привличането отразява връзката между гео¬
метрията на света и намиращата се в него ма¬
терия. Следствие от този закон е изкривява¬
нето на пространството и изменението ка хо¬
да на часовника близо до привличащи маси.
Изменението на хода на часовника (под
„часовник” разбираме всеки периодичен про¬
цес) , поставен в полето на тежестта, се състои
в това, че той ще върви малко по-бавно, отколкото ако е далече от гравитиращото тяло.
Да вземем като часовник естествените етало¬
ни за време - честотите в трептенията на
светлинните вълни в атомите. Според общага
теория на относителността атомът в гравита¬
ционното поле на звездата излъчва светлина с
по-малка честота от онази, която сьответствува на спектралната гоения на този атом
върху Земята. Вследствие на това всички ли¬
нии в спектъра на звездата в много силно
гравитационно поле се отместват към черве¬
ния край - наблюдава се така нареченото
гравитационно червено отместване. Такъв
ефект действително е открит.
Ефектите на общата теория на относител¬
ността вековото тместване на перихелкя на
Меркурий и отклонението на светлинните лъ¬
чи близо до Слънцето — се потвърждават от
наблюденията. Обикновено ефектите от об¬
щата теория на относителността са малки по¬
правки към предсказванията на Нютоновата
теория.
Обаче съществуват условия, при които об¬
щата теория на относителността играе реша¬
ваща роля Такива условия са налице при
гравитационния колапс; съвременната космология също се основава на принципите на
общата теория на относителността.

318

Енциклопедичен речник на младия астроном

ТОЧКА НА ПРОЛЕТНОТО
РАВНОДЕНСТВИЕ

като в центъра част от дърветата останали на
корена си, но без клони Голяма част от гора¬
та била изгорена.
При следващите експедиции (те са общо
Точка на пролетното равноденствие се нарича около 20) е забелязано, че областта на пова¬
онази от двете точки на пресичане на еклипги- лената гора има характерна форма на „пепе¬
ката с небесния екватор, в която Слънцето руда”, оста на симетрия на която добре съв¬
при своето видимо годишно преместване
пада с проекцията на траекторията на полета
всред звездите преминава от южното полу¬
на метеорита (тя е била уточнена по разкази
кълбо на небесната сфера в северното.
на очевидци) от изток-югоизток към западПо съвременния календар Слънцето мина¬
северозапад Общата площ на повалената го¬
ва през точката на пролетното равноденствие
ра е около 2200 кт2. Моделирането на форна 20 или 21 март. В този ден продължител¬
мата иа областта и изчисленията, извършени
ността на светлото време на денонощието на
с ЕИМ на всички обстоятелства на падането,
Земята навсякъде е равна на продължител¬
показват, че ъгълът на наклона на траекто¬
ността на нощта, т. е настъпва равноденствие,
рията е бил 30 — 40°, а взривът е станал не
(вж. Годишни времена) От този ден в север¬
при сблъскването на тялото със земната по¬
ното полукълбо на Земята по астрономичес¬
върхност, а преди това, във въздуха на ви¬
ки изчисления започва пролетта. Вследствие
сочина 5 - 10 кт.
напрецесията (вж. Лрецссия и нутация)
На много геофизични станции в Европа,
точката на пролетното равноденствие бавно се
Азия и Америка се наблюдавали въздушни
премества по небесната сфера всред звездите.
вълни, дошли от мястото на взрива, а от ня¬
Две хилядолетия тя е била в зодиакалното
кои сеизмични станции било регистрирано
съзвездие Овен Сега тя се намира в зодиа¬
земетресение. Ингересно е също така. че на
калното съзвездие Риби (вж. Зодиак). По тра¬
територията между р. Енисей и Атлантика
диция точката на полетното равноденствие се
нощното небе след падането на метеорита би¬
означава с астрономическия знак на Овена
ло
много светло (в полунощ било възможно
(вж Астрономически знаци).
да се чете вестник без изкуствено осветле¬
ние) . '3 Калифорния било забелязано рязко
ТУНГУСКИ МЕТЕОРИТ
понижение на прозрачността на атмосферата
Тунгуският метеорит е голямо небесно тяло,
през юли - август 1908 г.
срещнало се със Земята. Това е станало на 30
Оценката на енергията на взрива показва
юни 1908 г. в глухата сибирска тайга в райо¬
стойност, която превишава енергията при па¬
на на реката Подкаменная Тунгуска (Красдането на Аризонския метеорит,
ноярски кран)-. Рано сутринта, в 7 Ь 15 шт
където се е образувал огромен мегеоритен
местно време, на небосвода се появило огне¬
кратер с диаметър 1200 т Но на мястото на
но кълбо — болид Наблюдавали са го много
падането на Тунгуския метеорит не е открит
жители на Източен Сибир.
никакъв кратер. Това обяснява споменатото
Полетът на това необикновено небесно
по-юре изгаряне на небесното тяло преди
тяло се съпровождал със звук, напомнящ удара му със земната повърхност.
кръмотевица Последвалият взрив предизви¬
Въпреки че изследването на механизма на
кал сътресението на почвата, което било усе¬ взрива на тунгуския метеорит още не е за¬
тено на много места върху площ над 1 млн. вършено, повечето учени смятат, че това е тя¬
кт2 между реките Енисей и Лена и езерото
ло с голяма кинетична енергия, ниска плът¬
Вайкал.
ност (по-малка от плътността на водата),
Първите изследвания на Тущуското явле¬ малка здравина и висока летливост, което е
ние започват едва през 20-те години на XX в,, довело до бързото му разрушаване и изпаре¬
кг»! аго начело с Л А. Кулик към мястото на ние при рязкото намаляване на скоростта в
падането се отправят четири експедиции ор¬ долните плътни слоеве на атмосферата. Веро¬
ганизирани от АП на СССР.
ятно това е била комета, състояща се от за¬
Установено е, че около мястото на падане¬ мръзнала вода и газове във вид на „сняг” с
то на Тунгуския метеорит гората била пова¬ примеси от твърди частици Кометната хипо¬
лена като ветрило от центъра към краищата, теза за Тунгуския метеорит е предложена от

319

Енциклопедичен речник на младия астроном

т

Повалената гора в района на падането на Тунгуския метеорит. Снимката е направе на от участници в експе¬
дицията през 1978 г.

Л А. Кулик, а след това развита от акад, В.
Г. Фесенков въз основа на съвременни данни
за природата на кометите. По неговата оцен¬
ка масата на Тунгуския метеорит е била наймалко 1 млн тона, а скоростта му около 30 —
40 кт/$
В района на гунгуската катастрофа в поч¬
вата са открити микроскопични силикати и
магнетитови тоггченца, външно подобни на
метеорния прах и представляващи разпрате¬
но при взрива вещество от ядрото на комета¬
та. Нощното светене може да се обясни с раз¬
сейването на слънчевата светлина от прахова
опашка на кометата в горните слоеве на ат¬
мосферата.
Тунгускияг метеорит или, както често го
наричаг в научната литература, Тунгуско па¬

дане, още не е изучен докрай. Някои резулта¬
ти от изследванията все още очакват своето
обяснение, въпреки че не противоречат на кометната хипотеза.
През последните десетилетия са предложе¬
ни и други хипотези, които обаче не са пот¬
върдени от задълбочените изследвания. Спо¬
ред една от тях Тунгуският метеорит се със¬
тои от „антивещество” Взривът, наблюдаван
при падането на метеорита, е резултат от вза¬
имодействието на „веществото” на Земята с
„антивещество го” на метеорита, което е съ¬
провождано с отделяне на огромно количест¬
во енергия. Но предположението за такъв яд¬
рен взрив противоречи на факта, че в района
на Тунгуското падане не е открита повишена
радиоактивност — в планинските скали пя-

320

Енциклопедичен речник на мльдия астроном

ма радиоактивни елементи, които трябва да
са налице, ако действително е съществувал
ядрен взрив.
Изказана е също така хипотезата, че Гунгуският метеорит е микроскопична черна
дупка, която, попадайки в Тунгуската тайга,
е пронизала цялата Земя и е излязла през
Атлантическия океан. Но явленията, кои го
трябва да настъпят при такова предположе¬
ние (да не говорим за възможността за съ¬

ществуване на черни дупки с малка маса) синьо светене, продълговата форма на пова¬
лената гора, липса на загуба на маса и други,
- противоречат на фактите, наблюдавани
при Тунгуското падане. Тази хипотеза се
оказва също несъстоятелна.
а унгуското падане все още не е изучено
изцяло В района на катастрофата експедиции
продължават своята работа по разкриване на
тайната на Тунгуския метеорит.

Енциклопедичен речник на млади* астроном

УНИВЕРСАЛЕН ИНСТРУМЕНТ
Универсалният инструмент, или съкратено
уннверсал, е астрономически ъгломерен ин¬
струмент, снабден с два кръга с деления за
точно измерване на вертикални и хоризонтал¬
ни ъгли. Конструкцията на зрителната 2 ръба
позволява да се извършват наблюдения на
звезди, близки до зенита. Името на инстру¬
мента подчертава възможността за използува¬
нето му за определяне на географски коорди¬
нати, време и азимути на посоки. Универсалът се употребява предимно като преносим
инструмент в експедиционни условия на на¬
блюдение. Точността на измерване с него е до

±0 Л\

Разновидност на универсалния инструмент
е теодолитът. Той има по-проста кон¬
струкция и е специално приспособен за пол¬
ски 1еодезически работи. Ако за универсала
точността на измерването на хоризонталните
и вертикалните ъгли е еднаква, теодолитът
обикновено дава възможност за по-голяма
точност при измерването на хоризонтални
ъгли.

УРАН
Уран е седмата поред от Слънцето планета в
Слънчевата система. Тя спада към групата на
планетите-гиганти. По диаметър Уран е почти
четири пъти по-голяма от Земята. Отдалечена
е от Слънцето на 19,2 1/а и е сравнително сла¬
21.

бо осветена. Уран е открита от английския ас¬
троном У Херше>1 през 1781 г.
Подробности върху повърхността на Уран
обикновено трудно се различават поради
малките ъглови размери на планетата в зри¬
телното поле на телескопа. Това затруднява
изследването й, а с това и откриването на за¬
кономерности на движението и.
Уран (за разлика от всички други планети)
вероятно се върти около оста си, „лежейки"
на едната си страна. Такъв наклон на екватора създава необикновени условия за осветя¬
ване: на полюсите в определен сезон слънче¬
вите лъчи падат почти отвееш, а полярния!
ден и полярната нощ обхващат (последова¬
телно) цялата повърхност на планетата, с из¬
ключение на тясна ивица по продължение на
екватора. Тъй като Уран обикаля около
Слънцето по орбитата си за 84 години, поляр¬
ният ден на полюсите на планетата е 42 годи¬
ни, а след това настъпва полярна нощ със съ¬
щата продължителност. Само в екваториал¬
ния пояс на Уран Слънцето изгрява и залязва
с периодичност, съответна на равномерното
въртене на планетата около оста й.
Дори в онези участъци от пЬвърхността,
1 съдете Слънцето се намира в зенита, темпера¬
турата на Уран (т. е. на видимата повърхност
ма облаците) е около - 215 °С. При гакива
условия някои I азове замръзват.
В състава на атмосферата на Уран по спектроскопнчнк наблюдения е намерен водород

322

Енциклопедичен речник на младия астроном

и малки примеси от метан. По косвени данни
хелият е в сравнително голямо количество
Както и другите планети-1 иганти, вероятно
Уран има еднакъв състав почти до центъра си.
Но средната плътност на Уран (1,58 $*/ст3) е
малко по-голяма от плътността на Сатурн и
Юпитер, въпреки че веществото в недрата на
тези гиганти е свито от значително по-голямо
налягане, отколкото на Уран Такава плът¬
ност на Уран може да се обясни с предполо¬
жението за повишено съдържание на хелий
или със съществуването в недрата на ядра от
тежки елементи, -щ
Една от интересните особености на Уран е

У

откритата през 1977 г. система от опасващи
я пръстени. Те се състоят от множество от¬
делни непрозрачни и вероятно много тъмни
частици. За разлика от пръстените на
Сатурн пръстените на Уран са тесни, „ниш¬
ковидни*’ образувания Те не се виждат в от¬
разена светлина и се забелязват само по сил¬
ното отслабване на блясъка на звездите, ко¬
ито понякога се оказват зад пръстена (за на¬
блюдателя от Земята) при движението на
Уран по орбитата му. Отдалечеността на пръс¬
тените от центъра на планетата е 1,60 до 1,85
от радиуса на Уран.

УЛУГЬЕК (1394 - 1449)
Мохамед Тарагай. наричан Улугбек
(Великия княз), е родея през 1394 г.
във военния обоз на своя страшен дя¬
до — Тимур, след чнято смърт през
1409 г става владетел на държавата
Маверанахр със столица Самарканд
Този необичаен за средновековния Из¬
ток владетел използува своите сили не
за война, а за развитие на просветата и
науката Той открива висши училища
(м едрее е), привлича към своя двор
най-виднн учени - математици н астро¬
номи Сам Улугбек е високообразован
човек и се занимава с астрономически
наблюдения и изследвания Те се про¬
веждат в построената от него астроно¬
мическа обсерватория край Самарканд
Огромното здание на гази обсервато¬
рия поразява съвременниците със свои¬
те размери и великолепие. Но още позабсяежително е нейното обзавеждане.
Уредите в обсерваторията на Улугбек
са най-съвършенкте за своето време.
Например Улугбек и неговите помощ¬
ници провеждат системните наблюде¬
ния на Слънцето с помощта на ква¬
дрант - ъгл«'мерен инструмент, чийто
радиус е 40 т, а на един градус от не¬
говата грамадна мраморна дъга съот*
ветегвува интервал 70 ст!
Улутбек и неговите помощници от
ново измерват основните астрономи¬
чески константи — наклона на еклиптиката към екватора, положението на

точката на пролетното равноденствие
на небето, уточняват дължината на тро¬
пичната година. Точността на техните
наблюдения и измервания дълго време
остава ненадмината
Най-голямот© постижение на Улуг¬
бек и самар кандекмте астрономи е съз¬
даването на нов каталог, който съдър¬
жа координатите на 1018 звезди Това
е вторият каталог след каталога на
Птолемей (13 века по-късно1) Поло¬
женията на 700 звезди са определени
отново. Каталогът е завършен в обши
линии през 1437 г и е наречен „Но¬
ви астрономически таблици” Ката¬
логът представлява огромна ценност за
следващите поколения астрономи, тъй
като позволява да се сравняват поло¬
женията на звездите през огромни про¬
междутъци от време и да се улавят из¬
мененията в света на звездите Той
включва обширен увод с изложение на
основите на астрономията, летоброене¬
то и неизбежната по онова време астро¬
логия еск а част
Научната н просветната дейност на
Улугбек предизвиква ненавист у мю¬
сюлманските фанатици През 1449 г
Улугбек е убит, а обсерваторията разрушена. Днес нейната основна част е
възстановена и превърната в музей По¬
сетителите на обсерваторията могат да
видят и знаменития квадрант

323

Енциклопедичен речник на младия астроном

ФАЗИ НА ЛУНАТА
И НА ПЛАНЕТИТЕ
Ако наблюдаваме Луната в продължение на
един месец, ще забележим, че тя постоянно
изменя вида си от пълен диск до тесен сърп
След това за две-три денонощия става невиди*
ма и после отново в обратна последовател¬
ност се изменя от тесен сърп до пълен диск.
Формата (или фазите) на Луната се изменя
всеки месец строго периодично. Планетите
Меркурий и Венера също изменят формата
си, но в продължение на по-дълъг период от
време Смяната на фазите става поради перио¬
дичното изменение на условията на осветле¬
ние на споменатите небесни тела по отноше¬
ние на наблюдателя Осветлението зависи от
взаимното положение на Слънцето, Земята
и всяко от разглежданите тела.
Когато Луната се намира между Слънцето
и Земята на правата, съединяваща тези две
светила, в това положение към Земята е
обърната неосветената част на лунната по¬
върхност и ние не я виждаме. Тази фаза е
новолуние или „раждане” на Луната.
След 1 — 2 денонощия Луната се отмества
от правата, съединяваща центровете на Слън¬
цето и Земята, и от земната повърхност се
вижда тесен лунен сърп, обърнат с изпъкна¬
лия си край към Слънцето.
По време на новолуние онази част от Лу¬

Ф

ната, която не е осветена от преки слънчеви
лъчи, все пак се вижда слабо на фона на не¬
бето. Това явление се нарича пепелява
светлина на Луната, Пръв правилно
обяснява причината за това явление Леонардо
да Вннчи пепелявата светлина се дължи на
слънчевите льчи, отразени от Земята, която
по това време е обърната към Луната с поголямзта част на своето осветено от Слънцего полукълбо.
Една седмица след новолунието г е р ми¬
на т о р ъ т — границата между осветената от
Слънцето и тъмната част на лунния диск —
придобива за земния наблюдател вид на пра¬
ва линия Осветената част на Луната е точно
половината от видимия диск и гази фаза се
нарича първа четвърт Тъй като в
онези точки на Луната, които се намират на
терминатора, по-натагьк настъпва лунен ден,
герминаторът в този период от време се на
рича утринен.
Две седмици след новолуние Луната отж>
зо е на линията, съединяваща Слънцето и Зе¬
мята, но този път не между тях, а от другата
страна на Земята. Пълнолуние настъп¬
ва, когато виждаме осветен пълния лунен
диск Двете фази на Луната — новолуние и
пълнолуние - носят общото име с и з и г и и
По време на еизигиите стават затъмненията на
Слънцето и Луната, а също така някои други
явления. Така например в периода на сизиги-

Фази на Луната. Долу - видът на Луната за земния наблюдател

324

Енциклопедичен речник на младия астроном

ите приливите и отливите са наи-големй (вж.
Приливи и отливи).
След пълнолуние осветената част на Луната
започва да намалява и от Земята се вижда ве¬
черният герминатор, т. е гранилата на онази
област от Луната, където започва нощта. Три
седмици след новолуние отново наблюдаваме
точно наполовина осветения диск на Луната.
Наблюдаваната фаза е последна чет¬
върт. Видимият сърп на Луната ден след
ден става по-тесен и когато измине пълният
цикъл на изменение, към новолуние Луната
съвсем се скрива. Пълният период на смяна
на фазите е синод и ч е н месеци съ¬
държа 29,53 денонощия.
От новолуние до пълнолуние Луната се
нарича млада или растяща, а след пълнолу¬
ние — стара Много лесно може да се разли¬
чи сърпът на растящата Луна от намаляващия
сърп на старата Луна. Ако мислено допълним
сърпа с чертичка и се получи буквата Р, това е
растяща или млада Луна. Ако сърпът прилича
на буквата С, това е стара Луна.
Планетите Меркурий и Венера също се на¬
блюдават в различни фази. Хората с изключи¬
телно силно зрение могат да наблюдават фа¬
зите на Венера дори с невъоръжено око. През
телескоп добре се вижда как се изменя сър¬
път на Венера- Именно това явление е послу¬
жило за доказателство, че всички планети
имат кълбовидна форма и се виждат благода¬
рение иа отразената слънчева светлина.

ФОТОЕЛЕКТРОНЕН

УМНОЖИТЕЛ

Уредът, чрез който светлинното лъчение се
превръща в електрнчен ток, се нарича ф о тоелемент. Фотоелектронният
умножител е уред за регистриране да
слаби светлинни потоци. Той е разновидност
на фото елемента със система за усилване на
фототока. Фотоелектронният умножител ши¬
роко се използува в астрономическите из¬
следвания
Асхрофоюметридните методи на изследва¬
не са основани на използуване на така нарече¬
ния външен фотоефект: в металите
и полупроводниците под въздействието на
светлината, падаща та повърхността им, ста¬
ва освобождаване на електрони. Азсо елек¬

троните излитат от веществото, такъв фото¬
ефект се нарича външен.
Най-простият фотоелемент представлява
вакуумна тръба, в кояго електроните, излете¬
ли от катода в резултат на поглъщане на
електромагнитно лъчение, се ускоряват от
електричното поле и се движат към положи¬
телния електрод - анода. Броят на фохоелектроните. избити от веществото на катода, е
пропорционален на интензитета на падащия
светлинен поток. При определена потенциал¬
на разлика в пространството между електро¬
дите на фотоелемента всички освобождавани
от катода електрони ще достигат до анода
(ток на насищане). В този случай стойността
на тока ще бъде пропорционална на интензи¬
тета на светлината, падаща върху катода.
При астрономическите наблюдения се из¬
вършва регистриране на много слаби светлин¬
ни потоци и силата на фототока е много мал¬
ка. За усилването му се използуват фотоелектронните умножители или фотоумножители.
Във фотоумножителя излитащите от като¬
да електрони, преди да достигнат анода, по¬
падат върху промеждутъчен електрод - еми¬
тер, и избиват от него допълнителни електро¬
ни Веществото на емитера се подбира така,
че всеки удрящ се в него първичен фотоелектрон да освобождава няколко вторични елек¬
трона. Такава система дава възможност да се
усили първичният фототок. Па практика се
прилагат многокаскадни фотоумножнтелн, в които вторичните електро¬
ни, които се изпускат от емитера, попадат да
втори емитер, изпусканите от него — на трети
и т. н. В резултат се постига многократно
усилваме на първичния фототок - стотици
милиони пъти.
Понякога вместо измервания на средния
аноден ток се използуват гака наречените
броячи на фотони — фотоелектронни умно¬
жители със специални устройства, с които мо¬
же да се регистрира отделният фотослектрон
В зависимост от материала на фотокатода
фотоумножителнте са чувствителни към една
или друга област от спектъра на излъчване.
Така например антимоново-цезиевите фотокатоди са чувствителни към ултравиолетови¬
те лъчи, а кислородно-цезиевите - към зна¬
чителна част от видимите лъчи и също отчасти
към инфрачервените лъчи.

325

Енциклопедичен речник на младия астроном

Фотоумножителите са основният прием¬
ник на свеъпша в съвременната асгрофотомстрия Те са десетки пъти по-чувствителни
от най-добрите фотографски емулсии Фото¬
умножителите са незаменими при измерване

X

на яркостта на звездите, при определяне на
яркостта на различни участъци от спектрите
на астрономическите обекти във всички дъл¬
жини на вълните и в редица други астрофотометрични изследвания.

ВАСИЛИЙ ГРИГОРИЕВИЧ
ФЕСЕНКОВ (1889 - 1972)
Василий Грнгориевич Фесенков е съ¬
ветски аетроном. академик от 1935 г.
Гой е роден в гр Новочеркаск След
завършване на Харковския универси¬
тет Фесенков продължава образование¬
то си в Париж След това той е препода¬
вател в Харковския университет и в
Новочеркаския педагогически инсти¬
тут През 1923 г Фесенков създава в
Москва Астрофизическия институт,
който след това се обединява с Мос¬
ковската астрономическа обсерватория
в Държавен астрономически институт
„П К Щернбсрг" чийто директор той е
от 1936 до 1939 г През 1942 г Фесен¬
ков основава Астрофизическия инсти¬
тут при ДН на Казахската ССР и го
оглавява до 1964 г Също така гой ръ¬
ководи Астрономическия съвет и Ко¬
митета по метеорити на АН на СССР.
В Г Фесенков е учен с разностран¬
ни интереси който внася голям дял в
много клонове на астрономията. Пър¬
вите му трудове се отнасят за изследва¬
ните от него повърхности на планетите
и Луната. Така например той разработ¬
ва теория за отражението на светлината
от повърхността на планета, имаща ат¬
мосфера, и я прилага при изследването
на планетата Марс Освен това той пред¬
лага нов метод за откриване на следи
от атмосферата на Лунатт по измерване
на поляризацията на отразената от нея
светлина. Фесенков провежда голяма
серия от измервания иа яркостта на
дневното небе, на Зодиакалната свет¬
лина, на противос кянието, на небето в

полумрак и в резултат на това прави
извод за наличието на газова опашка на
Земята, насочена обратно на посоката
към Слънцето. Ученият се занимава с
въпроса за произхода на Слънчевата
система и идва до заключението, че
Слънцето и планетите са се образували
едновременно (в ло-нагатьшната си ра¬
бота Фесенков многократно видиоизменя хипотезата си за произхода на
планетите в зависимост от новите на¬
блюдателни данни) Той доказва невъз¬
можността за съществуване в наше
време на висши форми на растителност
на Марс.
Видният съветски астроном се за¬
нимава и с изследвания на метеорити
те изказва интересната хипотеза, че
Тунгуският метеорит е ядро на малка
комета
В областта на физиката на звездите
Фесенков с известен със своите изслед¬
вания на цвета на звездите н зависи¬
мостта му от положението на звездата
спрямо главната равнина на Галактика¬
та (звездите, които се намират близко
до тази равнина, поради поглъщането
на светлината от галактнчння прах из¬
глеждат почервени) Ученият открива
звездните верижки, т е групи от звез¬
ди, разположени по продължение на
влакната от междузвезден газ и свър¬
зани с него по произход. Той разработ¬
ва също така метод за определяне на
поглъщането на светлината в тъмните
мъглявини

ХОРИЗОНТ
Хоризонтът е границата на видимата от даде¬
на точка от Земята част от земната повърх¬
ност, границата между земята и небето. Това
е така нареченият видим хоризонт.
По аналогичен начин понятието за хоризонт
може да бъде дефинирано за Луната, планети
те и др
Математически, или истински
хоризонт се нарича пресечната линия на

небесната сфера с равнина, прекараш през на¬
блюдателния пункт перпендикулярно на от¬
весната линия (вж. Небесни координати). За
открита местност при земни условия види¬
мият хоризонт винаги е по-ниско от истин¬
ския хоризонт на ъгъл, който се нарича п о нижение на хоризонта.
Отдалечеността на видимия хоризонт й за¬
виси от височината на наблюдателя над окол-

Енциклопедичен речник на младия астроном

326

ността и влиянието на астрономическата ре¬
фракция За Земята (е отчитане на рефрак¬
цията) отдалечеността на видимия хоризонт
за открита местност се дава от формулата
сГ(кгл) =3,83

У^Тгп),

където Н е височината на наблюдателния
пункт. За стойности на Н от 1 до 500 ш тази
отдалеченост е дадена в следната таблица
Л(т) 1
Д(кт) 3,83

4
2
3
5 10
5,4 6,6 7,7 8,6 12,1

50 100 500
27,1 38,3 85,6

Отдалечеността на видимия хоризонт зави¬
си и от радиуса на небесното тяло, на което се
намира наблюдателят. Колкото по-малка е
планетата, толкова по-бдизо до наблюдателя
е видимият хоризонт.
На Марс, чиито радиус едва надвишава по¬
ловината от земния, отдалечеността на види¬
мия хоризонт е по-малка, отколко го на Зе¬
мята. Още по-близо е хоризонтът на Луната,
чиито размери са почти четири пъти по-мал¬
ки от тези на Земята.
Необикновени оптични явления би тряб¬
вало да се наблюдават в изключително плът¬
ната атмосфера на Венера, кьдето поради
очакваната силна рефракция видимият хори¬
зонт би трябвало да бъде много отдалечен,
размит и да се издига над истинския хори¬
зонт Но предадените от спускаемите апара¬
ти на междугшанетннте станции ,.Венера-9”
и „Венера-10” изображения на планетната
повърхност не потвърдиха тези очаквания
Равнината на истинския хоризонт е основ¬
на равнина в хоризонталната система небес¬
ни координати

ХРОНОГРАФ
Хронографът е самопишещо устройство за
точно регистриране на моментите от време на
астрономически и друти наблюдения и про¬
верка на показанията на различни уреди,
предназначени за измерване на времето
Принципът на действие на хронографа се
състои в това, че сигналите за времето, прис¬
тигащи от специални точни, така наречени ос¬
новни часовници, и от контролирания апарат,
съвместно се регистрират по един или друг
начин и се сравняват помежду си
В първите видове хронографи моментите

от време са се отбелязвали от специа гни пера
върху движеща се хартиена лента. Но точ¬
ността на работа на такива пишещи хроногра¬
фи е била сравнително малка - до 0,01 $, и
днес те са излезли от употреба
В печатащите хронографи с
движеща се хартиена лента се печатат числата,
регистриращи моментите от време Такива
уреди има1 висока точност — до ± 0,005 5.
Сега се използуват печатащи хронографи,
в които моментите от време в съответствие е
електрични ге импулси, съгласувани с показа¬
нията на основния часовник, се пробиват по
специален код във вид на отвърстия на перфолента. За по-нататъшна обработка перфолентата се въвежда в електронноизчислителна
машина. В друти системи моментите на вре¬
мето се записват на магнитна лента, която
след това също се въвежда в ЕИМ
С голяма точност (±0,001 5) се характери¬
зират така наречените фотохронографи. В те¬
зи устройства сигналите на основния часов¬
ник и контролираните апарати се подават в
управляващата верига на импулсна лампа.
Всеки постъпващ сигнал предизвиква крат¬
котрайно светене, което се фотографира на
филмова лента. След проявяване на филма
чрез сравняване на съответната регистрация
може да се определи кога са постъпвали сиг¬
налите от проверявания уред и да се установи
степента на точност на показанията му.
Фотохронографите се използуват преди
всичко при астрономическите наблюдения.

ХРОНОМЕТЪР
Хронометърът е точен преносим часовник,
който се използува при астрономическите
наблюдения, в експедиционни условия, а съ¬
що така при решаване на задачи в навига¬
цията.
Необходимостта от преносими уреди за
точно време е възникнала през XVI - XVII в
във връзка с развитието на мореплаването
Първите морски хронометри са създадени
в средата на XVI в, В хронометрите махалато»
чиято стабилност на трептенията се нарушава
в условията на морското люлеене, било за¬
менено с балансов регулатор. Ба¬
лансовият регулатор е малко колело-махо¬
вик, снабдено със собствена спирална пружи¬
на, което извършва периодични трептения

327

Ешщклопсдичен речник на младия астроном

около средното си положение. Трептенията се
поддържат от анкерно устройство, привежда¬
но в движение от основната пружина
За да се избе! не зависимостта на периода
на трептенията на баланса от измененията на
температурата, съшият е снабден с биметален
регулатор Пръстенът на баланса е констру¬
иран от отделни части, а всяка от дъгите се
запоява от нвички от два различни метала с
различен коефициент на топлинно разшире¬
ние.
При повишаване на температурата дължи¬
ната на балансовата пружина се увеличава и
периодът на трептенията се удължава. Това
нежелателно отклонение се компенсира от
едновременното изменение в дължината на
биметалните дъги на балансовия пръстен. Тъй
като външните ивички при нагряване се раз¬
ширяват по-силно, биметалните дъги се из¬
кривяват навътре и това преразпределение на
масите довежда до намаляване на периода на
трептение на маховика. В резултат периодът

X

на трептение остава неизменен. При понижа¬
ване на температурата явленията протичат в
обратен ред.
Благодарение на компенсиращите устрой¬
ства точността на хода на съвременните хро¬
нометри почти не зависи от температурата и е
равна на няколко секунди до десети от се¬
кундата за едно денонощие. Такива хроно¬
метри се използуват от летци, моряци» маши¬
нисти, инженери, лекари и други специалисти,
чиято работа е свързана с точно измерване на
времето.
През 70-те години на XX в. с развитието на
електронната техника широко разпростране¬
ние добиха електронните хронометри с квар¬
цови стабилизатори на честотата (вж. Квар¬
цов часовник) Тези хронометри се привеж¬
дат в действие от миниатюрен галваничен еле¬
мент. Времето в електронните хронометри се
отбелязва не със стрелки, а с цифри на специ¬
ално табло

УИЛЯМ ХЕРШЕЛ (1738 - 1822)
Уилям Хершел е английски астроном,
основоположник на звездната астро¬
номия, член на Лондонското кралско
дружество (от 1781 г.) Роден е в |р
Хановер (Германия) в семейството
на военен музикант, където получава
домашно образование (учи музика,
езици). През 1757 г заминава за Ан¬
глия, къде го става учител по музика.
На 35 години Хершел се увлича от ас¬
трономията, изучава я самостоятелно
и я посвещава останалата част от жи¬
вота си При наблюденията си изпол¬
зува телескопи, които сам изработва.
През 1789 г той построява най-големия по онова време рефлектор с дъл¬
жина 12 ши диаметър на огледалото
122 сш
През 1781 г Хершел открива пла¬
нетата Уран Хершел разработва нов
метод за изучаване на строежа на
звездните системи, основан на статис¬
тически изчисления на звездите в раз¬
лични участъци на небето (метод на
звездните загребвания). Като изпол¬
зува метода на загребванията, той
пръв установява, че всички наблюдаеми звезди образуват огромна сплес¬
ната система — Млечния път (или Га¬
лактиката) До 1802 г. Хершел от¬
крива повече от 2000 нови мъшявикн
(включително около двеста двойни н
кратни), а също стотици нови визуал¬

но-двойни звезди Хершел установя¬
ва, че двойните и кратните звезди
представляват системи в които звез¬
дите са физически свързани помежду
си, като обикалят около общия цен¬
тър на тежестта
Въз основа на огромно количество
материал, събран в резултат на много¬
годишни наблюдения, Хершел пос¬
троява свояга звездмо-космогонична
теория за развитието на космическо¬
то вещество под действието на силата
на привличане - от разредените, хао¬
тични форми към сложно организи¬
раните — звезди и звездни системи За
най-стари той счита сферичните купо¬
ве, които при по-нататъшното свиване
биха могли да се взривят и да поло¬
жат началото на нов цикъл на свива¬
не на разлетялата се материя
Една от главните задачи които си
поставя Хершел, е изучаването на
строежа на нашата Галактика. Той до¬
казва, че нашето Слънце заедно с пла¬
нетите си се движи по посока на съз¬
вездието Херкулес
Като изучава
спектъра на Слънцето, той открива
неговата инфрачервена, невидима част
(1800 г)
През 1789 г Уилям Хершел е из¬
бран за почетен член на Петербург ска¬
та академия на науките.

328

Ьицнклоподичен речник нв младия астроном

ХИПАРХ (около 190 - 125 г. пр.н.е.)
Хипарх е древногръцки учен, един от
основоположниците ни астрономията.
Роден е в гр Ннкся, а живее и работи
в Александрия На Хипарх принадле¬
жи заслугата за създаването на първа¬
та математическа теория за видимото
движение н I Слънцето н Луната и на
теорията за затъмненията Той праг
вилно определя размерите на Луната
и разстоянието между Земята и Луна¬
та Съпоставяйки резултатите от на¬
блюденията си н наблюденията на
свои предшественици, той с голяма
точност пресмята продължителността
ьа тропичната година (грешката е не
повече от 6 шш,).
,
Хипарх и другите древни астроно¬
ми отделят много време за наблюде¬
ния на движението на планетите.
Трудността се състои в това, че на¬
блюдаваното от Земята движение на
планетите е много сложно; то ту се
ускорява, ту се забавя, а понякога
планетите за известно време изобщо
не се движат н небесното тяло „стон"
на едно и също място от небесната
сфера Посоката на движение на пла¬
нетите по небето периодично се про¬
меня — планетите като че ли описват
по своя път заплетени, с различна го¬
лемина възли. Тази видима сложност
в движението на планетите се дължи
на движението на Земята около Слън¬
цето — нали ние наблюдаваме плане¬
тите от Земята, която също се движи

И котато Земята „догонва" друга
планета, изглежда, че гази планета ка
то че ли спира, а след това започва да
се движи назад. Хипарх счита, че Зе¬
мята е неподвижна н предполага, че
планетите наистина извършват такива
сложни движения около Земята При
обясняваното на планетните движения
той следва теорията за епициклите
(вж статията за Птолемей) . Теорията
за (Лициклите дава с известно при¬
ближение съвсем формална, геомет¬
рична представа за движението на
планетите.
Съставените 01 Хипарх таблици за
положенията на Слънцето и Луната
позволяват да се изчисляват предва¬
рително моментите на настъпването
на затъмнения (е грешка 1 - 2 Ь).
Хипарх първи прилага в астроно¬
мията методите на сферичната григонометрия Той увеличава точността на
наблюденията, като използува жичен
кръст в ъгломерните инструменти —
секстанти и квадранти - за насочване
към светилото
Ученият съставя огромен за онова
време каталог на положенията на 850
звезди, като ги разделя по блясък на
6 степени (звездни величини).
Хипарх
въвежда географските
координати - ширина и дължина - и
можем да го считаме за основател на
матема плескате география

I

ЕДУИН ПАУЕЛ ХЪБЛ (1889 - 1953)
Американският астроном Едуин Пауел Хъбл е родея в Маршфийлд (щат
Мисури). Баща му е служител в чи¬
кагска застрахователна фирма. Деца¬
та в семейството се възпитават в усло¬
вията ка най-строга дисциплина.
През 1906 г. Хъбл постъпва в Чи
кагскня университет, като работи в
лабораторията на известния физик
Миликен Но Хъбл не пожелава да се
занимава с физика и заминава за Ан¬
глия, за да продължи образованието
си в Оксфордския университет, изу¬
чавайки
римско праро.
Хъбл се връща в родината си е
диплом на юрист Но като адвокат
той работи само една година, след
което решава ,да захвърли юриспру¬
денцията заради астрономията". Хъбл

се връща в Чикагския университет и
започва работа като асистент в Йеркската обсерватория, близо до Чикаго
Но Първата световна война прекъсва
научната дейност на Хъбл Той е мо¬
билизиран в действуващата армия
След демобилизацията Хъбл работи в
обсерваторията Маунг Уклсън в Кали
форния
Трудовете на Хъбл полагат нача¬
лото на съвременната извъш апатич¬
на астрономия През 1924 г ка осно¬
вата на наблюдения с телескоп с диа¬
метър нд огледалото 250 ст в обсер¬
ваторията Маунг Унлсън Хъбл доказ¬
ва, че мъглявината в Андромсда и ня¬
кои други мъглявини се състоят от
звезди н се намират далече зад грани¬
ците на Млечния път. По такъв начин

329

Енцик лопедичен речник на младия астроном

Хъбл установява, че нашата Галакти¬
ка не е единствената звездна система
във Вселената,
През следващите години Хъбя из¬
следва много мъглявини, които той
нарича извънгалакпони Днес те се
наричат галактики Оказва се, че не
всички галактики нмчт спирална фор
ма Много от тях са елиптични, а ня¬
кои - с неправилна форма През 1925
г Хъбл съставя първата подробна
класификация на галактиките по тях¬
ната форма и други особености.
През 1929 г. Хъбл открива, че
между скоростите, с конто се движат

X

галактиките, и разстоянието до тях
има линейна зависимост (закон на
Хъбл) и определя числената стойност
на коефициента в гази зависимост
(константа на Хъбл). Това откритие
става наблюдателна основа на тео¬
рията за разширяващата се Вселена
(вж Разширяване на Велената).
Хъбл е един от най-видните астро¬
номи иа XX век, тонер в изучаване¬
то на далечните звездни системи През
1927 г. той е избран зч член на Нацио¬
налната академия на науките във Ва¬
шингтон.

ц,ч,ш
ЦЕЛОСТАТ
Целостатьт е спомагателно устройство за не¬
подвижно поставяне на телескопа - инстру¬
ментът» с който астрономите извършват на¬
блюдение и фотографиране на небесните
светила, които се преместват по небосвода.
Често този уред се използува за наблюдение
на Слънцето
Целостатьт се състои от две плоски огледа¬
ла Часовников механизъм върти едното ог¬
ледало около ос, успоредна на равнината на

това огледало и на световната ос (вж Небес¬
на сфера). Скоростта на едно завъртане е 48
часа. При въртене на огледалото перпенди¬
кулярът към него се плъзга по посока на
небесния екватор и лъчът, идващ от
производна точка на въртящата се небесна
сфера, се отразява от огледалото в постоянна
посока. Второто, неподвижно огледало поз¬
волява лъчът, идващ от небесното светило» да
се насочи в обектива на телескопа.

С помощта на целоо
тат, монтиран на непод¬
вижен телескоп, астро¬
номите извършват наб¬
людения на Слънцето,
което се двнжн по не¬
босвода.

331

Енциклопедичен речник на младия астроном

ЦЕФЕИДИ
Пулсиращите променливи звезди, чийто бля¬
сък плавно и периодично се изменя, се нари¬
чат цефеиди. Името им произлиза от звезда¬
та делта (6) в съзвездието Цефей — една
от най-типичните за дадения клас. Тази звез¬
да лесно може да бъде намерена на небето.
Ако се наблюдава в продължение на 1 — 2
седмици, може да се забележи, че блясъкът
й периодически се изменя. Измененията на
блясъка имаг правилен характер, те се пов¬
тарят през всеки 5 дни и 8 часа Видимата
звездна величина варира между 4 и 5. Ако
построим кривата на блясъка, която показ¬
ва зависимостта на видимата звездна вели¬
чина от времето, лесно ще открием, че бля¬
съкът на звездата нараства по-бързо, отколкото намалява Спектралните наблюдения
показват изменение на лъчевите скорости и
на спектралния клас Изменя се също така
цветът на звездата. Всичко това свидетелствува за дълбоки изменения от общ харак¬
тер в звездата Причината за такива измене¬
ния съгласно съвременните представи е пул¬
сацията на външните слоеве на звездата. На¬
стъпва редуващо се свиване и разширяване
под действието на две противоположни си¬
ли силата на привличане към центъра на
звездата и силата на газовото наля! ане, ко¬
ято изтиква веществото навън. Движението
на повърхността при пулсацията ту към нас,
ту обратно създава изменения на лъчевата
скорост В максимума на блясъка спектрал¬
ният клас става по-ранен Промените на ра¬
диуса в процеса на пулсацията обикновено
достигат 10 — 15%, а измененията на тем¬
пературата — няколко стотици градуса. Светимостга се изменя средно с една звездна
величина. Най-малката амплитуда в промени¬
те на светимосгта (0,14) е на Полярната звез¬
да - една от най-близките до нас цефеиди.
Много важна характеристика на цефеидите е
периодът За всяка дадена звезда той е пос¬
тоянен. Известни са цефеиди с различни пе¬
риоди на изменение на блясъка им - от едно
денонощие до няколко десетки денонощия
Цефеидите са звезди-гиганги с голя¬
ма светимост (хиляди и десетки хиляди пъти
по-голяма от светимост та на Слънцето).
Най-интересното е това, че между еветимостта и периода на цефеидите има зависи¬
мост колкото по-голям е периодът на изме¬

ц

нение на блясъка, толкова по-голяма е светимостта. По такъв начин по установен от
наблюденията период може да се определи
светимост га или абсолютната звездна вели¬
чина, от сравняването на която е наблюда¬
ваната видима звездна величина може да се
изчисли разстоянието.
Цефеидите играят ролята на фарове във
Вселената Тъй като еветимостга им е много
голяма, те се виждат на огромни разстояния.
Такива звезди се виждат дори в други галак¬
тики и става възможно определянето на раз¬
стоянието до тези галактики След като от¬
криха цефеиди в мъглявината в Андромеда
през 20-те години на XX в и определиха раз¬
стоянието до тях, астрономите доказаха окон¬
чателно, че нашата Галактика не е единстве¬
ната звездна система, а само една от многото
Цефеидите помагат също така да се пресмет¬
нат размерите и формата на нашата Галактика

ЧЕРНИ ДУПКИ
Едни от най-интересните и загадъчни обекти
във Вс&гената са черните дупки Учените са
установили, че черните дупки възникват в
резултат на много силно свиване на някаква
маса, при което гравитационното поле нараст¬
ва толкова много, че не изпуска нито светли¬
на, ни го друго някакво излъчване, сш нали
или тяло
За възникването на черна дупка е необхо¬
димо масата да се свие до такива размери,
при които втората космическа
скорост става равна на скоростта на свет¬
лината. Този размер се нарича гравита¬
ционен радиус (вж Гравитация) и за¬
виси от масата на тялото Стойността му е
много малка дори за небесните тела с голя¬
ма маса Например за Земята гравитацион¬
ният радиус е приблизително 1 сш, а за Слън¬
цето - около 3 кш
За да се преодолее привличането и да се
излезе от черната дупка, е необходима втора
космическа скорост, по-голяма от тази на
светлината Съгласно теорията на относи¬
телността никакво тяло не може да развие
скорост, по-голяма от скоростта на светли¬
ната. Ето защо от черната дупка нищо не мо¬
же да излети, не може да излезе навън никак¬
ва информация. След като тяло, вещество
или лъчение попаднат в черна дупка, наблю

332

Енциклопедичен речник не младия астроном

Черните дупки възник¬
ват в резултат на мнсто
силно свиване.

дателят никога не ще узнае какво е станало с
гях по-нататък. Наблизо около черните дуп¬
ки, както твърдят учените, би трябвало
рязко да се изменят свойствата на простран¬
ството и времето
Ако черната дупка възниква в резултат на
свиване на въртящо се тяло, то всички тела,
които са близко до нея, се въвличат във вър¬
теливото движение около нея.
Учените смятат, че черните дупки могат
да възникват в края на еволюцията на дос¬
татъчно масивните звезди. След изчерпване
на запасите от ядрено гориво звездата загуб¬
ва устойчивостта си и под действието на соб

ствената гравитация започва бързо да се сви¬
ва. Настъпва така нареченият гравитационен
колапс През това време са възможни раз¬
лични катастрофални явления.
Те довеждат до изхвърляне на част от вън¬
шните обвивки на звездата. Но централното
ядро, ако то е достатъчно масивно, може да
се свие до размерите на гравитационния ра¬
диус и да се превърне в черна дупка.
Търсенето на черни дупки във Вселената
се извършва по силното им навигационно
поле, по ефектите, възникващи при падането
на обкръжаващото вещество върху тях.
Най-силно се проявяват ефектите, когато

333

Енциклопедичен речник на младия естроном

черната дупка влиза в състава на двойна сис¬
тема (вж, Рентгенова астрономия), в която
едната звезда е ярък гиг ант, а втората компо¬
нента - черна дупка. В този случай газът от
обвивката на звездата-гигант тече към черна¬
та дупка, завива се около нея, образувайки
диск. Слоевете на газа в диска се трият по¬
между си, по спирални орбити бавно се при¬
ближават към черната дупка и накрая падат
в нея Но още преди това падане до границите
на черната дупка газът се нагрява от триенето
до температура милиони градуса и излъчва в
рентгеновия диапазон (вж Електромагнитно
излъчване на небесните тела). По това рентг е¬
ново излъчване астрономите сс опитват да
открият черните дупки в двойните звездни
системи.
Много вероятно е рентгеновият източник в
съзвездието Лебед — Лебед-Х-1, да е такава
черна дупка.
Възможно е много масивните черни дупки
да възникват в центровете на компактните
звездни купове (вж. Звездни купове

ч

и асоциации), в центровете на галактиките и
квазарите.
Не е изключено също така, че черните дуп¬
ки са могли да възникнат в далечното мина
ло, в самото начало на разширяването на
Вселената. В този случай е възможно образу¬
ването и на много малки черни дупки с маса.
много по-малка от масата на небесните тела.
Този извод е особено интересен, тъй като
близко до такива малки черни дупки грави¬
тационното поле може да предизвика специ¬
фични квантови процеси да „зараждане” на
част ици от вакуум С помощта на поток от та¬
кива зараждащи се частици могат да се откри¬
ят малки черни дупки във Вселената.
Квантовите процеси на зараждане на части¬
ците довеждат до бавно намаляване на масата
на черните дупки, до тяхното „изпарение”.
Съществуването на черните дупки е пред¬
сказано теоретически, но засега те не са от¬
крити с пълна достоверност. Изследванията и
търсенията във Вселената продължават.

334

Енциклопедичен речник на младия астроном

ГРИГОРИЙ АЬРАМОВИЧ ШАЙН (1892 - 1956)
Григорий Абрамович Шайн — съвет¬
ски астроном, академик (от 1939 г„)
- е роден в гр Одеса в семейството
на дърводелец. През 1919 г той за¬
вършва университета в Тарту Науч
ната си дейност Шайн започва през
1921 г в Пулковската астрономичес¬
ка обсерватория, а от 1925 г. работи
в Симсизкия А филиал в Крим. През
40-те години, след Великата отечестве¬
на война на съветските народи, Г А.
Шайн ръководи създаването на едно
от
най-големите
астрономически
учреждения - Кримската астрофизическа обсерватория към Академията
на науките на СССР Построеният по
негова инициатива най-голям по оно¬
ва време в Европа рефлектор с диа¬
метър на главното огледало 2,6 т е
наречен по-късно на негово име Шайн
е директор на Кримската обсервато¬
рия от 1945 до 1952 г.
Освен откритията в Слънчевата
система (кометата на Шайн, 1925 г.)
с името на съветския астроном са
свързани значителни успехи в област¬
та на изследването на физическата
природа на звездите, мъглявините и
строежа на звездните системи По ме¬
тода на високоточно измерване на лъ¬
чевите скорости на звездите Г А.

Шайн заедно с О Струве (САЩ) през
20-те години открива въртенето на
единичните звезди и измерва скорос¬
тите на въртене на звездите от различ¬
ни спектрални класове. През 1941 г
заедно със съветския астрофизи к
В. А Адбицки (1891 —1952) завършва
съставянето на точен каталог на лъче¬
вите скорости на около 800 звезди.
Той пръв открива, че електроните в
слънчевата корона имат огромни ско¬
рости (това откритие по-късно го до¬
вежда до извода за високата й темпе¬
ратура - до 1 млн градуса),
Г А Шайн заедно със съфуднициге си открива в нашата Галактика,
а също и в други галактики голям
брой слабо светещи дифузни мъгля¬
вини с видими размери В резултат от
изучаването на тьнковлакнестата им
структура Шайн доказва съществува¬
нето в Галактиката на магнитно поле.
От този момент нататък в теоретични¬
те и космогоничните постановки е не¬
обходимо освен силата на тежестта да
се отчитат и електромагнитните взаи¬
модействия
Г А Шайн е бил член на много
чуждестранни академии и научни
съюзи.

ХАРЛОУ ШЕПЛИ (1885 - 1972)
Първоначално американският астро¬
ном Харлоу Шепли нямал намерение
да се занимава с научна дейност След
завършване на училището той работи
известно време като репортер във
вестник, след което решава да пость
пи във факултета по журналистика в
университета в щата Мисури, гр Ко¬
лумбия Като пристига там обаче,
Шепли разбира, че факултетът ще бъ¬
де открит едва след една година. Той
намира списъка на курсовете, които
се четели по това време в университе¬
та, попада на думата . астрономия’ и
това сеоказвг решаващо Така по-къс¬
но Шепли разказва в своите спомени
за избора на професията си.
През 1910 г. Шепли завършва уни¬
верситета, получава степен бакалавър
и заминава за Принстьн, където зат
почва да се загшмава с изучаването на
променливи звезди. Той развива ня¬
колко нови идеи за определяне на
разстоянията до затъмнително-променливите звезди чрез изучаване на
техните цветове и спектри

През 1914 — 1921 г Шепли работи
в обсерваторията Маунт Унлсън Тук
гой предлага метод за определяне на
разстоянията до отдалечени звездни
системи н купове, който се основава
на наблюденията на принадлежащи
към тях променливи звезди - цефеиди В обсерваторията Маунт Уилсьн
Шепли се занимава и с изучаване на
сферичните купове и спиралните мъг¬
лявини
През 1921 г Ш^пли става директор
на Харвардскага обсерватория Голя¬
мо значение имат неговите изследва¬
ния на извът•алактични звездни сис¬
теми (изучаване на Магелановите об¬
лаци, структурните особености и раз¬
пределението в пространството на
други галактики).
До края на живота си Шепли се за¬
нимава не само с научна, но и с об¬
ществена дейност; ръководи една от
най-големите обс»рватории в САЩ Харвардскага, съдейсгвуъа за покан¬
ването на чуждестранни учени в САЩ,
участвува при организирането на

335

Енциклопедичен речник на младия астроном

ЮНЕСКО — организация при ООН за
образование, наука и култура.
И като учен, и като организатор
Шеппи има голям принос за развити¬
ето на астрономията. Неговите работи

значително разшириха нашите пред¬
стави за Вселената, за нашата Галак¬
тика и за мястото на Слънчевата сис¬
тема в нея.

ОТО ЮЛИЕВИЧШМИТ (1891 - 1956)
Ото Юлиевич Шмит е съветски учен —
математик, геофизик, географ астро
ном академик (от 1935 г) Роден е в
Кит; през 1913 г завършва Киев
ския университет През 1923 - 1956 г.
е професор по математика в Москов¬
ския университет и едновременно ръ¬
ководи научната и научноорганизационяата работа в различни области
За комплексното изучаване на
Земята като планета Шмит основава
нов институт - Института по теоре¬
тична геофизика на АН на СССР — и
става негов първи директор (1937 —
1949, сега това е Институтът по фи¬
зика на Земята „О Ю Шмит”). От
1932 до 1939 г Шмит ръководи Глав¬
ното управление на Северния морски
път. Участвува в организирането на
дрейфуващата научна станция „Севе¬
рен полюс-1” (1937), за което получа¬
ва званието герой на Съветския съюз
В областта на астрономията като
ръководител на колектив от учени
Шмит разработва космогонична тео¬
рия за „студеното” образуване на Зе¬
мята и другите планети в Слънчевата
система от газово-праховия облак,
който заобикалял Слънцето Съгласно
тази теория малките частици от про-

топланетния облак отначало са обра¬
зували множество малки тела, от ко¬
ито по-късно са възникнали планети¬
те. Главната заслуга на Шмит като те¬
оретик е тази, че той доказва прин¬
ципната възможност за „улавянето'
от Слънцето на случайно срещнатото
прототшанетно вещество. Хипотезата
на Шмит позволява да се обясни раз¬
пределението на импулса между
Слънцето и планетите Тази хипотеза
позволява за първи път да се съгласу¬
ват един с друг многобройнитс астро¬
номически, геофизически и Гсологи¬
чески факти: гя например обяснява
наблюдаваната закономерност в раз¬
пределението на планетите в Слънче¬
вата система и добре се съгласува с
оценките за възрастта на Земята, по¬
лучени при изследване на изкопаеми
образци от скали Хипотезата на
Шмит е важен принос в небесната ме¬
ханика и звездната динамика
Името на О. Ю Шмит носят остров
в Северния ледовит океан, равнина в
Антарктида и един нос на Чукотка За
значителни грудове по геофизика Ака¬
демията на на> кит е на СССР присъж¬
да наградата „О Ю Шмит*’.

ПАВЕЛ КАРЛОВИЧ ЩЕРНБЕРГ (1865 - 1920)
Павел Карлович Щернберг е съветски
астроном, революционен деец член на
Комунистическата партия от 1905 г.
П К Щернберг е роден в гр Орел
Още като гимназист се увлича от ас¬
трономията, През 1887 г. завършва
фи зи ко-матсм а гическия факултет на
Московския университет, като е уче¬
ник на Ф, А Бредихин. След завър¬
шването на университета П К Щерн
берг е поканен да работи в обсервато
рията на Московския университет.
През 1916 г. гой става директор на
тази обсерватория П К Щернберг е
професор в Московския университет
и във Висшите женски курсове, за¬
щитник на виешето женско образова
ние в Русия
До м. февруари 1917 г. никой в

университетската обсерватория където живее и работи П К Щернберг, не
знае. че той е активен член на Москов¬
ския комитет на бодшеиишката пар¬
тия. ръководител на неговото Военно¬
техническо бюро, което подготвяло
въоръженото въстание Щернберг взе¬
ма активно участие във Великата ок¬
томврийска социапнстическа рево¬
люция, член е на Централния шаб на
Червената гвардия, ръководи бойните
действия на работниците в Замоскворецкия район.
След Октомврийската революция
П. К Щернберг участвува в разработ¬
ването иь директивите за виешето
образование, които широко отварят
вратите за хората от народа През го¬
дините на гражданската дойна той е

336

Енциклопедичен речник на младия астроном

член на Революционния военен съвет
на Източния фронт
В областта на астрономията ш
И К. Щернберг принадлежат важни но¬
ваторски трудове по три научни про¬
блема. Той изучава движението на зем¬
ните полюси, което предизвиква про¬
мени в ширините на различните райо¬
ни от Земята. Щернберг е един от ггьр
внте, конто използуват фотографията
за измервания на двойните звезди н
за определяне на техните маси Много
внимание той отделя на работите по

определяне на силата нд тежестта
(гравнметрмята) в различните облас¬
ти на Европейска Русия Тези работи
имат голямо практическо значение:
те улесняват откриването на залежи
от полезни изкопаеми, Сега такива
изследвания се разгръщат в огромни
мшцабн на територията на Съветския
съюз.
От 1931 г. Астрономическият ин¬
ститут при Московския университет
носи името на П. К Щернберг,

ЮЛИАНСКИ ПЕРИОД
Юлианскияг период е система за отчитане на
времето в денонощия, предложена през 1583 г
от френския учен Ж. Скалигер за хронологически изчисления. Прилага се широко в
астрономията като удобна скала на времето
при изследването на различни астрономичес¬
ки явления.
Удобството на юлианския период се със¬
тои в това, че в него всички дни са номерира¬
ни подред независимо от приетата календар¬
на система, номера на годината, месеца, сед¬
мицата, По предложение на Скалигер броене¬
то на дните се води от пладне на 1 януари
4713 г, пр не, Юлианскияг период се раз¬
глежда като най-малкото кратно от три помалки периода 1) периода от 28 години,
през който календарните числа се падат в съ¬
щите дни от седмицата; 2) периода от 19 го¬
дини, през който фазите на Луната се падат
на същите календарни числа (метонов ци¬
къл) ; 3) периода от 15 години, кой го се упо¬
требявал в римската данъчна система и хро¬
нологията Общата продължителност на юли¬
анския период е 7980 години.
В хронологията юлианекмят период дава
възможност да се свързват различните кален¬
дарни ери, изразявайки епохите им чрез дай¬
те от юлианския период, или, как го се казва,
чрез юлнански дни.
В астрономическите календари или в спе¬
циални таблици се дават целите числа на
юлианските дни, изминали от началото на от¬
читането до средното гринуичко пладне на да¬
22.

дената дата. Така например средното Гринуич *
ко пладне на 7 ноември 1917 г. (по нов стил)
ще се изрази в юлианскн дни с числото
421 540, а
ноември 1980 г. — с числото
2 444 551, Като извадим първото число от
второто, ще получим 23 011 средни слънчеви
денонощия, които са изминали между тези
две дати, знаменателни за съветската страна.
В астрономията за начало на юлианските
дни се приема средното гринуичко пладне (не
полунощ). По такъв начин всеки момент от
време се изразява с неправилна десетична
дроб, в кояго цялата част е броят на юлианските дай, изминали от последното средно
гринуичко пладне, а дробната част — интерва¬
лът от време, изминал след пладне и изразен
в части от средното слънчево денонощие (вж.
Ишерване на времето) Например юлианският ден, еъответствуващ на новогодишната по¬
лунощ на 1981 г. в Москва, се определя по
следния начин.
Във всемирно време интересува¬
щият ни момент е равен на 1980 г. 31 декем¬
ври 21 Ь 00 пил 00 5. В гринуичкото пладне
на 31 декември 1980 г. е изтекъл 2 444 605ият ден на юлианския период. 9-те часа, изми¬
нали след пладне, сьответствуват на 0,375 де¬
нонощия. Значи московската новогодишна
полунощ на 1981 г. в юлианския период ще
се изрази с числото № 2 444 605, 375, където
буквите )1) означават, че това са юлнански
денонощия.

338

Енциклопедичен речник на младия астроном

ЮПИТЕР

повърхността му постоянно променят вида
си От устойчивите образувания е известно
Г олямото червено петно, наблю¬
Юпитер е петата по разстояние от Слънцето и
давано вече 300 години. Това е грандиозно
най голяма планета в Слънчевата система
овално образуване с размери 35 000 кгп по
Тя се намира на 5,2 пъти по-голямо разсто
дължина и 14 000 кт по ширина между южна¬
яние от Слънцето, отколкото Земята. Една
та тропическа и южната умерена ивица Цве¬
обиколка по своята орбита Юпитер извършва
тът му е червеникав, ио се изменя.
за 12 години Екваториалният диаметър на
Спектралните изследвания на Юпитер по¬
планетата е 142 600 кш (единадесет земни
казват, че атмосферата му се състои от мо¬
диаметъра) Периодът на въртене на Юпитер
лекулен
водород и съединенията му метан и
е най-късият ог всички периоди на планетите
амоняк. В малки количества има също така
— 9 Ь 50 гпт 30 § на еквагора и 9 Ь 55 тт 40 5
етан,
ацетилен, фо« фен и водни пари.
в средните ширини. Подобно на Слънцето
Облаците на Юпитер се състоят от кристал¬
Юпитер се върти не като твърдо тяло — на
чета и капчици амоняк. През декември 1973 г.
различни ширини скоростта му е различна.
от американския космически апарат „ПаиъПоради бързото въртене тази планета е сил¬
ниър-10 е открито наличието на хелий в ат¬
но сплесната при полюсите Масата на Юпитер
е равна на 318 земни маси. Средната плътност мосферата на Юпитер и е измерено неговото
е 1,33 #/ст3, което е близко до плътността съдържание. Може да се смята със сигурност,
на Слънцето. Оста на въртене на Юпитер е поч¬ че 74% от атмосферата на Юпитер се състои
от водород и 26% - от хелии
ти перпендикулярна на равнината на орбитата
Метанът е не повече от 0,2%, амонякът му (наклонът е 87°).
0,1 % от състава на атмосферата на планетата
Дори с малък телескоп добре се вижда по¬
(по маса) Като се вземе предвид, че средната
лярното еплескване на Юпитер и ивиците на
неговата повърхност, успоредни на еквагора плътност на планетата е ниска, може да се
смята, че тези два газа (водород и хелий) об¬
му Видимата повърхност на Юпитер е горно¬
разуват почти цялата маса на планетата.
то ниво на облаците, обкръжаващи планетата.
Атмосферният слои има дебелина около
Благодарение на това Юпитер има сравнител¬
1000 кш. Под чисто газовия слой в атмосфено високо албедо (0,45), а подробностите на
рата лежи слоят от облаци, които ние виждаГодямот© червено петно на Юпитер. Снимката е направена от меж¬
ду планети ата станция „Пайъннър! 1”.

339

Енциклопедичен речник на младия астроном

Ю

Час? от повърхност? , на Юпитер, Снимката е направена от американската междупланетна станция „Воя
джър”.

ме през телескопа Слоят от течен молекулен
водород има дебелина 24 000 кт На тази
дълбочина налягането достига 300 СРа, а
температурата — до 11 000 К Тук водородът
преминава в течно метално състояние, т. е.
става подобен на течен метал. Слоят ох течен
метален водород има дебелина 42 000 кт. В
него се намира неголямо железно-силикатно
твърдо ядро с радиус 4000 кт На границата
на ядрото температурата достига 30 000 К.
През 1956 г е открито радиоизлъчване на
Юпитер на вълна 3 ет, сьответствуващо на
топлинно излъчване с температура 145 К. По
измерванията в инфрачервената част на спек¬
търа температурата на най-външните облачни
слоеве на Юпитер е 130 К Полетите на амери¬
канските космически апарати „Пайъниър-10”
и„Пайъниър-1 ^позволиха да се уточни строе¬

жът на магнитосферата на Юпитер, а измерва¬
нето на температурата на облачния слой по¬
твърди в общи линии известния от земните
наблюдения резултат количеството топлина,
което Юпитер изпуска, с повече от два пъти
надвишава топлинната енергия, получавана от
Слънцето. Може би идващата от недрата на
планетата топлина се отделя в процеса на
бавното свиване на гигантската планета (1тш
в година!). Магнитното поле на планетата се
оказало сложно То се състои от две гюлета:
дилолно (както полето на Земята), което се
простира до 1,5 млн. кт от Юпитер, и нециполно, заемащо останалата част от магнито¬
сферата. Интензитетът на магнитното паче на
повърхността на планетата е около 800 - 1200
А/т, т. е. 20 пъти повече, отколкото на Зе¬
мята.

340

Енциклопедичен речник на младия астроном

Освен топлинното и дециме гровото ра- ля маса газ, равна на 1,5 от масата на Слън¬
дноизлъчване Юпитер е източник и на радио- цето. По такъв начин общото количество газ,
избухвания (резки усилвания на мощността изхвърлено от ядрото за цялото време на съ¬
на излъчването) на вълни с дължини от 4 до ществуване на Галактиката (ако процесът се
85 ш с продължителност от части от секунда¬ извършва с еднаква интензивност), трябва да
та до минути и дори часове Обаче продължи¬ е няколко милиарда слънчеви маси. Но тряб¬
телните смущения не са отделни избухвалия, ва да се предположи, че процесът на изхвър¬
а серия от избухвалия - своеобразни шумови ляне на газ, който сега наблюдаваме в ядро¬
бури. Според съвременните хипотези тези из¬ то на нашата Г алактика, е слабо ехо от много
бухвалия се обясняват с плазмени измене¬
бурни те явления, станали в далечното мина¬
ния в йоносферата на планетата.
ло, когато ядрото на Галактиката е било поЮпитер изма 14 спътника. Първите 4 са от¬ младо. Това се потвърждава от наблюденията
крити още от Галилей (Й о, Европа, Та¬ на някои други галактики, чиито ядра проя¬
ни м е д, К а л и с т о), Те и най-близкият вяват много по-толяма активност.
до планетата спътник Амалтеяее движат
Особено бурно протичат процесите в ядра¬
почти в равнината на екватора на планетата.
та на така наречените сейфъртови га¬
Външните спътници се движат около планетата
лактики. Тези ядра имат много малки раз¬
по силно сплеснати орбити с голям ъгъл на мери и извънредно мощно електромагнитно
наклона към екватора (30°). Това са малки лъчение в диапазона от радиовълните до рент¬
тела от 10 до 120 кт вероятно с неправилна геновите вълни. Движението на газа в тях ста¬
форма. Най-външните 4 спътника на Юпитер ва с огромни скорости — от порядъка на ня¬
обикалят около планетата в обратна посока колко хиляди кт/5. В много галактики на
(вж. Спътници на планетите)♦
I ейфърт се наблюдават изхвърляния на ком¬
По данни от американските космически
пактни газови облаци с маси от порядъка на
апарати „Вояджър1 в екваториалната област десетки и стотици слънчеви маси. При това се
Юпитер е заобиколен от система от пръстени. отделя огромна енергия. Така например в
Пръстенът е разположен на 50 000 кт от по¬ ядрото на галактиката На Сеифърт ГЧСС 1275
върхността на планетата, а ширината му е
(радиоизточник Персей А) преди 5 млн. го¬
около 1000 кт Съществуването на пръстена дини е станал силен взрив с изхвърляне на га¬
на Юпитер е предсказано през 1960 г. от съ¬ зови струи със скорост 3000 ктУз
ветския ас1роном С, К. Всехевя гски въз
Още един клас галактики с активни ядра,
основа на наблюдения.
които имат аномално силно ултравиолетово
лъчение, е открит от съветския астроном
Б Е Марк ар ян. Около 10% от тях са сейфърЯДРА НА ГАЛАКТИКИТЕ
товн. Вероятно по-голямата част от тези галак¬
В централните части на повечето от известни¬ тики днес преживяват епохата, следваща след
те галактики има ядро - почти кълбовидно активността на ядрото, т. е., както казват ас¬
рязко сгъстяване. Това е най-ярката област на трономите, следеруптивен стадий. Това от
своя страна довежда до „взрив на звездообгалактиката.
разуване
и в далечните от ядрото области.
В ядрата на някои галактики протичат
Какъв физически процес поражда актив¬
бурни нестацношрни процеси, които се съпро¬
вождат от необикновени физически явления. ността на галактечните ядра? Този въпрос е
Нашата Галактика също има ядро. То е един от централните в съвременната астрофиразположено в посока към съзвездието Стре¬ знка. Особеностите на ядрото може да са
вързани с натрупването на газ, изхвърлен от
лец и се намира на разстояние около 33 хил
звездите
на галактиката в процеса на еволю¬
светлинни години от Слънцето. Ядрото е об¬
вито от облаци междузвездна материя и се цията. Някои учени смятат, че източници! е на
открива в радиодиапазона и на фотографии¬ енерг ия, отделяна от ядрата, са някакви
връхмасивни тела, например свръх масивна
те, направени в инфрачервени лъчи.
Както показват радионаблюденията, от яд¬ черна дупка или огромно намагнитеко плаз¬
рото на нашата Галактика непрекъснато се мено тяло подобно на свръх масивен пулсар
изхвърля водород. Всяка година се изхвър¬ Други учени разглеждат активните ядра на
галактиките като много плътни звездни ку-

341

Енциклопедичен речник ял младия астроном

В дълбините на Вселената. Рисунка на художника А. Соколов

Я

342

Енциклопедичен речник на м ладии астроном

пове, в които през цялото време стават стълк¬
новения на звезди и издухвания на свръхнови От гледна точка на активността на ядрата
е интересна галактиката М 87 (радиоизточникът Дева А) На фотографията на тази галак¬
тика ясно се вижда ярка струя (с дължина
около 6000 светлинни години), изхвърлена
вероятно от ядрото и състояща се от 5 отдел¬
ни газови сгъстявания с обща маса около 10
млн слънчеви маси.
Получени са данни, които позволяват да се
предположи, че в галактиката М 87 в непо¬

средствена близост до центъра е концентри¬
рана огромна слабосветеща маса, равна на 5
млрд. слънчеви маси Не е изключено там да
се намира гигантска черна дупка или може би
свръхплътно образуване от неизвестно естест¬
во Ще отбележим, че в центъра на редица га¬
лактики (например в добре известната Мъг¬
лявина в Андромеда) вътре в ядрото има
още едно звездообразно малко ядро, или,
както го наричат, керн, което прилича на
свръх! игантеки кълбовиден куп.

343

Енциклопедичен речник на младия астроном

ПРЕДМЕТНО-ИМЕНЕН УКАЗАТЕЛ
А
Абсрациь на светлината 9-10,
293
Абсолютна звездна величина 96,
98, 272
Автоматични лунни станции 10
Автоматични междупланетни
станции 10 ■ 14.175, 259
Адаме, Дж 210, 216
Аеродинамична стабилизация 16
Азимут 213
Азимутална (хоризонтална) монтнровка на телескопа 313 314
Айнщайн, А 52,74,316
Акрецнращи източници 266
Акрешш 266
Аксьонов, В В 158,159
Албсдо 14, 185, 239, 297, 338
Александров, А А 159
Алмукангарат 213
Амалтея 298, 340
Амбарцумян, В, А. 102
Американски тип гшралактична
монтировка 314
Английски тия паралактична
монтировка 314
Аномалиличен период на обика¬
ляме 87
Апарат планетариум 235
Алекс 14
Апогей 230
Алоцштьр 230
Аргумент на перигея 86
Аргумент на перюселия 86
Ареоцентрнчна система небесни
координати 215
Ариел 299

Аризонски метеорит 318
Армиларна сфера 25
Артюхин, Ю П 151
Астеносфера 111
Астероиди 160, 184,197,237
Астрограф 15.162,216
Астродннамнка 15-17
Астроклнмат 17
Астрология 17
Астрометрия 17-19, 44, 211
Астрономи любители 19-22
Астрономическа единица 29, 82,
258. 288
Астрономически дружества 22
Астрономически ежегодници и
календари 22-23, 124, 243
Астрономически знаци 23
Астрономически изкуствени
спътници на Земята 121
Астрономически институт
„Щсрнберг” 23-25, 37
Астрономически инструменти и
уреди 25 --29
Астрономически константи 29
Астрономически координати 67
Астрономически кръжоци 19,

199
Астрономически наблюдения 25,
30-35,200
Астрономически обсерватории

29,35-39
Астрономически обсерватории в

България 39—42

Астрономически полумрак 240
Астрономически часовници 28,
42

Астрономия 42-45, 210, 217,
258
Астроспектрограф 28, 45—46,
198.223.313
Астрофмзнка 44, 46-48, 150
Астрофотометър 28, 48, 162,
174.313
Атков, СК Ю 159
Атомен часовник 48,127,278
Атомна секунда 127
Атомно време 127
Атомно-лъчев стандарт за честота
48
Афслий 107, 124,230
Афроцентрнчна система небесни
координати 215
Б
Бабакин, Г Н 171
Бели джуджета 49, 73, 81, 93,
207,219,315
Бели нощи 240, 245
Белополскм, Арнстарх Аполо
иович 54
Беляев. П И 146,157
Бере то вой Г. Т 157
Березовой А Н 159
Бесел, Фридрих Внлхелм 54
Биковски, В Ф 147,157, 158
Бирунн 55
Болидн 49,195,196
Болометрична видима звездна
величина 98
Болометрична поправка 98
Бонев (Никола Бонев Иванов) 56

344

Брахе, Тихо 18, 58
Бреднхнн, Фьодор Александро*
вич 57,1135
Ьруно. Джордано 52,58
Бъчеваров, Марин 57
Бюро на юношеската секция на
ВАГО 19
В
Венера 49-51, 122, 137, 237,
241.258,290,323
Вертикал 212, 213
Вертикален слънчев телескоп
283
Вечер 122
Взаимодействащи си галактики
64
Взривни (еруптивни) звезди 247
Видим хоризонт 273, 325
Видима звездна величина 96,
98,295
Видимо увеличение на телескопа
311
Визуално-двойни звезди 71
Височина над морското равнище
Волннов, Б В 146,158
Волков, В, Н. 157, 158, 227
Воронцов-Вепнмкнов, Б. А 64
Вселена 42, 51-53, 150, 152,
161,194? 211,239,263
Всесъюзно аетрономо-геодезнческо дружество (ВАГО) 22,53,
200
Втора екваториална система
небесни координати 214
Втора космическа скорост 11,
148, 230, 331
Вторични космичня лъчи 149
Входна диафрагма на телескопа
311
Възлова линия 86
Възходящ възел (на орбита) 86

Гагарин, Юрий Алексеевнч 75—
76,140,153,156,157
Галактика 45, 59-62, 85, 100,
150, 180. 193, 201, 219, 247,
265, 276, 340
Галактики 45, 62-64, 85, 247,
276,333, 340
Галакгична система небесни ко¬
ординати 215
Гапактичнн космичнн пъчи 149,
190
Галкктнчно хал© 59
Гале, Й. 210
Галилем, Галилео 25, 44, 52, 74,
76, 170, 225, 271, 298, 340

Енциклопедичен речник на младия астроном

Гама-астрономия 47,64-65
Ганимед 298, 340
Географски координати 65 -67,
321
Географски полюс на Земята 65
Геодезичееки координати 67
Геодезия 68,213
Геоид 69,108
Геометрични задачи (на косми¬
ческата геодезия) 140
Геюцентрична координатна сис¬
тема 67
Геоцентрична система на света
44,52, 274
Геоцентрична система небесни
координати 215
Гид 69
Глава на комета 134
Главна последователност (на
звездите) 81,102
Главни точки на хоризонта 212
Глазков, Ю Н 158
Глобули 69-71, 189
Гномон 25
Година високосна 131
Година проста 131
Годишен паралакс 233
1 одишнн времена 71-72
Голяма полуос на орбитата (на
елипсата) 85, 88,184
Голямо червено петно (на Юпи¬
тер) 338
Горбатко, В В 157, 158,159
Горни (въниши) планети 137
Горно съединение 138
Гравнметрня 72
Гравимстьр 72
Гравитационен колапс 72-74,
218,317,332
Гравитационен радиус 75, 331
Гравитационна аномалия 72
Гравитационна стабилизация 16
Гравитация 74-75, 150, 189,
331
Граждански полумрак 240
Гранулация (на Слънцето) 280
Гречко, Г М 156,158, 228
Гркнунчка обсерватория 65
Губарев, А А 147,158
Гураг ча, Ж 159

Д
Двойни звезди 77-79, 79. 219,
239,266
Деймог 187, 297
Декретно време 126
Дш 122
Денонощен паралакс 234
Денонощен ход на часовника 278
Денонощие 122,129, 283
Денонощна либрадия 167

Денонощни паралели 211, 214
Джанибеков, В А. 158, 159
Джннс, Джеймс Хопвуд 81
Диаграма маса — светкмост 79
Диаграма спектър - свети мост
79 81,102
Диаграма на Хорщнпрунг — Ръ¬
сел (вж. Диаграма спектър
светимост)
Динамични задачи (на космичес¬
ката геодезия) 140
Диона 298
Диферент 275
Дифракцкокен астростактрограф 46
Лифракционна решетка 45
Доброволски, Г. Т 158,227
Долни (вътрешни) планети 137
Долно съединение 137
Драконнчен период на обикаляно
87
Дължима 65
Дължина на възходящия възел
86
Дьомин Л. С 158
Е
Еволюция на звездите 73
Европа 298, 340
Егоров,Б Б 157
Единадесеттедишен цикъл на
слънчевата активност 288
Едннпьн, Артър Стекли 87
Единици за разстояние 82
Ехшокамерен електронно-опти
чески преобразувател 85
Екватор 65
Екваториален слънчев часовник
284
Екваториална (паралактична)
монтировка на телескопа 314
Екваториална система небесни
координати 214
Е клип ги к? 82, 112, 212, 214.
318
Екшштична дължина 214
Еклиптична система небесни
координати 82,214
Еклипгична ширина 214
Ексцентрицитет на орбитата (на
елипсата) 85,88
Електромагнитно излъчване на
небесните тела 82 84, 253
Електронни камери 85
Електронно-оптически преобра¬
зувател 84 -85, 162. 222,
313
Елементи на орбитата 85 87,
230
Елиптична орбита 230
Елиптични галактики 62, 256
Елиптични галактики-джуджета
64

346

Енциклопедичен речник на младия астроном

Елисеев, А С. 146,157
Елонгации иа звездите 87
Елонгации на планетите 138
Емисионни звезди 295
Емисионни мъглявини 204
Енцелад 298
Е пи цикъл 275
Ера 132
Ера нова (наша) 132
Еруктивнк протуберанси 287
Ефект на Доплер 175, 263
Ефемериди 87,185
Ефемеркдна секунда 127
Ефемеридно време 126

Ж
Жолобов, В. М 158

3
Задача за две тела 210, 230.
231
Задача за три и повече тела 210
Заден фокус на обектива 222
Закон за всеобщото привличане
44, 52. 68, 74, 93, 152, 209,
216, 230
Закони нз Келнер 88-89
Западноевропейско време 126
Затъмнения — слънчеви и лунни
89-92
Затъмннтелно-двойни звезди 78
Затьмнително променливи звез¬
ди 247
Звезди 85, 92-96, 201, 217,
273,293
Звезди гиганти 93,102, 331
Звезди-свръхгиганти 81,93
Звездна астрономия 96-97
Звездна динамика 97
Звездна кинсмагика 97
Звездна статистика 97
Звездни асоциации 102
Звездни величини 97-98
Звездни каталози, карти и атла¬
си 99-100
Звездни каталози на положения¬
та 99
Звездни купове 30, 59, 96, 100^ 102,181, 194,307,333
Звездни купове н асоциации
100-102,150
Звездно време 124
Звезд но денонощие 124
Звездно небе 102-106,201
Земен елипсоид 69,106
Земна атмосфера 110, 282
Земна кора 111
Земна орбита 289
Земно ядро 111

Земя 106-112, 193, 238, 242,
243,277,290, 297,331
Зенит 87.162,211
Зенитно разстояние 213
Зодиак 112-113
Зодиакална светлина 191
Зодиакални съзвездия 82,112
Зудов, В. Д. 158
И
Иванов, Г. И. 147,159
Иванченков, А. С, 156, 158, 159,
228
Ивица на пълното слънчево за¬
тъмнение 90
Избухващи звезди 114
Извънатмосферна астрономия
45,155
Извънгалактячна астрономия
114-115
Извънземни цивилизации 115117
Изкуствени спътници 118 -122
Изкуствени спътници на Земята
10, 84, 87, 118-122, 162,
251
Изкуствени спътници на Земята
за изучаване на природните
ресурси на Земята 122
Изкуствени спътници на Земята
за свръзка 121
Изкуствени спътници на Луната
и на планетите 122
Измерване на времето 122-127
Изроден газ 49, 94
Източноевропейско време 126
Изходна диафрагма на телескопа
311
Импулсни (многоимпуленн) по¬
лети 15
Институт за космически изслед¬
вания 127
Институт по теоретична астроно¬
мия 128
Инфрачервена астрономия 44
Истинска аномалия 86
Истинска полунощ 123
Истинско слънчево време 123
Истинско слънчево денонощие
123
Й
Йен, 3,147,158,228
Йо 298, 340
К
Календар 129-132
Календар григориански 132
Календар лунен 129

Календар лунно-слънчев 129
Календар слънчев 129
Календар юлнански 131
Каписто 298, 340
Квадрант 85
Квазарн 132-133, 177, 333
Квантов стандарт за честота 48
Кварцов часовник 133—134,
278
Келнер, йохан 18, 25, 44, 74, 88,
163, 210, 230
Кизим Л. Д, 159
Кдимук, П И 147,156, 158, 228
Ковальонок, В. В. 156, 158, 159,
228
Комаров, В М 157
Комети 134—137, 191,318
Компактни галактики 64
Компоненти на Галактиката 97
Конвективна зона на Слънцето
279.289
Константа на Хъбл 263
Конфигурации 137-138
Коордннагаонизмеритслиа ма
шина 28,138
Коперник, Николай 52,163
Коригираща пластинка 224
Корольов, С, П 146,171
Коронарни дупки 282, 290
Коронограф 28, 281, 283, 289
Корпускулярнн потоци 191.252,
282
Корпускулярно излъчване на
Слънцето 282
Космическа геодезия 139-140
Космическа навигации 140
Космически кораби 127, 140147.226
Космически кораби на САЩ 146
Космически кораби не СССР 146
Космически скорости 147-149
Космически сонди 10
Космичнм пъчи 149—150, 191,
197,282
Космогония 35,150-152, 300
Космология 35, 152-153, 276
Космонавт 140, 153 -159, 226
Космонавтика 159-161
Космос 161—162
Кратери 170
Кратни звезди 77
Креп иен Ж Л 159
Кримска ДС1 \ (физическа обсер¬
ватория 37, 85, 128, 162,262,
268,314
Кръг на ширината 214
Кубасов, В. Н, 147, 156, 157,
158,159
Кулик. Л А 318
Кулминации 87,162,213
Кулминация горна 162
Кулминация долна 162
Купове от галактики 64, 106,
256

346

Л
Лазарев, В Г. 158
Лазерен спътников далекомер
140, 165-166
Лебедев, В. В 158, 159
Леонов. А А 146. 147. 156, 157,
158
Либр 1цнй на Луната 166 -167
ЛиСрацня на Луната по дължина
166
Либращш на Луната по ширина
166
Линеен емисионен спектър 84
Линии на поглъщане (абсорбци¬
онни линии) 84
Линия на смяна н. датата 126,
167-168
Лкгосфсра 111
Ломоиосов, Михаил Втснлневнч
50,178,241
Луна 122, 138, 168-173, 193,
242, 297,373
Лунна почва 12,147,171,174
Лунни възли 89
Лунни затъмнения 67, 82,91
Луноход 162,173-175
Лъчева скорост 140, 175-177,
260,331
Льоверие, Урбан Жан Жозеф 178,
210,216
Лятно време 126
Ляхов, В А, 156,159,229

М
Мателанови облаци 180—181,
193,201,267
Магнитни бури 183
Магнитни звезди 47,248
Магнитно поле на Земята 109,
181-183,190,218.241,252
Магнитопауза 183,252
Магиит е сфера на Земята 121,
182,252, 282
Мазери космически 183—184
Макаров, О. Г 158,159
Максимум на слънчевата актив¬
ност 288
Максутов, Д Д 26, 224, 225,
296
Малишев, Ю В 159
Малка полуос на орбитата (на
елипсата) 85
Малкн планети 184-185, 191,
197,237
Манделщам, Л И 28
Мантия 111
Марс 88, 122, 185-187, 193,
237,238. 258, 290.297
Маскони 172
Математически хоризонт 325

Енциклопедичен речник на младия астроном

Междузвезден газ 65, 150, 187,
204, 253, 266, 273
Междузвезден прах 189,201,204
Междузвездна среда 187—190,
272
Междузвездно магнитно поле
190
Международен астрономически
съюз 185,190
Международен космически екс¬
перимент 147
Мевдупланетна среда 190-191,
282
Междупланетно пространство
182
Мендсс» А. Т 159
Мснискова леща 225
Меридиан 65
Меридиан на точката М 65
Мернднанен кръг 27,191
Меркурий 88, 137, 192-193,
237, 238, 258. 259, 290, 317,
323
Местна група от галактики 181,
193-194
Местно време 125
Местно истинско слънчево време
285
Мстагалакгика 194
Метеореи патрул 28, 194, 195
Метеори 191,194,194-196
Метеорити 172, 174, 184, 193,
196-197
Метеорологични изкуствени
спътници на Земята 122
Метод на астрономическата нави¬
гация 140
Метод на инерцналмата навига¬
ция 140
Метод на радионавигацията 140
Микрометър 197,225
Микрофоюметър 28, 46, 197198
Мимас 298
Минимум на слънчевата актив
ност 288
Минута 123
Миранда 299
Михайлов, А. А, 100, 248
Млади астрономи 198 -201
Млечен път 45,193, 201, 215
Многокамерен електронно-опти¬
чески преобразувател 85
Мисгокаскаден фо го умно жител
324
Модул на разстоянието 272
Момент на преминаване през
перихелия 86
Московско време 126
Мрежа на 8улф 201-202
Мъглявината в Аддромеда 193,
202-204,267,331,342
Мъ1 лявимата в Орчон 204, 204
205
Мъглявини 85, 204 -209, 219

Н

Наблюдения на изкуствените
спътници на Земята 35
Наблюдения на лунни загьмне
ния 35
Наблюдения на метеори 34
Наблюдения на променливи
звезди 34
Наблюдения на слънчевата актив¬
ност 30
Наблюдения на слънчевите за¬
тъмнения 34
Наблюдения на сребристи обла¬
ци 33
Наблюдения на Юпитер и него¬
вите спътници 30
Навигационен полумрак 240, 300
Навигационни изкуствени спът¬
ници на Земята 122
Надир 211
Наклон на орбитата 86
Народни обсерватории 39
Научноизследователски изкуст¬
вени спътници на Земята 119
Национални седмици тю астроно¬
мия 22
Начален меридиан 65
М-гслактики 64
Небесен глобус 209
Небесен екватор 211. 330
Небесен меридиан 162, 211
Небесни механика 44. 79, 147,
209-210, 231
Небесна сфера 82, 140, 210-212,
215,239,118
Небесни координати 99, 213 215, 240
Невидими спътници на звездите
215-216
Немски тип паралактична монтировка 314
Неправилни гпгзктики 62
Непрекъснат спектър 84
Нептун 45, 210, 216-217, 23,,
238,290, 300
Нереида 300
Нсутринна астрономия 217, 218
Не у грино 95, 217, 218
Неутроннн звезди 73, 93, 149,
217-218, 250,273,315
Ниво-повърхнина 72
Низходящ възел (на орбита) 86
Николаев А Г 146,157
Нови звезди 219-220
Нови звезди-джуджета 219
Новолуние 89,323
Ноннус 220
Нормални астрог рафи 15
Нормални звезди 49, 94, 219,
295
Нощ 122
Нутация 243, 248

347

Енциклопедичен речник ма младия астроном

Нижъмб, Сайм ьн 220
Нютон. Исак 44, 52, 74, 209,
221,230, 243,273,317

О
Обектив 222=223, 224, 225,
307,311
Обективна призма 28. 223 - 224
Оберон 299
Обратна задача на небесната ме¬
ханики 210
Обтуратор 194
Обща теория на относителността
74,260,317
Огледално лещови телескопи
224-225
Окуляр 222.225—226,307,
311
Окуляр на Рамсден 225
Окуляр с отдалечена диафрагма

226

Опашка на комета 134
Оптическа астрономия 44
Оптическа тибрация 167
Оптично-двойни звезди 77
Орбитални станции 118, 144,
226-229
Орбити на небесните тела 210,
229-231
Ос на въртене на Земята 65
Остатъци от нзбухвання на свръхнови звезди 207
Отвесна линия 65,69, 211
Отражателни мъглявини 204

Л
Палеоастронавтика 117
Папалекси, Н Д 28
Параболична орбита 230
Паралакс 232-234
Паралакткчно движение 293
Паралакткчно отместване 232
Паралел 65
Парсек 82
Пасажен инструмент 234
Падаев, В, И 158,227
Пекулярно движение 293
Пепелява светлина на Луната 323
Перкгей 230
Период на обикаляме 86
Перихслий 86,107,124,230
Перидентьр 230
Печатащ хронограф 326
Пикелнер, С, Б. 48
Пладне 122
Пладнена линия 211
Плазма 191
Планетариум 200,235-237
Планетарни мъглявини 206
Планети 152, 237-239. 239, 317
Планети-гигантй 237, 292

Планети от земната група 237,
292
Пл&нетоход 175
Планетоцентркчна система небес¬
ни координати 215
Плоска компонента на Галакти¬
ката 97
Плоска подсистема от галактики
62
Плутон 45, 88, 237, 238» 239»
290,300
Повърхност на Мохоровичнч 111
Позиционен ъгъл 239 -240
Позиционни линии 240
Полумрак 240
Полунощ 122
Полусянка
Полярна звезда 98,211» 241,242,
331
Полярна окръжност 66
Полярни сияния 155, 241—242,
251,283
Полярните шапки на Марс 185
Понижение на хоризонта 325
Попов, Л. И 159
Поповия, П Р 146, 157,158
Поправка на часовника 278
Последна четвърт 324
Поясна система 125
Поясио време 125
Права задача на небесната меха¬
ника 210
Практическа астрономия 18, 213
Преден фокус на обектива 222
Прецесня 18,113,242, 248, 318
Прецесия и иутация 242-243
Приз мен астроспектрограф 45
Приливи и отливи 243-244
Приливни издатини 243
Приложни изкуствени спътници
на Земята 119,121
Продължителност на деня 245247,269
Променливи звезди 103, 106,
247-248,331
Проникваща способност на теле¬
скопа 311
Протнвогнямие 191
Протогалактики 150
Протуберанси 282,287
Прунариу. Д 159
Пръстени на Сатурн 271-272,
322
Пръстенообразно слънчево за¬
тъмнение 90
11 големей, Клавдий 250,274
Пулковска обсерватория 18» 37,
99, 248-249,268, 278
Пулсари 95, 218* 249 -250, 253,
264,273,340
Пулсиращи звезди 247
Пълнолуние 91,323
Пълно лунно затъмнение 91
Пълно слънчево затъмнение 90,
236

Първа екваториална система не¬
бесни координати 214
Първа космическа скорост 118,
147,230
Първа четвърт 323
Първи вертикал 212
Р
Равнина на еклкптиката 82
Радиант 196
Радиационни пояси 251—253
Радиационни пояси на Земята
121, 25 Ь—253
Радноастрометрия 19
Радиоастрономия 45,253
Радкогалактики 253-257
Радноинтерферометър 28» 100,
257-258
Радиолокационна астрономия
253,258-260
Раднотелескоп 28, 149, 162, 250,
253, 257, 260-262,
266
Разделителна способност на те¬
лескопа 311
Разсеяни звездни купове 81, 96,

100

Разширяване на Вселената 52,
263-264,333
Ракообразна мъглявина 113,207,
249,264-265
Реголит 172
Ректасцензня 214
Ректасцензня на възходящия въ¬
зел 86
Р» ликтово лъчение 265 -266
Ремск, В 147,158, 228
Рентгенова астрономия 47, 266267
Рентгенови източници 266
Рентгенови нови звезди 266
Рентгенови пулсари 249, 266
Ренпеново излъчване 265
Рефлектори 267-268
Рефрактори 224, 267, 268, 307
Рефракцнонен паралакс 269
Рефракция астрономическа
268-269
Рея 298
Рождественскн, В И. 158
Романтико* Ю. В. 156, 158, 159,
228
Рукавишннков, Н, Н. 147, 157,
158,159
Румб 213
Ръсел. Хенри Порне 79» 270
Рьомер, О 191,234
Рюмнн, В В 156, 158, 159, 228
С
Савиинх, В. П, 159
Савитская, С. Е. 159

348

Енциклопедичен речник яа младия астроном

Сарафанов, Г В 158
Сарос 92
Сатурн 237,238,271—272,
290,298
Светнмост 79, 247, 266, 272273
Светлинна година 82
Световен полюс 87.211
Световна ос 211
Своден каталог 99
Свръхаеоциашш от звезди 102
Свръхмовн звезди 73, 113, 149,
189. 217, 247, 250, 253, 264,
273
Севастнянов, В И 156,157,158,

228
Северен полюс на Земята 65
Северен световен полюс 162, 211
Северен тропик (тропик на Ра¬
ка) 66
Северна полярна окръжност 66,
245
Северни, А. Б, 162
Сейфъртови галактики 64, 133,
340
Секстант 273
Секунда 123
Селеноцентричяа система небес¬
ни координати 215
Серебров, А. А. 159
Ондеричен (звезден) месец 168
Сиаеричсн период на обикаляне
86
Сизнгии 323
Симетричен окуляр 225
Сннодичен месец 129, 324
Синхротронно излъчване 84,149,
253, 256, 2б5
Система Галилей (телескопна)
313
Система Грегори (телескопна)
267
Система за осигуряване на живо¬
та в космическия кораб 144
Система Касегрен (телескопна)
267
Система Кеплер (телескопна)
268,313
Система Ломоносов - Хершел
(телескопна) 267
Система Нютон (телескопна)
267,307
Система Ричи - Кретмен (теле¬
скопна) 267
Система Шмна (телескопна) 224
Системи за света 274 -276
Служба за движение на полюси¬
те 276-277
Стужба за небето 277
Служба ..Слънце" 277-278
Служба „Точно време" 127,
278-279
Слънце 184, 201, 217, 253,
272, 279 282, 290. 317, 318,
331

Слънчев вятър 121,191,193, 282,
282- 283
Слънчев телескоп 28,162,283
Слънчев часовник 283-285
Слънчева активност 183, 241,
752, 253, 278, 282, 285-288
Слънчева атмосфера 280, 282
Слънчева константа 288-289
Слънчева корона 191, 266, 281,
282,289-290
Слънчева система 88, 134, 192,
216, 290-293, 297, 321, 338
Отънчеви затъмнения 67, 82, 8992,289
Слънчеви избухвалия 282, 287
Слънчеви космични лъчи 149,
282
Слънчеви петна 282,285
Слънчево ращионзлъчваьс 290
Смущаваща (пертурбираща) си¬
ла 231
Смущения (пертурбации) 231
Собствени движения на звездите
216,293
Соловьов, В А. 159
Спектрален анализ 46, 84
Спектрален паралакс 96,234
Спектрална класификация на
звездите 293-295
Спектрално двойни звезди '8
Спектър на избухване 281
Спектър на излъчване (емисио¬
нен спектър) 84
Спектър на поглъщане (абсорб¬
ционен спектър) 84
Специална агтрофнзическа обсер¬
ватория на АН на СССР 37,
262,268,296,314
Специална теория на относител¬
ността 316
Спикули 281
Спирални галактики 62, 202
Спирални ръкави (клонове) на
Галактиката 61,150
Спускаеми апарати 144
Спътникова геодезия 139
Спътникова фотографска камера
28,225.296 -297
Спътници на планетите 152,297300
Сребристи облтци 155, 300
Средна аномалия 86
Средна полунощ 124
Средно движение 86
Средноевропейско време 126
Средно пладне 124
Средно слънце 124
Средно слънчево време 124
Средно слънчево денонощие 124
Сгрекалов, Г М 159
Сгруве, Василки Яковлевнч 68,
248, 305
Сгруве, О В 248
Стъклена призма 45
< убгиганти 81,102

СУбджуджета 81
Сфера на действие на планета 231
Сферична астрономия 18, 209
Сферична компонента на Галак¬
тиката 97
Сферична подсистема от галакти¬
ки 62,100
Сферични звездни купове 81,96,

100,181,202

Съзвездия 103, 300-304
Сянка 285
Т
Тек ги ги 197
Телевизионен телескоп 306307.313
Телескоп самоцелен 307-310
Телескопи 194, 202, 223, 260.
267,306,311-315,330
Температура на небесните тела
315- 316
Теодолит 27, 321
Теория на относителността 263,
316- 317, 331
Герсшкова (Николаева - Терешкова), В В. 146, 156, 157
Терминатор 323
Тетноа 298
Титан 298
Ттання 299
Титов, В. Г, 159
Тйтов, Г. С 156,157
Тошщентрнчна система небесни
координати 215
Точка на есенното равноденствие
113,212
Точка на пролетното равноден¬
ствие 86, 113, 124, 212, 214,
242,318
Трета космическа скорост 148
Тригонометричен парадокс 96,
234
Тритон 300
Тропик 66
Тропична година 129
Тули, ф. 159
Гуигуски метеорит 318-320
Тъмни мъглявини 206
Търсене на комети и тяхното
наблюдаване 33
У
Улавяща повърхност 75
Ултравиолетова астрономия 44
Улугбек 18, 35,100, 322
Умбриел 299
Универсален инструмент 27,213,
321
Универсално (всемирно) време
125
Уравнение нш времето 124

349

Енциклопедичен речник не младия астроном

Уран 45, 210, 216, 237, 238, 290,
299
Утро 122
Учебни астрономически обсерва¬
тории 39
Ф
Фази на Луната н на планетите
323-324
Факли 282, 285
Фаркаш, Б 147,159, 228
Феба 298
Фсоктистов, К П, 157
Фесенков, Василий Грнгорнсвкч
319,325
Физическа либрация 167
Физически променливи звезди
247
филнпчзнко, А В 157,158
Флокулн 282, 285
Фобос 187, 297
Фокус иа обектива 223
Фотографски атласи 100
Фотоелектронен у множите л 48,
313,324-325
Фотометрично-двойни звезди 79
Фотосфера 280,285, 289
Фраунхоферови линии на поглъ¬
щане 280
Фрндман, А А. 52,152
Фундаментален звезден каталог
99
Фундаментална астрометрия 18

X
Хелиоцштричш система на света
17,44, 276
Хелиоцентрична система небесни
координати 215
Хермашевски, М. 147,158,228
Херцдшрунг, Е. 79
Хершел, Уйлям 26, 44, 201, 321,
327
Хипарх 18,100,243,328
Хиперболична орбита 230

Хипсряон 298
Хиндрити 197
Хоризонт 211,325 -326
Хоризонтален слънчев телескоп
283
Хоризонтален слънчев часовник
285
Хоризонтална (азимутална) монтировка на телескопа 313314
Хоризонтална система небесни
координати 213
Хромосфера 266,281,285
Хрсмосферна мрежа 281,286
Хромосферно избухване 64
Хронограф 326
Хронометър 326 -327
Хрунов, Е В 146,157
ХъОл, Гдуии Паусл 152, 263,
328-329
Хюйгенс, X, 225

Ш
Шайн, Григорий Абрамович 334
Шаронов, В. В. 187
Шатапов, В А. 146,157
Шеташ, Харлоу 334
Ширина 65
Широки двойки 79
Шкловски, И. С 265
Шмит, Ото Юлиевнч 335
Шоиин, Г.С. 157

Щ
I

Щернбер!, Павел Карлови* 335

Ъ
Ъгъл на издигане (ъгъл на мяс¬
тото) 213

и
Цветен индекс 81, 98
Целостат 330
Център на слънчева активност
278,287
Цсфецден паралакс 234
Цефенди 241, 331
Цнолковски, К Е.115,229

Ч
Час 122
Часов ъгъл 123,214
Часови пояси 125
Частично лунно затъмнение 91
Частично слънчево затъмнение
90,91
Червени гиганти 207
Червени джуджета 81
Червено преместване 62,263
Черни дупки 96, 218, 331—333,
340
Числа на Волф 278. 288

Ю
Южен полюс на Земята 65
Южен полюс на света 211
Южен тропик (тропик на Кози
рога) 66
Южна полярна окръжност 66
Юлианскн дни 337
Юлненскн период 337
Юношеска секция на ВАГО 199
Юпитер 237, 252, 253, 290, 297
338-340

Я
Ядра на галактиките 149, 181
256,340-342
Ядро на Галактиката 61, 201
Янус 298
Япет 298

ТЪРСЕТЕ ПО КНИЖАРНИЦИТЕ ПРЕЗ СЛЕДВАЩИТЕ ГОДИНИ!
ЕНЦИКЛОПЕДИЧЕН РЕЧНИК НА МЛАДИЯ ТЕХНИК
ЕНЦИКЛОПЕДИЧЕН РЕЧНИК НА МЛАДИЯ ХИМИК
ЕНЦИКЛОПЕДИЧЕН РЕЧНИК НА МЛАДИЯ ПРИРОДОЛЮБИГЕЛ
ЕНЦИКЛОПЕДИЧЕН РЕЧНИК НА МЛАДИЯ МАТЕМАТИК
ЕНЦИКЛОПЕДИЧЕН РЕЧНИК НА МЛАДИЯ ГЕОГРАФ
ЕНЦИКЛОПЕДИЧЕН РЕЧНИК НА МЛАДИЯ ХУДОЖНИК
ЕНЦИКЛОПЕДИЧЕН РЕЧНИК НА МЛАДИЯ СПОРТИСТ
ЕНЦИКЛОПЕДИЧЕН РЕЧНИК НА МЛАДИЯ МУЗИКАНТ

Съставител Николай Петрович Ерпильов

ЕНЦИКЛОПЕДИЧЕН РЕЧНИК НА МЛАДИЯ АСТРОНОМ
Преводачи ст н е а-р Владимир Георгиев Шкодров. нх Виолета Георгиева Иванова
к.ф.н. Васил Иванов 1мленски, Елена Богданова Шкадрова
Рецензент проф Никола Стефанов Николов
Реддк тор Надежда Кортенска
Оформление на корицата ^юбомиР Николов
Борислав Кьосев
Художник-редактор Димитър Петков

Технически редактори

Йорданка Иванова
Магардич Моралян
Коректор Екатерина Маркова
Набор 1ВМ Румянка Цекова

Код 12/471927537/23-87
СССР - РСФСР Издание I Дадена за набор на 26 VII 1986 г Подписана за печат иа 12 I 1987 г
пьч коли22 им

Държавно издателство Народна просвета” — София
Държавно издателство ,Др Петър Берон" - София
Държавна печатница „Балкан ” - София

* *