Skaning, Djvuing Lykas
M. M. ДАГАЕВ В. M. ЧАРУГИН
КНИГА
ДЛЯ ЧТЕНИЯ
ПО АСТРОНОМИИ
АСТРОФИЗИКА
Учебное пособие
для учащихся 8—10 классов
Рекомендовано Главным
учебно-методическим управлением
общего среднего образования
Госкомитета СССР
по народному образованию
МОСКВА «ПРОСВЕЩЕНИЕ» 198 8
глава
МЕТОДЫ ИЗУЧ1 ill
ФИЗИЧЕСКОЙ ПРНгч
НЕБЕС НЫХ ТЕЛ
ИЗУЧЕНИЕ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ
Современное молодое по-
коление человечества с детства
привыкает к радио- и телеви-
зионным передачам и знает, что
нажатием клавиш и поворотом
рукояток радиоприемника мож-
но настраивать его на прием
радиоволн различной длины,
хотя само это понятие детям
пока еще неизвестно. И лишь
значительно позже, при изу-
чении физики в старших клас-
сах средней школы учащиеся
узнают, что радиоволны, ин-
фракрасные лучи, свет, рентге-
новские лучи (широко приме-
няемые в медицине и технике),
гамма-излучение имеют одина-
ковую природу и представляют
собой электромагнитные коле-
бания (быстрые периодические
взаимосвязанные изменения
электрического и магнитного
полей), распространяющиеся с
предельной в природе ско-
ростью с « 300 000	км/с
(ЗЛО5 км/с = 3-108 м/с). Их
называют электромагнитными
волнами.
Электромагнитные волны
отличаются друг от друга раз-
личной частотой колебаний, т. е.
числом колебаний в одну се-
кунду времени. Единицей час-
тоты колебаний служит 1 герц
(Гц)* — одно колебание в се-
кунду; используются и произ-
водные от него: 1 килогерц
(кГц) = 103 Гц и 1 мегагерц
(МГц) = 106 Гц. В астрофи-
зике частота колебаний обычно
обозначается греческой буквой
v (ню).
Промежуток времени, за ко-
торый происходит одно электро-
магнитное колебание, называет-
ся периодом колебаний. Оче-
видно, период колебаний
1
т = —,
v
он выражается в секундах.
За один период колебаний
электромагнитная волна рас-
пространяется на расстояние,
называемое длиной волны
Х = ст=-^,	(1.1)
* Названа в честь немецкого физика Генриха Герца (1857—1894), обнару-
жившего в 1888 г радиоволны на лабораторных опытах.
4
которая в зависимости от своих
размеров может быть выраже-
на различными единицами дли-
ны: километрами (км), метра-
ми (м), дециметрами (дм),
сантиметрами (см), миллимет-
рами (мм), микрометрами
(1 мкм = 10~6 м = 10-3 мм) и
нанометрами (1 нм=10-9 м =
= 10~6 мм=10-3 мкм). В ас-
трофизике для измерения длины
световых волн, рентгеновских
лучей и гамма-излучения ис-
пользуется еще одна единица,
равная стомиллионной доле
сантиметра; она называется
ангстремом и обозначается
символом А (1 А=10-,() м =
= 10 8 см = 10-4 мкм =
= 0,1 нм)*
Электромагнитные волны
образуют непрерывную после-
довательность, называемую
электромагнитным спектром
или шкалой электромагнитных
волн. Электромагнитные волны
различной длины воспринима-
ются разными приемниками
энергии. Так, радиоволны (дли-
на волны X от 10 км до 0,2 мм
и частота v от 30 кГц до
1,5-106 МГц) воспринимаются
радиоприемными контурами
разных конструкций; инфра-
красное тепловое излучение
(X от 0,2 мм до 7600 А и
v от 1,5-106 МГц до 4 -108 МГц)
регистрируется термоэлемента-
ми, электронными преобразо-
вателями, фотоэлементами, спе-
циальными (чувствленными)
фотопленками и фотопластин-
ками; световые, или оптические,
лучи (X от 7600 А до 4000 А и
v от 4 -108 МГц до 8 • 108 МГц)
воспринимаются глазом, фото-
элементами и фотоэмульсиями;
примыкающие к световым уль-
трафиолетовые лучи (X от
4000 А до 100 А и v от
8-108МГц до 3-Ю10 МГц)
рентгеновские лучи (X от 100 А
до 0,1 А и v от 3-1010 МГц до
3-1013 МГц) и гамма-излучение
(Х<0,1 А и v>3-1013 МГц)
обнаруживаются фотоэмульси-
ями, люминофорами (особыми
составами, светящимися под
воздействием лучей) и спе-
циальной аппаратурой. Указан-
ные здесь границы диапазонов
электромагнитного спектра яв-
ляются несколько условными,
так как по обе стороны от них
имеются волны, принадлежа-
щие смежным диапазонам.
С помощью зрения восприни-
мается лишь ничтожно малый
интервал существующих в при-
роде электромагнитных волн, и,
чтобы всесторонне изучить фи-
зическую природу небесных тел,
одного этого интервала недо-
статочно.
В самом деле, Солнце и звез-
ды представляют собой огром-
ные шарообразные тела из
горячей плазмы. Они излучают
электромагнитные волны все-
возможной длины, от гамма-лу-
чей до длинных радиоволн.
Планеты и их спутники отра-
жают солнечный свет и сами в
различной степени излучают
инфракрасные лучи и радиовол-
ны. Разреженные газовые ту-
манности — колоссальной про-
тяженности газовые облака —
* Эта единица длины названа в честь шведского физика и астронома
Андерса Ангстрема (1814—1874), впервые применившего ее в 1868 г при изучении
солнечного спектра.
5
в зависимости от их физическо-
го состояния излучают электро-
магнитные волны строго опре-
деленной частоты. Поэтому од-
ни туманности, излучающие в
визуальном диапазоне, видны,
а другие обнаруживаются лишь
по их радиоизлучению. В част-
ности, невидимые межзвездные
холодные водородные облака
испускают радиоволны Х =
= 21 см, возможность обнару-
жения которых предсказал в
1948 г. советский астрофизик
И. С. Шкловский (1918—1985).
Эти радиоволны впервые об-
наружены в 1951 г. X. Юэном и
Э. Перселлом (США).
Электромагнитные волны
порождаются также при тор-
можении движущихся электри-
чески заряженных частиц
(электронов и ионов) в магнит-
ном поле. Такое излучение на-
зывается магнитотормозным
(или синхротронным). Оно об-
ладает некоторыми особеннос-
тями, позволяющими опреде-
лить его природу. Вот поэтому
современная астрофизика при-
меняет разнообразную и часто
технически очень сложную ап-
паратуру, предназначенную для
регистрации различных диапа-
зонов электромагнитных волн.
Земная атмосфера пропус-
кает далеко не все электро-
магнитные волны, излучаемые
небесными телами. Она погло-
щает все смертоносное гамма-
излучение, рентгеновские лучи
и ультрафиолетовые лучи с дли-
ной волны А <3000 А, значи-
тельную долю инфракрасного
излучения с А,>1000 нм (оно
поглощается, главным обра-
зом, водяными парами и угле-
кислым газом) и радиоволны с
А< 1 мм и А>20 м. Излучение
небесных тел, недоходящее до
земной поверхности, исследует-
ся с космических аппаратов —
с искусственных спутников и
орбитальных научных станций,
обращающихся вокруг Земли,
а также с автоматических меж-
планетных станций, направля-
емых к пла-нетам Солнечной
системы. Излучение, проходя-
щее сквозь земную атмосферу,
изучается непосредственно с по-
верхности Земли. Для этого
созданы астрономические ин-
струменты — телескопы (от греч.
«теле» — вдаль и «скопео» —
смотрю). Телескопы для наблю-
дений в световых лучах называ-
ются оптическими, а для приема
радиоволн—радиотелескопами.
ОПТИЧЕСКИЕ ТЕЛЕСКОПЫ
Существует два основных
вида оптических телескопов —
линзовые, или рефракторы, и
зеркальные, или рефлекторы.
У рефракторов объектив, со-
бирающий световые лучи, из-
готовлен из стеклянных линз, а
у рефлекторов объективом слу-
жит вогнутое зеркало*
‘ Экскурсанты, увидевшие в
* Рефрактор — от лат refractus — преломленный, так как линзы преломля-
ют световые лучи; рефлектор — от лат. reflectere — отражать, поскольку зер-
кало отражает лучи.
6
Рис. 1. Восприятие светового потока невооруженным	{а) и телескопом (6)
астрономической обсерватории
крупный телескоп, обычно спра-
шивают, во сколько раз он уве-
личивает, и с удивлением слы-
шат в ответ, что основное на-
значение телескопов состоит не
в достижении большого уве-
личения, а в том, чтобы собрать
как можно больше световой
энергии от небесного тела.
От небесных тел к Земле
приходят параллельные лучи
света, из которых в глаз попа-
дает лишь ничтожная доля, по-
скольку диаметр зрачка очень
мал и не превышает 6—7 мм
(рис. 1, а). Объектив телескопа,
имея значительные размеры,
воспринимает больший свето-
вой поток и, концентрируя его,
позволяет видеть слабые небес-
ные объекты, недоступные не-
вооруженному глазу (рис. 1,6).
Так как учащиеся средних
школ при наблюдениях небес-
ных светил пользуются в основ-
ном телескопа ми-рефрактора-
ми, то мы опишем их доста-
точно подробно, чтобы наблю-
датели смогли самостоятельно
определить основные характе-
ристики и возможности своих
телескопов.
Любые оптические линзы об-
ладают рядом недостатков.
Чтобы их значительно снизить,
объектив телескопа-рефрактора
изготавливают из двух (реже —
из трех) линз небольшой кри-
визны, одной — двояковыпук-
лой и второй — плоско-вогну-
той, исправляющей оптические
недостатки первой линзы
(рис. 2). Прямая линия (ОФ),
проходящая через центр объек-
тива и перпендикулярная по-
верхностям линз, называется
оптической осью объектива (те-
лескопа). Падающие на объек-
тив световые лучи (С), парал-
лельные оптической оси, пре-
ломляются в нем и сходятся в
фокусе (Ф) объектива — точке,
лежащей на оптической оси и
отстоящей от центра объектива
на определенном расстоянии,
7
Рис. 2. Перевернутое изображение небесного об1>екта в фокальной плоскости те-
лескопа.
называемом фокусным расстоя-
нием объектива (F — ОФ) или
телескопа. Параллельные лучи
(Л, В), падающие на объектив
под некоторым углом к его опти-
ческой оси, тоже преломляются
и сходятся, но уже не в фокусе,
а в точках (а, 6), расположен-
ных в фокальной плоскости,
проходящей через фокус пер-
пендикулярно оптической оси.
Поэтому изображения (ab)
протяженных объектов (ЛВ)
с ощутимыми угловыми раз-
мерами (р) лежат в фокальной
плоскости телескопа и получа-
ются перевернутыми.
Одной из основных харак
теристик телескопа является
фокусное расстояние F его объ-
ектива, от которого зависят
линейные размеры I изображе-
ния протяженных небесных
объектов (Солнца, Луны, пла-
нет, туманностей и др.) в фо-
кальной плоскости телескопа,
так как согласно рисунку 2
/ = 2Ftg|, (1.2)
где р — угловые размеры объек-
та (определяемые лучами ЛВ).
Если же р представляет собой
угловое расстояние между объ-
ектами (например, между звез-
дами), то та же формула (1.2)
дает линейное расстояние меж-
ду их изображениями в фо-
кальной плоскости телескопа.
Но видимые, угловые размеры
небесных объектов незначи-
тельны, например у Солнца и
Луны не превышают 33' Из ма-
тематики известно, что танген-
сы малых углов (до 3°) близки
к самим углам, выраженным в
радианах (ррал). Поскольку
1 радиан = 3440'=206265" то
tg у = у Ррад = У 354У =
_ г
2 206265" ’
где р' обозначает угловые раз-
меры в минутах дуги, а р" —
угловые размеры в секундах
дуги.
Отсюда следует, что
l = У зЬо7 = F 206265" ’
причем I выражено в тех же
линейных единицах, что и фо-
кусное расстояние F. Такие же
8
линейные размеры получаются
на пластинке при фотографиро-
вании объектов в фокальной
плоскости телескопа. Отсюда
легко определяется масштаб
фотонегатива (фотоснимка)
pz
/
3440
F
ИЛИ
_ 206265"
I F
(1.4)
и =
показывающий число минут или
секунд дуги, соответствующее
1 мм на снимке, при условии,
что фокусное расстояние F вы-
ражено в миллиметрах.
Вторая основная характе-
ристика телескопа — это диа-
метр D объектива, так как све-
товой поток, собираемый объек-
тивом, пропорционален квад-
рату его диаметра.
Весьма существенна третья
характеристика телескопа, его
относительное отверстие (часто
неправильно называемое свето-
силой)
Д =у-= 1: (F/D). (1.5)
ния были не очень малы и раз-
личимы. Для детального изу-
чения протяженных объектов
желательны длиннофокусные
телескопы, дающие большее
увеличение. Но тогда для сох-
ранения достаточной яркости
изображения необходимо уве-
личить диаметр объектива, что
возможно лишь в определен-
ных пределах из-за трудностей
его изготовления. Поэтому у
крупных телескопов-рефракто-
ров диаметр объектива обычно
не превышает 70 см, а относи-
тельное отверстие заключено в
пределах от 1:16 до 1:10.
При визуальных наблюде-
ниях фокальное изображение
светила рассматривается в оку-
ляр (от лат. ocularis — глаз-
ной и oculus — глаз), состоя-
щий из двух небольших корот-
кофокусных линз, поэтому про-
тяженное светило представля-
ется увеличенных размеров.
Увеличение телескопа
=	(1.6)
Чем меньше отношение F/D,
тем более ярким получается
изображение к протяженного
объекта в фокальной плоскости
телескопа. Действительно, с
уменьшением фокусного рас-
стояния объектива линейные
размеры изображения протя-
женного объекта тоже умень-
шаются, а при неизменном диа-
метре объектива воспринимае-
мый им световой поток оста-
ется прежним, поэтому изобра-
жение объекта становится бо-
лее ярким. Однако уменьшать
фокусное расстояние объектива
можно до разумных пределов
так, чтобы размеры изображе-
где F — фокусное расстояние
объектива, a f — фокусное рас-
стояние окуляра.
К каждому телескопу прила-
гается несколько окуляров для
наблюдений с различными уве-
личениями, которые необходи-
мо подбирать в зависимости от
условий. Слабо светящиеся
объекты, например кометы, ту-
манности и звездные скопления,
следует наблюдать с наимень-
шим увеличением, чтобы они
выглядели яркими. Планеты и
Луну можно наблюдать с наи-
большим увеличением, допусти-
мым атмосферными условиями.
Однако часто бывает так, что
9
при неспокойной или перена-
сыщенной влагой земной атмос-
фере планеты и Луна видны
значительно лучше с меньшим
увеличением.
Но даже при исключительно
хороших атмосферных усло-
виях невозможно добиться от
телескопа произвольно большо-
го увеличения путем примене-
ния окуляров с очень малым
фокусным расстоянием, так как
начнут отрицательно сказы-
ваться оптические недостатки
линз. Поэтому каждый телескоп
обладает наибольшим допусти-
мым, или предельным, увеличе-
нием
Wm=2D, (1.7)
где диаметр объектива D выра-
жен в миллиметрах, но считает-
ся безразмерной величиной.
Диаметр объектива опреде-
ляет разрешение (или разре-
шающую способность) телеско-
па, показывающее наименьшее
угловое расстояние, четко раз-
личимое в телескоп, в частности
возможность видеть раздельно
две звезды, расположенные на
небе очень близко друг к другу
(тесные пары звезд) Разреше-
ние телескопа обозначается гре-
ческой буквой ft (тэта).
Из физики известно, что раз-
решающая способность теле-
скопа обратно пропорциональ-
на диаметру объектива и прямо
пропорциональна длине элек-
тромагнитных волн, восприни-
маемых телескопом. Вычислен-
ное в секундах дуги разре-
шение
«=251640"	(1-8)
где длина волны X и диаметр
объектива D выражены в оди-
наковых единицах.
Оптические телескопы, предназначенные для визуальных наблюдений, рас-
считаны на восприятие световых волн длиной А, =550 нм =5500 А, которые наибо-
лее эффективно воздействуют на человеческие глаза. Так как диаметры объективов
оптических телескопов обычно выражают в миллиметрах, то и длину световой
волны следует представить в тех же единицах, помня, что 1 А=10~7 мм.
Тогда разрешение телескопа
0 = 251640" 5-^00^
140"
и окончательно	,
где D — диаметр’объектива (в мм), а А — разрешение (в секундах дуги).
В астрономии видимая яр-
кость, или блеск, небесных све-
тил выражается в звездных ве-
личинах, причем чем меньше
блеск светила, тем больше его
звездная величина, обозначае-
мая латинской буквой т (под-
робнее см. с. 20). В идеальных
условиях, т. е. в темную безоб-
лачную и безветренную ночь,
невооруженный человеческий
глаз различает звезды 6'”, а в
телескоп же видны более сла-
бые звезды, большей звездной
величины. Поэтому каждый
астроном-наблюдатель обязан
знать наименьший блеск звезд,
различимых в его телескоп при
идеальных условиях. Этот пре-
дельный (наименьший) блеск
ю
звезд характеризует прони-
цающую способность телескопа
(/71т), часто называемую его
оптической мощью, которая вы-
числяется по формуле
mT = 2,l+5lgD, (1.9)
где D — диаметр объектива
(в мм).
Наблюдателю необходимо
также знать поле зрения теле-
скопа, т. е. угловые размеры
участка неба, видимого в теле-
скоп. Эти размеры зависят от
применяемого увеличения W
Опытным путем установлено,
что диаметр поля зрения теле-
скопа, выраженный в минутах
дуги,
N = ww_ (ио)
Покажем вычисление характеристик телескопа-рефрактора с объективом диа-
метром D = 20 см и фокусным расстоянием F = 3 м (3000 мм) при двух окулярах
с фокусными расстояниями fi=7,5 мм и f2 = 50 мм, для чего воспользуемся
формулами (1.3) —(1.10)
Относительное отверстие телескопа Д = Z):F= 1: (300 см/20 см) = 1:15;
предельное увеличение Wm = 2 *D = 2«200 = 400х (крат); увеличение при малом
окуляре	= F:fi =3000:7,5 = 400* (как раз предельно допустимое); увеличение
140"
при большом окуляре W2 = F:f2 = 3000:50 = 60х; разрешение 0= 	 =
= 140":200 = 0,7"; проницающая способность (оптическая мощь) шт = 2,14-
4-5 lg D = 2,1 4-5 1g 200 = 2,1 4-5-2,3= 13,6"’ (на пределе могут быть различимы
звезды до 13,6 звездной величины); диаметр поля зрения при малом окуляре
#1 =	== 20М = 5' (диски Солнца и Луны, диаметры которых близки
w ।	400
охч,	ч	*	а/ 2000'
к 30', в поле зрения не помещаются), а при большом окуляре /V2 = -^
= 33' (диски Солнца и Луны видны полностью); в фокальной плоскости телескопа
линейные изображения Луны и Солнца имеют диаметр d = F • ~ = 3000 ммХ
<544и
30'
X Q,= 26 мм, и такие же диаметры получатся на фотопластинке, экспони-
□44U
рованной в фокусе телескопа. Масштаб фотонегатива
3440'	3440'	1 «с//	. сп///	\
“ = —= ЖО'мм - = и5 /мм (ИЛИ 69 /мм)-
Теперь читатель сможет са-
мостоятельно найти основные
характеристики и возможности
находящегося в его распоря-
жении телескопа. Если сведений
о диаметре и фокусном рас-
стоянии объектива не имеется,
то их легко определить. Диа-
метр объектива можно изме-
рить обычной миллиметровой
линейкой. Для определения
фокусного расстояния объекти-
ва нужно навести телескоп на
удаленный земной предмет, вы-
нуть из телескопа окуляр и
вместо него приставить матовое
стекло или листок кальки. За-
тем медленно отодвигать его
от телескопа до гех пор, пока
на нем не появится резкое пере-
Рис. 3. Телескоп-рефрактор Главной (Пулковской) обсерватории Академии наук
СССР
вернутое изображение предме-
та. Измерив расстояние от объ-
ектива до полученного изобра-
жения предмета, вы найдете
искомое фокусное расстояние
объектива. На окулярах же
всегда проставляется их фокус-
ное расстояние.
Нужно твердо помнить, что
наблюдать Солнце непосред-
ственно в телескоп без защиты
глаз нельзя, так как сконцен-
трированный телескопом сол-
нечный свет мгновенно их сож-
жет. При наблюдениях Солнца
необходимо укрепить перед объ-
ективом очень темный свето-
фильтр (темное стекло). Но
лучше и безопаснее всего на-
блюдать Солнце на белом эк-
ране, укрепленном за окуля-
ром; тогда светофильтр не ну-
жен.
Необходимость изучения
слабых небесных светил застав-
ляет делать линзовые объекти-
вы больших размеров. Но изго-
товление крупных линз настоль-
ко сложно, что из всех сущест-
вующих в мире рефракторов
только один имеет объектив
диаметром £>=102 см (F =
= 1940 см), а у второго по
величине — £) = 91 см (£ =
= 1730 см) Оба объектива из-
готовлены американским опти-
ком А. Кларком (соответствен-
но в 1897 и в 1886 гг.) и уста-
новлены в Йерксской и Ликской
обсерваториях (США). Все
дальнейшие попытки изгото-
вить линзовые объективы хотя
бы таких же размеров окон-
чились неудачей. В Советском
Союзе самый крупный телескоп-
рефрактор установлен в Глав-
12
ной астрономической обсерва-
тории Академии наук; диаметр
его объектива 0 = 65 см, а фо-
кусное расстояние 0=1040 см
(рис. 3).
Рефракторы, предназначен-
ные для фотографирования не-
бесных объектов, называются
астрографами. Фотографирова-
ние ведется в фокальной плос-
кости объектива, поэтому в оку-
лярной части телескопа вместо
окуляра укрепляется фотогра-
фическая кассета. Астрографы
используются, как правило, для
фотографирования небесных
объектов с целью определения
их видимых положений на небе
и последующего изучения их
движения. Существуют и двой-
ные астрографы, с двумя раз-
дельными объективами, позво-
ляющими одновременно фото-
графировать с различными экс-
позициями (рис. 4).
Для исследования физиче-
ской природы небесных тел
предпочтительнее телескопы-
рефлекторы, у которых объек-
тивом служит вогнутое парабо-
лическое зеркало небольшой
кривизны, изготовленное из
толстого стекла и покрытое
тонким слоем порошкообраз-
ного алюминия, напыляемого на
стекло под большим давлением.
Световые лучи, отраженные от
зеркала, собираются в его
фокальной плоскости, где изоб-
ражения объектов тоже полу-
чаются перевернутыми. Фо-
кальная плоскость выводится в
сторону окуляра посредством
дополнительного небольшого
либо плоского (предложено
Ньютоном в 1671 г.; рис. 5, а),
либо выпуклого зеркала (пред-
ложено Кассегреном в 1672 г.;
Рис. 4. Двойной астрограф Китабской
станции Астрономического института
Академии наук УзССР
рис. 5, б), которое значительно
удлиняет фокусное расстояние
зеркального объектива. Совет-
ский оптик Д. Д. Максутов
(1896— 1964) создал рефлек-
тор, известный под названием
менискового телескопа. В нем
зеркальный объектив имеет
сферическую форму (проще в
изготовлении), а его оптиче-
ские недостатки исправляются
тонкой линзой малой кривизны
(мениском), установленной
впереди объектива. Роль до-
полнительного зеркала выпол-
няет небольшое алюминиевое
пятно, напыленное на внут-
ренней поверхности мениска
(рис. 5, в). Телескопы Максу-
това изготовлены в нескольких
вариантах — от школьного типа
с объективом диаметром 70 мм
13
Рис. 6. Менисковый фотографический
телескоп-рефлектор Абасту майской аст-
рофизической обсерватории Академии
наук ГССР.
Рис. 7. Шестиметровый телескоп-реф-
лектор. >
до крупных инструментов диа-
метром до 1 м (рис. 6).
Изготовление крупных зер-
кальных объективов тоже тре-
бует колоссального труда. Зер-
кала, в отличие от линз, прак-
тически не поглощают света,
что особенно ценно при изуче-
нии физической природы не-
бесных тел. Поэтому современ-
ные крупные телескопы снаб-
жаются зеркальными объек-
тивами диаметрами, как пра-
вило, от 1,5 до 4 м и фокусным
расстоянием от 9 до 12 м. Са-
мый крупный в мире телескоп-
рефлектор (0 = 6 м и F = 24 м)
изготовлен в СССР по проекту
и под руководством Б. К. Иоан-
нисиани. Зеркало весит 420 кН,
а стеклянная заготовка, из ко-
торой оно изготовлено, весила
700 кН и после отливки при
температуре в 1600 °C охлаж-
далась 736 суток! Этот уникаль-
ный телескоп, общим весом
в 8500 кН, установлен осенью
1974 г. в Специальной астро-
физической обсерватории Ака-
демии наук СССР на горе Пас-
тухова (Ставропольский край)
высотой 2070 м над уровнем
мрря (рис. 7). Система до-
полнительных зеркал дает воз-
можность увеличивать фокус-
ное расстояние этого телескопа
до 350 м. Разрешение телескопа
составляет 0,02", и он позво-
ляет фотографировать звезды
до 24ш, т. е. в 4 млрд, раз более
слабые, чем яркие звезды, ви-
димые невооруженным глазом.
Телескопы-рефлекторы с
зеркалами диаметром 2,6 м и
фокусным расстоянием 10,0 м
установлены в Крымской астро-
физической обсерватории Ака-
демии наук СССР и в Бюракан-
ской астрофизической обсерва-
тории Академии наук Армян-
ской ССР.
Небольшие телескопы- реф-
лекторы с успехом изготавли-
вают любители астрономии.
В частности, учащиеся школы
№ 5 г. Углича под руковод-
ством своего учителя астроно-
мии Ю. А. Гришина построили
очень хороший телескоп и
школьную астрономическую об-
серваторию (рис. 8 и 9).
Характеристики зеркальных
телескопов тоже определяются
по формулам (1.3—1.10), но их
оптическая мощь на 1—2т вы-
ше, чем у рефракторов.
В настоящее время визу-
альные наблюдения в большие
оптические телескопы почти не
проводятся, а световое излу-
чение воспринимается установ-
ленными в фокальной плоскости
Рис. 8. Самодельный 165-мм телескоп-
рефлектор школы № 5 в г. Угличе.
Рис. 9. Астрономическая обсерватория школы № 5 в г
Угличе.
Рис. 10. Башня вращающимся
полом.
телескопа фотопластинками
(в кассетах), фотоэлементами,
фотосопротивлениями, элек-
тронно-оптическими преобразо-
вателями, спектральной аппа-
ратурой, счетчиками фотонов и
другими современными прием-
никами энергии.
Все большие оптические
телескопы смонтированы на
специальных установках, в
башнях, покрытых куполами с
открывающимися створками
(рис. 10), и во время наблю-
дений медленно поворачивают-
ся электромоторами в направ-
лении суточного вращения не-
ба, с той же скоростью (15° за
1 ч), что позволяет проводить
длительные экспозиции. Конт-
роль за равномерным поворо-
том телескопа осуществляется
специальными счетно-аналити-
ческими устройствами.
16
РАДИОТЕЛЕСКОПЫ
Космическое радиоизлуче-
ние впервые было обнаружено
в 1931 г. американским инже-
нером Карлом Янским (1905—
1950) при изучении им атмос-
ферных радиопомех. В апреле
1933 г. Янский установил, что
это радиоизлучение исходит от
Млечного Пути (рис. 11). В те
годы на открытие Янского никто
не обратил внимания, кроме
американского радиоинженера
Троута Рёбера, который вскоре
построил самодельный радио-
телескоп диаметром 9,5 м и
подтвердил открытие Янским
радиоизлучения Млечного Пу-
ти. В 1942 г. Рёбер опублико-
вал первую радиокарту неба,
указав на ней расположение
радиоисточников, а в 1944 г.
сообщил об открытии им радио-
излучения Солнца. И лишь с
1946 г. началось строительство
и установка в астрономических
обсерваториях радиотелеско-
пов для приема радиоизлуче-
ния небесных объектов.
Радиотелескопы состоят из
антенны и чувствительного ра-
диоприемника с усилителем
(радиометра). Доходящее до
Земли радиоизлучение подав-
ляющего большинства небес-
ных тел настолько мало, что
для его приема необходимы
антенны с полезной площадью
в тысячи и десятки тысяч квад-
ратных метров. Конструкции
антенн весьма разнообразны.
Так, сравнительно небольшими
антеннами (до 100 м в диамет-
ре) служат металлические вог-
нутые зеркала, а также кар-
касы параболической и цилин-
дрической формы, покрытые
металлической сеткой (рис.12).
Они отражают сфокусирован-
ные радиоволны на облучатель,
и наведенные в нем электри-
ческие токи передаются по про-
водам на усилитель и далее на
самопишущие регистрационные
приборы. Антенны устанавли-
ваются на колоннах или решет-
чатых опорах, могут быть на-
Рис. 11. Участок Млечного Пути вблизи
созвездия Орла.
Рис. 12. Радиотелескоп диаметром 66 м.
17
Рис. 13. Радиотелескоп РАТАН-600 (радиотелескоп Академии наук диаметром
600 м)
правлены на различные участ-
ки* неба и автоматически пово-
рачиваться за ними. Эти ра-
диотелескопы могут служить и
радиолокаторами, направляю-
щими к «Луне и планетам
мощные импульсы радиосигна;
лов.
Отражатели наиболее круп-
ных радиотелескопов собира-
ются из плоских металлических
зеркал, расположенных сплош-
ной полосой параболического
сегмента. Такие радиотелеско-
пы неподвижны (стационарны),
а их облучатели способны пе-
ремещаться в небольших пре-
делах. Однако это не ограни-
чивает возможностей радио-
телескопов, так как в суточном
вращении неба каждый небес-
ный объект обязательно про-
ходит в поле их обзора, а ра-
диотелескопы способны прини-
мать радиоизлучение в любое
время суток. Самый крупный
стационарный радиотелескоп
изготовлен в Советском Союзе
и установлен вблизи станции
Зеленчукской Ставрополь-
ского края. Его отражатель
собран из 900 плоских металли-
ческих зеркал размерами
2X7,4 м и имеет вид замкну-
того кольца диаметром 600 м
(рис. 13).
У крупного стационарно-
го радиотелескопа диаметром
300 м, установленного в Ареси-
бо (Пуэрто-Рико), антенной па-
раболической формы служит
кратер потухшего вулкана; кра-
тер забетонирован и сверху
покрыт металлическим слоем.
Разрешающая способность
радиотелескопов тоже зависит
от диаметра их антенн и длины
воспринимаемых радиоволн.
Однако она всегда ниже, чем у
оптических телескопов, так как
18
длина радиоволн значительно
больше длины световых волн.
Но если два радиотелескопа
установлены на значительном
расстоянии друг от друга, одно-
временно воспринимают радио-
излучение одного и того же ис-
точника и подают сигналы на
общий радиометр, то разреше-
ние резко повышается. Два та-
ких спаренных радиотелескопа
называются радиоинтерферо-
метром*, а при расстоянии меж-
ду радиотелескопами в тысячи
километров — радиоинтерферо-
метром со сверхдлинной базой.
Разрешение такого радиоинтер-
ферометра достигает 0,0001",
т. е. в сотни раз превышает раз-
решение оптических телескопов.
БЛЕСК И ЦВЕТ НЕБЕСНЫХ СВЕТИЛ
Даже при беглом обзоре
звездного неба заметно, что ви-
димая яркость звезд различна:
одни звезды очень яркие и чет-
ко выделяются среди осталь-
ных, другие — менее яркие, тре-
тьи — очень слабые и еле вид-
ны невооруженным глазом. По-
давляющее же большинство
звезд доступно наблюдениям
лишь в телескопы. Изучение
видимой яркости небесных све-
тил позволяет установить мно-
гие их физические характе-
ристики.
Видимая яркость небесных
светил называется их блеском.
По своей физической сущности
видимая яркость, или блеск,
небесного светила представляет
собой освещенность, создавае-
мую этим светилом на прием-
нике световой энергии, напри-
мер в нашем глазу. В физике
освещенность измеряется све-
товой энергией, падающей на
единицу поверхности за одну
секунду времени. В Междуна-
родной системе единиц (СИ)
освещенность измеряется люк-
сами (лк). Но для измерения
блеска небесных светил эта
единица освещенности (люкс)
совершенно не приемлема, так
как она слишком велика в срав-
нении с ничтожными световыми
потоками, приходящими к Зем-
ле от небесных светил (кроме
Солнца, конечно). Достаточно
сказать, что полная «Луна, на-
ходясь в зените, создает на
местности освещенность, близ-
кую к 0,3 лк, а даже самые
яркие звезды в сотни тысяч и
миллионы раз слабее полной
«Луны. Поэтому блеск небесных
светил до сих пор выражают
в очень удобной условной шка-
ле звездных величин, подробное
описание которой содержится в
предыдущей части нашей книги
(см.: Да га ев М. М. Книга
для чтения по астрономии.—
М.: Просвещение, 1980).
У ярких звезд звездная ве-
личина близка к Г”, а у звезд,
видимых на пределе нормаль-
ного зрения, пг=6т Звезды до
8-й звездной величины видны в
бинокли, а более слабые
* Название происходит от лат inter — между, [erentis — несущий и греч.
«метрео» — измеряю. Интерференция — это взаимное усиление (или ослаб-
ление) волн одинаковой длины при их наложении друг на друга.
19
(т>9т) — лишь в телескопы.
У наиболее же ярких светил
(Солнце, Луна, планеты Венера
и Юпитер и др.) звездная ве-
личина отрицательна.
Шкала звездных величин —
логарифмическая. Принято счи-
тать, что если видимая яр-
кость (блеск) и Е2 двух све-
тил различается ровно в 100 раз
(£i :Е2 = 100), то разность их
звездных величин т2 — mi=5,
так что всегда
F,
lg^- = 0,4 (m2-mi). (1.11)
Это равенство, называемое фор-
мулой Погсона*, позволяет оп-
ределять блеск светил в звезд-
ных величинах с точностью до
0,0 Г
Звездные величины, оцени-
ваемые непосредственно гла-
зом, в том числе и с применени-
ем фотометров, называются ви-
зуальными звездными величи-
нами (от лат. visualis — зри-
тельный). Но зрение разных
наблюдателей имеет свои осо-
бенности, которые снижают
точность определения блеска
светил. Поэтому в настоящее
время визуальные наблюдения
применяются лишь для прибли-
женной оценки блеска, особен
но при изучении переменных
звезд (меняющих блеск) и ме-
теоров. Измерения, позволяю-
щие определять блеск с точ-
ностью до 0,0Г” (звездной ве-
личины), осуществляются по
изображениям светил на фото-
негативах, для чего приме-
няются фотопластинки (и фото-
пленки) различных сортов.
На фотопластинки с бромо-
серебряной эмульсией красный
свет совсем не действует, жел-
тый действует весьма слабо,
зато синие, фиолетовые и уль-
трафиолетовые лучи действуют
необычайно сильно. Поэтому
звезды красноватого цвета, на-
пример Антарес (а Скорпиона)
или Бетельгейзе (аОриона),
получаются на таких фото-
пластинках более слабыми, чем
воспринимаются зрением, а го-
лубовато-белые звезды, напри-
мер Спика (а Девы) или Белят-
рикс (у Ориона),— наоборот,
более яркими. Звездные вели-
чины, измеренные по изобра-
жениям светил на таких фото-
пластинках, получили названия
фотографических звездных ве-
личин (тр). Визуальные звезд-
ные величины (mv) измеряются
по изображениям на специаль-
ных фотопластинках, реагирую-
щих на световые лучи почти
так же, как человеческий глаз.
Разность между фотографи-
ческой и визуальной звездными
величинами светила называ-
ется его обычным показателем
цвета
C = mp — mv	(1.12)
и характеризует цвет светила.
Принято считать, что у све-
тил чисто белого цвета обе
звездные величины почти оди-
наковы и показатель цвета бли-
зок к нулю. У светил желтого
и красного цвета фотографи-
ческая звездная величина тр
больше визуальной mv, т. е.
обычный показатель цвета по-
ложителен (С = тр — mv > 0).
Так, у желтой звезды Капел-
лы (а Возничего) mp=l,08w,
Формула получена английским астрономом Р. Погсоном (1829—1891).
20
т„ = 0,2Г и С = +0,87™, а у
красноватого Антареса тр =
= 2,96"', rnv=l,22m и С =
= + 1,74™
У светил голубоватого цве-
та, наоборот, фотографическая
звездная величина тр меньше
визуальной mv и показатель
цвета отрицателен	(С =
= mp — mv<0), но не менее
— 0,50™ Так, у голубоватой
звезды Спики (а Девы) обыч-
ный показатель цвета С =
= —0,44.
Обычный показатель цвета
позволяет сравнивать между
собой визуальное Ev и фото-
графическое Ер излучения све-
тила, так как, согласно форму-
ле Погсона (1.11),
1g =0,4 (mp — mv) =
Ср
= 0,4С.	(1.13)
В настоящее время для изу-
чения блеска небесных светил
широко применяются фотоэле-
менты, генерирующие под дей-
ствием света электрический ток
(фототок)—явление, открытое
еще в 1888—1890 гг. выдаю-
щимся русским физиком
А. Г Столетовым (1839—1896).
Современные чувствительные
фотоэлементы дают слабый
электрический ток под воздей-
ствием ничтожно малого осве-
щения, но специальные прибо-
ры усиливают его до значений,
доступных измерению с боль-
шой точностью. Фотоэлектри-
ческие измерения блеска не-
бесных светил проводят сквозь
светофильтры раздельно в раз-
личных лучах, как правило, в
желто-зеленых (визуальных),
синих и ультрафиолетовых, а
чтобы фотоэлектрические звезд-
ные величины не спутать с по-
лученными другими способами,
их обозначают буквами V (ви-
зуальные), В (синие) и U
(ультрафиолетовые). Фото-
электрическая система звезд-
ных величин предложена в
1953 г. американскими астро-
номами Г. Джонсоном, У. Мор-
ганом и Д. Хэррисом и с 1955 г.
по международному соглаше-
нию, принята за основную для
измерения блеска звезд. В этой
системе разность (В — V) звезд-
ных величин В и V называется
основным показателем цвета, а
разность (U — V) — ультрафио-
летовым показателем цвета*
Основной показатель цвета да-
ет различие излучения в желто-
зеленых и синих лучах, а уль-
трафиолетовый — различие в
желто-зеленых и ультрафиоле-
товых лучах, вычисляемое по
формулам, аналогичным фор-
муле (1.13).
Для светил чисто белого
цвета принято считать звездные
величины U = B = V, т. е. по-
казатели цвета (В — V) =
= (U—V) =0; у светил жел-
того и красноватого цвета
(B-V)>0 и (t/-V)>0, а у
голубоватых — оба фотоэлек-
трических показателя цвета от-
рицательны.
Поскольку восприятие све-
товых лучей у фотоэлементов и
фотографических пластинок не-
одинаково, то и фотоэлектри-
ческие звездные величины све-
тил несколько отличаются от их
* Существуют и другие показатели цвета, например (/—У), связывающий
инфракрасное излучение / с визуальным V.
21
визуальной и фотографической
величин.
Современные высокоточные
приборы болометры (от греч.
«боле» — луч и «метрео» — из-
меряю) позволяют измерять
суммарное излучение в ультра-
фиолетовых, визуальных и ин-
фракрасных лучах. Получаемые
по этим измерениям звездные
величины называются боломет-
рическими (ть).
Может быть, у читателя
возникнет вопрос: а для чего
астрономам нужно знать блеск
в разных лучах и показатели
цвета звезд с большой точ-
ностью? Оказывается, для того,
что блеск звезд позволяет вы-
числять их истинную свети-
мость, а показатели цвета —
температуру и размеры звезд,
т. е. обе эти характеристики
служат основой для изучения
физической природы звезд и их
эволюции. Но об этом — в гла-
ве V
СПЕКТРЫ И СПЕКТРАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ
Электромагнитные волны
длиной примерно от 4000 до
7600 А, воздействуя на чело-
веческое зрение, вызывают
ощущение цветовых оттен-
ков от темно-фиолетового (Х =
= 4000 А)о до темно-красного
(А, = 7600 А), между которыми
лежат все оттенки синего, го-
лубого, желтого и оранжевого
цвета, примыкающие к сосед-
ним без резких границ. Сов-
местное действие на зрение всех
этих световых волн вызывает
ощущение белого света. Однако
белый свет можно разложить
на составные части, пропустив
его сквозь узкую щель и за-
тем — сквозь стеклянную трех-
гранную призму (рис. 14).
В призме составляющие белый
свет лучи преломляются на раз-
личные углы, зависящие от их
длины волны: наибольшее пре-
ломление испытывают коротко-
волновые лучи (фиолетовые),
а наименьшее — длинноволно-
вые лучи (красные). Поэтому
из призмы выходит расходя-
щийся пучок лучей, распо-
ложенных в порядке увеличе-
ния их длины волны, и обра-
зует цветную полоску, называе-
мую спектром (от лат. spect-
rum — видимое или видение).
I Виды спектров бывают раз-
личными. Плотное раскаленное
вещество излучает всевозмож-
ные электромагнитные волны,
поэтому его спектр получается
сплошным, или непрерывным,
в виде разноцветной полоски
(см. цветную вклейку 1)1 Разре-*
женные светящиеся газы одно-
родной химической природы из-
лучают волны строго опреде-
ленной длины, поэтому их спек-
тры состоят из отдельных яр-
ких тонких линий, число и по-
ложение которых зависит от хи-
мической природы газа. Такие
спектры называются линей-
чатыми (см. цветную вклей-
ку I). В частности, светящийся
водород излучает серию спек-
тральных линий, называемую
серией Бальмера, по имени
швейцарского физика И. Баль-
мера (1825—1898), который в
1885 г. нашел зависимость меж-
22
Рис. 14. Схема спектрографа — прибора для фотографирования спектров.
ду длинами волн четырех ли-
ний этой серии, расположен-
ных в видимой части спектра.
Эти четыре линии обозначают-
ся такими символами: На —
красная линия (Х = 6563 А),
Нр—зеленая линия (Х =
= 4861 A), HY —синяя линия
(Л = 4340 А) и Нб — фиолето-
вая линия (Л = 4103 А).
Светящиеся газы, состоя-
щие из сложных молекул, вы-
зывают в спектре сравнитель-
но широкие полосы, представ-
ляющие набор спектральных
линий, свойственных химиче-
ским элементам, входящим в
состав молекул. Если же свет
от горячего плотного вещества
проходит сквозь менее нагретые
разреженные газы, то непре-
рывный спектр перерезается
тонкими темными линиями (или
темными полосами), располо-
женными в тех местах, где
должны быть яркие линии, при-
сущие данному газу (или по-
лосы — для сложных молекул).
Объясняется это тем, что газы
поглощают из непрерывного
спектра именно те световые
волны, которые они сами спо-
собны излучать,— закон, от-
крытый в 1859 г. немецким
физиком Р. Кирхгофом (1824—
1887). Объясняется он тем,
что поглощение и излучение
света атомами происходит
порциями (квантами) со стро-
го определенными частотами,
свойственными каждому хими-
ческому элементу. Непрерыв-
ный спектр, перерезанный тем-
ными линиями (или полосами),
называется спектром поглоще-
ния (см. цветную вклейку I).
Таким образом, по виду спек-
тров излучения и поглощения
можно судить о химическом со-
ставе вещества.
Впервые несколько четких
темных линий поглощения в
спектре Солнца обнаружил в
1802 г. английский физик
Г Волластон (1766—1828).
В 1815 г. известный немецкий
оптик Й. Фраунгофер (1787—
1826) получил и зарисовал
спектр Сириуса (а Большого
Пса) и других ярких звезд
Кастора (а Близнецов), Ка-
пеллы (а Возничего), Процио-
на (а Малого Пса) и Бетель-
23
гейзе (а Ориона) и в них тоже
нашел темные линии поглоще-
ния. В том же году он зарисовал
спектр Солнца и открыл в нем
около 600 линий поглощения,
наиболее интенсивные из кото-
рых обозначил буквами латин-
ского алфавита. Эти линии по-
глощения называются фраунго-
феровыми и сохраняют свои
буквенные обозначения.
Так как планеты освеща-
ются Солнцем, то их спектры
почти идентичны солнечному, а
небольшие отличия являются
следствием частичного погло-
щения солнечных лучей поверх-
ностями планет. Если же плане-
ты окружены атмосферой, то
в их спектрах появляются линии
и полосы поглощения, свой-
ственные ее основному хими-
ческому составу.
Длины волн, соответствую-
щие спектральным линиям всех
нейтральных и ионизованных
химических элементов, хорошо
изучены в физических лабо-
раториях, теперь их безоши-
бочно отождествляют в любых
спектрах и тем самым устанав-
ливают химический состав газо-
вых оболочек небесных тел.
По интенсивности и резкости
линий судят о плотности и
состоянии излучающего или
поглощающего газа.
В спектрах небесных све-
тил, полученных наземной аппа-
ратурой, присутствуют линии и
полосы поглощения, свойствен-
ные химическому составу зем-
ной атмосферы, но их легко
распознать, так как состав
атмосферы хорошо известен.
В настоящее время спектры
небесных тел изучают по фото-
графиям. Фотографические
изображения спектров называ-
ются спектрограммами.^ На
спектрограмме можно получать
участки спектра, образованные
лучами, непосредственно не
воспринимаемым человече-
ским глазом: ультрафиолето-
вый, са длинами волн
Х<4000 А примыкающий к
фиолетовому участку, и ин-
фракрасный, с длинами волн
от 7000 до 12 000 А, распо-
ложенный за красным участком
спектра. Спектрограммы обыч-
но бывают черно-белыми, так
как при астрофизических иссле-
дованиях необходимо знать не
цвет, а длины световых волн,
которые измеряют специальны-
ми приборами^
f Степень почернения различ-
ных участков непрерывного
фона спектрограммы Солнца
или звезды неодинакова и силь-
нее всего там, куда пришла
световая волна с наибольшей
энергией. В физике известен
закон, открытый в 1893 г. не-
мецким физиком В. Вином
(1864—1928), согласно кото-
рому длина Хтах электромагнит-
ной волны, переносящей наи-
большую энергию, связана с аб-
солютной температурой Т из-
лучающего тела равенством
А,„. Т = 2,9-107, (1.14)
где Х|Т1ах выражается в анг-
стремах, а Т — в кельвинах
(рис. 15). (В СИ Хтах Т =
= 2,9-10' м-К.)
Определив длину волны л1Ш1Ч
в месте наибольшего почер-
нения спектрограммы, нетрудно
по закону Вина вычислить тем-
пературу Т Солнца и звезд, под
которой подразумевается сред-
няя температура внешнего
24
Рис. 15. Закон Вина; Хтах — длина волны, соответствующая наибольшей энер-
плотного слоя этих светил, из-
лучающего энергию в простран-
ство. Такой слой называется
фотосферой (от греч. «фо-
тос» — свет и «сфаира» — шар)
и принимается за поверхность
Солнца и звезд, ограничиваю-
щую их размеры. У звезд,
представляющихся с Земли све-
тящимися точками, фотосфера,
естественно, не видна, зато сол-
нечная фотосфера хорошо вид-
на в форме яркого диска.
В спектрограмме Солнца
наибольшее почернение нахо-
дится на участке с длиной вол-
ны около Ата, =4800 А, поэто-
му температура солнечной фо-
тосферы близка к
7-С52.9.|0'А.К = 60[)0 к
4800 А
В спектрограмме звезды
Сириус (а Большого Пса) мак-
симум энергии приходится на
длину волны =2800 А, сле-
довательно, температура фото-
сферы Сириуса близка к
2.9-Ю7 А-К 	1(,400 К
2800 А
Отметим, что вычислять тем-
пературу звезд с большей точ-
ностью не имеет смысла, так как
реальная температура разных
участков горячей фотосферы
может различаться на десятки
и сотни кельвинов.
Все линии в спектрах звезд
и других небесных объектов
могут быть несколько сдвинуты
от своих обычных (нормаль-
ных) положений либо в одну,
либо в другую сторону. При-
чиной такого сдвига, теорети-
чески предсказанного в 1842 г.
австрийским физиком X. Доп-
лером (1803—1853) и под-
твержденного в 1899 г. лабо-
раторными опытами выдающе-
гося русского астрофизика
А. А. Белопольского (1854—
1934), служит движение источ-
ника света в направлении к
приемнику световой энергии
(к наблюдателю) или от него.
Пусть звезда S движется в
25
Рис. 16. Пространственная J и лучевая
vr скорости звезды.
пространстве со скоростью v
относительно Земли £, удаля-
ясь от нее (рис. 16). Проекция
vr этой скорости на луч зрения
ES наблюдателя называется
лучевой скоростью. Если звезда
излучает электромагнитные
волны частотой v (т. е. v коле-
баний в 1 с), то первая из этих
волн, вышедшая в начале се-
кунды, придет с расстояния г
к Земле через /|=-С секунд
(где с — скорость света), а
последняя, вышедшая в конце
той же секунды,— через /2 =
г -I- Vr • 1 с
= -г------- секунд, так как
за протекшую секунду звезда
удалится на расстояние, чис-
ленно равное лучевой скорости
vr. Следовательно, последняя
световая волна придет к Земле
с опозданием на G —
доли секунды. Поэтому излу-
ченные звездой за 1 с v коле-
баний будут восприняты на
Земле за ^14--^-^ секунды.
Таким образом, воспринятая на
Земле частота колебаний
v'=v:(l+^)	(1-15)
несколько отличается от испу-
щенной и соответствующая ей
спектральная линия в спектре
сдвинется относительно своего
нормального положения. За-
меняя частоту колебаний со-
гласно формуле (1.1) длиной
волны, получим наблюдаемую
длину волны
Xх = А -|~ А
и смещение спектральной линии
ДХ = Х' — А = А —,	(1.16)
с
где X — длина волны несмещен-
ной спектральной линии.
Следовательно, измерив в
спектре светила смещение ДА
спектральной линии с извест-
ной длиной волны X, можно
вычислить лучевую скорость
светила
(1.17)
Согласно формулам (1.15)—
(1.17), при удалении светила
воспринимаемая частота из-
лучаемых им электромагнитных
колебаний уменьшается (v'<
<v), длина волны возрастает
(Х'>Х) и линии в спектре све-
тила смещаются в сторону
длинноволнового (красного)
конца спектра (ДХ>0), а поэ-
тому лучевая скорость светила
считается положительной
(иг>0). При приближении све-
тила частота воспринимаемых
колебаний увеличивается (v':>
>v), длина волны уменьша-
26
ется (Х'<Х), спектральные
линии смещаются в сторону
коротковолнового (фиолетово-
го) конца спектра (М<0) и
лучевая скорость светила счи-
тается отрицательной (уг<0).
Для определения лучевой
скорости светил к телескопу
прикрепляется спектральный
аппарат (спектрограф) и на од-
ной фотопластинке фотографи-
руют спектр светила и два
спектра неподвижного лабора-
торного источника света с из-
вестными спектральными лини-
ями (например, спектры водо-
рода, гелия, паров железа и
т. д.), называемые спектрами
сравнения. На фотографии
спектры сравнения располага-
ются выше и ниже спектра све-
тила (рис. 17), что позволяет
быстро обнаружить в нем сме-
щенные линии и измерить в
миллиметрах их сдвиг Дх отно-
сительно аналогичных линий
с известной длиной волны Л
спектра сравнения. Но чтобы
вычислить смещение линий Д1,
необходимо знцть масштаб фо-
тографии. Для этого в спектре
сравнения измеряют (в милли-
метрах) расстояние I между
линиями с известными длинами
волн Х| и Х2, выраженными в
ангстремах (А). Тогда масштаб
спектрограммы
7,2 — 7,1
будет выражен во ангстремах
на миллиметры (А/мм), а ис-
комое смещение
ДЛ=и-Дх
в ангстремах (А) Затем по
формуле (1.17) вычисляют лу-
чевую скорость светила отно-
сительно Земли.
Предложим читателю самостоятельно определить лучевую скорость относи-
тельно Земли звезды Пропиона (а Малого Пса) по спектрограмме, изображенной
на рисунке 17 По смещению 5—6 линий следует раздельно вычислить такое же
число значений лучевой скорости, а затем из них найти ее среднее арифмети-
ческое значение. Но нужно помнить, что любые измерения, а особенно малых ве-
личин, всегда сопровождаются ошибками, поэтому при вычислениях вполне
достаточно ограничиться двумя-тремя значащими цифрами.
Рис. 17. Спектр Пропиона (в середине) и спектры сравнения (вверху и внизу).
(Длины волн спектральных линий указаны в ангстремах; Дх — сдвиг линий в
миллиметрах.)
27
Рис. 18. Спектрограммы звезд, полу-
ченные с предобъективной призмой.
Спектрографы позволяют
фотографировать спектры лишь
сравнительно ярких светил.
Спектры слабых объектов фото-
графируют сквозь призмы,
устанавливаемые перед объек-
тивом телескопа. На негативе
получаются спектры многих
светил, оказавшихся в поле
зрения телескопа (рис. 18).
Информативность таких спект-
рограмм ниже, чем у получен-
ных спектрографом, но она
достаточна для изучения физи-
ческой природы небесных тел.
Из-за движения источника
энергии происходит изменение
частоты (длины волны) и в
диапазоне радиоволн, часто
называемом радиоспектром.
Это позволяет применять ра-
диолокацию к определению пе-
риода вращения планет. На-
правленный к планете радио-
импульс с определенной часто-
той v отражается от краев вра-
щающейся планеты, движущих-
ся в противоположных направ-
лениях относительно Земли.
В результате этого к Земле
возвращается радиоимпульс,
несколько растянутый по часто-
те на величину Av, по которой
вычисляют линейную скорость
экватора планеты, а затем и
период ее вращения.
КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ
За годы космической эры,
начавшейся 4 октября 1957 г.
первым в мире запуском совет-
ского искусственного спутника
Земли, возникли и развиваются
новые методы изучения небес-
ных тел и межпланетного про-
странства, получившие общее
название космических методов
исследования. Наибольший
вклад в развитие и применение
этих методов вносят Советский
Союз и Соединенные Штаты
Америки.
Не следует думать, что ис-
кусственные спутники Земли
создаются только ради астро-
номических исследований. На-
оборот, подавляющее большин-
ство искусственных спутников
имеет сугубо народнохозяй-
ственное назначение. Так, одни
из них ведут метеорологиче-
ские и геофизические наблю-
дения с целью предсказания
погоды и предупреждения о
надвигающихся стихийных бед-
ствиях (ураганах, смерчах, на-
воднениях и т. п.), другие обес-
печивают дальнюю радиосвязь,
крайне необходимую для опе-
ративного руководства и безо-
пасности воздушной и морской
навигации, третьи предназна-
чены для телевизионных пере-
дач, четвертые — для геодези-
ческих измерений и изучения
движения земных материков,
пятые — для изучения природ-
ных ресурсов и т. д.
Для астрофизических иссле-
дований на околоземные (гео-
центрические) орбиты выводят-
ся искусственные спутники,
представляющие собой научные
станции, оборудованные авто-
матической аппаратурой, вы-
полняющей поставленные за-
дачи. К этим задачам отно-
сится исследование рентгенов-
ского, ультрафиолетового и
инфракрасного излучений све-
тил, космических лучей, источ-
ников гамма-излучения, кон-
центрации ионов в магнитном
поле Земли, метеорных частиц
в ее окрестностях и другие.
Орбиты научных станций
весьма разнообразны и зави-
сят от их назначения. Так, на-
пример, советская автомати-
ческая станция «Астрон» мас-
сой около 3,5 т, выведенная
на орбиту 23 марта 1983 г.,
обращается в пределах от
2000 км (перигей) до 200 000 км
(апогей) над земной поверх-
ностью. Она исследует излу-
чение звезд в ультрафиолето-
вом и рентгеновском участках
спектра и оборудована теле-
скопом-рефлектором диаметром
80 см, с фокусным расстоянием
8 м. Советская станция «Про-
гноз-9», выведенная на орбиту
1 июля 1983 г., приближается
к поверхности Земли на 380 км,
а удаляется от нее на 720000 км,
т е. далеко за орбиту Луны.
Аппаратура этой станции ре-
гистрирует корпускулярное и
коротковолновое излучение
Солнца, источники космических
гамма-лучей, магнитное поле
межпланетного пространства.
По инициативе советских
астрофизиков проводятся меж-
дународные космические иссле-
дования. Так, некоторые изме-
рительные приборы станции
«Астрон» созданы французски-
ми специалистами, а станции
«Прогноз-9» — совместно уче-
ными СССР, ЧССР и Франции.
По околоземным орбитам
обращаются специальные сол-
нечные обсерватории с телеско-
пами и вспомогательной аппа-
ратурой, а также небольшие по
размерам астрономические
спутники с регистрирующими
приборами ограниченных воз-
можностей. Например, евро-
пейский спутник ИРАС*, запу-
щенный в конце января 1983 г.,
обнаруживает небесные объек-
ты только по их инфракрасному
излучению. Результаты наблю-
дений всех астрономических
спутников и автоматических
научных станций передаются на
Землю по каналам радио- и
телевизионной связи.
Значительно более сложные
и разносторонние исследова-
ния проводятся экипажами кос-
монавтов с долговременных
орбитальных пилотируемых на-
учных станций. Такие станции
имеют большие размеры и мас-
сы, измеряемые десятками тонн,
например советские станции се-
рии «Салют» (первая была вы-
ведена на орбиту 19 апреля
* По-английски IRAS — сокращение от InfraRed Astronomical Satellite,
инфракрасный астрономический спутник.
29
1971 г.) и американская стан-
ция «Скайлэб» («Небесная ла-
боратория») , просуществовав-
шая с 14 мая 1974 г. до 11 июля
1979 г. Научные станции обору-
дуются самой совершенной ап-
паратурой, вплоть до мощных
телекамер, электронно-вычис-
лительных машин, специальных
фотокамер и спектрографов и
крупных оптических телескопов
диаметром до 125 см. На стан-
цию «Салют-6», выведенную на
орбиту 29 сентября 1977 г.,
транспортный корабль «Про-
гресс-/» доставил 30 июня
1979 г. радиотелескоп КРТ-10
(космический радиотелескоп с
10-метровой сетчатой антен-
ной), который с 18 июля до
9 августа 1979 г. успешно рабо-
тал в паре с наземным 70-мет-
ровым радиотелескопом (под
Евпаторией), т. е. впервые в
истории был создан космиче-
ский радиоинтерферометр со
сверхдлинной базой, около
13 000 км.
К Луне и планетам направ-
ляются автоматические меж-
планетные станции, научное
оборудование которых управля-
ется запрограммированной бор-
товой электронно-вычислитель-
ной машиной, а также радио-
командами с Земли. По пути к
планетам эти станции иссле-
дуют межпланетное простран-
ство.
Научное оборудование стан-
ций зависит от их назначения.
Одни из них предназначаются
для изучения планет с про-
летных траекторий, другие ста-
новятся искусственными спут-
никами планет или опускаются
на их поверхность. Эти станции
оборудуются телескопическими
системами, видеомагнитными и
телевизионными установками,
аккумуляторными и солнечны-
ми батареями, спектральными
приемниками, радиопередаю-
щими устройствами и т. д. Ис-
кусственные спутники и их
посадочные отсеки (блоки)
снабжаются радарными и по-
садочными установками, опти-
ческими и электронными фото-
метрами, анализаторами хими-
ческого состава атмосферы и
грунта и другим геофизическим,
геологическим и даже биологи-
ческим оборудованием.
В связи с быстрым разви-
тием методов космических ис-
следований* задачи изучения
Луны и ближних планет пере-
шли от астрономии к геофи-
зике, геодезии- и геологии.
Космические исследования
небесных светил настолько себя
оправдали, что сейчас Европей-
ское космическое агентство раз-
рабатывает проект астрономи-
ческого искусственного спут-
ника Земли, на котором будет
установлено научное оборудо-
вание, позволяющее с высокой
точностью измерять эквато-
риальные координаты и парал-
лактические смещения звезд
(см. с. 104). Этот проектируе-
мый спутник получил название
Гиппаркос, по созвучию с име-
нем знаменитого древнегрече-
ского астронома Гиппарха Ро-
досского*
Английское название HIPPARCOS представляет собой сокращение от
High Precision PARallax Collecting Satellite, что в переводе на русский язык
означает «спутник для высокоточных измерений параллаксов».
глава
СОЛНЦЕ
ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ
Солнце — источник жизни
на Земле. Оно дает свет, тепло
и обеспечивает жизнедеятель-
ность всего растительного и
животного мира.
Солнце — лишь одна из бес-
численного множества звезд,
существующих в природе. Бла-
годаря своей близости к Солн-
цу, мы имеем возможность изу-
чать происходящие на нем про-
цессы и по ним судить об
аналогичных процессах в звез-
дах, непосредственно невиди-
мых из-за колоссального их
удаления.
Шарообразное Солнце пред-
ставляется нам светящимся
диском. Видимая поверхность
Солнца называется фотосфе-
рой, радиус которой считается
радиусом Солнца. На среднем
расстоянии Земли от Солнца,
равном Go = 1 а. е. (астрономи-
ческой единице) = 1,496-108 км,
угловой радиус фотосферы Ф =
= 16', поэтому линейный ра-
диус Солнца /?0 =00.sin0° 16' =
= 1,496-10* км 0,004652 =
= 696 000 км, или /?0 = 1О9 ра-
диусов Земли.
Следовательно, объем Солн-
ца в 1 300 000 раз превышает
объем Земли.
Масса Солнца Л40, выра-
женная в массах Земли Af0,
определена по третьему обоб-
щенному закону Кеплера путем
сравнения обращения Земли во-
круг Солнца с обращением ис-
кусственного спутника Земли
вокруг нее. Один из спутников
связи «Молния-1», массой М,
обращался вокруг Земли на
среднем расстоянии а =
= 26 580 км за период Т =
= 719м (минут) Земля же об-
ращается вокруг Солнца на
среднем расстоянии ао =
= 1,496-108 км за период
Го = 365,25 сут, и так как
1 сут= 1440м, то Г0 = 365,25Х
X1440м
Согласно третьему закону
Кеплера
Т?(М04-Л1о) _ al
T2(Mo + M)
но поскольку масса Земли Мо
ничтожно мала в сравнении с
массой Солнца Л40, а масса М
искусственного спутника — в
сравнении с массой Земли, то,
31
Рис. 19. Фотография Солнца в визуаль-
ных лучах.
пренебрегая этими малыми
массами, получим:
_/ \3./ Т<> \2_
Mo \ а ) А Т )
/1,496-108\3. /365,25-1440 \ 2
\ 26580 ) Л 719	)
откуда Л40 =333 000 Л40, т. е.
масса Солнца в 333 000 раз
превышает массу Земли и в
750 раз массу всех обращаю-
щихся вокруг него планет. Это
означает, что 99,87% массы
всей Солнечной системы сосре-
доточено в Солнце.
Так как-масса Земли Л40 =
= 5,98-1024 кг, то масса Солн-
ца М0= 333 000-5,98-1024 кг^
«2 • 1030 кг, а средняя плот-
ность солнечного вещества*
р0 =1410 кг/м3, т. е. немного
больше плотности воды.
Г равитационное ускорение
(ускорение свободного паде-
ния) на поверхности Солнца в
28 раз больше, чем на поверх-
ности Земли, и равно 274 м/с2,
а параболическая (вторая кос-
мическая) скорость на его по-
верхности уп = 618 км/с (на
Земле у^=11,2 км/с)**
На фотографических сним-
ках Солнца часто видны темные
пятна (рис. 19), возникающие
в его фотосфере. Их можно
видеть и в телескоп, но для это-
го нужно обязательно устано-
вить перед объективом плот-
ный темный светофильтр (тем-
ное стекло), чтобы не повредить
глаза ослепительным светом
Солнца. Когда же Солнце на-
ходится низко над горизонтом,
затянутым легкой дымкой, то
на него можно смотреть не-
вооруженным- глазом без за-
щитных средств и иногда удает-
ся увидеть крупные солнечные
пятна, значительно превосхо-
дящие линейные размеры Зем-
ли. Поэтому не удивительно,
что имеются записи о наблюде-
ниях солнечных пятен в Древ-
нем Китае еще в 28 г. до н. э.
О солнечных пятнах сообщает-
ся и в средневековых русских
летописях. В одной из летопи-
сей 1371 г. написано: «...того
же лета бысть знамение в солн-
це, места черны по солнцу аки
гвозди...»
* Объем шара радиусом R равен У = ~-л/?3, а средняя плотность вещества
4
шара массой М равна р=Л4: V = M:—л/?3
О
** Второй космической, или параболической, скоростью на поверхности не-
бесного тела называется такая наименьшая скорость, приобретая которую
предметы, находившиеся на поверхности этого тела, преодолевают притяжение
и навсегда покидают его.
32
В Западной Европе солнеч-
ные пятна впервые были откры-
ты при телескопических наблю-
дениях Солнца Г Галилеем
(1564—1642) в декабре 1610 г
и независимо X. Шейнером
(1575—1650) и И. Фабрицием
(1587—1615) в начале 1611 г
Тогда же все трое обнаружили
постепенное перемещение пятен
с восточного края Солнца к
западному, что указывало на
вращение Солнца. Шейнер да-
же установил, что плоскость
солнечного экватора наклонена
к плоскости эклиптики (плос-
кости земной орбиты) под уг-
лом 7°, т.-е. близко к совре-
менному значению в 7°15'
Наблюдения показывают не-
одинаковую скорость переме-
щения солнечных пятен, кото-
рая уменьшается при их уда-
лении от экватора Солнца к его
полюсам (рис. 20). Это сви-
детельствует о зональном вра-
щении Солнца и о его газооб-
разном состоянии. Спектраль-
ными наблюдениями на основе
эффекта Доплера (см. с. 25)
установлено, что экваториаль-
ная зона Солнца вращается с
периодом 25 суток, умеренные
зоны — с периодом 27 суток, а
полярные зоны — 30 суток. Ли-
нейная скорость вращения сол-
нечного экватора равна 2 км/с.
Видимая звездная величина
Солнца т = — 26,8'п, т. е.
оно излучает колоссальную
энергию. Многолетними наблю-
дениями установлено, что на
земную поверхность площадью
1 м2, расположенную перпенди-
кулярно к солнечным лучам,
ежесекундно поступает от Солн-
ца Е =1,37 кВт энергии. Эта
энергия практически не меня-
ется и поэтому получила назва-
ние солнечной постоянной; по
ней нетрудно рассчитать све-
тимость Солнца, или мощность
солнечного излучения, т. е.
энергию, излучаемую Солнцем
за 1 с со всей его поверхности.
Для этого достаточно умножить
солнечную постоянную на пло-
щадь сферы, в центре которой
находится Солнце, а радиус
равен расстоянию Земли от
Солнца а0 = 1,496-108 км =
= 1,496-10“ м. Так как пло-
Рис. 20. Схема зонального вращения Солнца. (Положение пятен в начале (слева)
и в конце (справа) одного оборота Солнца вокруг оси.)
2 .
1841 М М Дагагв
33
щадь сферы радиусом а0 равна
5 = 4ларь то светимость Солнца
= 4ля(2)Е0 = 4-3,14(1,496Х
X 10**/	1,37 кВт = 3,85Х
X ю23 кВт, или /0 «
^4-1023 кВт.
Если принять, что мощность
современных атомных электро-
станций близка к 106 кВт, то
Солнце излучает в 4* 1017 раз
больше энергии, чем производит
каждая такая электростанция.
На долю Земли приходится
всего лишь одна двухсотмилли-
ардная доля энергии, излучае-
мой Солнцем, но и ее доста-
точно для расцвета многообраз-
ной жизни на нашей планете.
СПЕКТР И ТЕМПЕРАТУРА СОЛНЦА
В физике имеется понятие
абсолютно черного тела, под
которым подразумевается тело,
полностью поглощающее весь
падающий на него поток излу-
чения и само способное из-
лучать энергию во всех диапа-
зонах электромагнитных волн.
Излучение абсолютно черного
тела характеризуется непре-
рывным, или сплошным, спе-
ктром. Солнце излучает энер-
гию во всех длинах волн, от гам-
ма-излучения до радиоволн.
Видимая, или визуальная, часть
солнечного спектра представ-
ляет собой спектр поглощения,
непрерывный фон которого соз-
дается излучением солнечной
фотосферы. Следовательно, к
Солнцу применимы законы из-
лучения абсолютно черного те-
ла. Это позволяет установить
многие характеристики Солнца,
в частности температуру его
фотосферы.
По одному из таких зако-
нов, закону Вина (см. с. 24),
температура солнечной фото-
сферы Г = 6000 К. Наиболее
обоснованная оценка темпера-
туры фотосферы получается
из закона Стефана — Больцма-
на, который гласит: мощность
излучения с единицы поверх-
ности абсолютно черного тела
пропорциональна четвертой
степени его абсолютной тем-
пературы, т. е.
/ = аГ4, (2.1)
где а = 5,67-10“8 Вт/(м2-К4) —
постоянная величина. Так как
радиус Солнца /?0 = 6,96х
Х105 км = 6,96-108 м, то пло-
щадь всей солнечной поверх-
ности \S0 =4л/?2о С этой
поверхности мощность излуче-
ния энергии /0 =4л/?0 оТ4 =
= 4 • 1026 Вт; отсюда следует,
что температура солнечной фо-
тосферы
подставив в эту формулу ука-
занные выше значения величин,
получим, что 7 = 5800 К.
Вычисленная по закону Сте-
фана — Больцмана температу-
ра называется эффективной
температурой. Она несколько
отличается от найденной по
закону Вина, в котором ис-
пользуется узкий участок спек-
тра. Однако такое различие не-
существенно, так как при столь
высокой температуре фотосфе-
ра находится в газообразном
состоянии и бурное перемеши-
вание в ней газа приводит к
непостоянству температуры
различных ее участков. Поэто-
му среднее значение темпера-
туры солнечной фотосферы
можно считать близкой к 6000 К.
Темные линии поглощения
в спектре Солнца (фраунго-
феровы линии) вызываются
поглощением света в нижних
слоях разреженной газовой
оболочки, окружающей фото-
сферу. Эта газовая оболочка
хорошо видна невооруженным
глазом при полных солнечных
затмениях (рис. 21), когда Лу-
на полностью заслоняет солнеч-
ный диск-фотосферу. Эта обо-
лочка поднимается над фото-
сферой на высоту почти до
10 000 км, имеет красновато-ро-
зоватый цвет и поэтому назы-
вается хромосферой (от греч.
«хроматос» — цвет). Наблюде-
ния показали, что в момент
покрытия Луной солнечного
диска непрерывный фон сол-
нечного спектра, создаваемый
излучением фотосферы, исче-
зает, а темные фраунгоферовы
линии превращаются в яркие
линии излучения — спектр
вспышки. Такое поведение сол-
нечного спектра вполне объяс-
няется законом Кирхгофа (см.
с. 23). Яркие линии излуче-
ния образуются горячим разре-
женным газом хромосферы. Вне
полных солнечных затмений
свет от фотосферы проходит
сквозь разреженный газ хро-
мосферы, а так как темпера-
тура ее нижних слоев меньше
температуры фотосферы и близ-
ка к 4800 К, то на месте ли-
ний излучения фотосферы появ-
ляются линии поглощения.
Рис. 21. Полное солнечное затмение
31 июля 1981 г Внутренняя корона,
хромосфера и протуберанцы.
Атомы поглощают и излуча-
ют энергию квантами. При по-
глощении квантов атомы полу-
чают энергию, возбуждаются,
а затем излучают ее и пере-
ходят в обычное состояние.
Энергия каждого кванта про-
порциональна частоте, т. е. Е =
= ftv, причем постоянная вели-
чина ft = 6,62-10“34 Дж-с на-
зывается постоянной Планка,
по имени немецкого физика
М. Планка (1858—1947), впер-
вые применившего ее в 1900 г.
В зависимости от условий
атомы разных химических эле-
ментов излучают и поглощают
кванты только со строго опре-
деленными значениями часто-
ты, а им соответствуют опре-
деленные длины волн. Так, в
визуальной части солнечного
спектра хорошо видны линии,
соответствующие излучению
атомов нейтрального водорода
(линии серии Бальмера, см.
с. 22), а также линии нейтраль-
ного гелия (Х = 5876 д (желтая
линия), Х = 4922 А (зеленая
2*
35
линия) и др. В ультрафиоле-
товом диапазоне солнечного
спектра расположены линии
серии Бальмера с меньшей дли-
ной волны (вплоть до ее гра-
ницы с Л = 3646 А), а за этой
серией находятся линии ней-
трального водорода серии Лай-
мана с длинами волн от
1216 А до 912 А (граница се-
рии). Для излучения серии
Лаймана атомы водорода
должны получить извне значи-
тельно большую энергию, чем
для излучения серии Бальмера.
Ультрафиолетовый диапазон
солнечного спектра поглощает-
ся земной атмосферой, но он
неоднократно фотографировал-
ся с орбитальных научных стан-
ций. Оказалось, что на его ко-
ротковолновом участке с дли-
ной волны менее 1680 А непре-
рывный фон становится очень
слабым и спектр состоит пре-
имущественно из многочислен-
ных ярких (эмиссионных) ли-
ний (рис. 22).
Если энергия, полученная
атомом, достаточно велика, то
атом частично или даже пол-
ностью ионизируется. Темпе-
ратура, при которой начинает-
ся однократная ионизация, на-
зывается температурой иониза-
ции, и для различных хими-
Рис. 22. Ультрафиолетовый спектр Солнца. (Греческими буквами обозначены
линии серии Лаймана.)
36
ческих элементов она разная.
Так, ионизация водорода на-
чинается при температуре око-
ло 15 000 К, ионизация гелия —
при 30 000 К, а кальция — да-
же при 4000 К- Поэтому в спек-
тре Солнца присутствуют ли-
нии водорода, нейтрального ге-
лия и однократно ионизован-
ного кальция, причем очень ин-
тенсивные, так как все атомы
кальция, присутствующие в
солнечной хромосфере, уже
ионизованы.
В спектре Солнца присут-
ствуют линии свыше 70 хими-
ческих элементов, известных на
Земле, в том числе углерода,
кислорода, натрия, калия, алю-
миния, железа и др.
Интересна история откры-
тия гелия. В 1868 г. во время
полного солнечного затмения
французский астроном П. Жан-
сен (1824—1907) обнаружил
в спектре вспышки (в спектре
хромосферы) яркую желтую ли-
нию неизвестного на Земле хи-
мического элемента. В том же
году такое же открытие неза-
висимо сделал английский
астроном Дж. Локьер (1836—
1920), который назвал этот хи-
мический элемент гелием, т. е.
солнечным (от греч. «гелиос» —
солнце) И только в 1895 г.
английский химик У Рамзай
(1852—1916), наблюдая спектр
излучения газов, выделившихся
из редкого минерала клевейта,
обнаружил в нем желтую ли-
нию гелия. В дальнейшем
из этих газов гелий был вы-
делен в чистом виде. Таким
образом, уже тогда методы
спектрального анализа под-
твердили свою силу. Теперь
они позволили с большой точ-
ностью определить химический
состав Солнца. В настоящее
время установлено, что масса
Солнца состоит на 70% из
водорода, на 28% из гелия, а
оставшаяся доля принадлежит
более тяжелым химическим
элементам. А поскольку атомы
водорода наиболее интенсивно
излучают красный свет, а ато-
мы гелия — желтый, то состоя-
щая из этих разреженных га-
зов хромосфера имеет красно-
вато-розовый цвет.
СТРОЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ
Все виды излучений, кото-
рые мы воспринимаем от Солн-
ца, образуются в его самых
внешних слоях, в атмосфере.
Самый глубокий и плотный слой
атмосферы — фотосфера —
имеет толщину около 200—
300 км, плотность вещества в
ней около 10-5 кг/м3, значи-
тельно меньше плотности зем-
ной атмосферы, которая у по-
верхности Земли равна 1 кг/м3
Несмотря на, казалось бы, ма-
лое значение толщины и плот-
ности, фотосфера непрозрачна
для всех видов излучений, об-
разующихся в более глубоких
слоях Солнца, поэтому мы не
можем заглянуть в его под-
фотосферные слои. Температу-
ра фотосферы растет с глуби-
ной и в среднем составляет
6000 К. Именно эта температу-
ра принимается за температуру
поверхности Солнца.
В фотосфере видна зернис-
тая структура, получившая на-
звание грануляции (рис. 23).
37
Рис. 23. Фотосфера: грануляция и пятно
с полутенью.
Характерные угловые размеры
гранул, напоминающих по виду
рисовые зерна, составляют
1—2', но линейные их размеры
достигают тысячи и более кило-
метров. Наблюдения показы-
вают, что грануляция находит-
ся в непрерывном движении и
изменении: одни гранулы исче-
зают, а взамен им тут же
появляются новые. Средняя
продолжительность жизни раз-
личных гранул от 5 до 10 мин.
Смещение спектральных линий
в спектре центральной, более
яркой и горячей части гранулы
указывает на подъем горячего
вещества из-под фотосферы;
противоположное смещение ли-
нии в спектре более темного и
холодного вещества, окаймляю-
щего гранулу, указывает на
опускание вещества под фото-
сферу. Скорость подъема и
опускания газа составляет око-
ло 1 км/с, а разница между
температурой горячего и холод-
ного вещества близка к 300 К.
Картина грануляции во многом
напоминает картину на поверх-
ности кипящей воды — конвек-
цию. Горячая вода, как более
легкая, поднимается снизу
вверх, на поверхности она от-
дает свою энергию в окру-
жающее пространство и, охла-
дившись, опускается вниз. Спе-
циальные измерения показали,
что поверхность кипящей воды
разбивается на ячейки и в каж-
дой горячее вещество подни-
мается, а по краям более хо-
лодное опускается. Таким обра-
зом, грануляция на Солнце ука-
зывает на то, что энергия в
фотосферу поступает из более
глубоких и горячих слоев
Солнца путем конвекции.
На ярком фоне фотосферы
наблюдаются темные пятна.
На рисунке 23 показан участок
фотосферы с пятном. Хорошо
видно, что пятно представляет
собой довольно сложное обра-
зование, состоящее из цент-
ральной темной области, назы-
ваемой тенью, и окаймляющей
ее более светлой области с вы-
тянутыми вдоль радиуса пятна
темными и светлыми образова-
ниями, получившей название
полутени.
Размеры солнечных пятен
крайне разнообразны. В не-
большие телескопы примерно с
50-кратным увеличением уже
можно видеть пятна с угловым
поперечником в 4—5" Они
выглядят небольшими черными
точками без признаков полу-
тени, но в действительности
их линейные размеры близки к
3000—3500 км. Линейные попе-
речники пятен с угловыми раз-
мерами около 18" сравнимы с
диаметром нашей Земли (при-
мерно 13 000 км). У наиболее
же крупных, но редко появляю-
38
щихся пятен угловые диаметры
достигают 4', т. е. 0,13 диаметра
Солнца, и следовательно, их ли-
нейные размеры приближаются
к 180 000 км! Такие крупные
пятна хорошо видны даже не-
вооруженным глазом (конечно,
только сквозь темный свето-
фильтр) .
На фоне ослепительно яркой
фотосферы пятно нам кажется
черным. Однако измерения по-
казали, что яркость пятен в
5—10 раз меньше яркости окру-
жающей горячей фотосферы, а
их реальный цвет — краснова-
тый. Эти измерения позволили
оценить температуру Тп вещест-
ва в тени пятен. Поскольку
поверхность пятен площадью
1 м5 излучает в 5—10 раз
меньше энергии, чем такой же
участок фотосферы с темпера-
турой Т = 6000 К, то, используя
закон Стефана — Больцмана
(см. с. 34), можно записать
Т4:Т4п = 5 и Т4:Т4п = 10, откуда
следует, что температура пятен
заключена в пределах от
7’n = zr= 6^2. = 6000.^4000 к
-\/5	1.50
до
Тп = ^-=^ = -^=3400 к.
УГО ^10	1.78
На рисунке 23 отчетливо
заметна структура распреде-
ления темных и светлых об-
ластей в полутени пятна, похо-
жая на распределение желез-
ных опилок в магнитном поле,
причем темные области вытяну-
ты вдоль магнитных линий. На-
личие сильного магнитного поля
в пятнах подтверждается и
спектральными наблюдениями.
В некоторых пятнах магнитная
индукция достигает 0,5 Тл и
выше, в то время как в среднем
в фотосфере она составляет
10“4—10“3 Тл. В центре пятна
вектор магнитной индукции на-
правлен перпендикулярно к по-
верхности Солнца, а на краях,
в полутени он идет вдоль по-
верхности и его значение мень-
ше.
Сильное магнитное поле пя-
тен является причиной их низ-
кой температуры. Это объяс-
няется тем, что вещество фото-
сферы представляет собой плаз-
му, состоящую из заряженных
частиц. Сильное магнитное поле
тормозит движение плазмы, за-
медляет ее конвенцию и тем са-
мым ослабляет поступление
энергии из внутренних слоев
Солнца. В результате темпера-
тура вещества в области пятен
уменьшается и пятна выглядят
темными на фоне яркой фото-
сферы.
Обычно пятна появляются
группами. В группе самое боль-
шое головное пятно располо-
жено впереди по направлению
вращения Солнца; оно имеет
полярность магнитного поля,
противоположную полярности
следующего за ним меньшего
пятна. Кроме того, головное
пятно в северном полушарии
Солнца имеет полярность, про-
тивоположную полярности го-
ловного пятна южного полу-
шария.
Наряду с пятнами на фото-
сфере, вблизи края солнечного
диска сравнительно часто вид-
ны факелы — светлые образо-
вания довольно сложной волок-
нистой структуры. Некоторые
факелы живут неделями. Их
яркость незначительно превы-
шает яркость фотосферы, а тем-
39
пература всего лишь на 200—
300 К выше ее температуры.
На рисунке 21 показана фо-
тография Солнца, полученная
авторами во время полного
солнечного затмения 31 июля
1981 г. Экспозиция подобрана
таким образом, что заметен
тонкий слой хромосферы и внут-
ренняя часть внешней оболочки
солнечной атмосферы — коро-
ны, имеющей вид лучистого
жемчужного сияния, яркость
которого в миллион раз мень-
ше яркости фотосферы. На фо-
тоснимках, полученных с боль-
шой экспозицией, солнечная ко-
рона прослеживается до рас-
стояний в десять и более ра-
диусов Солнца. На данном
снимке видна самая яркая часть
солнечной короны. Обращают
на себя внимание несколько
ярких образований, похожих на
выбросы, которые получили на-
звание протуберанцев.
Температура атмосферы
Солнца сначала убывает от
6000 К в фотосфере до 4800 К
в нижних слоях хромосферы,
а затем начинает резко возрас-
тать в ее верхних слоях и в
короне. Средняя температура
вещества хромосферы около
20 000 К. Именно благодаря
такой высокой температуре в
хромосфере возбуждается све-
чение атомов гелия.
Изучение солнечной короны
показало, что она состоит из
сильно разреженной плазмы с
температурой, близкой к двум
миллионам кельвинов (2-106К).
Плотность ее вещества в сотни
миллиардов раз меньше плот-
ности воздуха у поверхности
Земли. В таких условиях ней-
тральные атомы химических
элементов существовать не мо-
гут, так как их скорость на-
столько велика, что при взаим-
ных столкновениях они теряют
электроны и многократно иони-
зуются. Поэтому солнечная ко-
рона состоит в основном из
протонов, ядер гелия и свобод-
ных электронов с незначитель-
ными примесями ионов других
химических элементов. Этим и
объясняется своеобразный
спектр солнечной короны: в нем
отсутствуют линии водорода,
гелия, натрия (свойственные
спектру хромосферы), а необы-
чайно слабый, еле заметный не-
прерывный фон спектра созда-
ется электронами, рассеиваю-
щими свет фотосферы.
С высокой температурой ко-
роны и разреженностью ее ве-
щества связана разгадка на-
блюдаемых в ее спектре двух
ярких линий — зеленой Х =
= 5303 А и красной Л = 6374 А
Сравнение положений этих ли-
ний со спектрами излучения
известных химических элемен-
тов, полученных в лаборато-
риях, не давало положительных
результатов. Астрономы уже
имели дело с аналогичной си-
туацией, приведшей к откры-
тию гелия. Поэтому сначала
ученые предположили сущест-
вование нового химического
элемента, который назвали ко-
ронием. Но потом возникло
предположение о принадлеж-
ности этих линий известному
химическому элементу, кото-
рый, находясь в условиях силь-
но разреженной короны с вы-
сокой температурой, излучает
волны, соответствующие на-
блюдаемым спектральным ли-
ниям. Теоретическое исследова-
40
ние состояний ионизации и воз-
буждения атомов химических
элементов в физических усло-
виях солнечной короны, про-
веденное к началу 40-х годов
нашего столетия, показало, что
эти две загадочные спектраль-
ные линии соответствуют дли-
нам волн, которые излучают
атомы железа, находясь в вы-
сокой степени ионизации. Зеле-
ная линия принадлежит атому
железа, у которого оторвано
13 внешних электронов, а крас-
ная линия принадлежит ато-
му железа, у которого оторвано
9 внешних электронов. Даль-
нейшие исследования показали,
что большинство линий излу-
чения короны принадлежит раз-
личным элементам, находящим-
ся в состоянии высокой сте-
пени ионизации.
Основное число линий из-
лучения короны находится в
ультрафиолетовом и рентгенов-
ском диапазонах спектра, а для
их наблюдений используют спе-
циальные (ультрафиолетовые и
рентгеновские) телескопы, ус-
тановленные на космических
научных станциях. Обширный
материал по ультрафиолетово-
му излучению Солнца получен
советской солнечной обсервато-
рией на борту космической
станции «Салют».
Как всякая разреженная го-
рячая плазма, солнечная коро-
на интенсивно излучает деци-
метровые и метровые радио-
волны. Радиоизлучение короны
было впервые обнаружено во
время второй мировой войны.
Известный	астрофизик
Д. Г Мензел в своей книге
«Наше Солнце» так описывает
это открытие: «Однажды после
полудня в 1942 г. все британ-
ские радиолокационные стан-
ции кругового обзора вышли из
строя. Интенсивное высоко-
частотное радиоизлучение за-
глушило обычный сигнал лока-
тора. Вначале операторы запо-
дозрили новую контрмеру вра-
га. Но проверка показала, что
все радиолокаторы на побе-
режье были направлены в сто-
рону заходящего Солнца».
Детальные исследования ра-
диоизлучения солнечной коро-
ны установили ее протяжен-
ность до расстояний в несколь-
ко десятков радиусов Солнца.
Далее она постепенно рассеи-
вается в межпланетном про-
странстве. Эти исследования
подтвердили ничтожную плот-
ность и высокую температуру
короны.
Каким же образом вещество
солнечной короны нагревается
до столь высокой температуры?
Оказывается, к нагреванию
короны имеет непосредственное
отношение конвекция, наблю-
даемая в фотосфере. Здесь
опять полезна аналогия кон-
векции на Солнце с процессами,
происходящими в кипящей во-
де. Если прислушаться к кипя-
щей воде, то можно услышать
шум — звуковые волны, кото-
рые возбуждаются в воздухе
на границе с поверхностью во-
ды ее конвективными движе-
ниями. Такие же волны, но в
еще больших масштабах воз-
буждаются конвекцией в фото-
сфере. Затем эти волны рас-
пространяются наружу в хро-
мосферу и корону, унося с собой
часть механической энергии
конвективных движений. Как и
любой волновой процесс, эти
41
волны по мере распространения
затухают и особенно эффек-
тивно— в короне. Энергия, ко-
торую они переносят, и нагре-
вает солнечную корону до вы-
сокой температуры в два мил-
лиона кельвинов.
Во время полных солнечных
затмений во внутренних слоях
солнечной короны наблюдаются
протуберанцы — струи горячего
вещества, имеющие вид высту-
пов и фонтанов. Плотность ве-
щества протуберанцев значи-
тельно больше плотности ко-
роны, а температура близка к
10 000 К.
В настоящее время астроно-
мы имеют возможность наблю-
дать протуберанцы и вне сол-
нечных затмений. Для этого
они применяют специальный
инструмент — внезатменный ко-
ронограф, в котором солнеч-
ное затмение искусственно соз-
дается заслонкой (искусствен-
ной луной). Так как проту-
беранцы излучают много света
в красной водородной линии
(На), которая практически от-
сутствует в спектре короны, то
внутреннюю область короны
фотографируют сквозь специ-
альный светофильтр, пропус-
кающий только излучение, дли-
на волны которого соответству-
ет этой линИи спектра. На таких
фотографиях корона почти не
видна, а протуберанцы, наобо-
рот, видны отчетливо.
Некоторые протуберанцы,
конденсирующиеся в нижних
слоях солнечной короны, по-
долгу, в течение многих часов
висят над хромосферой, мед-
ленно меняют свой вид и по-
степенно исчезают, подобно то-
му как рассеиваются легкие
42
облака в прогретой земной ат-
мосфере в летнее время года.
Такие протуберанцы получили
название спокойных. Другой
вид протуберанцев — эруптив-
ные. Они внезапно, с большой
скоростью взлетают над хромо-
сферой, быстро поднимаются до
высоты в несколько десятков и
даже сотен тысяч километров
и также быстро падают об-
ратно.
На рисунке 24 представлена
серия фотографий одного из
самых грандиозных протубе-
ранцев, который когда-либо
наблюдался. Он даже получил
имя «Дедушка». Всего почти за
30 мин он поднялся на высоту
около 400 000 км, что соответ-
ствует скорости вещества при-
мерно в 200 км/с. Наблюда-
лись протуберанцы, которые
удалялись на 1,5-106 км от по-
верхности Солнца. В конце
концов вещество протуберанцев
или рассеивается в солнечной
короне, или падает в хромо-
сферу.
Солнечная корона находит-
ся в динамическом равновесии.
В нее постоянно поступает плаз-
ма из хромосферы, а из короны
истекает в межпланетное про-
странство непрерывный поток
частиц (протонов, ядер гелия,
ионов, электронов), называе-
мый солнечным ветром. Части-
цы солнечного ветра покидают
солнечную корону со скоростью
около 800 км/с, поэтому мощ-
ное притяжение Солнца не мо-
жет их удержать. Вблизи Зем-
ли скорость солнечного ветра
достигает 500 км/с. Существо-
вание такого потока частиц от
Солнца предполагали еще в се-
редине XIX в. для объяснения
Рис. 24. Развитие крупного протуберанца.
природы кометных хвостов.
Прямые измерения состава и
скорости частиц солнечного вет-
ра впервые были проведены с
борта советской космической
станции «Луна-3» в 1959 г
ИСТОЧНИКИ ЭНЕРГИИ СОЛНЦА
Для поддержания наблюда-
емой светимости Солнца в те-
чение длительного времени не-
обходимы достаточные запасы
его внутренней энергии и про-
цессы, перерабатывающие эту
энергию в излучение. На первый
взгляд, энергия, выделяемая
одним килограммом солнечного
вещества в секунду, равная
4-Ю26 Вт 2 1 л - 4 Вт
2 • 1О30 кг	ИГ
— величина небольшая, она
примерно равна количеству
теплоты, выделяемому одним
килограммом гниющих листьев.
Но химической энергии, запа-
сенной в листьях, при таком
энерговыделении едва хватает
на год.
Солнце, по современным
данным, существует около
5 млрд, лет, причем его свети-
мость за это время существен-
но не изменилась, следователь-
но, запасов внутренней энергии
солнечного вещества должно
хватить еще на миллиарды лет
Зная светимость Солнца /о =
= 4‘ 1026 Вт и продолжитель-
ность его жизни /	109 лет =
43
= 1,5-1017 с, легко найти энер-
гию, выделенную Солнцем за
этот промежуток времени:
/о/ = 4*1026 Вт-1,5-1017 с =
= 6-1043 Дж. Поделив эту
энергию на массу Солнца, по-
лучим, что за это время жизни
Солнца каждый килограмм его
вещества выделил З-Ю13 Дж
энергии.
Удельная теплота сгорания
самого калорийного химиче-
ского горючего — бензина —
равна 4,6-107 Дж/кг, что зна-
чительно меньше внутренней
энергии, выделяемой 1 кг сол-
нечного вещества. Поэтому
идея о свечении Солнца за счет
химических реакций, высказан-
ная в середине XIX в., была
несостоятельной. Если бы это
было так, то запасов энергии
хватило бы только на 800 лет.
Примерно в то же время
известный немецкий физик
Г Гельмгольц (1821 —1894)
выдвинул гипотезу, которой
пытался объяснить энерговыде-
ление Солнца за счет его гра-
витационного сжатия; сжатие
приводит к выделению тепла и к
уменьшению запасов потен-
циальной энергии солнечного
вещества. Однако простые под-
счеты показывают, что при сов-
ременной светимости Солнца
запасов его потенциальной
энергии хватило бы всего на
несколько миллионов лет.
Единственным приемлемым
источником энергии, поддержи-
вающим излучение Солнца,
может служить термоядерная
энергия, выделяемая при об-
разовании (синтезе) ядер ато-
мов гелия, из ядер водорода.
Оценим эту энергию. Масса протона, из которого состоит ядро атома водо-
рода, аин = 1,673• 10~2' кг, четыре отдельных протона -имеют массу 4-тн =
= 6,692-10 2/ кг Ядро атома гелия состоит из двух протонов и двух нейтронов,
массы которых одинаковы, однако масса ядра гелия тНе = 6,644-10-27 кг, т. е.
она меньше массы четырех протонов на
Am=4mH — mHe = 4,8-10-29 кг.
Эта величина получила название дефекта массы. Согласно теории относитель-
ности А. Эйнштейна, уменьшение массы при термоядерных реакциях связано с
выделением энергии АЕ = Ат-с2, где с — скорость света. Таким образом, при
синтезе одного ядра гелия выделяется энергия Х£ = 4,8-10 24 кг-(3-10® м/с)2 =
= 4,3-10 12 Дж, называемая энергией связи.
Для протекания ядерных
реакций необходима температу-
ра в несколько миллионов кель-
винов, при которой участвую-
щие в реакции частицы с оди-
наковым электрическим заря-
дом смогли бы получить доста-
точную энергию для взаимного
сближения, преодоления элект-
рических сил отталкивания и
слияния в одно новое ядро.
44
Ядерные реакции, протекающие
при высоких температурах, по-
лучили название термоядерных
реакций. Именно такие реакции
протекают в недрах Солнца.
Расчеты показывают, что в
результате термоядерных реак-
ций синтеза из водорода мас-
сой 1 кг образуется гелий мас-
сой 0,99 кг и выделяется около
9-Ю14 Дж энергии. Если срав-
нить эту величину с энергией
(3-1013 Дж), которую Солнце
уже выделило каждым кило-
граммом водорода за 5 млрд,
лет своей жизни, то оставше-
гося в нем водорода должно
было бы хватить почти на
150 млрд. лет. Но так как
реакции синтеза протекают
только в ядре Солнца, содер-
жащем примерно десятую долю
всей его массы, то запасов ядер-
ного горючего хватит еще на
10 млрд. лет.
ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА
Мы не можем непосредст-
венно заглянуть внутрь Солнца,
поэтому представление о его
строении получаем только на
основе теоретического анали-
за, используя наиболее общие
законы физики и такие харак-
теристики Солнца, как масса,
радиус, светимость.
Солнце не расширяется и
не сжимается, оно находится в
равновесии, так как силе гра-
витации, стремящейся сжать
Солнце, препятствует сила газо-
вого давления изнутри. Для
оценок представим, что Солнце
состоит из двух равных полови-
нок, центры масс которых на-
ходятся на расстоянии порядка
радиуса Солнца /?о (рис. 25).
Считая, что все параметры,
характеризующие вещество
Солнца, одни и те же в раз-
личных его частях, можно, вос-
пользуясь законом Менделе-
ева — Клапейрона, определить
давление газа на границе меж-
ду двумя половинками:
P = RfT' (2.2)
где газовая постоянная /? =
= 8,31 Дж/(К-моль), р,— мо-
лярная масса вещества, р —
его плотность и Г — абсолютная
температура.
В действительности и плот-
ность и температура внутри
Солнца меняются с расстоя-
нием от его центра. В расчетах
мы положим их равными сред-
ним значениям. Средняя плот-
ность солнечного вещества
ро = 1,4-103 кг/м3, а так как
оно состоит в основном из ато-
марного водорода, то =
= 10~3 кг/моль. (Однако сле-
дует помнить, что внутри Солн-
ца водород ионизован, поэтому
молярная масса будет в два
раза меньше.)
Согласно закону тяготения
Ньютона, сила притяжения
между двумя половинками,
стремящаяся сжать Солнце,
Рис. 25. Схема для расчета температуры
в недрах Солнца.
ГЯ =

(2.3)
препятствующему
Солнца, получим
р® gmq р®
н®
з%
сжатию
где G =6,7-10" кг '-м3-с 2 —
гравитационная постоянная,
М © —2 • 1030 кг — масса Солнца
и /?0=7-1О8 м — радиус
Солнца.
Так как поверхность, раз-
граничивающая обе половинки,
то соз-
при-
откуда средняя температура
солнечного вещества
т— 1 G	-
3 R И® ₽0 ~
[ 6,7-«Г" м7(кг.с2)
-------------—X
3 8,31 Дж/(К-моль)
10 J кг/моль-2• 10JU кг
имеет площадь S = n/?0 ,
даваемое на нее силой
тяжения давление
_ F, GM2q
Ра~ S -4лЯ<0 •
7.10’м
= 8-106 К.
что средняя температура
(2.4)
Но масса Солнца Л40 =
4 глЗ
=ул/?0 р0 , поэтому знамена-
тель 4л/?0 в формуле (2.4) мо-
жет быть представлен в виде
q Я® 4 _П3	м0
П 3 Р® — о ’
Р® d	Р®
тогда давление
GM2&	GMq р0
Рд 3/?0 М@ р® — 3₽@	• '
Подставляя в выражение (2.5)
значения параметров, найдем
р = 6,7-10 мл/(кг-с?)-2-103° кг у
3-7-10® м
Х1.4-103 кг/м3 = 8,9-10
Па,
что в 900 млн. раз больше нор-
мального атмосферного дав-
ления.
Приравнивая гравитацион-
ное давление газовому (2.2),
То, что средняя температура
Солнца близка к 8«106 К, а на
поверхности Солнца она равна
6000 К, означает, что темпе-
ратура Солнца меняется с глу-
биной. Более точные расчеты
показывают’, что температура в
центре Солнца достигает зна-
чения 15 млн. кельвинов (Тц =
= 1,5*107 К), на расстоянии
О,7/?0 температура падает до
106 К. Плотность вещества в
центре Солнца 1,5-105 кг/м3,
что более чем в 100 раз выше
его средней плотности.
Термоядерные реакции идут
наиболее эффективно в цент-
ральной области Солнца ради-
усом, равным 0,3/? 0 Эта об-
ласть получила название ядра.
В более внешних слоях темпе-
ратура не достаточна для про-
текания термоядерных реакций.
Энергия, выделившаяся в
ядре Солнца, переносится на-
ружу, к поверхности двумя спо-
собами: лучистым и конвектив-
ным. В первом случае энергия
переносится излучением; во вто-
ром — при механических дви-
жениях нагретых масс ве-
щества.
46
Лучистый перенос энергии
происходит в ядре и далее
вплоть до расстояния (0,6—
0,7) Rq от центра Солнца, далее
к поверхности энергия перено-
сится конвекцией (см. цветную
вклейку I).
Интересен сам механизм лу-
чистого переноса. Гамма-излу-
чение, возникающее при тер-
моядерных реакциях, сразу по-
глощается атомами окружаю-
щего вещества. Атом при этом
возбуждается, а затем быстро
излучает гамма-квант, переходя
в исходное состояние. Излучен-
ный атомом квант уже движет-
ся в другом направлении. Далее
это излучение поглощается и
переизлучается другими атома-
ми; направление излучения все
время меняется. Таким обра-
зом, излучение движется нару-
жу не по прямой вдоль ради-
уса, а по ломаной, длина ко-
торой значительно больше ра-
диуса Солнца. Пройти радиус
Солнца по прямой излучение
может почти за 2 с, в действи-
тельности путь излучения на-
столько удлиняется, что энер-
гия, переносимая им, выходит
наружу за 10 млн. лет. Кроме
этого, на своем долгом пути
наружу излучение претерпевает
такие изменения, что гамма-
лучи, которые возникли в цент-
ре Солнца, выходят наружу в
форме излучения видимого диа-
пазона длин волн.
Конечно, астрономы ищут
способы заглянуть внутрь Солн-
ца и проверить теоретические
представления о его строении.
На этом пути им на помощь
пришли физики, изучающие
элементарные частицы. Дело в
том, что при термоядерных ре-
акциях синтеза гелия из водо-
рода наряду с выделением энер-
гии происходит рождение эле-
ментарных частиц — нейтрино.
Выяснилось, что в отличие от
излучения нейтрино практиче-
ски не задерживается вещест-
вом. Возникая в недрах Солн-
ца и распространяясь со ско-
ростью света, они через 2 с по-
кидают поверхность Солнца и
через 8 мин достигают Земли.
Если бы удалось измерить этот
поток нейтрино от Солнца, то
мы смогли бы непосредственно
судить о физических процессах,
протекающих внутри Солнца.
Для наблюдения солнечных
нейтрино советский академик
Б. Понтекорво предложил спо-
соб их обнаружения по наблю-
дениям ядер атомов аргона,
образующихся при взаимодей-
ствии хлора с нейтрино. Для
этого был изготовлен большой
резервуар объемом 400 м3, на-
полненный жидким веществом,
в состав которого входили ато-
мы хлора. Так как атомы аргона
могут образовываться из ато-
мов хлора при их взаимодей-
ствии с быстрыми частицами,
проникающими из космического
пространства, то во избежание
этого резервуар поместили в
глубокой шахте. Для нейтрино
.толстый слой Земли не помеха,
а космические частицы погло-
щаются им.
На что же рассчитывали
астрономы, ставя такой экспе-
римент? Ожидаемый у Земли
поток солнечных нейтрино легко
оценить по солнечной свети-
мости. Так как при образовании
одного ядра атома гелия выде-
ляется энергия связи ДЕ =
= 4,3-10“12 Дж и излучаются
47
два нейтрино, то легко под-
считать число ядер атомов ге-
лия, образующихся в недрах
Солнца каждую секунду. Для
этого достаточно светимость
Солнца /о = 4-1026 Вт разде-
лить на энергию связи. Умно-
жая полученное частное на
два, найдем число нейтрино,
ежесекундно излучаемых Солн-
цем со всей его поверхности:
N = 2>/° = 2-4-1026 Вт _
4,3-10“12 Вт-с ”
= 2-1023 нейтрино/с.
Эти нейтрино распространя-
ются от Солнца во все стороны,
и так как расстояние от Земли
до Солнца ао=1 а. е. = 1,5Х
ХЮ11 м, то следует ожидать,
что на земную поверхность
площадью 1 м5 каждую секун-
ду должно попадать число
нейтрино
„ У	2-Ю38
/I =---7 = ----------ГТ“Г »
4nttf 4-3,14 (1,5-101
«7-10‘4
СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ И
Наблюдения показывают,
что число солнечных пятен ме-
няется со временем. Мерой
пятнообразовательной деятель-
ности Солнца служат числа
Вольфа, названные так по име-
ни швейцарского астронома
Р. Вольфа (1816—1893), кото-
рый ввел их в практику наб-
людений Солнца. Если обозна-
чить через g число групп пятен,
а через f — общее число пятен,
то число Вольфа UZ=10g-|-f.
В результате взаимодей-
ствия этого потока нейтрино с
хлором в резервуаре должно
образоваться всего несколько
десятков атомов аргона, кото-
рые и следует обнаружить хи-
мическим путем. Отсюда понят-
ны трудности «вылавливания»
этих десятков атомов аргона
среди колоссального числа ато-
мов, содержащихся в резер-
вуаре. Исследования последних
лет показали, что обнаружен-
ный поток солнечных нейтрино
в два-три раза меньше ожи-
даемого, но это пока не опро-
вергает наших основных пред-
ставлений о внутреннем строе-
нии Солнца. Во многом эти
расхождения, по-видимому,
оп редел я ются недостаточ ной
изученностью свойств нейтри-
но (например, в последние го-
ды появились теоретические и
экспериментальные указания на
отличие массы покоя нейтрино
от нуля), а также неопреде-
ленностью наших знаний о тон-
ких деталях физических про-
цессов, протекающих в сол-
нечном ядре.
СОЛНЕЧНО-ЗЕМНЫЕ СВЯЗИ
Так, если на Солнце пятна
отсутствуют, то UZ = O; если
имеется одно пятно, то №=11,
так как одно пятно считается
также за группу. Если же име-
ется три группы пятен с общим
их числом, равным 17, то W =
= 47.
Многолетние наблюдения
пятен показали, что в их появ-
лении имеется закономерность
с несколько меняющимся перио-
дом, близким к 11 годам.
48
w
200
150
1700 1710 1720	1730	1740	1750	1760	1770
w	Г оды
200 г
1770 1780	1790	1800	1810	1820	1830	1840
W	Годы
W	Годы
1910 1920	1930	1940	1950	1960	1970	1980
Годы
Рис. 26. Изменение среднегодовых чисел Вольфа.
Поэтому правильнее называть
этот промежуток времени не
периодом, а циклом солнечной
активности. В начале каждого
цикла пятна появляются вдали
от солнечного экватора, на
гелиографических широтах
±40°, затем по мере увели-
чения числа пятен зона пятно-
образования приближается к
экватору, и где-то на широте
±15° наблюдается наибольшее
число пятен, соответствующее
максимуму солнечной актив-
ности. Цикл солнечной актив-
ности заканчивается вблизи
солнечного экватора. Интерес-
но отметить, что пятна, как
правило, не появляются на
широтах выше 40° и в узкой
полосе (±3°) экваториальной
зоны, хотя иногда они наблю-
даются и на широтах до
±50° С началом нового цикла
солнечной активности вектор
магнитной индукции в группах
пятен меняет свое направление
на противоположное. Поэтому
многие астрономы считают ос-
новным 22-летний цикл, свя-
занный с изменением поляр-
ности магнитного поля в пят-
нах.
Закономерность 11 -летнего
цикла солнечной активности
была найдена в 1844 г. немец-
ким любителем астрономии
Г Швабе (1789—1875). Меч-
тая открыть неизвестную пла-
нету внутри земной орбиты,
он надеялся увидеть ее про-
ецирующейся черным кружком
на диске Солнца и для этого
на протяжении 25 лет отмечал
появление и число солнечных
пятен. Планеты он не открыл,
но зато обнаружил 11-летний
период изменения числа сол-
нечных пятен. После этого
Р. Вольф, используя данные
телескопических наблюдений
солнечных пятен за длитель-
ный период, начавшийся в
1610 г., уточнил обнаруженную
закономерность. На рисунке 26
показано изменение чисел Воль-
фа с середины XIX в. до на-
стоящего времени. В каждом
цикле солнечной активности ее
подъем продолжается примерно
4 года, а затухание — около
7 лет. В годы максимума сол-
нечной активности значительно
возрастает число мощных про-
туберанцев и факелов.
В изучение солнечной актив-
ности большой вклад вносят
любители астрономии, чьи сис-
тематические наблюдения
Солнца часто существенно до-
полняют результаты, получен-
ные астрономами-профессиона-
лами.
В такт с активностью ме-
няется и вид солнечной короны
(рис. 27). В максимуме сол-
нечной активности, когда пятен
на Солнце много, корона выгля-
дит однородной, имеет округ-
лую, почти сферичную форму и
ее лучи направлены более или
менее симметрично в разные
стороны. В минимуме солнеч-
ной активности корона очень
неоднородна и обычно вытяну-
та вдоль экваториальной зоны
Солнца. Это объясняется тем,
что электрически заряженные
частицы корональной плазмы
движутся от Солнца вдоль ли-
ний индукции магнитного поля.
В максимуме солнечной актив-
ности, когда пятна расположе-
ны по всей зоне пятнообразо-
вания, линии индукции их маг-
нитных полей направлены в
50
Рис. 27. Солнечная корона в максимуме (слева) и в минимуме (справа) солнечной
активности.
разные стороны от солнечной
поверхности. В годы минимума
пятен очень мало и они рас-
положены лишь вблизи эквато-
риальной зоны, поэтому их
магнитные поля тоже сосредо-
точены в этой же зоне.
Одним из самых значитель-
ных проявлений солнечной ак-
тивности являются солнечные
вспышки — резкие увеличения
яркости небольших участков
хромосферы над группами сол-
нечных пятен. Длительность
солнечных вспышек различна и
зависит от их мощности. Срав-
нительно небольшие вспышки
длятся от 5 до 40 мин, но в
годы максимума солнечной ак-
тивности возникают грандиоз-
ные вспышки, продолжающиеся
до трех и более часов. При
этом выделяется колоссальная
энергия, значение которой иног-
да доходит до 1025 Дж, что
равносильно взрыву примерно
миллиона ядерных бомб.
Наблюдениями с искусствен-
ных спутников Земли установ-
лено, что во время солнечных
вспышек происходит резкое уве-
личение ультрафиолетового из-
лучения, появляется мощное
рентгеновское и гамма-излуче-
ние. Датчики быстрых заряжен-
ных частиц, установленные на
искусственных спутниках, по-
казали, что при мощных сол-
нечных вспышках в межпла-
нетное пространство выбрасы-
ваются с огромными скоростя-
ми, иногда доходящими до
100 000 км/с, мириады частиц,
обладающих большой кинети-
ческой энергией и получивших
название солнечных космичес-
ких лучей. Их основной сос-
тав — ядра атомов водорода и
гелия, а также электроны.
Однако в них обнаружено и
достаточное число дейтронов
(ядер тяжелого водорода —
дейтерия) и тритонов (ядер
сверхтяжелого водорода — три-
тия), которые образуются при
ядерных реакциях. Следова-
тельно, во время мощных
солнечных вспышек происходит
ускорение элементарных частиц
до таких высоких скоростей,
что при столкновении между
ними возникают ядерные реак-
ции синтеза химических эле-
ментов.
51
Связь вспышек с солнечны-
ми пятнами доказывает огром-
ную роль магнитных полей в
возникновении вспышек. На-
блюдения движений пятен и
изменений их магнитных полей
во время вспышек указывает
на то, что источником вспышек
служит магнитная энергия, со-
средоточенная в области вспы-
шек. При взаимном движении
пятен происходит изменение по-
тока магнитной индукции в про-
странстве между ними, которое
возбуждает сильное электри-
ческое поле. Это поле ускоряет
заряженные частицы солнечной
плазмы до огромных скоростей
и приводит к нагреву вещества
в области вспышки до высокой
температуры. Следовательно,
по своей физической природе
солнечные вспышки — это силь-
ные взрывы, порождаемые рез-
ким сжатием солнечной плаз-
мы под действием давления
магнитных полей.
Большой интерес, проявляе-
мый учеными к изучению сол-
нечных вспышек и других ак-
тивных процессов на Солнце,
связан с тем, что они оказы-
вают значительное влияние на
биологические земные явления,
на физические условия в зем-
ной атмосфере и околоземном
космическом пространстве. Осо-
бенно этот интерес возрос в свя-
зи с проникновением человека
в космическое пространство.
Ультрафиолетовое, рентге-
новское и гамма-излучение,
солнечные космические лучи
(порождаемые солнечными
вспышками) в основном задер-
живаются атмосферой и маг-
нитным полем Земли. И все же
жителям Земли в своей прак-
тической деятельности прихо-
дится сталкиваться с негатив-
ными проявлениями солнечных
вспышек, во время которых
прерывается коротковолновая
радиосвязь, увеличивается
опасность для полета высотных
самолетов, возникают магнит-
ные бури, резко ухудшаются ус-
ловия навигации кораблей и
самолетов.
Космические аппараты и
станции, а также находящиеся
на их борту космонавты и на-
учная аппаратура подвержены
прямому воздействию солнеч-
ных космических лучей и жест-
кой радиации от солнечных
вспышек. Предсказать возник-
новение солнечных вспышек,
предупредить находящихся на
орбите космонавтов и тем са-
мым защитить их и научную
аппаратуру от вредного воз-
действия солнечных вспышек —
вот что входит в настоящее
время в одну из задач совре-
менной астрономии. Поэтому в
настоящее время имеется спе-
циальная патрульная служба,
которая с Земли и с косми-
ческих станций непрерывно сле-
дит за солнечной активностью.
В СССР организована спе-
циальная служба Солнца, в
которой принимает участие око-
ло 20 астрономических обсерва-
торий и солнечных станций.
По данным службы Солнца
каждый день составляется кар-
та солнечной поверхности, на
которую наносятся активные
области солнечной деятель-
ности. Числа Вольфа, карты
поверхности и другие характе-
ристики солнечной активности
регулярно публикуются в «Сол-
нечном бюллетене».
глава
ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА
МАЛЫХ ТЕЛ
СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
ПРАВИЛО ТИЦИУСА — БОДЭ
В 1772 г. берлинский астро-
ном Э. Бодэ (1747—1826)
опубликовал эмпирическую за-
кономерность в расстояниях
планет от Солнца, открытую в
1766 г. математиком И. Ти-
циусом (1729—1796). В те
времена было известно только
шесть планет, удаленных от
Солнца в следующей последо-
вательности: Меркурий, Вене-
ра, Земля, Марс, Юпитер,
Сатурн. Расстояния планет от
Солнца и между собой всегда
выражаются в астрономиче-
ских единицах (а. е.), за ко-
торую принято среднее рас-
стояние Земли от Солнца.
Согласно правилу Тициуса —
Бодэ, приближенные значения
средних расстояний планет от
Солнца могут быть представ-
лены формулой
а=0,3-л + 0,4,
в которой п — число, свое для
каждой планеты.
Планета	п	Расстояние от Солнца, а. е.	
		вычисленное	реальное
Меркурий	0	0,4	0,387
Венера	1	0,7	0,723
Земля	2	1,0	1,000
Марс	4	1,6	1,524
?	8	2,8	
Юпитер	16	5,2	5,203
Сатурн	32	10,0	9,539
(Уран)	(64)	(19,6)	(19,191)
И вот 13 марта 1781 г.
английский ученый, тогда еще
любитель астрономии, В. Гер-
шель (1738—1822) открыл
седьмую планету, Уран, сред-
нее расстояние которой от
Солнца подпало под правило
Тициуса — Бодэ и показано в
конце таблицы.
53
АСТЕРОИДЫ
Когда в 1781 г. был открыт
Уран и его среднее гелио-
центрическое расстояние ока-
залось соответствующим пра-
вилу Тициуса — Бодэ, то с
1789 г. начались поиски плане-
ты, которая, согласно этому
правилу, должна была нахо-
диться между орбитами Марса
и Юпитера, на среднем рас-
стоянии а = 2,8 а. е. от Солнца.
Но разрозненные обзоры неба
не приносили успеха, и поэто-
му 21 сентября 1800 г. несколь-
ко немецких астрономов во
главе с К. Цахом решили ор-
ганизовать коллективные поис-
ки. Они разделили весь пояс
зодиакальных созвездий на 24
участка и распределили их
между собой для тщательных
исследований. Но не успели
они приступить к системати-
ческим розыскам, как 1 ян-
варя 1801 г. итальянский астро-
ном Дж. Пиации (1746—
1826) обнаружил в телескоп
звездообразный объект 7-й
звездной величины, медленно
перемещавшийся по созвездию
Тельца. Вычисленная К. Гаус-
сом (1777—1855) орбита объек-
та оказалась планетной, соот-
ветствующей правилу Тициу-
са — Бодэ: большая полуось
а = 2,77 а. е. и эксцентриситет
е=0,080. Вновь открытую пла-
нету Пиации назвал Церерой.
28 марта 1802 г. немецкий
врач и астроном В. Ольберс
Рис. 28. Примеры уникальных орбит астероидов. (Обозначены орбиты Мерку-
рия (Q), Венеры (ф), Земли (ф) и Марса (^ ).)
54
(1758—1840) обнаружил вбли-
зи Цереры еще одну планету
(8'”), названную Палладой
(а = 2,77 а. е., е = 0,235). 2 сен-
тября 1804 г. была открыта
третья планета, Юнона (а =
2,67 а. е.), а 29 марта 1807 г.-
четвертая, Веста (а = 2,36 а. е.).
Все вновь открытые планеты
имели звездообразный вид, без
дисков, свидетельствующий об
их небольших геометрических
размерах. Поэтому эти небесные
тела назвали малыми планета-
ми или, по предложению В. Гер-
шеля, астероидами (от греч.
«астер» — звездный и «еидос»—
вид).
К 1891 г. визуальными ме-
тодами было обнаружено около
320. астероидов. В конце 1891 г
немецкий астроном М. Вольф
(1863—1932) предложил фото-
графический метод поисков:
при 2—3-часовой экспозиции
изображения звезд на фото-
пластинке получались точечны-
ми, а след движущегося ас-
тероида — в виде небольшой
черточки. Фотографические ме-
тоды привели к резкому уве-
личению открытий астероидов.
Особенно интенсивные иссле-
дования малых планет прово-
дятся сейчас в Институте
теоретической астрономии (в
Ленинграде) и в Крымской
астрофизической обсерватории
Академии наук СССР
Астероидам, орбиты кото-
рых надежно определены,
присваивают имя и порядковый
номер. Таких астероидов сей-
час известно свыше 3500, но
общее их число в Солнечной
системе значительно больше.
Из указанного числа извест-
ных астероидов астрономы
Крымской астрофизической об-
серватории открыли около 550,
увековечив в их названиях
имена многих советских пат-
риотов и выдающихся отече-
ственных деятелей.
Подавляющее большинство
(до 98%) известных астероидов
движется между орбитами
Марса и Юпитера, на средних
расстояниях от Солнца от 2,06
до 4,30 а. е. (периоды обраще-
ния от 2,96 до 8,92 года).
Однако встречаются астероиды
с уникальными орбитами, и
им присваиваются мужские
имена, как правило, из гре-
ческой мифологии (рис. 28).
Примеры таких астероидов да-
ны в таблице, в которой обо-
значены: а — большая полуось
орбиты, е — эксцентриситет ор-
биты, q — перигельное рас-
стояние, Q — афелийное рас-
стояние и Т — период обраще-
ния вокруг Солнца.
Астероид	а, а. е.		а. е.	Q. а. е.	Г, года
Икар	1,08	0,826	0,19	1,97	М2
Гермес	1,29	0,474	0,68	1,90	1,46
Эрос	1,46	0,223	М3	1,79	1,76
Адонис	1,97	0,778	0,44	3,50	2,76
Ганимед	2,66	0,540	1,22	4,10	4,34
Гидальго	5,82	0,656	2,00	9,64	14,04
55
Первые три из этих малых
планет движутся вне пояса
астероидов, причем в перигелии
Икар подходит к Солнцу вдвое
ближе Меркурия, а Гермес и
Адонис — ближе Венеры. Они
могут сближаться с Землей
на расстоянии от 6 млн. до
23 млн. км, а Гермес в 1937 г.
прошел вблизи Земли даже на
расстоянии 580 тыс. км, т. е.
всего лишь в полтора раза
дальше Луны. Гидальго же в
афелии уходит за орбиту Са-
турна. Но Гидальго не явля-
ется исключением. За послед-
ние годы открыто около 10
астероидов, перигелии которых
расположены вблизи орбит пла-
нет земной группы, а афелии —
вблизи орбиты Юпитера. Такие
орбиты характерны для комет
семейства Юпитера (см. с. 60)
и указывают на возможное
общее происхождение астерои-
дов и комет.
В 1977 г. обнаружен уни-
кальный астероид, который об-
ращается вокруг Солнца по
орбите с большой полуосью
/2=13,70 а. е. и эксцентриси-
тетом е = 0,38, так что в пери-
гелии (q = 8,49 а. е.) он захо-
дит внутрь орбиты Сатурна, а
в афелии (Q= 18,91 а. е.)
приближается к орбите Урана.
Он назван Хироном. По-види-
мому, существуют и другие по-
добные далекие астероиды, по-
иски которых продолжаются.
Блеск большинства извест-
ных астероидов во время про-
тивостояния от 7т до 16'", но
есть и более слабые объекты.
Самым ярким (до 6'") является
Веста.
Поперечники астероидов вы-
числяются по их блеску и от-
ражательной способности в
визуальных и инфракрасных
лучах. Оказалось, что крупных
астероидов не так уж много.
Наиболее крупные — это Це-
рера (поперечник 1000 км),
Паллада (610 км), Веста
(540* км) и Гигия (450 км).
Только у 14 астероидов по-
перечники более 250 км, а у
остальных меньше, вплоть до
0,7 км. У тел таких малых раз-
меров не может быть сферои-
дальной формы, и все асте-
роиды (кроме, может быть,
наиболее крупных) представ-
ляют собой бесформенные
глыбы.
Массы астероидов крайне
различные: наибольшей, близ-
кой к 1,5-1021 кг (т. е. в 4 тыс.
раз меньше массы Земли), об-
ладает Церера. Суммарная
масса всех астероидов не пре-
вышает 0,001 массы Земли.
Конечно, все эти небесные тела
лишены атмосферы. У многих
астероидов по регулярному из-
менению их блеска обнаруже-
но осевое вращение. В част-
ности, период вращения Цере-
ры равен 9,Г, а Паллады —
7,9Ч Быстрее всех вращается
Икар, за 2Ч16М
Изучение отражательной спо-
собности многих астероидов
позволило объединить их в три
основные группы: темные, свет-
лые и металлические. Поверх-
ность темных астероидов от-
ражает всего лишь до 5%
падающего на нее солнечного
света и состоит из веществ,
сходных с черными базальто-
выми и углистыми породами.
Эти астероиды часто называют
углистыми. Светлые астероиды
отражают от 10 до 25% сол-
56
немного света, что роднит их
поверхность с кремниевыми
соединениями — это каменные
астероиды. Металлические ас-
тероиды (их абсолютное мень-
шинство) тоже светлые, но по
своим отражательным свойст-
вам их поверхность похожа на
железоникелевые сплавы. Та-
кое подразделение астероидов
подтверждается и химическим
составом выпадающих на Зем-
лю метеоритов (см. с. 70).
Незначительное число изучен-
ных астероидов не относится ни
к одной из трех основных групп.
Показательно, что в спект-
рах углистых астероидов об-
наружена полоса поглощения
воды (Х = 3 мкм). В частности,
поверхность астероида Цереры
состоит из минералов, похожих
на земные глины и содержащих
около 10% воды.
При небольших размерах и
массах астероидов давление в
их недрах невелико: даже у
самых крупных астероидов оно
не превышает 7-105 —8-105 ГПа
(700—800 атм) и не может
вызвать разогрева их твердых
холодных недр. Лишь поверх-
ность астероидов очень слабо
нагревается далеким от них
Солнцем, но и эта незначи-
тельная энергия излучается в
КОМЕТЫ
Эти небесные светила по-
лучили свое название от гре-
ческого «кометес» — хвостатая,
или косматая (звезда). Дейст-
вительно, яркие кометы, види-
мые невооруженным глазом,
обладают хвостом, протяжен-
ностью в несколько градусов
межпланетное пространство. Вы-
численная по законам физики
температура поверхности по-
давляющего большинства ас-
тероидов оказалась близкой к
150—170 К ( — 120... —100°С).
И только у немногих астерои-
дов, которые проходят вблизи
Солнца, поверхность в такие
периоды сильно нагревается.
Так, температура поверхности
Икара повышается почти до
1000 К ( + 730°С), а при уда-
лении от Солнца снова резко
понижается.
Орбиты остальных астерои-
дов подвержены значительным
возмущениям от гравитацион-
ного воздействия больших пла-
нет, главным образом Юпитера.
Особенно сильные возмущения
испытывают небольшие асте-
роиды, что приводит к столк-
новениям этих тел и их дроб-
лению на осколки самых раз-
нообразных размеров — от со-
тен метров в поперечнике до
пылинок.
В настоящее время физи-
ческая природа астероидов уси-
ленно изучается, потому что по
ней можно проследить эволю-
цию (развитие) вещества, из
которого сформировалась наша
Солнечная система.
и даже десятки градусов. Яр-
кие кометы появляются сравни-
тельно редко, в среднем одна
комета за 10—15 лет, и, как
правило, она видна лишь в од-
ном небесном полушарии. Сла-
бые же по блеску кометы,
вплоть до 18т—19ш, появляют-
57
Рис. 29. Комета Галлея в 1910 г
ся часто; на фотографиях звезд-
ного неба ежегодно обнару-
живают по нескольку комет,
а в 1984 г наблюдалось 38
комет.
На принадлежность комет
к Солнечной системе впервые
указал английский астроном
Э. Галлей (1656—1742). По
совету И. Ньютона он вычис-
лил и опубликовал в 1705 г
элементы орбит 24 ярких комет,
появлявшихся с 1337 по 1698 г.
Обнаружив сходство орбит ко-
мет 1531, 1607 и 1682 гг
(которую Галлей лично наблю-
дал), Галлей пришел к выводу,
что в эти годы появлялась
одна и та же комета, обра-
щающаяся вокруг Солнца с
периодом около 76 лет по эл-
липтической орбите. Его пред-
сказание о появлении этой
кометы в конце 1758 г под-
твердилось: комета была об-
наружена 25 декабря 1758 г.
саксонским любителем астро-
номии Г Паличем (1723—
1788) и прошла перигелий
13 марта 1759 г. С тех пор
эта яркая комета называется
кометой Галлея (рис. 29)
Она движется вокруг Солнца
по вытянутой эллиптической
орбите с большой полуосью
а= 17,94 а. е. и эксцентриси-
тетом е = 0,967 в направлении,
противоположном движению
Земли, т. е. обладает обрат-
ным движением. Плоскость ор-
биты кометы наклонена к
плоскости эклиптики на угол
18°, но из-за обратного движе-
ния кометы наклонение ее ор-
биты считается i = 180° — 18° =
= 162° В перигелии она сбли-
жается с Солнцем до расстоя-
ния ^ = 0,587 а. е. (т. е. ближе,
чем Венера),- а в афелии уда-
ляется до Q = 35,31 а. е. за
орбиту Нептуна (рис. 30).
Комета Галлея появлялась
в 1835 и в 1910 гг., причем
после изучения древних и сред-
невековых летописей установ-
лено, что ее появление в 1910 г.
было двадцать девятым, зафик-
сированным в истории астро-
номии. При своем тридцатом
возвращении к Солнцу комета
Галлея была обнаружена на
фотографиях 16 октября 1982 г.
в виде слабого размытого
пятнышка 24'" в созвездии Ма-
лого Пса, именно там, где ее
ожидали по предварительным
вычислениям. Она прошла пе-
ригелий 9 февраля 1986 г
в 14ч00м по московскому вре-
мени со скоростью 54,5 км/с
относительно Солнца.
Видимая яркость комет во
многом зависит от их расстоя-
ния от Солнца, которое осве-
58
щает комету, и от Земли, с
которой ведутся наблюдения. В
своем появлении в 1910 г. ви-
димая яркость кометы Галлея
доходила до 0,6ш, а ее хвост
тянулся по небу на 27° В
последнем же появлении ви-
димая яркость кометы к концу
1985 г. увеличилась лишь до
6Ш, а в 1986 г. не превышала
Зш. Причиной такого резкого
различия были иные расстоя-
ния кометы от Земли. В 1910 г.
комета прошла перигелий
20 апреля и стала сближаться
с Землей; к 19 мая их взаим-
ное расстояние сократилось до
23 млн. км, и Земля даже
прошла сквозь хвост кометы,
длина которого в пространстве
достигала 30 млн. км. В 1986 г.
комета прошла перигелий
9 февраля, когда Земля на-
ходилась по отношению к ней
за Солнцем и расстояние меж-
ду ними было почти 232 млн. км.
Поэтому в этом появлении ко-
мета была видна невооружен-
ному глазу лишь в январе,
марте и апреле 1986 г., да и
только в южных территориях,
так как проходила по созвез-
диям южного полушария неба.
Очередное возвращение ко-
меты Галлея к перигелию ожи-
дается в ноябре 2061 г.
Все открываемые кометы
обозначаются номером года, в
который они прошли перигелий,
с добавлением римской цифры,
показывающей очередность про-
хождения, и фамилий перво-
открывателей либо, что реже,
фамилий их исследователей.
Примерами служат комета Гал-
лея, известная с глубокой древ-
ности, и комета Энке — Бак-
лунда, которую в 1786 г. от-
крыл француз П. Мешен, ее
периодичность установил в
1819 г. немецкий астроном
И. Энке (1791 — 1865), а де-
тально исследовал ее движение
русский астроном О. А. Бак-
лунд (1846—1916), возглавляв-
ший Пулковскую обсерваторию
в 1895—1916 гг.
Многие кометы, доступные
наблюдениям в бинокуляры
и небольшие телескопы, откры-
ты любителями астрономии.
Среди наблюдавшихся ко-
59
мет были и такие, которые не
принадлежат Солнечной сис-
теме, они прошли вблизи Солн-
ца по параболическим или ги-
перболическим орбитам и ушли
в межзвездное пространство. К
ним относятся кометы 1944 IV,
1951 II и 1965 VIII Икейи-
Секи, которая приблизилась к
Солнцу до 0,008^ а. е. и про-
шла сквозь солнечную корону
на расстоянии радиуса Солнца
от фотосферы. Такие кометы
называют параболическими.
Кометы, принадлежащие
Солнечной системе, называ-
ются периодическими. Они дви-
жутся вокруг Солнца по ор-
битам с самыми различными
эксцентриситетами и наклоне-
ниями к плоскости земной ор-
биты. Их движение бывает как
прямым (в направлении дви-
жения Земли), так и обратным.
Периоды их обращения крайне
различны, и по ним кометы
подразделяются на долгоперио-
дические, с периодом обраще-
ния более 200 лет, и короткопе-
риодические, с меньшими пе-
риодами. Среди долгопериоди-
ческих имеются яркие и слабые
кометы, а короткопериодичес-
кие — только слабые, они не
видны невооруженным глазом.
Эллиптические орбиты дол-
гопериодических комет очень
вытянуты. Некоторые из таких
комет удаляются от Солнца на
сотни и тысячи астрономиче-
ских единиц и каждый оборот
вокруг него завершают за ты-
сячи и десятки тысяч лет. С
другой стороны, есть кометы,
движущиеся по орбитам, близ-
ким к круговым, как, например,
комета Швассмана — Вахма-
на-1, которая обращается с
периодом 7'= 15,03 года по ор-
бите с большой полуосью а =
= 6,09 а. е. и эксцентриситетом
е = 0,105. Наименьшим перио-
дом обращения 7 = 3,31 года
обладает комета Энке — Бак-
лунда; она движется по орбите
с а = 2,22 а. е. и е = 0,846 и
удаляется от Солнца всего
лишь до расстояния Q = 4,10 а. е.
Около 100 короткопериоди-
ческих комет с периодами
примерно от 5 до 10 лет об-
разуют группу, называемую
семейством Юпитера. Афелии
орбит этих комет расположены
вблизи орбиты Юпитера. Все
эти кометы движутся в пря-
мом направлении по орбитам
с малым наклонением, не пре-
вышающим 30° Существуют
также кометы семейств Сатур-
на, Урана и Нептуна.
Орбиты комет подвержены
возмущениям со стороны пла-
нет, в особенности массивных,
Юпитера и Сатурна. Эти воз-
мущения могут значительно из-
менить орбиту кометы. Так,
короткопериодическая комета
Отерма (15'"), открытая в
1943 г., принадлежала семей-
ству Юпитера, обращалась во-
круг Солнца в поясе асте-
роидов по почти круговой ор-
бите (а = 3,97 а. е. и е = 0,142)
с периодом 7 = 7,92 года, в пе-
ригелии сближалась с Солн-
цем до расстояния q = 3,41 а. е.,
а в афелии удалялась от него
на Q = 4,54 а. е., и ее можно
было наблюдать на всех участ-
ках орбиты. С 1964 г. она
принадлежит семейству Сатур-
на, обращается с периодом
7=19,36 года по вытянутой
орбите с а = 7,21 а. е. и е =
= 0,247 и в афелии уходит от
60
Рис. 31. Структура кометы
Солнца на расстояние Q =
= 8,99 а. е. А комета Смир-
новой— Черных (15"1), откры-
тая ими в 1975 г., наоборот,
ранее проходила свой путь за
орбитой Юпитера, а сейчас об-
ращается почти по окружности
между орбитами Марса и Юпи-
тера, т. е. в поясе астероидов.
Теперь, используя электрон-
но-вычислительную технику,
имеется возможность учиты-
вать возмущения от планет,
следить за изменениями комет-
ных орбит и заранее пред-
вычислять даты появления из-
вестных периодических комет.
Вдали от Солнца кометы не
видны, но, приближаясь к нему
и все более освещаясь его
лучами, становятся доступны
наблюдениям. Часто кометы об-
наруживаются в телескопы и на
фотографиях в виде туманных
пятен, и только лишь впослед-
ствии, и то не всегда, у них
развивается хвост.
В структуре комет разли-
чают голову, состоящую из
звездообразного на вид ядра,
окутанного оболочкой, или ко-
мой, и хвост (рис. 31). Самой
яркой частью кометы является
ее ядро, яркость комы осла-
бевает от ядра к периферии, а
наименьшую яркость имеет
хвост, конец которого размыт
и теряется на фоне ночного
неба. Плотность комы и хвоста
настолько ничтожна, что сквозь
них просвечивают слабые звез-
ды.
Ядра комет состоят в основ-
ном из водяного льда с вкрап-
лениями замерзших газов, пы-
ли, каменных и металлических
частиц различных размеров.
Размеры ядра сравнительно не-
большие — километры и де-
сятки километров. С прибли-
жением к Солнцу ядро посте-
пенно нагревается, происходит
возгонка водяных паров и га-
зов, которые вместе с пылью
61
окутывают ядро и образуют
кому. Ядро отражает солнеч-
ный свет, поэтому его спектр
сначала тождествен солнечно-
му. Но чем ближе комета под-
ходит к Солнцу, тем сильнее
прогревается ее ядро, и в его
спектре появляются яркие ли-
нии паров металлов, наиболее
часто — натрия, кальция, же-
леза, магния, что доказывает
присутствие в ядрах тугоплав-
ких веществ. Ультрафиолетовое
излучение Солнца возбуждает
газы, образующие кому, и вы-
зывает их флюоресцентное .све-
чение. Поэтому в спектре комы
присутствуют яркие полосы
нейтральных газовых молекул
(азота, циана, углекислого га-
за, метана и др.)
Все эти сведения о коме-
тах, ранее получаемые из на-
земных наблюдений, полностью
подтверждены исследованиями
кометы Галлея, проведенными
с пролетных космических ап-
паратов. 15 и 21 декабря 1984 г.
Советский Союз направил к
Венере автоматические меж-
планетные станции «Вега-1» и
«Вега-2», названные так по-
тому, что предназначены для
исследований Венеры («Ве-»)
и кометы Галлея («-га»). Обе
станции последовательно 9 и
13 июня 1985 г. достигли ок-
рестностей Венеры, сбросили в
ее атмосферу спускаемые бло-
ки с научной аппаратурой и
далее направились к комете
Галлея. Для исследований ко-
меты станции были оснащены
телевизионными и спектраль-
ными приборами, аппаратурой
для регистрации и анализа га-
за, пыли, электромагнитного
поля, солнечного ветра и дру-
гих параметров. К этой же
комете были посланы еще две
космических станции — япон-
ская «Суисей» («Комета») и
западноевропейская «Джотто».
Первой приблизилась к ко-
мете Галлея станция «Вега-1»,
которая 6 марта 1986 г. про-
шла сквозь голову кометы на
расстоянии 9000 км от ее ядра,
а затем 9 марта 1986 г.—
«Вега-2», на расстоянии 8000 км
от ядра. Сведения о движении
обеих советских станций позво-
лили скорректировать пролет-
ную траекторию «Джотто», и
14 марта 1986 г. этот аппарат
прошел в 600 км от ядра
кометы. В эти дни расстояние
кометы от Солнца увеличива-
лось от 0,788 а. е. (117,88 млн.
км) до 0,903 а. е. (135,09 млн.
км), а ее расстояние от Земли
сокращалось* от 1,156 а. е.
(172,94 млн. км.) до 0,962 а. е.
(143,92 млн. км), и несмотря
на эти колоссальные расстояния
аппаратура межпланетных
станций четко передала на
Землю надежные сведения о
природе кометы.
Выяснилось, что ядро ко-
меты Галлея представляет со-
бой сплошную глыбу непра-
вильной формы размерами 14 X
X 7,5 X 7,5 км, похожую в од-
ном сечении на картофелину,
а в другом — на башмак. Оно
вращается с периодом около
52 ч вокруг малой оси. Отра-
жательная способность поверх-
ности ядра менее 5%, так как
ядро покрыто тонким плотным
слоем пыли, но кажется ярким
из-за освещения его солнечны-
ми лучами. В дни исследова-
ния кометы поверхность ее ядра
была нагрета солнечными лу-
62
чами до + 100°С и из него
бурно выделялись пары воды,
что полностью подтверждает
современные представления о
ледяной природе ядер комет.
Вместе с водяными парами из
ядра выбрасывались молекулы
углерода, оксидов углерода, уг-
лекислого газа, циана, гидро-
ксила, а также мельчайшие
твердые пылинки (массой
10-6 г и менее), состоящие из
углерода, натрия, кальция, маг-
ния, никеля, железа с примесью
силикатов. Подсчитано, что с
обогреваемой Солнцем поверх-
ности ядра ежесекундно испа-
ряется примерно 40 т газа и
пыли, в том числе около 30 т
водяных паров. Эти газы и
пыль, окружающие ядро коме-
ты, образуют ее кому размера-
ми до 1,3 млн. км. Из иони-
зованных солнечным излуче-
нием газовых молекул возника-
ет плазма, переходящая вместе
с пылью в хвост, тянущийся
в пространстве до 30 млн. км.
Хвост кометы возникает из
комы под действием давления
солнечных лучей и солнечного
ветра, которое сказывается на
гелиоцентрических расстояни-
ях, не превышающих 1,5—2 а. е.
По мере приближения кометы
к Солнцу усиливается выделе-
ние из ядра газов и пыли,
образующих кому, возрастает
и давление на нее, а поэтому
увеличивается длина хвоста.
Хвосты комет направлены в сто-
рону, противоположную Солн-
ЦУ-
Форма кометных хвостов за-
висит от соотношения грави-
тационных сил и сил оттал-
кивания, воздействующих на
частицы хвоста. Существует
несколько подробных класси-
фикаций форм кометных хвос-
тов, но до сих пор пользуются
наиболее простой, предложен-
ной русским астрофизиком
Ф. А. Бредихиным (1831 —
1904) и развитой советским
астрофизиком С. В. Орловым
(1880—1958). В ней различа-
ется пять типов хвостов
(рис. 32)*.
Хвосты 1о типа прямолиней-
ные; силы отталкивания почти
в 1000 раз превышают силу
солнечной гравитации; состо-
ят из легких ионизованных га-
зов и образуются, главным об-
разом, под воздействием маг-
нитного поля солнечного ветра.
Хвосты I типа почти прямо-
линейны и слегка отклонены
назад (в сторону, противопо-
ложную направлению движе-
ния кометы); силы отталкива-
ния в 10—100 раз превышают
силу солнечной гравитации;
состоят из ионизованных и
нейтральных газов и наблюда-
ются наиболее часто.
Хвосты II типа значительно
изогнуты назад; силы оттал-
кивания не намного превыша-
ют силу тяготения; состоят из
мельчайшей пыли с примесью
газов.
Хвосты По типа прямые, но
сильно отклонены назад; силы
отталкивания почти равны силе
тяготения; образованы пыле-
выми частицами.
Аномальные хвосты направ-
лены к Солнцу и состоят
* В классификации Бредихина было только три типа — I, II и III (сейчас
обозначаемый (110)).
63
Рис. 32. Типы кометных хвостов.
Рис. 33. Комета Аренда — Ролана с Рис. 34. Взрыв в хвосте кометы Галлея
обычным и аномальным хвостами. 10 января 1986 г.
из более крупных пылевых
частиц, на которых отталкива-
ющее действие солнечных лучей
и солнечного ветра не сказы-
вается.
У некоторых комет одновре-
менно бывает несколько хвостов
разных типов, как, например, у
кометы Аренда — Ролана 1957 г.
(рис. 33).
Почти вся масса кометы со-
средоточена в ядре и очень
мала; даже у самых крупных
комет она не превышает мил-
лиардных долей массы Земли.
В зависимости от массы кометы
и ее близости к Солнцу диаметр
головы кометы может достигать
от 25 000 км (у слабых комет)
до 2 000000 км (у ярких ко-
мет), а длина хвоста —
150 000 000 км.
После прохождения периге-
лия кометы уходят от Солнца
хвостом вперед. По мере их
удаления ослабевает прогрев
ядра, сокращается выход газов
и пыли из него, хвост посте-
пенно уменьшается, комета
снова приобретает вид туман-
ного пятна и, наконец, за ор-
битой Юпитера становится не-
видимой.
При каждом приближении
к Солнцу кометы теряют свое
вещество и постепенно разру-
шаются, чему способствуют
взрывы, происходящие иногда
в кометах под воздействием
солнечной радиации и солнеч-
ного ветра, как это наблюда-
лось у кометы Галлея в ян-
варе 1986 г. (рис. 34).
При больших потерях вещества, обнаруженных у этой кометы, казалось
бы, что она должна очень быстро разрушиться. Однако даже очень грубый
подсчет говорит об обратном. В самом деле, примем для простоты расчетов, что
ядро кометы Галлея сплошь состоит изо льда и имеет форму цилиндра длиной
/=14 км и радиусом г = 3,5 км. Тогда объем ядра получается близким к V =
= лг2/ = 3,14(3,52.14) км3» 540 км3 = 5,40-10" м3 При плотности льда р =
= 920 кг/м3 масса ледяного ядра М = |/р = 5,40-10" м3-920 кг/м1 = 4,97-1014 кг =
= 4,97-10" т. Так как каждую секунду ядро теряло около 30 т воды, то потеря
льда за одни сутки (86 400 с) составляет 30 т-86 400 = 2,6 • 106 т. Но интенсивное
испарение воды из ядра происходит только вблизи Солнца, на расстояниях от
него не более 1 а. е. При каждом возвращении к Солнцу комета Галлея Дви-
жется в пределах этих расстояний около 4 месяцев (120 сут) и, следовательно,
за такой интервал времени теряет т = 2,6 • 106-120 = 3,10 • 108 т. Отсюда сле-
дует, что ледяного состава ядра хватит еще на п = М:т =4,97* 10" :3,10- 108 =
= 1600 оборотов кометы вокруг Солнца. А поскольку период обращения кометы
Р = 76 лет, то ее ледяное ядро полностью испарится только через t — nP —
= 1600-76=122 000 лет!
Совершенно очевидно, что
короткопериодические кометы,
которые часто возвращаются к
Солнцу, теряют вещество зна-
чительно быстрее, чем долгопе-
риодические кометы. Именно
поэтому у подавляющего боль-
шинства короткопериодических
комет (с периодом обращения
меньше 150 лет) яркость не-
значительна, и они не видны
невооруженным глазом.
3 Зак. 1841 М. М Дагае>
65
На примере кометы Галлея
видно, что массы даже самых
крупных комет ничтожны в
сравнении с массой Земли
(«6-1021 т) и меньше нее в
миллиарды и сотни миллиардов
раз.
Если внутри ядра кометы
имеется твердая каменная глы-
ба, то, потеряв ледяную обо-
лочку, комета, весьма вероятно,
может стать астероидом, на
что указывает сходство орбит
комет семейства Юпитера и не-
которых астероидов.
Вполне возможно и полное
разрушение комет, включая и
их ядра. Так, неоднократно
наблюдавшаяся короткоперио-
дическая комета Белого (Биэ-
лы) в 1846 г. разделилась на
две. В 1852 г. обе кометы,
значительно ослабленные, по-
явились разделенные друг от
друга расстоянием в 2,4-106 км.
Однако при очередном их ожи-
дании в 1872 г. совсем не
появились, так как полностью
разрушились, и вместо них
наблюдался великолепный ме-
теорный, или звездный, дождь.
Это мельчайшие пылинки, ранее
входившие в состав кометы,
встретившись с Землей, вспы-
хивали в земной атмосфере.
О происхождении комет
имеется несколько гипотез. Од-
на из них, предложенная гол-
ландским астрономом Я. Оор-
том, предполагает наличие на
периферии Солнечной системы
облака комет, но не объясняет
причины происхождения само-
го облака. По гипотезе совет-
ского акад. В. Г Фесенкова
(1889—1972) и американского
астронома Ф. Уиппла кометы
формируются в межзвездном
пространстве, но эта гипотеза
не объясняет частого появления
комет в Солнечной системе.
По идее советского астронома
Профессора С. К. Всехсвят-
ского (1905—1984) коротко-
периодические кометы семейст-
ва Юпитера образуются из
вещества, выбрасываемого
этой планетой или ее спутни-
ками. Ранее такая гипотеза
казалась сомнительной, но
после открытия в марте 1979 г.
сильной вулканической дея-
тельности Ио (первого спутни-
ка Юпитера) она обрела реаль-
ную почву.
МЕТЕОРЫ И МЕТЕОРНЫЕ ПОТОКИ
Метеоры (от греч. «метео-
рос» — парящий в воздухе)
вспыхивают в земной атмосфе-
ре при вторжении в нее извне
мельчайших твердых частиц.
В межпланетном пространстве
хаотически движется множе-
ство таких частиц, получивших
общее название метеорных тел.
Массы подавляющего их боль-
шинства составляют десятые
и тысячные доли грамма, в ред-
ких случаях — несколько грам-
мов. Скорость их движения
относительно Земли различна,
но у многих не превышает
11 —15 км/с. Попадая в зем-
ную атмосферу, они не испы-
тывают резкого торможения и
либо остаются взвешенными
в ней, либо медленно оседают
на земную поверхность. Но если
66
в атмосферу влетает частица
со скоростью свыше 30 км/с,
то из-за трения о воздух она
быстро раскаляется до темпе-
ратуры в несколько тысяч
кельвинов и испаряется, а
возбужденные атомы и ионы
образовавшихся паров светятся
и порождают явление метеора.
По спектрам метеоров, в кото-
рых присутствуют яркие ли-
нии излучения (эмиссионные
линии) паров железа, натрия,
кальция, магния, хрома, нике-
ля, алюминия, т. е. таких хи-
мических элементов, которые не
содержатся в земной атмосфе-
ре, был определен их хими-
ческий состав. Чем больше
масса и скорость метеорной
частицы, тем ярче метеорная
вспышка.
Отдельные метеоры, вспы-
хивающие в разных участках
неба, называются спорадиче-
скими (от греч. «спорадикос» —
единичный, случайный). В сред-
нем за 1 ч появляется 5—
6 спорадических ярких метео-
ров (до 3м), но слабых, или
телескопических,— несравнен-
но больше. Радиолокационные
наблюдения, проводимые круг-
лосуточно, показывают, что за
сутки вспыхивает около 106
метеоров.
Большинство метеоров вспы-
хивает на высоте от 100 до
120 км и гаснет на высоте
70—80 км над земной поверх-
ностью, полностью распыляясь
в атмосфере. Высота вспышек
и угасания определяется по
наблюдениям метеоров из двух
пунктов, удаленных друг от
друга на расстояние 20—30 км.
Для безошибочного отождеств-
ления зафиксированного раз-
Рис. 35. След болида, изогнутый
мосферными течениями
ными наблюдателями метеора
момент его вспышки отмечается
по синхронизированным часам.
На своем пути метеорные час-
тицы ионизуют молекулы воз-
духа, которые затем рекомбини-
руют и светятся. Поэтому яр-
кие метеоры оставляют после
себя следы, иногда видимые на
протяжении нескольких секунд.
Очень яркие метеоры (ярче
— 3м) называются болидами
(от греч. «болидос» — мета-
тельное копье). Они порож-
даются твердыми частицами
массой в несколько граммов и
оставляют за собой яркие
следы, иногда существующие
до 15—20 мин и заметно дрей-
фующие в атмосфере (рис. 35).
Особо яркие болиды бывают
видны даже днем.
Помимо отдельных метеор-
ных частиц вокруг Солйца дви-
жутся целые их рои, назы-
ваемые метеорными потоками.
Они порождены распадающи-
мися или уже распавшимися
кометами. Структура метеор-
ных потоков различна. Одни из
них довольно компактны, т. е.
основной рой частиц занимает
сравнительно небольшой объем
и имеет ширину в десятки ты-
сяч километров. Другие пото-
ки (как правило, старые), на-
з
67
оборот, растянуты почти вдоль
всей своей орбиты, и их шири-
на измеряется десятками мил-
лионов километров.
Каждый метеорный рой об-
ращается вокруг Солнца с
постоянным периодом, равным
периоду обращения породив-
шей его кометы, и многие из
них в определенные дни года
встречаются с Землей \/рис. 36).
В эти дни число метеоров
значительно возрастает, а если
метеорный рой компактный, то
наблюдаются метеорные, или
звездные, дожди, когда в одной
ограниченной области неба за
одну минуту вспыхивают сотни
метеоров.
Вторгаясь в земную атмос-
феру, частицы метеорного роя
летят приблизительно по па-
раллельным путям. Однако
вследствие перспективы ме-
теоры кажутся вылетающими
из ограниченной области неба,
называемой площадью радиа-
ции. Пути полета метеоров,
продолженные до их взаимного
пересечения, сходятся в пре-
делах площади радиации, вбли-
зи точки, называемой радиан-
том метеорного потока (рис. 37).
Метеорные потоки полу-
чают названия по созвездиям,
в которых лежат их радианты:
Лириды (радиант в созвездии
Лиры), Персеиды (радиант в
созвездии Персея), Леониды
(радиант в созвездии Льва)
и т д. В августе 1980 г. на-
блюдался звездный дождь Пер-
сеид, 17 ноября 1966 г.— ме-
теорный дождь Леонид, на-
столько обильный, что число
метеоров за час достигало
70 000, а 8 октября 1985 г.
на Дальнем Востоке был виден
великолепный метеорный дождь
Драконид.
Рис. 36. Встреча Земли с метеорным роем
68
Рис. 37. Радиант (Р) метеорного дождя Драконид 10 октября 1933 г
Многие метеорные потоки
связаны с кометами. Так,
метеорный поток Лириды по-
рожден яркой кометой 1861 I,
поток Персеиды — яркой ко-
метой 1862 III, Ориониды —
кометой Галлея, а метеорный
поток Андромедиды (или
Биэлиды) — распавшейся ко-
метой Белого.
В октябре 1983 г. был най-
ден новый астероид, пока не
получивший названия, который
движется по очень вытянутой
эллиптической орбите с боль-
шой полуосью а =1,271 а. е. и
эксцентриситетом е = 0,890. Он
подходит к Солнцу на рас-
стояние *7 = 0,140 а. е., а уда-
ляется от него до расстояния
Q = 2,402 а. е. Но почти по та-
кой же орбите обращается
вокруг Солнца метеорный поток
Геминиды, ежегодно прояв-
ляющий себя с 25 ноября по
18 декабря. Радиант этого по-
тока лежит в созвездии Близ-
нецов (лат. Gemini). По-види-
мому, найден астероид, кото-
рый когда-то был ядром коме-
ты, но она разрушилась и по-
родила метеорный поток.
Спектры даже ярких метео-
ров фотографировать очень
трудно. Впервые метеорные
спектры получены в России в
1904 г. московским астрофи-
зиком С. Н. Блажко (1870—
1956) К настоящему времени
сфотографировано уже около
3000 метеорных спектров. Ли-
ний неизвестных химических
элементов в спектрах метео-
ров не обнаружено.
МЕТЕОРИТЫ — ОСКОЛКИ АСТЕРОИДОВ
Помимо пыли, в межпланет-
ном пространстве движется
множество твердых тел разме-
рами от сантиметров до де-
сятков метров. За последние
годы им дали общее назва-
ние — метеороиды. Встречаясь
с Землей, они вторгаются в
ее атмосферу и порождают в
ней явления ярких болидов,
часто сопровождаемых пыле-
выми хвостами и звуковыми
69
явлениями. При этом поверх-
ность метеороидов нагревается
до 2500—3000°С, плавится и
испаряется. Мелкие метеороиды
распыляются полностью, а
крупные теряют до 90% своей
массы и все же достигают зем-
ной поверхности. Выпавшие на
Землю метеороиды называются
метеоритами и именуются по
местности падения (например,
Хмелевка, Лаврентьевка, Ста-
рое Борискино и т. д.)
Из подсчетов числа наблю-
давшихся ярких болидов
найденных метеоритов следует,
что мелкие метеороиды массой
в граммы и килограммы наи-
более многочисленны, а очень
крупные метеороиды массой в
сотни, тысячи и миллионы
тонн — сравнительно редки. В
среднем из каждых 40 тыс.
метеороидов только один дости-
гает земной поверхности и ста-
новится метеоритом. С учетом
распыления в атмосфере на
Землю ежесуточно выпадает
метеоритное вещество, масса
которого составляет около 10 т.
Фотографирование ярких
болидов и визуальные наблю-
дения направления их полета,
с последующими успешными
розысками метеоритов, позво-
ляют установить скорость их
влета в земную атмосферу и
вид орбит, по которым метео-
роиды двигались в простран-
стве до падения на Землю.
Пока удалось определить ор-
биты небольшого числа метео-
ритов, из которых для 45 ор-
биты вычислены советским аст-
рофизиком А. Н. Симоненко
(1935—1984). Все эти орбиты
свидетельствуют о том, что
метеориты пришли из пояса
70
астероидов, и теперь можно с
уверенностью утверждать, что
метеориты — это осколки не-
больших астероидов, дробя-
щихся при столкновениях друг
с другом. Скорость влета в зем-
ную атмосферу большинства
метеороидов составляет от 11
до 25 км/с, а скорость падения
метеоритов на поверхность Зем-
ли — около 700—900 м/с.
К настоящему времени во
всем мире собрано около
3000 метеоритов массой от
нескольких десятков тонн до
нескольких граммов. Самый
крупный железный метеорит
Гоба найден в 1920 г. в Юго-
Западной Африке, на террито-
рии Намибии, вблизи города
Гобабис; он имеет форму пли-
ты размерами 3x3 м, толщи-
ну от 0,9 до 1 м, а массу —
60 т. В СССР собрано почти
180 метеоритов, из которых
самый первый Палласово
железо имеет массу 687 кг.
Он найден в 1749 г. вблизи
реки Енисей, между Красно-
ярском и Абаканом, и по ука-
занию русского академика
П. С. Палласа (1741 — 1811)
перевезен в 1777 г. в Петер-
бург (ныне — Ленинград).
По структуре и основному
химическому составу метеори-
ты объединены в три основные
группы: каменные (их выпа-
дает большинство — до 92%),
железокаменные (до 2%) и
железные (до 6%). Каменные
метеориты состоят из различ-
ных минералов, и в них содер-
жится в среднем около 47%
кислорода, 21% кремния,
16% железа, 14% магния и
2% примесей других химиче-
ских элементов. В железока-
Рис. 38. Железный метеорит
Рис. 39. Паление Сихотэ-Алинского ме-
теорита (картина очевидца Медведева)
менных — около 55% железа,
19% кислорода, 12% магния
и 8% кремния. Железные же
метеориты обычно на 91%
состоят из железа и на 8% из
никеля, но иногда количество
никеля повышается на 50%.
Никаких новых химических
элементов, не известных на
Земле, в метеоритах не най-
дено, что полностью подтверж-
дает единство вещества как
на Земле, так и вне ее.
Наиболее характерными
признаками метеоритов, позво-
ляющими отличить их от зем-
ных пород, являются кора
плавления (покрывающая ме-
теорит тонким слоем толщиной
не более 1 мм), многочислен-
ные застывшие на поверхности
струйки и капли вещества и
продолговатые узкие углубле-
ния (канавки), прорезанные
струями воздуха (рис. 38).
Сопротивление атмосферы
вызывает дробление непроч-
ных по структуре каменных
метеороидов, и тогда на по-
верхность Земли выпадает ме-
теоритный дождь — множество
осколков различных размеров.
Иногда при достаточной ско-
рости дробятся и железные
метеориты. Примером может
служить Сихотэ-Алинский ме-
теоритный дождь, выпавший
12 февраля 1947 г на Даль-
нем Востоке в районе Сихотэ-
Алинского горного хребта
(рис. 39). На площади 12X
Х4 км выпало около 6 тыс.
железных метеоритов общей
массой около 100 т; многие
метеориты при ударе о зем-
ную поверхность образовали в
ней обширные и глубокие во-
ронки; масса крупнейшего эк-
земпляра составила 1745 ki , а
самого маленького 0,0! г
Рис. 40. Аризонский метеоритный кра-
тер.
Крайне редкие гигантские
метеороиды массой порядка
105—106 т и геоцентрической
скоростью, близкой к 30 км/с,
обладая колоссальной кинети-
ческой энергией, проходят
сквозь атмосферу и при ударе
о земную поверхность взрыва-
ются. На месте падения обра-
зуются метеоритные кратеры
значительных размеров. Такие
кратеры обнаружены в Аризо-
не (США), Канаде, Эстонии,
на Таймыре (РСФСР), в Ка-
захстане и в других местах.
У Аризонского метеоритного
кратера (рис. 40) диаметр
1207 м, глубина 174 м и высо-
та окружающего его вала от
40 до оО м.
Всего на поверхности Зем-
ли обнаружено 115 крупных
метеоритных кратеров диамет-
ром до 65 км.
В 7 ч утра 30 июня 1908 г.
в районе реки Подкаменной
Тунгуски взорвался огромный
метеороид, названный Тунгус-
ским или Сибирским метеори-
том. Лишь 13 лет спустя на-
чалось исследование места па-
дения, продолжавшееся с пе-
рерывами до 1975 г Этому ме-
теориту посвящено много ра-
бот. Исследованиями акад.
В. Г Фесенкова, проф.Б. Ю. Ле-
вина, проф. К. П. Станюко-
вича и других советских уче-
ных установлено, что в земную
атмосферу влетел со скоростью
около 30 км/с пористый ме-
теороид (или, скорее всего,
ядро небольшой кометы) мас-
сой более 106 т, который
создал перед собой мощную
ударную волну. Значительная
часть вещества влетевшего
тела распылилась при полете
сквозь атмосферу, а его оста-
ток массой примерно в 100 000 т
взорвался на высоте 7 км над
земной поверхностью. Горя-
чая ударная волна обожгла и
обломала сучья деревьев, сто-
явших под местом взрыва, и
повалила во все стороны де-
ревья в радиусе до 30 км.
В почве обнаружены остатки
взорвавшегося метеорита в ви-
де множества мельчайших оп-
лавленных силикатных и ме-
таллических шариков диамет-
ром от 0,02 до 0,3 мм и массой
от 0,001 до 0,2 мг.
Метеориты выпадают не
только на Землю, но и на
другие планеты и их спутни-
ки. Еще в 1948 г. советские
ученые В. В. Федынский (1908—
1978) и К. П. Станюкович
доказали, что при отсутствии
у планет и их спутников ат-
мосферы даже небольшие ме-
теориты, выпадающие с боль-
шой скоростью на поверх-
ность этих тел, взрываются и
образуют на ней кратеры вну-
шительных размеров. Круп-
ные метеориты могут образо-
72
вать кратеры диаметром в не-
сколько десятков километров.
Это подтвердилось открытием
обилия метеоритных кратеров
на поверхности Меркурия, Мар-
са спутников Марса, Юпи-
тера, Сатурна и Урана.
Изучение железных метео-
ритов показало, что их струк-
тура могла возникнуть лишь
в условиях высокой темпера-
туры и колоссального давле-
ния. Следовательно, железные
метеориты когда-то находились
в недрах крупных небесных
тел, может быть в недрах фор-
мировавшейся, но разрушив-
шейся планеты. Такая гипотеза
развивается в наше время проф.
Б. А. Воронцовым-Вельямино-
вым, который считает астерои-
ды, кометы и метеороиды ос-
татками некогда разрушившей-
ся планеты, формировавшейся
между орбитами Марса и
Юпитера.
По незначительному содер-
жанию в метеоритах радио-
активных элементов установ-
лено, что их возраст разли-
чен — от 0,5 до 4,5 млрд, лет,
т. е. порядка возраста Земли.
Поэтому изучение метеоритов
дает возможность выяснить
состояние вещества при фор-
мировании Солнечной системы.
ДВЕ ГРУППЫ БОЛЬШИХ ПЛАНЕТ
Вокруг Солнца обращается
девять крупных шарообразных
тел, называемых либо плане-
тами, либо большими плане-
тами в отличие от малых пла-
нет (астероидов). Планеты уда-
лены от Солнца в следу-
ющем порядке: Меркурий, Ве-
нера, Земля, Марс, Юпитер,
Сатурн, Уран, Нептун и Плу-
тон. По физическим характе-
ристикам их объединяют в
две группы, разграниченные в
пространстве поясом астерои-
дов. Планеты, движущиеся
внутри этого пояса (Мерку-
рий, Венера, Земля и Марс),
принадлежат к земной группе,
так как имеют много общего.
Все эти планеты, небольшие по
размерам и массе (самая круп-
ная из них — Земля), имеют
твердую поверхность, сравни-
тельно высокую среднюю плот-
ность, близкую к плотности
Земли (5,52 г/см3), и облада-
ют атмосферами (кроме Мер-
курия). Физические характе-
ристики планет земной группы
изучены, главным образом, ра-
дарными и технико-космиче-
скими средствами.
Планеты, движущиеся за
кольцо^ астероидов, образуют
группу планет-гигантов, воз-
главляемую Юпитером — самой
крупной и массивной планетой
Солнечной системы. К этой
группе относятся Сатурн, Уран
и Нептун. Они обладают зна-
чительными размерами и мас-
сами, малой -средней плот-
ностью, быстрым вращением,
протяженными гелиево-водо-
родными атмосферами с не-
большим содержанием аммиа-
ка (NH3) и метана (СН4) и,
по-видимому, не имеют твер-
дой поверхности. Три из них,
Юпитер, Сатурн и Уран, окру-
жены кольцами из мириадов
мелких твердых частиц.
Планета Плутон еще плохо
изучена, и ее принадлежность
к одной из групп пока не
установлена.
Вокруг планет (кроме Мер-
курия и Венеры) обращаются
твердые тела, называемые спут-
никами планет. Крупные спут-
ники имеют шаровую форму,
а мелкие — неправильную,
свойственную большинству ас-
тероидов.
74
Сведения о физической при-
роде планет и их спутников
быстро пополняются. Поэтому
далее приводятся лишь основ-
ные характеристики этих тел,
без подробностей. Интересу-
ющимся ими мы рекомендуем
следить за публикациями в
журнале «Земля и Вселенная»
и в ежегодных выпусках «Аст-
рономического календаря» Все-
союзного астрономо-геодезиче-
ского общества.
ЗЕМЛЯ
Третья по счету от Солнца
планета Земля имеет форму
сфероида с экваториальным
радиусом /?0 = 6378 км и сред-
ним радиусом /?с = 6371 км.
Земля неоднократно фотогра-
фировалась советскими и аме-
риканскими автоматическими
межпланетными станциями
(см. цветную вклейку II).
Масса Земли МП = 5,98Х
ХЮ24 кг»6-1024 кг найдена
по гравитационной постоян-
ной 0=6,67-10-" м3/(кг-с2)
и ускорению свободного па-
дения на земной поверхности
g = 9,81 м/с2.
В самом деле, согласно за-
кону всемирного тяготения
откуда масса Земли
М	м/с2-(6378-1 о3 м)2
° G 6,67-10 11 м3/(кг-с2)
= 5,98-1024 кг
Средняя плотность Земли
равна 5,52 г/см3, а ее коры —
2,70 г/см3. Первая космиче-
ская скорость на поверхности
Земли иа = 7,91 км/с — тело,
обладающее такой горизон-
тальной скоростью, обращает-
ся вокруг Земли (вблизи ее
поверхности) по круговой ор-
бите. Вторая космическая, или
критическая, скорость на по-
верхности Земли vn =
= 11,18 км/с» 11,2 км/с — та-
кой скоростью должны обла-
дать тела, чтобы покинуть
Землю и удалиться в меж-
планетное пространство. Всег-
да Vn = Va^/2*
Общая площаль земной по-
верхности равна 5,1007-108 км2,
из которой 29,2% занято су-
шей, а 70,8% — океанами и
морями.
Земная атмосфера состоит
по массе на 75,5% из азота,
23,1% из кислорода и ничтож-
ных примесей углекислого и
других газов. Содержание во-
дяных паров зависит от тем-
пературы воздуха и в среднем
бывает от 0,2% (в полярных
зонах) до 3% (в экваториаль-
ном поясе).
Давление в атмосфере быст-
ро уменьшается с высотой и
уже на высоте около 6 км
вдвое меньше, чем на уровне
моря. Самый нижний слой ат-
мосферы называется тропосфе-
рой и простирается до высо-
ты 12—18 км, где температура
* Вывод формул космических скоростей приведен в «Книге для чтения по
астрономии» М. М. Дагаева (М.: Просвещение, 1980).
75
Рис. 41. Внутреннее строение Земли.
падает до — 55°С, а атмос-
ферное давление до 26 гПа
(0,026 атм). Тропосфера со-
держит свыше 80% массы всей
атмосферы и практически все
водяные пары. Над ней до
высоты 50—55 км расположе-
на стратосфера, в нижнем яру-
се которой, на высоте 20—
30 км, имеется слой озона
(Оз), образующийся в резуль-
тате фотохимических реакций
разложения молекул кислорода
на атомы и последующего их
соединения с молекулярным
кислородом. Слой озона погло-
щает вредное коротковолновое
(с А,<3000 А) излучение Солн-
ца, тем самым'защищая жизнь
на Земле.
Верхние слои атмосферы
ионизованы солнечным излу-
чением и поэтому называются
ионосферой. Следы атмосферы
прослеживаются до высоты
почти в 2000 км.
Атмосфера защищает Зем-
лю от бомбардировки много-
численными метеорными части-
цами и метеороидами, а также
губительными космическими
лучами — потоками элементар-
ных частиц, испускаемых звез-
дами и Солнцем.
Хотя внутреннее строение
Земли к астрономии не отно-
сится (как, впрочем, и зем-
ная атмосфера), тем не менее
мы приведем о нем краткие
сведения, добытые геофизикой
и сейсмологией — наукой о рас-
пространении упругих волн в
Земле. Непосредственное геоло-
гическое изучение земной коры
только начинается. В ней про-
буравлены всего лишь две
скважины глубиной в 9,2 и
9,6 км (в США) и прокла-
дываются в СССР (на Коль-
ском полуострове и на Кав-
казе) две скважины глубиной
до 15 км.
Сейчас считают, что толщи-
на земной коры под океана-
ми от 6 до 10 км, а на мате-
риках увеличивается до 35—
70 км (рис. 41). Верхний слой
коры, толщиной в 5—7 км,
состоит преимущественно из
оксидов кремния, алюминия,
железа и щелочных металлов.
Средний слой, толщиной до
30—40 км, гранитный и со-
держит до 70% кремнезема.
Нижний слой, толщиной около
30 км, сформирован из ба-
зальтов. Температура слоев
земной коры повышается с
глубиной. При бурении Коль-
ской скважины установлено,
что на глубине 10 км темпе-
ратура достигает 180°С. Это
объясняется мощным тепловым
потоком, идущим из горячих
недр Земли. По всей глубине
скважины обнаружены газы
(гелий, водород, азот, метан и
76
другие углеводороды) и прото-
ки воды с высоким содержа-
нием брома, йода и тяжелых
металлов. С глубиной концент-
рация водорода и гелия воз-
растает.
Под корой залегает слой,
называемый мантией, сложен-
ный преимущественно из ба-
зальтов и силикатов, находя-
щихся в расплавленном, но вяз-
ком состоянии. Нижняя грани-
ца мантии расположена на
глубине примерно 2900 км, и
под ней находится внешнее
ядро Земли толщиной около
2200 км. Над этой границей
плотность вещества близка к
5,6 г/см3, но ниже резко (скач-
кообразно) повышается до 8 и
далее до 10 г/см3, температу-
ра увеличивается примерно от
2000 до 4500°С, а давление
от 150 до 200 ГПа (от 1,5 млн.
до 2 млн. атм) Вещество
внешнего ядра имеет свойства
тягучей жидкости и обладает
электропроводностью. Внутри
внешнего находится внутреннее
ядро радиусом 1250 км, обла-
дающее свойствами твердого
тела. В центральной зоне внут-
реннего ядра температура близ-
ка к 8000—9000°С, давление —
около 350 ГПа (3,5 млн. атм),
а плотность, по разным оцен-
кам, от 12 до 17 г/см3
Электропроводностью ядра
и электрическими токами в
нем объясняется магнитное
поле Земли. Окружающее Зем-
лю пространство, в котором
проявляется магнитное поле,
называется магнитосферой. Ее
ось наклонена к оси враще-
ния Земли на 11,5° и про-
ходит на расстоянии около
450 км от центра Земли.
Рис. 42. Один из видов полярных сия-
ний.
Космическими исследовани-
ями установлено, что магни-
тосфера Земли улавливает мно-
жество электрически заряжен-
ных частиц (протонов, ядер
гелия, электронов и др.), про-
никающих в окрестности Зем-
ли из мирового пространства,
в том числе и от Солнца.
Попадая в магнитное поле
Земли, эти частицы движутся
по спиралям вдоль магнитных
линий поля, образуя вокруг
Земли своеобразное утолще-
ние, называемое радиацион-
ным поясом (см. цветную
вклейку II). В зависимости
от энергии частицы проника-
ют на различную глубину маг-
нитосферы, и поэтому в ра-
диационном поясе образуются
три максимума, или три зоны.
Конечно, между ними и ниже
тоже имеются электрически
заряженные частицы, но там их
концентрация значительно мень-
ше, чем в зонах. Солнечный
ветер оказывает сильное влия-
ние на форму магнитосферы
77
Земли: над дневным полуша-
рием она сжата до 70000 км
над земной поверхностью, а
над ночным полушарием про-
стирается до 120 000 км, об-
разуя геомагнитный хвост (см.
цветную вклейку II).
Солнечный ветер, резко
усиливающийся при солнеч-
ных вспышках, вызывает воз-
мущения магнитного поля
ЛУНА
Луна — холодное шаровид-
ное тело с твердой поверх-
ностью, радиусом 1738 км, или
0,272 радиуса Земли. Масса
Луны, равная 1/81,30 = 0,0123
массы Земли, надежно опре-
делена по движению ее ис-
кусственных спутников, неод-
нократно выводимых на селе-
ноцентрические орбиты*.
Средняя плотность Луны
равна 3,35 г/см3, или 0,6 плот-
ности Земли, а ускорение сво-
бодного падения на ее поверх-
ности g=l,63 м/с2, т. е. в
6 раз меньше земного, так что
любой предмет на лунной по-
верхности весит в 6 раз мень-
ше, чем на Земле.
Луна лишена атмосферы и
воды, которая без плотной
атмосферы в жидком виде су-
ществовать не может.
Вспомним, что период вра-
щения Луны вокруг оси равен
периоду ее обращения вокруг
Земли 27,32д (земных суток)
и поэтому она обращена к
Земле одним полушарием. Пол-
нолуния же повторяются через
29,53д, а это означает, что сол-
Земли — магнитные бури и
сильную ионизацию верхних
слоев атмосферы, что приво-
дит к возникновению в них
свечения — полярных сияний,
разыгрывающихся на высоте
от 400 до 1000 км над земной
поверхностью (рис. 42).
Земля имеет один естествен-
ный спутник — Луну.
\
нечные сутки на Луне про-
должаются 29,53д, т. е. около
14,8я длится день и столько
же ночь. За длительный лун-
ный день поверхность Луны
нагревается до температуры
130°С, при которой скорость
легких газовых молекул пре-
вышает 2,4 км/с, и они поки-
дают Луну, так как первая
космическая скорость на по-
верхности Луны иа=1,68 км/с,
а вторая космическая, или
параболическая, скорость ип =
= 2,38 км/с. Безусловно, из
лунных недр выделяется не-
большое количество газа, в
том числе и углекислый газ
(ССЬ), но тяжелые молекулы
диссоциируются солнечным из-
лучением и тоже покидают
Луну. Ночью температура лун-
ной поверхности понижается
до —160...—170°С.
Рельеф лунного полушария,
обращенного к Земле, хорошо
виден даже в небольшие те-
лескопы. Первые подробные
карты лунной поверхности со-
ставил выдающийся польский
астроном Я. Гевелий (1611 —
Орбиты вокруг Луны (от греч. «Селена» — Луна).
78
1687) и опубликовал их в
1647 г. в сочинении «Селе-
нография, или Описание Луны»,
где предложил названия наи-
более крупным лунным объек-
там. В 1651 г. итальянский
астроном Дж. Риччиоли
(1598—1671) тоже опублико-
вал карту Луны, составлен-
ную им совместно с итальян-
ским физиком Ф. Гримальди
(1618—1663). Именно на этой
карте впервые обширные ок-
руглые низменности названы
морями, которые сохранили
свои названия до наших дней:
Море Спокойствия, Море Яс-
ности, Море Кризисов (Опас-
ности), Море Дождей, Море
Облаков и т. д. (рис. 43)
Их размеры — от 200 до 1100 км
в поперечнике. Самая большая
низменность, протяженностью
свыше 2000 км, названа Океа-
ном Бурь. Поверхность морей
сглажена и покрыта темным
веществом, в том числе застыв-
шей лавой, некогда извержен-
ной из лунных недр. Океан
Бурь и наиболее крупные моря
различимы невооруженным
глазом в виде темных пятен.
На поверхности морей име-
ются складки и холмы, а
также небольшие остроконеч-
ные и округлые возвышенности,
представляющие собой верши-
ны невысоких гор, залитых
впоследствии затвердевшей
лавой. Характерные по своим
очертаниям краевые зоны мо-
рей названы заливами, а не-
большие изолированные тем-
ные низменности — озерами.
Моря и озера занимают около
40% всей видимой с Земли
поверхности Луны, и подавля-
ющее их большинство распо-
Рис. 43. Фотография полной Луны
(север внизу) /— Море Спокойствия;
2— Море Ясности; 3— Море Кризисов;
4 Море Дождей; 5—Залив Радуги;
6—Океан Бурь; 7—Море Облаков;
8 — Залив Зноя.
ложено в северном ее полу-
шарии. Остальная (60%) часть
лунного полушария представ-
ляет собой материк, покрытый
как отдельными горами, так и
горными цепями и хребтами.
Большинство горных хребтов
тянется вдоль окраин морей
и носит земные названия, пред-
ложенные Я. Гевелием. Так,
Море Дождей ограничено с
северо-востока Альпами, с вос-
тока — Кавказом, с юго-восто-
ка — Апеннинами, а с юга —
Карпатами (рис. 44). Некото-
рые горные цепи названы
именами ученых: горы Да-
ламбера, горы Лейбница и т. д.
Высота гор различна, отдель-
ные горные вершины — пики
поднимаются до 8 км. Горные
склоны изрезаны многочислен-
ными ущельями и трещинами,
а между горами тянутся длин-
ные долины. Много на Луне
и плоскогорий с крутыми скло-
79
Рис. 44. Море дождей: кратеры: 1—
Архимед, 2— Аристилл, 3— Автолик.
4— Платон; 5— горный хребет Апен-
нины.
нами, широких и узких трещин
в коре протяженностью в не-
сколько десятков и даже сотен
километров.
Рельеф лунной поверхности
наиболее четко виден при ко-
сом ее освещении солнечными
лучами, в особенности неда-
леко от терминатора, отделя-
ющего дневное полушарие Лу-
ны от ночного, так как вблизи
него тени даже от невысоких
гор очень длинные.
Горные районы лунной по-
верхности покрыты множеством
кратеров, в меньшем числе они
имеются и в морях. Размеры
кратеров — от 1 м до 250 км.
Крупные и средние по разме-
рам кратеры, известные с вре-
мен первых телескопических
наблюдений Луны, названы
именами ученых: Аристотель,
Геродот, Тимохарис, Гиппарх.
Коперник, Кеплер и др.
В Море Дождей четко вы- ।
деляются крупные кратеры Ар-
химед (d = 73 км), Аристилл
(d = 51 км) и Автолик (d =
= 36 км), а в горных районах,
в середине лунного диска —
целые цепочки крупных кра-
теров, в том числе Птолемей
(d = 146 км), Альфонс (d =
= 124 км) и Арзахель (d =
=92 км).	к
Многие крупные и средние\
по размерам кратеры окруже-
ны пологими валами (кольце-
выми горами) и имеют ровное
дно, посередине которого воз-
вышается центральная горка.
Другие имеют форму воронок,
какие образуются при взры-
вах. Мелкие кратеры в обилии
покрывают всю лунную поверх-
ность и даже дно и валы более
крупных кратеров. Многие мел-
кие кратеры (диаметром до
10—15 км) образованы взры-
вами метеоритных тел, стал-
кивавшихся с Луной. Более
крупные кратеры, в особен-
ности с центральными горками,
имеют вулканическое проис-
хождение, что подтверждается
фотографией кратера Копер-
ник, полученной с высоты
25 км одним из искусствен-
ных спутников Луны, дно ко-
торого носит явные признаки
вулканизма (рис. 45).
Метеоритам, по-видимому,
обязаны своим происхождением
и длинные светлые лучи, ко-
торые радиально расходятся
от некоторых крупных кратеров
(например, от кратеров Тихо,
Коперник, Кеплер) на расстоя-
ния в несколько сотен и даже
тысячи километров. Они пред-
80
и периоду ее вращения часто
приписывают отрицательный
знак, а чтобы помнить об
этом, наклон оси планеты при-
нимается равным 177°
Зная период обращения Ве-
неры вокруг Солнца Г = 225д и
ее звездные сутки Р= — 243д,
легко по уравнению синоди-
ческого движения найти про-
должительность солнечных су-
ток планеты 5=117 суток.
Из-за очень малого наклона
оси оба полушария планеты
освещаются одинаково, и почти
на всей ее поверхности день и
ночь длятся по 58 суток, за
исключением полярных зон (3°
вокруг полюсов), в центре
которых продолжительность
дня и ночи достигает 112 суток.
Ускорение свободного па-
дения на поверхности Венеры
составляет 0,90 земного, а кри-
тическая скорость 10,4 км/с.
Поэтому планета удерживает
плотную атмосферу, открытую
еще 6 июня 1761 г М. В. Ло-
моносовым во время наблюде-
ний прохождения Венеры по
диску Солнца. Атмосфера вы-
зывает очень интересное явле-
ние, не наблюдаемое ни у Лу-
ны, ни у Меркурия. Когда
Венера вблизи нижнего соеди-
нения видна в фазе узкого
серпа, его рога необычайно
удлиняются, а иногда и смыка-
ются друг с другом (рис. 47)
Это явление, называемое су-
меречной дугой, объясняется
преломлением солнечного света
в атмосфере планеты.
Основные исследования пла-
неты выполнены советскими ав-
томатическими станциями «Ве-
нера-4»— «Венера-16» в ин-
тервале с 1967 по 1983 г. В
Рис. 47. Сумеречная радуга в атмосфере
Венеры.
середине июня 1985 г с про-
летавших мимо Венеры совет-
ских космических станций
«Вега-1» и «Вега-2» были сбро-
шены в атмосферу Венеры аэро-
статные зонды и посадочные
блоки, опустившиеся на поверх-
ность планеты.
В результате исследований
выяснилось, что атмосфера Ве-
неры почти на 96% состоит из
углекислого газа, содержит
около 4% азота, 0,002% кисло-
рода и не менее 0,02% водяных
паров. Ее плотность у поверх-
ности планеты превышает плот-
ность нижних слоев земной
атмосферы почти в 60 раз, а
атмосферное давление дости-
гает 9,5-106 Па (95 атм).
Преобладающий в атмосфе-
ре Венеры углекислый газ со-
здает на планете парниковый
эффект, состоящий в том, что
солнечные лучи проходят (хотя
и не полностью) сквозь ат-
мосферу и за долгий венериан-
85
ский день значительно нагре-
вают поверхность планеты, а
инфракрасное (тепловое) излу-
чение поверхности крайне мед-
ленно уходит в окружающее
пространство, так как оно почти
не пропускается углекислым
газом. Из-за этого поверхность
Венеры и нижние слои ее ат-
мосферы нагреты до высокой
температуры от 465 до 480°С.
На высоте около 30 км над
поверхностью планеты нахо-
дится облачный слой, который
тянется до высоты 90 км и
состоит из трех ярусов, но
даже наиболее плотный ярус на
высоте от 50 до 70 км напо-
минает легкий туман. Облач-
ный слой имеет зональное
строение, хорошо заметное на
фотографиях планеты, полу-
ченных в феврале 1974 г.
«Маринером-10» с расстояния
726 000 км (рис. 48). Облака
состоят из мельчайших капель
серной и соляной кислоты, и в
Рис. 48. Фотография Венеры с близкого
расстояния.
них присутствуют примеси хло-
ра и серы.
В атмосфере Венеры дуют
постоянные ветры. У самой
поверхности планеты их ско-
рость незначительна, примерно
от 0,5 до 1,0 м/с, но с высо-
той она увеличивается и, судя
по советским аэрозондам
«Вега-1» и «Вега-2», достигает
наибольшего значения до
100 м/с на высоте около 50 км.
Хотя атмосфера Венерь1у
вместе с облачным покровом
отражает 76% солнечного све-
та и существенно ослабляет
излучение, прошедшее сквозь
нее, все же освещенность днев-
ного полушария планеты зна-
чительна и по прямым изме-
рениям аппаратурой советских
межпланетных станций при-
мерно такая же, как в об-
лачный день на Земле. Это
подтверждается и прекрасными
фотоснимками поверхности
планеты в районах посадки
спускаемых блоков автомати-
ческих станций «Венера-9» —
«Венера-14» (см. фото и цвет-
ную вклейку III). На снимках
хорошо видны небольшие кам-
ни размерами от 30 см и выше,
более крупные глыбы вулка-
нического происхождения, а
также плиты скальных горных
пород. Посадочные блоки авто-
матических станций «Вене-
ра-13», «Венера-14», «Вега-1»
и «Вега-2» провели забор и
химический анализ грунта в
местах их посадки. Грунт ока-
зался сходным с земными по-
родами, в частности с базаль-
товыми.
Рельеф поверхности Венеры
изучается посредством радио-
локации как с Земли, так с
86
Панорама поверхности Венеры в месте посадки спускаемого блока станции
«Венера-13».
искусственных спутников пла-
неты. На основе этих иссле-
дований составлена карта по-
верхности Венеры. Выяснилось,
что поверхность планеты зна-
чительно сглажена, но и на
ней, помимо низменностей и
равнин, имеются горные плато
и хребты, кольцевые горы и
кратеры, крутые уступы и раз-
ломы.
Горные районы занимают
около 10% поверхности пла-
неты. Наиболее крупные из них
названы Землей Иштар*, Зем-
лей Афродиты**. Земля Иш-
тар сравнима по размерам с
Австралией и представляет со-
бой плато высотой около 2 км,
окруженное горными хребтами.
Самый высокий горный мас-
сив Максвелл поднимается на
высоту 8 км, а одна из его
вершин еще на 4 км. Земля
Афродиты — тоже плато, ее
размеры близки к размерам
Африки.
Низменности занимают 27%
поверхности Венеры. Одна из
наиболее крупных названа Ат-
лантидой; ее диаметр около
2500 км, а глубина — пример-
но 2 км. Она очень напоми-
нает большие лунные моря.
Остальная часть поверхности
планеты — протяженные (до
800 км) равнины с многочис-
ленными невысокими горами м
горными цепями высотой до
2 км. Среди гор много кольце-
вых кратеров, имеющих как
вулканическое, так и ударное
(метеоритное) происхождение.
У больших кратеров диаметры
от 30 до 160 км, а глубина —
не более 500 м. Но встреча-
ются и огромные кратеры. Так,
у кратера Мейтнер, явно удар-
ного происхождения, диаметр
близок к 300 км и глубина 1 км.
Есть на планете и действу-
ющие вулканы, выбрасыва-
ющие в атмосферу углекислый
газ, сернистые и хлористые
соединения.
Вблизи экватора планеты в
ее коре обнаружен гигантский
разлом длиной до 1400 км,
* Божество вавилонской мифологии, аналогичное Венере.
** Божество греческой мифологии, аналогичное Венере.
87
шириной почти в 150 км и глу-
биной до 2 км. Этот разлом
свидетельствует о тектониче-
ских процессах в недрах пла-
неты, приводящих к сдвигу
слоев ее коры, к горообра-
зованию и к вулканической
деятельности.
МАРС
Поверхность Марса хорошо
видна в телескопы (см. цвет-
ную вклейку III) Это позво-
лило сравнительно точно из-
мерить его угловые размеры
и по ним вычислить линейный
диаметр 0 = 6800 км, или 0,533
диаметра Земли. Масса плане-
ты равна 0,107 массы Земли.
Средняя плотность вещества
составляет 3,95 г/см3, или 0,72
плотности Земли, а критиче-
ская скорость на поверхности
5,00 км/с.
Светлые желтого и оранже-
вого оттенка области поверх-
ности планеты, представля-
ющие собой песчаные пустыни,
условно названы материками,
обширные темные области —
морями, их выступы — залива-
ми, а отдельные небольшие тем-
ные пятна — оазисами и озе-
рами, хотя на Марсе нет
открытых водоемов — ни мо-
рей, ни озер, ни рек.
Вращение планеты прямое с
периодом Р = 24ч37м23с (мар-
сианские звездные сутки), что
определяет длительность ее
солнечных суток S = 24439M29C,
которые продолжительнее зем-
ных всего лишь на 39,5м
Наклон оси вращения Марса
равен 24°56', т. е. близок к
наклону земной оси (23°26').
88
Водных бассейнов на Венере
нет, отсутствует у нее и маг-
нитное поле. В недрах планеты
предполагается плотное желе-
зистое ядро диаметром около
5800 км (0,48 диаметра пла-
неты). Естественных спутников
планета не имеет.
Поэтому на Марсе, как и
Земле, имеются жаркий, два
умеренных и два холодных
тепловых пояса, а также про-
исходит смена сезонов года,
каждый из которых почти в
2 раза продолжительнее зем-
ных сезонов, поскольку мар-
сианский год длится 687 зем-
ных суток. Но контрасты сезо-
нов года на Марсе иные, чем
на Земле, так как он удален
от Солнца в 1,52 раза дальше
Земли, получает от него тепла
в 2,3 раза меньше, лишен
водных бассейнов, снежной
зимы, как и жаркого лета.
Среднегодовая температура
поверхности Марса близка к
—70°С. Но вблизи экватора
днем она повышается до
+ 20... + 25°С, к заходу Солн-
ца снижается до —-10° С и
ниже, а под утро падает до
—90°С. Такие резкие коле-
бания температуры объясня-
ются очень разреженной ат-
мосферой Марса, которая не в
состоянии сохранить тепло, по-
лученное днем поверхностью
планеты, и в ночное время оно
быстро излучается в мировое
пространство.
В полярных областях пла-
неты, ограниченных полярны-
ми кругами с широтой 65°04',
во время марсианской зимы
температура понижается до
— 120°С, и вокруг полюсов,
до расстояния в 40° от них,
распространяются обширные
белые пятна, называемые по-
лярными шапками. Размеры
полярных шапок в течение
года меняются: весной они ста-
новятся меньше; в летнее время
северная полярная Шапка часто
совсем исчезает, а южная
уменьшается до небольших раз-
меров. В летнем полушарии
планеты по мере таяния по-
лярной шапки наблюдаются
изменения интенсивности раз-
меров и форм морей, заливов,
оазисов и озер. Астрономы-
исследователи Марса америка-
нец П. Ловелл (1855—1916)
и советский астрофизик
Г А. Тихов (1875—1960) по-
лагали, что темные области
марсианской поверхности по-
крыты растительностью, рас-
цветающей летом и увядающей
осенью. Правда, водных бас-
сейнов на Марсе нет, но влага,
по мнению Г А. Тихова, могла
бы поступать к растениям из
подпочвенных слоев, в которых
возможны ее резервы.
Увы, действительность оп-
ровергла предположения этих
ученых. Оказалось, что изме-
нение интенсивности и формы
темных пятен вызывается пе-
ремещением пыли и песка под
действием сильных сезонных
ветров.
При исключительно хоро-
ших земных атмосферных ус-
ловиях некоторые наблюдатели
видят в небольшие телескопы
на поверхности Марса сеть
тонких темных линий, впервые
открытых во время великого
противостояния Марса в 1877 г.
итальянским астрономом
Дж. Скиапарелли (1835 —
1910), который назвал их ка-
налами (по-итальянски — про-
ливами). Однако при наблю-
дениях в сильные телескопы
каналы не видны — они рас-
падаются на отдельные пятна
и отрезки изогнутых линий.
При небольших увеличениях,
применяемых в малых телеско-
пах, эти детали сливаются и
создают впечатление сети ка-
налов на поверхности планеты.
В 1965—1977 гг исследо-
вания Марса проводились со-
ветскими («Марсы») и амери-
канскими («Маринеры» и
«Викинги») космическими стан-
циями. Некоторые из них стали
искусственными спутниками
Марса.
В марте 1974 г. от со-
ветской космической станции
«Марс-6», прошедшей вблизи
Марса, отделился спускаемый
аппарат (посадочный блок),
который плавно опустился на
поверхность красной планеты
и впервые в истории челове-
чества доставил научные при-
боры для ее изучения. Ана-
логичную мягкую посадку на
поверхность Марса совершили
посадочные блоки, отделив-
шиеся от станций «Викинг-1»
(20 июля 1976 г.) и «Ви-
кинг-2» (3 сентября 1976 г.).
Космические станции пере-
дали на Землю фотографии
различных участков поверхно-
сти планеты и сведения о ее
температуре, атмосфере и маг-
нитном поле.
Ни на одном фотоснимке
каналов не обнаружено, так
как их на Марсе не существует,
89
Рис. 49. Кратеры и валы на поверхности
Марса (слева) и русла прежних рек
(справа).
зато четко видны разломы в
коре, глубокие ущелья, овраги,
руслообразные изгибающиеся
протоки — меандры (русла
прежних рек), горные хребты,
цепи и пики высотой до 15 км
с очень пологими склонами,
складки, валы, долины и мно-
жество кратеров диаметром от
100 м до 200 км (рис. 49).
Особенно много оврагов и
меандров проходит по склонам
гор.
Характерно, что северное
полушарие планеты в основ-
ном равнинное, с очень малым
числом гор и кратеров. В юж-
ном полушарии имеется четыре
огромных котловины (моря) до
2000 км в поперечнике, а так-
же плоскогорья (материки)
высотой до 6 км, покрытые
множеством кратеров. Крупные
кратеры, очевидно, имеют вул-
каническое происхождение, а
более мелкие — ударное, т е.
они возникли при падении
крупных метеоритов, в обилии
выпадавших (а может быть,
и теперь выпадающих) на
поверхность Марса из близкого
к нему пояса астероидов.
На планете имеются кону-
сообразные вулканические го-
ры с жерлами на вершинах и
с застывшими потоками базаль-
товой лавы по склонам. Че-
тыре наиболее крупные вулка-
нические Горы находятся в
северном полушарии, в том
числе и самая высокая, назван-
ная Олимпом; диаметр ее ос-
нования близок к 600 км, а
высота над окружающей мест-
ностью около 21 км — это
высочайшая гора в Солнечной
системе. 'Вблизи экватора пла-
неты, в Направлении с запада
к востоку тянется на 4000 км
обширный разлом в ее коре;
он назван долиной Маринера.
Очевидно, в прошлом Марс
был активной планетой, что
подтверждается обилием ба-
зальтовых глыб и камней в
районах посадки спускаемых
блоков обоих «Викингов», раз-
деленных расстоянием в 7300 км
(см. фото).
Химический анализ мар-
сианского грунта, выполнен-
ный теми же посадочными бло-
ками, выявил в нем обилие
оксидов железа, придающих
90
поверхности планеты краснова-
тый цвет, а также кремния,
фосфора и кальция.
Исследования, проведенные
космическими станциями, под-
твердили крайнюю разрежен-
ность марсианской атмосферы.
Атмосферное давление у по-
верхности Марса не превышает
700 Па (0,007 атм), т. е.
примерно такое же, как на вы-
соте около 40 км над земной
поверхностью, но в низинах
доходит до 1000 Па (0,01 атм).
При таком низком атмосфер-
ном давлении вода может су-
ществовать только в виде пара,
снега и льда/
В атмосфере планеты со-
держится до 95% углекислого
газа, около 2% азота, 0,3%
кислорода и примерно 0,01%
водяных паров.
Хотя водяные пары присут-
ствуют в атмосфере Марса в
ничтожном количестве (в
1000 раз меньше, чем в земной
атмосфере), но заметное раз-
личие их содержания над раз-
ными участками поверхности
планеты заставляет думать о
возможности их поступления
из ее грунта, глубоко под ко-
торым могут залегать резер-
вуары воды. Такое убеждение
укрепилось после пролетов «Ви-
кинга-2» в августе 1976 г. над
северным полушарием планеты,
где в это время было лето.
«Викинг-2» зарегистрировал
резко повышенное содержание
водяных паров над северной
полярной шапкой и .установил,
что шапка состоит из смеси
твердой углекислоты и водя-
ного льда, свидетельствующего
о наличии на планете грун-
товых вод. Эта же космическая
станция зафиксировала густые
облака, окутывающие горные
вершины, и плотный туман в
горных долинах. Судя по все-
му, облака состоят из мелких
ледяных кристалликов.
Поверхность Марса в месте посадки спускаемого блока станции «Викинг-1».
(Хорошо видны песчаные дюны и множество камней.)
91
В разреженной марсианской
атмосфере временами возни-
кают сильные ветры, скорость
которых иногда достигает
50 м/с. Они вызывают мощные
пылевые бури, поднимающиеся
на высоту до 20 км. В это
время с Земли наблюдается
сильное помутнение вида пла-
неты. Кроме того, ветры при-
водят к образованию на рав-
нинах песчаных дюн и волн,
хорошо различимых на фото-
графиях, переданных искус-
ственными спутниками пла-
неты.
Исследования Марса кос-
мическими станциями не дали
положительного ответа на во-
прос об органической жизни
на планете.
/' У Марса обнаружено маг-
нитное поле, в 500 раз более
слабое, чем магнитное поле
Земли, причем его полярность
противоположна полярности
земного поля, т. е. северный
магнитный полюс расположен
в северном полушарии плане-
ты, а южный — в южном полу-
шарии. Магнитное поле над
дневной стороной планеты
простирается до расстояния
2000 км от ее поверхности, а
над ночной стороной — до
9500 км.
Магнитное поле заставляет
предполагать, что в недрах
Марса должно быть не очень
плотное и частично расплав-
ленное железистое ядро ра-
диусом до 1500 км и массой
менее 9% от массы самой
планеты.
Марс имеет два естествен-
ных спутника — Фобос и
Деймос*, открытых американ-
ским астрономом А. Холлом
в августе 1877 г. Эти спутники
видны лишь в сильные те-
лескопы. Оба спутника сфото-
графированы (рис. 50) косми-
ческими станциями. Они ока-
зались бесформенными глы-
бами размерами 27x21 X 19 км
(Фобос) и 15X12X8 км (Дей-
мос). Поверхность -спутников
покрыта кратерами диаметра-
ми от 50 м до 10 км, несом-
ненно являющимися результа-
том метеоритных ударов, так
как в недрах малых тел вул-
каническая деятельность не-
возможна.
Видимые с поверхности
Марса угловые размеры Фо-
боса в полной фазе не пре-
вышают 14', а его блеск ра-
вен — 9,0"', поэтому вид Фо-
боса в этой фазе несколько
напоминает Луну в фазе первой
четверти, наблюдаемую с
Земли. Деймос же в полной
фазе выглядит яркой звез-
дой — 5,2т, т. е. он в 2 раза
ярче Венеры в наибольшем
блеске ( — 4,4'"), а его угловой
диаметр почти не различим
невооруженным глазом, так
как близок к 2'
Спутники движутся в плос-
кости, наклоненной к экватору
планеты лишь на 2,7°. Фобос
обращается вокруг Марса с
периодом в 7Ч39,2М, на среднем
расстоянии 9400 км, т. е. на
высоте около 6000 км над
поверхностью планеты. За один
оборот планеты вокруг оси он
успевает более трех раз обе-
* В греческой мифологии Фобос (Страх), Деймос (Ужас) спутники
бога войны Ареса (в римской мифологии — Марса).
92
Рис. 50. Спутники Марса Фобос (сле-
ва) и Деймос (справа).
жать вокруг нее в прямом
направлении. При каждом
своем обращении он полностью
меняет фазы. Движение Фо-
боса на фоне звездного неба
Марса настолько быстрое, что
заметно невооруженному глазу,
так как за одну минуту вре-
мени он смещается к востоку
примерно на 47', т. е. на
1,5 диаметра лунного диска,
видимого с Земли (вспомним,
что Луна в небе Земли сме-
щается к востоку на 0,5° за
1 час (или на 0,5' за одну
минуту времени))
Среднее расстояние Деймо-
са от Марса составляет
23500 км, а период обращения
его равен 1,262 суток, или
30ч18м, т. е. он по небу пере-
мещается с запада к востоку,
но несколько медленнее вра-
щения планеты. Угловая ско-
рость обращения Деймоса 11,9°
в час, а угловая скорость вра-
щения Марса 14,6° в час.
Следовательно, Деймос очень
медленно смещается относи-
тельно поверхности Марса к
западу на 2,7° за час и в то
же время заметно для не-
вооруженного глаза переме-
щается на фоне звездного
неба к востоку почти на 12'
за одну минуту времени.
Легко вычислить, что
Деймос проходит над опреде-
ленным местом поверхности
планеты через каждые 131,4Ч
Восходя на востоке, он мед-
ленно поднимается над гори-
зонтом в направлении к за-
паду и только почти через 66 ч
заходит за горизонт. За это
время на планете проходит
более двух с половиной сол-
нечных суток, и, таким об-
разом, Деймос восходит и за-
ходит не каждый день, но
зато в среднем за 30ч21м пол-
ностью меняет фазы.
93
ЮПИТЕР
Юпитер (см. цветную вклей-
ку IV) настолько велик, что
его масса почти в 2,5 раза
превышает суммарную массу
остальных планет и в 318 раз
больше массы Земли. Видимый
диск Юпитера — это верхние
слои его протяженной атмос-
феры. Даже в небольшие те-
лескопы хорошо заметно сжа-
тие планеты вдоль ее оси
вращения, равное */|б, т. е.
экваториальный диаметр диска
в 1,07 раз больше полярного.
Экваториальный радиус пла-
неты R = 71 400 км и в 11,2 раза
превосходит радиус Земли. Ус-
корение свободного падения на
планете в 2,67 раза больше
земного, а критическая ско-
рость на ней равна 60,4 км/с.
Юпитер, как и Земля, вра-
щается с запада к востоку,
причем его ось вращения откло-
нена от перпендикуляра к
плоскости его орбиты всего
лишь на 3°07'
Значительное сжатие Юпи-
тера объясняется быстрым вра-
щением, имеющим зональный
характер: экваториальная зона
вращается с периодом 9ч50,5м,
а умеренные зоны с периодом
9Ч55,7М, т. е. медленнее. Это
подтверждает газовую природу
диска планеты, на котором
хорошо видны темные полосы
и пятна (см. цветную вклей-
ку IV). Они представляют со-
бой своеобразные облака, по-
рождаемые потоками газа в ат-
мосфере. Наиболее интенсивны
две широкие экваториальные
полосы, вытянутые вдоль эк-
ватора, где скорость газовых
течений достигает 100 м/с.
94
Быстрое зональное враще-
ние и малая средняя плот-
ность планеты, равная
1,33 г/см3, привели к мысли о
газообразном состоянии Юпи-
тера и об отсутствии у него
твердой поверхности. В 1950—
1951 гг. советские астрофизи-
ки акад. В. Г Фесенков и
проф. А. Г Масевич теорети-
чески доказали, что физиче-
ские характеристики Юпитера
и других планет-гигантов впол-
не объяснимы, если принять,
что они состоят примерно на
75—85% из водорода, 25—
15% гелия и небольших при-
месей более тяжелых хими-
ческих элементов. В глубоких
недрах планет-гигантов тем-
пература может достигать де-
сятков тысяч кельвинов, а из-за
колоссального давления во-
дород должен находиться в
жидком и даже, может быть,
в особо уплотненном состоянии
(фазе), называемом метал-
лическим, при котором он
становится хорошим провод-
ником тока.
Но наземные наблюдения
Юпитера не обнаружили ге-
лия в его атмосфере.
Пролетевшие на расстояни-
ях около 130 000 и 43 000 км
соответственно от поверхности
Юпитера американские авто-
матические станции «Пио-
нер-10» (декабрь 1973 г.) и
«Пионер-11» (декабрь 1974 г.)
обнаружили в его атмосфере
гелий, линии которого в спектре
планеты слабы и с Земли не
наблюдаются. Таким образом,
теоретические расчеты совет-
ских астрофизиков подтверди-
лись наблюдениями вблизи
планеты.
По современным сведениям,
масса Юпитера состоит при-
мерно из 74% водорода,
20% гелия и 6% тяжелых
химических элементов, нахо-
дящихся в недрах планеты.
Наружный водородно-гели-
евый слой, называемый атмо-
сферой, простирается на глу-
бину до 6000 км, или 0,087?
(радиуса планеты) и содержит
незначительные примеси мета-
на, аммиака, цианидов и во-
дяных паров. Температура
верхних слоев атмосферы близ-
ка к —130°С, давление в
них приближается к 103 гПа
(1 атм), а плотность — около
10“4 г/см3 С глубиной все
эти величины возрастают, и в
нижних слоях атмосферы во-
дород и гелий находятся в
смешанном газово-жидком со-
стоянии. На глубине около
24 000 км (0,357?) температура
повышается до 11 000 К, дав-
ление — до 3 • 109 гПа (3 X
ХЮ6 атм) и под этим колос-
сальным давлением плотность
водорода резко увеличивается
до 0,7—0,8 г/см3, он переходит
в жидкую металлическую фа-
зу и становится электропро-
водным. На глубине около
0,947? (66000 км), где тем-
пература близка к 25 000 К и
давление — к 2- 1О10 гПа (2х
ХЮ7 атм), расположена гра-
ница ядра планеты. Ядро на-
ходится в сверхплотной (3—
4г/см3) жидкой фазе и состоит
из водорода и гелия с при-
месями силикатов, железа и
никеля. Его диаметр не пре-
вышает 9000—10 000 км. В
центре ядра давление достига-
ет 8«10,и гПа (8-Ю7 атм), а
температура — около 30 000 К.
Юпитер получает от Солн-
ца тепла в 27 раз меньше,
чем Земля, и верхние слои его
атмосферы, отражая 45% по-
лучаемой энергии, должны
были бы иметь температуру
около — 160°С. Но темпера-
тура, измеренная «Пионе-
ром-10» на дневной и ночной
стороне планеты, оказалась
близкой к — 130°С, так как
горячие недра Юпитера излу-
чают тепла в 2 раза больше,
чем он получает от Солнца.
Жидкие недра и быстрое
вращение планеты породили у
нее магнитное поле, которое
более чем в 50 раз сильнее
магнитного поля Земли. Ось
магнитного поля планеты откло-
нена от оси ее вращения на
11° Магнитосфера Юпитера
простирается почти до 6 -106 км
(около 80Я), и в ней обра-
зуются радиационные пояса
протяженностью до 2,5 • 106 км
(примерно 357?) и в 40 000 раз
интенсивнее земного радиа-
ционного пояса. Наиболее мощ-
ный пояс расположен в зоне
от 1,5 до 6 радиусов планеты
(428 000 км), и именно эта
зона является главным источ-
ником мощного радиоизлуче-
ния Юпитера, обнаруженного
наземными наблюдениями еще
в 1955 г. и уступающего по
воспринимаемой мощности
лишь радиоизлучению Солнца.
В южном полушарии Юпи-
тера выделяется большое
устойчивое образование оваль-
ной формы и розового цвета,
известное под названием Крас-
ного Пятна (см. цветную
вклейку IV). Его размеры
95
близки к 35 000 км по дол-
готе и до 14 000 км — по ши-
роте, а интенсивность постоян-
но меняется, и бывают годы,
когда оно плохо различимо.
Атмосферные течения обте-
кают его со всех сторон.
На фотографиях, полученных
космическими аппаратами «Пио-
нер-11» и «Вояджер-1» (про-
летевшим в начале марта
1979 г. на расстоянии около
300 000 км от планеты), четко
видны циклонные вихри. Крас-
ное Пятно — это устойчивый
ураганный вихрь в атмосфере
планеты. Обнаружены подоб-
ные пятна и меньших разме-
ров, в частности Белое Пятно
с поперечником в 16 000 км.
В 1960 г. профессор Киев-
ского университета С. К. Всех-
святский предсказал наличие
у Юпитера тонкого кольца,
состоящего из мелких камней
и пыли, окружающего его эк-
ватор. 4 марта 1979 г. кольцо
сфотографировано «Воядже-
ром-1», а 10 июля 1979 г.—
«Вояджером-2». Внешний ра-
диус кольца близок к 126000 км.
Кольцо очень тонкое, обращено
к Земле ребром и поэтому
с Земли не видно.
К настоящему времени у
Юпитера обнаружено 16 спут-
ников — все твердые тела, из
которых четыре наиболее круп-
ные и шарообразные сравнимы
по размерам и массе с Луной.
Эти четыре спутника были от-
крыты еще Галилеем в ян-
варе 1610 г. и видны даже
в бинокль. Скорость их вра-
щения вокруг осей равна ско-
рости обращения вокруг Юпи-
тера, т. е. они всегда по-
вернуты к нему одним полу-
шарием (как Луна к Земле)
и обращаются в плоскости его
экватора в прямом направле-
нии по почти круговым орби-
там. Им присвоены имена,
заимствованные из древнегре-
ческой мифологии: Ио (боже-
ство Луны), Европа (божество
земледелия), Ганимед (люби-
мец и виночерпий Зевса) и
Каллисто (возлюбленная Зевса,
превращенная им в созвездие
Большой Медведицы).
По своим размерам Гани-
мед больше Меркурия, а
Каллисто почти равен ему.
Спутник Ио — единственный в
Солнечной системе вулкани-
чески активный спутник: на
нем обнаружено семь действу-
ющих вулканов, выбрасыва-
ющих газы и пыль до 200 км
в высоту (рис. 51). Поверх-
ности спутников покрыты мно-
жеством кратеров, протяжен-
ных складок и трещин, а
поверхность Ио залита еще и
вулканической лавой.
№	Название	Блеск, т	Расстоя- ние от Юпитера, 103 км	Период обраще- ния, сутки	Диаметр		Масса, в массах Луны
					км	в диамет- рах Луны	
I	Ио	5,0	421,6	1,769	3630	1,04	1,21
II	Европа	5,3	670,9	3,551	3140	0,90	0,66 .
III	Ганимед	4,6	1070	7,155	5260	1,51	2,02
IV	Каллисто	5,6	1880	16,689	4800	1,38	1,44
96
Рис. 51. Действующий вулкан на Ио (слева); потоки лавы от его жерла (справа).
Остальные спутники имеют
размеры от 10 до 280 км и
неправильную форму. Они
занумерованы в порядке после-
довательности открытия, и по-
этому их номера не соответ-
ствуют расстояниям от плане-
ты. Два самых близких к
планете спутника, XIV Адрас-
тея и XVI Метис, обращают-
ся по сходным круговым орби-
там радиусом в 128 000 км за
7ч05м. Четыре далеких спутни-
ка (XII Ананке, XI Карме,
VIII Пасифе и IX Синопе)
движутся в обратном направ-
лении по сильно вытянутым
и значительно наклоненным ор-
битам. Наиболее удаленный
IX спутник обращается с пе-
риодом в 758 суток на среднем
расстоянии в 2,37 • 107 км. Весь-
ма вероятно, что далекие спут-
ники захвачены Юпитером из
пояса астероидов.
При своем движении близ-
кие спутники погружаются в
тень планеты (затмения спут-
ников), скрываются за плане-
той (покрытия спутников), про-
ходят перед ней (прохождения
спутников) и отбрасывают тень
на ее диск. Эти явления хо-
рошо видны даже в небольшие
телескопы.
САТУРН
Эта планета (см. цветную
вклейку IV) более других
пл а нет-гигантов похожа на
Юпитер. Ее масса в 95 раз
и экваториальный радиус
(60370 км) в 9,5 раза пре-
вышают земные, а сжатие
составляет 1:10,^г. е. полярный
радиус в 8,5 раза больше
земного. Ускорение силы тя-
жести на Сатурне в 1,15 раза
превышает земное, а крити-
ческая скорость равна 37 км/с.
Ось вращения планеты накло-
нена под углом в 26°45', и
если бы она по своей при-
роде походила на Землю и на-
ходилась значительно ближе к
Солнцу, то на ней сменялись
бы сезоны года. Но структура
Сатурна такая же, как у
Юпитера, и он тоже вращает-
ся зонально с периодами в
10ч14м (экваториальный пояс)
и в 10ч39м (умеренные пояса).
О газообразной структуре пла-
4 Зак. 1841 М. М. Дагаев
97
неты свидетельствует и ее
небольшая средняя плотность,
равная 0,69 г/см3, т. е., об-
разно говоря, если бы Сатурн
оказался в воде, то он плавал
бы на ее поверхности.
Из-за меньшей (в сравнении
с Юпитером) массы давление
в недрах Сатурна нарастает
медленнее, и, по-видимому, слой
жидкого водорода в смеси с
гелием начинается на глубине,
равной половине радиуса пла-
неты, где температура дости-
гает 10 000°С, а давление —
3-109 гПа (3-106 атм) Ниже,
на глубине 0,7—0,8 радиуса,
имеется слой металлической
фазы водорода, электрические
токи в котором порождают
магнитное поле планеты, а
под этим слоем находится рас-
плавленное силикатно-метал-
лическое ядро, масса которого
в 9 раз больше массы Земли,
или почти 0,1 массы Сатурна.
Сатурн получает от Солнца
в 92 раза меньше энергии, чем
Земля, кроме того, 45% этой
энергии он отражает Поэтому
температура его верхних слоев
Рис. 52. Спутник Сатурна Мимас.
должна быть около — 190°С,
но она близка к — 170°С.
Объясняется это тем, что из
горячих недр планеты посту-
пает тепла в два раза больше,
чем от Солнца.
Радиоизлучение Сатурна
сравнительно небольшое, что
свидетельствует о наличии у
него магнитного поля и ра-
диационного пояса, более сла-
бых, чем у Юпитера. Это под-
тверждено автоматической
станцией «Пионер-11», которая
1 сентября 1979 г. пролетела
на расстоянии 21 400 км от
поверхности Сатурна и обна-
ружила его магнитное поле,
ось которого почти совпадает
с осью вращения планеты.
Радиационный пояс состоит из
нескольких зон, разделенных
широкими полостями, не со-
держащих электрически заря-
женных частиц.
У Сатурна обнаружено 17
спутников с поперечниками от
34 до 5150 км. Как и у Юпитера,
эти спутники занумерованы
в порядке последовательности
их открытия. Крупные спутники
имеют шарообразную форму.
Самый большой, шестой спут-
ник— Титан (8,4"') виден в
телескопы школьного типа.
Он почти в полтора раза
больше Луны по диаметру,
окружен плотной азотной ат-
мосферой и обращается во-
круг Сатурна за 15д22ч48м на
среднем расстоянии 1 221 900 км.
Самый близкий к планете
XVII спутник Атлас, диамет-
ром 40 км, отстоит от пла-
неты на среднем расстоянии
137 700 км и обращается во-
круг нее с периодом в 14ч27м
На фотографиях, получен-
98
Рис. 53. Тонкая структура колец Сатурна.
ных автоматическими стан-
циями, видно, что поверхности
крупных спутников покрыты
множеством кратеров самых
различных размеров. Так, на
первом спутнике Мимасе (диа-
метром 390 км) наибольший
кратер имеет диаметр 130 км
(рис. 52), а на третьем спут-
нике, Тефии (диаметром
1060 км) —около 400 км!
Подавляющее большинство
кратеров явно ударного про-
исхождения.
Все спутники Сатурна
обращаются вокруг него в
прямом направлении, и только
самый далекий, девятый спут-
ник Феба (диаметр 220 км),
отстоящий от планеты почти
на 13 млн. км, имеет обратное
движение и завершает один
оборот по орбите за 550 суток.
У Сатурна имеется кольцо,
открытое еще в 1656 г. гол-
ландским физиком X. Гюйген-
сом (1629—1695), а точнее,
семь концентрических тонких
плоских колец, которые отде-
лены друг от друга темными
промежутками и обращаются
вокруг планеты в плоскости
ее экватора. В небольшие те-
лескопы видны только два
кольца и темный промежуток
между ними, называемый
щелью Кассини, по имени
французского астронома Д. Кас-
сини (1625—1712), обнару-
жившего этот промежуток в
1675 г. Внешнее кольцо, обозна-
чаемое буквой А, менее ярко,
чем отделенное от него щелью
Кассини кольцо В (см. цвет-
ную вклейку IV), внутри ко-
торого находится третье коль-
цо С, из-за своей малой яр-
кости называемое креповым
и видимое только в сильные
телескопы; оно отделено от
кольца В делением Максвел-
ла, предсказанным в 1943 г
французским астрономом
О. Дольфюсом и обнаружен-
ным «Пионером-11». Внешние
и внутренние радиусы этих
колец соответственно равны
138 000 и 120 000 км (А),
116 000 и 90 000 км (В),
89 000 и 72 000 км (С).
Еще в 1895 г. А. А. Бело-
польский (1854—1934) в Рос-
сии и Д. Килер (1857—
1900) в США установили,
что кольца обращаются вокруг
планеты в соответствии с треть-
им законом Кеплера: внешний
край кольца А — со скоростью
16,6 км/с (период обращения
14ч30м), а внутренний край
кольца В — со скоростью
20,5 км/с (период обращения
7Ч42М). Это доказывает, что
кольца не сплошные, а имеют
метеоритную структуру, т. е.
состоят из мириадов твердых
частиц различных размеров от
нескольких сантиметров до
4
99
1—2 м. Фотографии, пере-
данные «Вояджером-1», по-
казывают детальную струк-
туру колец планеты: они сос-
тоят из сотен тонких колец,
разделенных узкими промежут-
ками (рис. 53). Толщина колец
не превышает 2 км.
Сохраняя свое направление
в пространстве, кольца через
каждые 14,7 года (половина
УРАН, НЕПТУН И ПЛУТОН
По своим физическим свой-
ствам Уран и Нептун сходны
друг с другом. Видимая по-
верхность (диск) каждой пла-
неты представляет собой
плотные слои протяженной ат-
мосферы, состоящей из моле-
кулярного водорода (50%),
гелия (15%), метана (20%) и
аммиака (не менее 5%), нахо-
дящегося в стадии насыщения,
т. е. часть его присутствует
в жидком и даже кристал-
лическом виде. По условиям
обогревания солнечными лу-
чами температура атмосферы
Урана должна быть близкой
к — 220°С, а Нептуна к
—230°С. Однако по радио-
излучению планет температура
Урана оказалась равной
— 150°С, а Нептуна — близкой
к — 170°С и повышается в
глубинных слоях, что свиде-
тельствует о горячих недрах
этих планет.
Радиус Урана равен
25 700 км (4 радиуса Земли),
масса почти 14,6 земной мас-
сы, средняя плотность 1,3 г/см3,
а период вращения вокруг оси
близок к 16ч48м Плоскость
экватора планеты образует с
юо
периода обращения Сатурна
вокруг Солнца) бывают повер-
нуты к Земле ребром и не
видны; только их тень узкой
темной полоской падает на
диск планеты. Это явление
называется исчезновением ко-
лец. Последнее их исчезнове-
ние было в 1980 г., а очередное
произойдет в 1994 г.
плоскостью ее орбиты угол е =
= 82°, но планета вращается
в обратном направлении (с
востока к западу), и поэтому
наклон оси ее вращения счи-
тается равным 98°, т. е. полюсы
планеты отстоят от плоскости
ее орбиты всего лишь на 8°
(рис. 54).
Вспомним, что плоскость эк-
ватора Земли наклонена к
плоскости ее орбиты на угол
е = 23°26', поэтому на протя-
жении года склонение Солнца
изменяется в пределах от
+ 23°26' до —23°26', тропики
расположены на географиче-
ской широте фт = е= =р23°26',
а полярные круги на широте
фп = зр(90 —е)= ±66°34'
Применяя к Урану опреде-
ление тропиков (фт=±е) и
полярных кругов [фп = =F(90° —
— е)], легко видеть, что на
Уране тропики расположены
в 8° от полюсов планеты
(фт=+82°), а полярные кру-
ги — в 8° от ее экватора
(фп=±8°). За период обраще-
ния Урана вокруг Солнца,
равный 84 земным годам,
склонение Солнца меняется в
пределах от +82° до —82°,
Рис. 54. Освещение Урана Солнцем в дни равноденствий (/ и 3) и солнцестояний
(2 и 4); с — северный полюс; ю — южный полЛс; э»—экватор; ст — северный
тропик (ср=-|-82о); ют—южный тропик (ср=—82°); ск— северный полярный
круг (ср=+8°); юк—южный полярный круг (<р= — 8°)
и Солцце последовательно про-
ходит в зените зоны планеты с
широтой от +82° до —82°,
а полярные дни и ночи распро-
страняются от полюсов вплоть
до широты <р= ±8°
В марте 1977 г. и в апреле
1978 г. фотоэлектрическими
наблюдениями покрытий сла-
бых звезд Ураном у него
обнаружено девять темных пы-
левых колец, не видимых в
телескопы. 24 января 1986 г.
автоматическая станция «Вояд-
жер-2» пролетела в 81 000 км
от поверхности Урана и откры-
ла у него еще одно, десятое
кольцо. Все кольца очень
узкие, шириной от 2 до 5 км,
и лишь у одного ширина близка
к 70 км, а их толщина не
превышает 1 км. Кольца со-
стоят из пыли и твердых час-
тиц размерами до 1 м.
Кольца отделены друг от
друга широкими промежутками
и обращаются вокруг планеты
в плоскости ее экватора. Бли-
жайшее к планете кольцо ра-
диусом 42 000 км (1,65/? ра-
диуса планеты) обращается
с периодом 6Ч37М, а -самое
внешнее радиусом около
514Q0 км (2,02/?)—с перио-
дом 8Ч26М Наличие колец
у Урана тоже было предска-
зано С. К. Всехсвятским.
Та же автоматическая стан-
ция обнаружила у Урана маг-
нитное поле, примерно в 1,2 ра-
за слабее земного и прости-
рающееся от планеты на 18 ее
радиусов (457 000 км). Ось
магнитного поля наклонена к
оси вращения планеты прибли-
зительно на 60° Имеется у
Урана и радиационный пояс
В глубине атмосферы планеты
101
найдены метановые облака.
Совсем недавно у Урана
были известны пять спутников,
которые движутся в направле-
нии вращения планеты вблизи
плоскости ее экватора по почти
круговым орбитам. Самый да-
лекий и второй по величине
IV спутник Оберон (диаметр
1550 км) обращается за
13Д12,2Ч на среднем расстоянии
583,4 тыс. км от планеты, а
наименьший из них, считав-
шийся наиболее близким,
V спутник Миранда (диаметр
около 480 км) —за 1д11,0ч на
среднем расстоянии в 129,900 км.
Но в январе 1986 г. «Вояд-
жер-2» открыл еще 10 неболь-
ших спутников размерами от
40 до 170 км, причем все они
обращаются вокруг Урана
внутри орбиты Миранды и
тоже вблизи плоскости эква-
тора планеты. Так что теперь
число известных спутников Ура-
на достигло 15, причем самый
близкий к планете XIII спут-
ник Корделия обращается
вокруг нее за 8Ч19М на среднем
расстоянии 49 800 км.
У Нептуна радиус равен
24 300 км (3,81 радиуса Земли),
масса 17,2 земной массы и
средняя плотность 1,72 г/см3
Ось вращения наклонена на
угол в 29°, и планета враща-
ется в прямом направлении с
периодом в 17ч48м, а обра-
щается вокруг Солнца почти
за 165 лет.
У Нептуна два спутника.
Близкий и наиболее крупный,
Тритон, обращается с перио-
дом в 5д2Г03м в обратном
направлении по круговой ор-
бите радиусом 355 300 км,
наклоненной к экватору пла-
неты на 159° Диаметр спут-
ника оценивается примерно в
3500 км. Дальний спутник,
Нереида (диаметр около
400 км), обращается в прямом
направлении за 360 суток по
очень вытянутой эллиптиче-
ской орбите с большой по-
луосью в 5 510 000 км и эксцент-
риситетом 0,75.
О физической природе
Плутона известно очень мало.
Он вращается вокруг оси в
обратном направлении (как
Уран и Венера) с периодом
в 6Д9,4Ч, а обращается вокруг
Солнца за 248 лет. Плоскость
экватора планеты образует с
плоскостью ее орбиты угол
в 65°, но из-за обратного
вращения принимается равным
115°
22 июня 1978 г. амери-
канский астроном Дж. Кристи
открыл у Плутона спутник,
названный Хароном, отстоящий
от планеты на расстоянии в
17 000 км и обращающийся
вокруг нее в плоскости ее
экватора с периодом в
6Д9,4Ч, т. е. равным периоду
вращения Плутона. Следова-
тельно, оба тела повернуты
друг к другу одними полу-
шариями, и Харон постоянно
находится в зените одной из
точек экватора планеты.
Вычисленная по обращению
Харона масса Плутона оказа-
лась поразительно малой, все-
го лишь около 0,0015 массы
Земли, т. е. примерно в 8 раз
меньше массы Луны, а у
Харона — еще в 2 раза меньше!
Диаметр Плутона равен
2200 км, а Харона близок к
1300 км, так что оба тела
можно считать двойной планетой.
ГОДИЧНЫЙ ПАРАЛЛАКС И
Еще Н. Коперник понимал,
что расстояния до звезд можно
вычислить, если удастся из-
мерить их годичное параллак-
тическое смещение, вызыва-
емое обращением Земли во-
круг Солнца (рис. 55). Но в
эпоху Коперника не было даже
простейших телескопов, а не-
вооруженным глазом параллак-
тические смещения звезд не
обнаруживаются. Поэтому Ко-
перник пришел к выводу, что
звезды удалены от Земли более
чем в 1000 раз дальше Солнца.
Первые попытки обнару-
жить параллактическое сме-
щение были предприняты анг-
лийским астрономом Дж. Брад-
леем (1693—1762), который с
середины декабря 1725 г. по
декабрь 1726 г. систематически
измерял зенитное расстояние
звезды у Дракона (2,4Ш) в мо-
менты ее верхней кульмина-
ции. надеясь таким образом
обнаружить ее параллактиче-
ское смещение. Однако обна-
ружить его Брадлею не удалось.
Лишь через сто с лишним
лет, в 1835—1837 гг., эту задачу
впервые в мире удалось ре-
РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЕЗД
шить русскому астроному
В. Я. Струве. На протяжении
почти двух лет он тщательно
измерял угловое расстояние
яркой звезды Веги (а Лиры)
от соседних с ней очень сла-
бых звезд и сумел обнару-
жить и оценить ее параллак-
тическое смещение, а по нему
вычислить ее расстояние от
Солнца.
Измерение параллактичес-
кого смещения звезд хотя и
очень трудоемко, но является
самым надежным, фундамен-
тальным способом определения
их расстояний. Естественно,
что это смещение заметно
только у сравнительно близ-
ких звезд, и по идее, выска-
занной еще в 1892 г. голланд-
ским астрономом Я. Каптей-
ном (1851 —1922), в настоящее
время оно определяется по
четырем фотографиям звездно-
го неба, полученным на про-
тяжении года через интервалы
времени в три месяца. На
фотонегативах смещение из-
меряется тысячными долями
миллиметра, по масштабу
фотоснимка переводится в се-
103
Рис. 55. Параллактическое смещение
звезды: С — Солнце; S — звезда в про-
странстве; Si — S4 — видимые положе-
ния звезды на небе из положений Т\ —
Т4 Земли на орбите; а0=1 а. е. Годич-
ный параллакс л.
кунды дуги и оказывается не-
обычайно малым — десятые и
сотые доли секунды, хотя на
чертежах, ради наглядности,
изображается непомерно боль-
шим (см. рис. 55).
Базисом для вычисления
расстояний до звезд служит
среднее расстояние Земли от
Солнца, или большая полуось
земной орбиты «0=1 а. е. По-
ловина параллактического сме-
щения звезды называется ее
годичным параллаксом*, оно
обычно обозначается греческой
буквой л (пи). Следовательно,
можно сказать, что годичный
параллакс звезды представ-
ляет собой наибольший угол,
под которым с нее видна
большая полуось земной ор-
биты. Тогда расстояние до
звезды
Г — —.-
sin л
Годичные параллаксы звезд
очень малы, они оцениваются
десятичными долями секунды
дуги. Поэтому синусы этих уг-
лов можно заменить самими
углами, выразив их в радианах,
т. е. sin л = л/206 265", тогда
206 265"а0	/С1Х
г = —п------•	(5.1)
где «о=1 а. е., а л — обяза-
тельно выражено в секундах
дуги.
В. Я. Струве нашел, что
годичный параллакс Веги л =
= 0,125" (современное значе-
ние л = 0.123") и, следователь-
но, ее расстояние от Земли
= 206 265"-I а.е. = j 650 дор
0,125"
Даже у самой близкой
яркой звезды Толимана
(а Центавра) годичный парал-
лакс л = 0,750", т. е. ее рас-
стояние
г = 206 265"~| ае- = 275000 а. е.
0,750"
Более близких звезд нет,
так что расстояние от Земли
до Солнца («о=1 а. е.) в
* Часто слово «годичный» опускается, так как суточных параллаксов
звезды не имеют.
104
сравнении с расстоянием даже
до ближайшей звезды ничтож-
но мало, поэтому абсолютно
безразлично, отсчитывать ли
расстояния до звезд от Земли
или от Солнца.
В отличие от бытующего
мнения о больших «астроно-
мических» числах, астрономы
не любят громоздких чисел,
так как они могут привести к
ошибкам в вычислениях. По-
этому для измерения расстоя-
ний до звезд астрономами вве-
дена специальная единица
длины, Названная парсеком
(пк), от слов «параллакс» и
«секунда»: 1 пк = 206 265 а. е.
Тогда, согласно формуле
(5.1), расстояние в •парсеках
'Ч (5.2)
где л — по-прежнему выражено
в секундах дуги.
Отсюда видно, что парсек —
это такое расстояние, с кото-
рого большая полуось земной
орбиты видна под углом в 1"
Но таких близких звезд пока
не обнаружено.
Годичные параллаксы, из-
меренные по параллактическо-
му смещению, часто называют
тригонометрическими парал-
лаксами. Современная назем-
ная астрономическая аппара-
тура позволяет уверенно из-
мерять тригонометрические па-
раллаксы до 0,01", т. е. надеж-
но определять расстояния до
100 пк и неуверенно — до
200 пк. Эти ограничения в ос-
новном порождаются нестабиль-
ностью зеленой атмосферы, при-
водящей к размыванию изобра-
жений звезд на фотографиях.
Расстояния до еще более
далеких объектов вычисляют-
ся менее точно иными спосо-
бами, о чем будет сказано ниже,
но в основе их лежат знания
тригонометрических параллак-
сов сравнительно близких
звезд. Для измерения расстоя-
ний, превышающих 1000 пк,
используются более крупные
единицы: 1 килопарсек (кпк) =
= 103 пк и 1 мегапарсек
(Мпк) = 103 кпк=106 пк.
В популярной литературе
и реже — в науке расстояния
до звезд и других далеких
небесных объектов выража-
ются также в световых го-
дах (св. г.), показывающих, за
сколько лет свет, излученный
объектом, достигает Земли или
Солнца (что по расстоянию
одинаково). Световой год —
это путь, проходимый светом
за 1 год. Его значение легко
подсчитать по значению ско-
рости света с = 299 790 км/с
и числу секунд в году t =
= 3,156* 107 с, т. е. 1 св. г. =
= 299790 км/с• 3,156• 107 с =
= 9,46-1012 км.
Поскольку а0=1 а. е.=
= 149 600 000 км, то 1 пк =
= 206 265 • 149 600 000 км =
= 3,086* 1013 км, следователь-
но, 1 пк=30,86* 10|2:9,46* 10,2 =
= 3,26 св. г.
Таким образом, по годич-
ному параллаксу и формуле
(5.2) расстояние вычисляется
в парсеках, а затем уже пере-
водится в световые года.
Предложим читателю самостоятельно вычислить расстояния в парсеках и
световых годах звезд Веги и Толимана, параллаксы которых приведены на с. 104.
105
К настоящему времени три-
гонометрические параллаксы
определены примерно у 7500
звезд ярче 7,5W, хотя среди них
есть несколько десятков более
слабых, но близких звезд. Од-
нако вполне надежно парал-
лаксы измерены только у 340
звезд. Подавляющее же боль-
шинство звезд настолько уда-
лено от нас, что измерить их
тригонометрические параллак-
сы пока не удается. Когда
будет выведена на околозем-
ную орбиту космическая об-
серватория «Гиппаркос», то
представится возможность из-
мерить параллаксы у 64 000
звезд до 9* и у ряда близких
звезд до II"1, так как аппара-
тура этой станции сможет на-
дежно измерять параллаксы
до 0,002"
АБСОЛЮТНАЯ ЗВЕЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА И СВЕТИМОСТЬ
ЗВЕЗД
До сих пор мы говорили о
блеске небесных светил, воспри-
нимаемом с Земли, и оцени-
вали его в звездных величинах.
Но эти звездные величины,
часто называемые видимыми,
ничего не говорят о действи-
тельном, истинном излучении
звезд, которые разбросаны в
пространстве на самых раз-
личных расстояниях. Чтобы
узнать истинное излучение, или
светимость, звезд, необходимо
поступить так же, как дейст-
вует физик в лаборатории,
когда хочет сравнить излуче-
ние двух разных источников
света: он располагает их на
одинаковом расстоянии от
измерительного прибора (фо-
тометра) и по его показаниям
определяет, во сколько раз один
источник ярче другого.
Астрономы не в силах рас-
положить звезды на одинако-
вом расстоянии от Земли, но
они в состоянии вычислить их
звездную величину при услов-
ном их удалении на какое-то
определенное, или стандартное,
расстояние. За такое стандарт-
ное расстояние принято г0=
= 10 пк лишь потому, что при
нем получаются наиболее прос-
тые формулы для вычислений.
Звездная величина, которую
звезда имела бы при расстоя-
нии в 10 пк, называется аб-
солютной звездной величиной;
она обозначается буквой М и
вычисляется по видимой звезд-
ной величине т и действи-
тельному расстоянию г звез-
ды, выраженному в парсеках.
Обозначим через . Е дохо-
дящее до Земли с расстояния
г излучение звезды, измерен-
ное ее видимой звездной ве-
личиной /и, а через Eq — из-
лучение звезды с расстояния
го=1О пк, определяемое ее
абсолютной звездной величи-
ной М. Тогда по формуле
Погсона (1.11)
lg A = o,4(M-m).
Согласно законам физики, до-
ходящее до наблюдателя из-
лучение обратно пропорцио-
нально квадрату расстояния,
так что
106
lgy-=2lgr0 —2lgr,
Co
откуда
0,4(A4 — m)=2 1g r0 — 2 1g r
Разделив это равенство на
0,4 и помня, что 1g r0 = lg 10 = 1,
окончательно получим
М = m + 5—-51g г, (5.3)
где расстояние г обязательно
выражено в парсеках.
Заменив в выражении (5.3)
расстояние г годичным парал-
лаксом л из формулы (5.2),
найдем
A4 = m + 5 + 51g л, (5.4)
причем в эту формулу л под-
ставляется обязательно в се-
кундах дуги.
По формулам (5.3) и (5.4)
вычисляется абсолютная звезд-
ная величина М в той же
системе, в которой дается ви-
димая звездная величина т
(визуальная mv, фотографи-
ческая тр, болометрическая
ть, желто-зеленая V, синяя fl,
ультрафиолетовая (7), что от-
мечается у М теми же ин-
дексами.
Разность (т — М) между ви-
димой и абсолютной звездны-
ми величинами называется
модулем расстояния, так как
она позволяет вычислять рас-
стояния до далеких звезд и
других небесных объектов, не
имеющих заметного тригоно-
метрического параллакса. В
этом случае абсолютная звезд-
ная величина М приближенно
определяется по характерным
признакам в спектре объекта,
и тогда расстояние в парсеках
вычисляется по формуле
lg г = 0,2(ги —Л4)+1. (5.5)
Вычислим абсолютную визуальную Мс звездную величину Солнца по его
видимой визуальной звездной величине mv=— 26,78m Так как расстояние
между Солнцем и Землей г = а0=1 а. е., а формула (5.3) требует подстановки
в нее расстояния в парсеках (1 пк = 206 265 а. е.), то расстояние до Солнца
г= 1/206 265 пк, и следовательно, согласно формуле (5.2), годичный параллакс
Солнца л = 206 265"=! радиану.
Используя выражение (5.4), найдем
Mv = mL, + 5 + 5 1g л = —26,78 + 5 + 5 lg206265= —21,78 —5-5,314= +4,79m.
Таким образом, с расстояния в 10 пк Солнце выглядит слабой звездой почти
5-й звездной величины. Такие слабые звезды во множестве разбросаны по
всему небосводу, и среди них Солнце просто затерялось бы, ничем себя не про-
являя.
Абсолютная звездная вели-
чина позволяет вычислять све-
тимость звезд, т. е. мощность их
излучения в сравнении с солнеч-
ной. Обозначив мощность излу-
чения звезды через /, а мощ-
ность излучения Солнца через
/0, выразим светимость звезды
L = I:Iq	(5.6)
и, воспользовавшись формулой
Погсона (1.11), получим
lg L = O,4(A40 — Л4), (5.7)
где М0 — абсолютная звездная
величина Солнца в той же сис-
107
теме звездных величин, в кото-
рой найдена абсолютная звезд-
ная величина М звезды.
Если же необходимо знать
мощность излучения звезды в
ваттах, то, согласно формуле
(5.6), достаточно найденную
светимость звезды умножить на
мощность излучения Солнца
/© =3,85-1026 Вт«4- 1023 кВт.
Соотношение светимости
двух звезд с абсолютными
звездными величинами М\ и
Л12 легко находится из равен-
ства
lg42-=O.4(Af, — Af2).	(5.8)
L* I
Сравним соотношение визуального блеска и светимости Солнца, Полярной
звезды и звезды е Индейца — одной из сравнительно близких звезд созвездия
южного полушария неба.
У Солнца видимая звездная величина m0 = — 26,78т и абсолютная звездная
величина MQ = -J-4,79m
Сведения о звездах:
Полярная звезда (индекс 1)
Видимая звездная величина mi=2,14'"
Годичный параллакс Л| =0,005"
Сравнение блеска Солнца и звезды:
lg (E0:El)=O,4(/nl-/n0)=O,4(2,14 +
+26,78)= 11,568 и £?=370-109,
ЕI
т. е. Солнце представляется ярче звез-
ды в 370 млрд, раз!
Сравнение светимости Солнца и
звезды:
Абсолютная звездная величина звезды
М| =Ш\-|-5-|-5 1g Л|=2,14+5 +
+ 5 1g 0,005 = 7,14-5-2,30=-4,36"',
lg L|=O,4(M0-M|)=O,4(4,794-4,36)=
= 3,66
и светимость Е|=4570,
т. е. в действительности звезда излу-
чает сильнее Солнца в 4570 раз.
е Индейца (индекс 2)
т2 = 4,73"'
л2=0,285"
1 g(E 0: £2)=0,4(m 2 - m 0)=0,4(4,73 +
+ 26,78)= 12,604 и =4,02-1012,
Е2
т. е. Солнце представляется ярче звез-
ды в 4 биллиона раз!
M2 = m2-|-5-|-5 1g Л2 = 4,73 + 5 +
+ 5 1 g 0,285 = 9,73 - 5 - 0,545 = 7,00"',
lg L2=0,4(Mq —М2)=0,4(4,79 —7,00)=
= -0,884=-1,116
и Е2 = 0,13,
т. е. в действительности звезда излучает
слабее Солнца почти в 8 раз.
Соотношение блеска этих же звезд:
Ei
lg (Ei:E2) = 0,4(m2 —Ш|) = 0,4(4,73 —2,14)=1,036 и — = 11, т. е. Полярная кажет-
£ 2
ся ярче е Индейца в 11 раз.
Соотношение светимости звезд:
Ei	Li
lg—= 0,4(М2 —М|) = 0,4(7,00-1-4,36) = 4,544 и —=35000, т. е. в деиствительнос-
Е2	е2
ти Полярная звезда абсолютно ярче звезды е Индейца в 35 тыс. раз!
Таким образом, мы еще раз убеждаемся в том, что в астрономии всегда
приходится отличать видимое от действительного. Подобные расчеты полезно
выполнить и для других звезд, указанных в «Школьном астрономическом кален-
даре».
108
Резкое различие в светимос-
ти зрезд впервые установил в
1905 г. датский астроном Э. Гер-
цшпрунг (1873—1967). Сейчас
звезды по их светимости под-
разделяют на сверхгигантов,
гигантов и карликов. Звезды-
сверхгиганты излучают в тыся-
чи, десятки тысяч и даже в
сотни тысяч раз сильнее Солн-
ца, звезды-гиганты — в сотни
раз, а светимость звезд-карли-
ков примерно равна солнечной
и ниже нее вплоть до сотен
тысяч раз.
Одной из звезд-сверхгиган-
тов высокой светимости являет-
ся слабая на вид голубовато-
белая звезда gj Скорпиона,
блеск которой равен 4,9т, а ее
абсолютная звездная величина
Л4=—9,4Ш, т.е. в действитель-
ности она абсолютно ярче^Солн-
ца в 480 тыс. раз! Солнце при-
надлежит к карликовым звез-
дам желтого цвета. Самые же
слабые известные звезды-кар-
лики красного цвета с абсолют-
ной звездной величиной Л4«
« 4-19ш излучают в 580 тыс.
раз слабее Солнца. И по своим
размерам, как мы увидим даль-
ше, звезды-сверхгиганты и ги-
ганты превышают Солнце, а
звезды-карлики — близки к не-
му и в десятки и сотни раз
меньше него.
Карликовых звезд в природе
значительно больше, нежели ги-
гантов и сверхгигантов, так что
наше Солнце не является иск-
лючением, а представляет собой
звезду средних размеров и сред-
ней светимости.
Наконец, отметим, что све-
тимость звезд зависит не только
от их размеров, но и от темпе-
ратуры их фотосферы. При рав-
ных размерах звезд их свети-
мость тем больше, чем выше
температура фотосферы, и в
прямой зависимости от темпе-
ратуры находится цвет звезд.
СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД
Когда в начале 80-х годов
прошлого столетия фотография
прочно вошла в астрономию,
ее стали использовать для фото-
графирования спектров звезд.
Чтобы на каждой фотопластин-
ке получить спектры возможно
большего числа звезд, директор
Гарвардской обсерватории в
Кембридже (США) Э. Пике-
ринг (1846—1919) впервые при-
менил для этой цели предобъек-
тивную призму, и к 1886 г. со-
трудники обсерватории сфото-
графировали спектры 10 350
звезд ярче 8т (Спектры более
ярких звезд фотографирова-
лись на спектрографе.) Полу-
ченные спектрограммы позволи-
ли изучить характерные детали
спектров. Это изучение показа-
ло, что спектры звезд принад-
лежат к спектрам поглощения
(сплошной фон перерезан тем-
ными линиями), но отличаются
друг от друга. В спектрах од-
них звезд лучше всего видны
линии водорода, в спектрах дру-
гих — линии гелия, в спектрах
третьих — много линий метал-
лов, да и интенсивность этих
линий различна, от слабо раз-
личимых до очень четких, от
широких и размытых — до рез-
109
ких и узких. Необходимо было
объединить спектры по их сход-
ным признакам в несколько
групп, т. е. создать классифи-
кацию звездных спектров, что-
бы в дальнейшем не описывать
деталей каждого из них в от-
дельности, а прямо причислять
к одной из этих групп, к то-
му или иному спектральному
классу, указывая лишь особен-
ности.
Поскольку спектры звезд
классифицировались по присут-
ствию и Интенсивности линий
поглощения различных химиче-
ских элементов, то спектраль-
ная классификация получилась
чисто эмпирическая. Сначала
спектральные классы обознача-
лись буквами латинского алфа-
вита в их строгой алфавитной
последовательности: А ин-
тенсивные линии водорода, В —
интенсивные линии гелия, С —
несколько ослабленные линии
водорода и т. д., вплоть до клас-
са О. Но более тщательное
изучение спектров звезд пока-
зало, что многие первоначаль-
но выделенные спектральные
классы оказались промежуточ-
ными между наиболее харак-
терными спектрами, а вид
спектра зависит от температуры
звезды. Тем самым спектраль-
ная классификация получила
теоретическое обоснование. В
связи с этим половина перво-
начальных спектральных клас-
сов была ликвидирована. Ос-
тавшиеся наиболее характер-
ные классы расположили в
порядке уменьшения соответст-
вующей им температуры звезд,
но прежние буквенные обозна-
чения классов сохранил^. В
результате осталось лишь; семь
основных спектральных клас-
сов, буквенные обозначения
которых расположены с наруше-
нием алфавитного порядка. Эта
классификация спектров звезд
получила название Гарвардс-
кой спектральной классифика-
ции и используется до настоя-
щего времени. В ней спектраль-
ные классы расположены в по-
рядке уменьшения температуры
звезд и обозначены буквами
латинского алфавита в следую-
щей последовательности:
О —В —A —F —G—К—М,
причем спектры наиболее горя-
чих звезд, с высокой темпера-
турой и поэтому голубоватого
цвета, обозначены буквой О, а
спектры наиболее холодных
звезд, с низкой температурой
и красного цвета,— буквой М.
Между ними расположены
спектры звезд, цвет которых по
мере уменьшения их темпера-
туры изменяется от белого к
желтому и далее к оранжевому.
Таким образом, каждому спект-
ральному классу соответствует
определенный показатель цве-
та: чем ниже температура звез-
ды, тем больше ее показатель
цвета. Спектральные классы О,
В и А считаются ранними, а
F, G, К и М — поздними.
Кстати, запоминанию последовательности обозначений спектральных классов
хорошо помогают различные мнемонические фразы, одна из которых гласит:
«Один бритый англичанин финики жевал как морковку». Здесь каждое слово
начинается с буквы, обозначающей спектральный класс.
НО
В действительности спектры
звезд значительно многообраз-
нее, нем в принятой класси-
фикации, и многие из них яв-
ляются промежуточными меж-
ду основными спектральными
классами. Поэтому спектраль-
ные классы, кроме класса О,
подразделяют на 10 подклассов,
обозначаемых цифрами от 0 до
9. Наиболее характерные основ-
ные спектры обозначаются бук-
вами с нулем (ВО, АО, МО),
а их подклассы — теми же бук-
вами с цифрами от 1 до 9 (от В1
до В9, от А1 до А9, от F1 до
F9 и т.д.), так что, например,
спектр А9 ближе к спектру F0,
-II .1 ш Hili' Г I. j ’ hi jt-*-
*° 111	В11 «аахЛЬИ BL- T11 c,*"‘
-ftiiiiiiiiiiiiiiMiiiiiiiiiimiiiiiitiiiMiH^« --
Рис. 56 Спектры звезд различных спектральных классов
111
чем к спектру АО, а спектр К8
ближе к спектру МО, чем к КО.
Наше Солнце принадлежит к
спектральному классу G, а точ-
нее к G2.
В спектральном классе О
приняты подразделения только
от 05 до 09, так как в спект-
рах звезд этого класса слишком
больших различий не наблюда-
ется.
Спектры звезд различных
спектральных классов приведе-
ны на рисунке 56, а характер-
ные особенности спектров — в
таблице. В ней показаны также
средние значения основного по-
казателя цвета звезд (В —V).
Следует иметь в виду, что все
без исключения звезды состоят
главным образом из водорода
(других химических элемен-
тов — значительно меньше),
поэтому в спектрах всех ।звезд
присутствуют водородные ли-
нии поглощения, но их интен-
сивность в зависимости от тем-
пературы звезды различна. В
таблице показаны лишь харак-
терные линии с наибольшей ин-
тенсивностью, по которым клас-
сифицируются спектры звезд.
По этой классификации гар-
вардские астрономы уже к
1924 г. классифицировали
спектры около 400 тыс. звезд.
В настоящее время изучены
спектры более 500 тыс. звезд.
Спектральная классификация звезд
Сим- вол	Характерные линии в спектре	Типичные звезды	Темпе- ратура К	Цвет	Показа- тель цве- та звезд (B-V), т
0	Ионизованный гелий, многократно ионизо- ванные кислород и азот	А Ориона	30 000	Голубовато- белый	-0,40
В	Нейтральный гелий, ионизованные кисло- род и азот	Спика	20 000	Голубовато- белый	-0,30
А	Линии водорода наи- большей интенсив- ности	Вега, Сириус	10 000	Белый	0,00
F	Ионизованные метал- лы: кальций, маг- ний и др.	Процион	8 000	Желтоватый	+ 0,30
G	Нейтральные ме- таллы: натрий, маг- ний, железо и др.	Капелла, Солнце	6 000	Желтый	+ 0,60
К	Нейтральные	ме- таллы и слабые по- лосы оксида титана (IV)	Арктур, Поллукс	4000	Оранжевый	+ 1,10
М	Сильные полосы ок- сида титана (IV)	Антарес, Бетельгейзе	3 000	Красный	+ 2,0
112
Почему же спектры звезд
различны, хотя их химический
состав примерно одинаков? Де-
ло в» том, что при температу-
ре о|<оло 3000 К существуют
молекулярные соединения, ко-
торые и вызывают в спектре
фотосферы звезды полосы по-
глощения. При более высокой
температуре молекулярные сое-
динения распадаются и соот-
ветствующие им спектральные
полосы исчезают. Зато хорошо
видны линии, свойственные ней-
тральным металлам, атомы ко-
торых возбуждаются и погло-
щают свет определенных длин
волн, соответствующи^слх при-
роде. При температуре в 6000 К
многие металлы ионизуются и
поэтому в спектрах появляются
линии ионизированных метал-
лов. Атомы же водорода и ге-
лия проявляют себя слабо, так
как такая и более низкая тем-
пература недостаточна для воз-
буждения всей водородной и ге-
лиевой массы, и только неко-
торая часть их атомов погло-
щает свет. Но если температура
фотосферы близка к 10 000 К,
то энергии излучения вполне
достаточно, чтобы возбуждать
почти все атомы водорода, по-
этому в спектрах A-звезд водо-
родные линии поглощения осо-
бенно интенсивны. При темпе-
ратуре около 20 000 К значи-
тельная часть атомов водорода
ионизована и спектральные во-
дородные линии поглощения ос-
лаблены. Зато такая темпера-
тура вызывает активное воз-
буждение атомов гелия, этим
и объясняются интенсивные ли-
нии поглощения гелия в спект-
рах В-звезд. Наконец, при тем-
пературе около 30 000 К уже
многие атомы гелия ионизова-
ны, а атомы кислорода и азота
претерпевают многократную
ионизацию, поэтому в спектрах
0-звезд хорошо проявляются
спектральные линии, соответст-
вующие этим ионам.
Среди горячих звезд спект-
рального класса О встречаются
и такие, в спектрах которых,
наряду с линиями поглощения,
присутствуют яркие (эмиссион-
ные), порой даже широкие ли-
нии водорода, гелия и ионизо-
ванного кислорода и азота. Эти
уникальные звезды называются
звездами Вольфа — Райэ, по
имени двух французских астро-
номов, впервые их исследовав-
ших. Яркие*линии в спектрах
этих звезд объясняются тем,
что температура их внешней
оболочки (атмосферы) очень
высока, иногда достигает
60 000 К и значительно превы-
шает температуру фотосферы,
близкую к 15000 К. В звездах
Вольфа — Райэ содержится
больше гелия, чем водорода.
На некоторых четких круп-
номасштабных спектрограммах
звезд замечается небольшое
расширение спектральных ли-
ний, вызванное вращением этих
звезд вокруг осей. В самом де-
ле, свет поступает от всей по-
верхности вращающейся звез-
ды, в том числе и от ее краев,
один из которых удаляется от
земного наблюдателя, а другой
приближается к нему. Поэтому,
вследствие эффекта Доплера,
спектральные линии, образо-
ванные краями звезды, слегка
смещены в противоположные
стороны спектра, а те же линии
от центральной ее части не
смещаются. Это и приводит к
из
небольшому расширению спект-
ральных линий. Половина ши-
рины такой линии дает ее сме-
щение АХ к одному из концов
спектра и позволяет вычислить
линейную скорость вращения
звезды
где X — длина волны середины
спектральной линии.
Оказалось, что линейные
скорости вращения экватори-
альных зон звезд различны, от
километра до сотен километров
в секунду. Одной из самых
быстро вращающихся звезд яв-
ляется звезда ф Персея (спект-
рального класса В1), блеск ко-
РАДИУСЫ ЗВЕЗД
Линейные радиусы звезд
можно было бы надежнее всего
вычислить, если бы мы смогли
измерить их угловые диаметры.
Но звезды настолько далеки от
Солнца и Земли, что все они
выглядят светящимися точка-
ми. Однако в 1920 и 1930 гг.
известный американский физик
А. Майкельсон (1852—1931) и
его сотрудник Ф. Пиз (1881 —
1938) сумели измерить угловые
диаметры девяти звезд. Для
этого они использовали самый
крупный в те годы телескоп-
рефлектор с диаметром зеркала
2,5 м, установленный в астро-
номической обсерватории на
Горе Вилсона в Калифорнии
(обсерватория Маунт-Вилсон).
Прикрепив к телескопу соответ-
ствующим образом дополни-
тельные плоские зеркала, они
превратили его в интерферо-
114
торой 4,06"', радиус в 3 раза
больше солнечного, а свети-
мость превышает солнечную в
65 раз. Скорость вращения ее
экваториальной зоны близка к
500 км/с, в то время как у Солн-
ца она равна 2 км/с. Выясни-
лось, что звезды спектральных
классов О — F вращаются в
среднем значительно быстрее,
чем звезды типов G — М, ско-
рости вращения которых сос-
тавляют десятки и менее кило-
метров в секунду.
Быстрое вращение звезды
может привести к истечению
вещества с ее поверхности, что
и происходит у некоторых мас-
сивных звезд спектральных
классов О и В.
метр — инструмент для измере-
ния угловых диаметров свето-
вых источников очень малых
размеров. Измеренные угловые
диаметры звезд оказались нич-
тожно малыми: наибольший
0,056" у звезды о Кита (Мира
Кита), а наименьший 0,009" у
звезды а Кита. Меньших диа-
метров измерить не удалось.
В 1967 г. в обсерватории
Нарабри (Австралия) вступил
в строй интерферометр Брауна
и Туисса, состоящий из двух
сферических зеркал диаметром
6,6 м с фотоумножителями в
их фокусах. Все измерения осу-
ществляются электронно-вы-
числительной установкой. Ин-
терферометр может измерять
угловые диаметры звезд не сла-
бее 2,5Ш На каждое измерение
затрачивается несколько десят-
ков часов времени. За 10 лет
наблюдений измерены угловые
диаметры 50 звезд, из которых
наименьший диаметр (0 =
= 0,00072") оказался у яркой
звезды е Ориона (1,7W), распо-
ложенной в центре «пояса» со-
звездия Ориона.
Для звезд с известным рас-
стоянием г и угловым диамет-
ром 8 линейный радиус
R = r sin у,
что следует из рисунка 57 Так
как 8 измеряется в секундах
дуги, то
n 1	0
2 г 206 265 ’
где 206 265— число секунд в од-
ном радиане, аг — расстояние
до звезд, выраженное в парсе-
ках.
Учитывая, что 1 пк =
= 206265 а. е. al а. е. =
= 1,496 «108 км, можно радиус
звезды получить в километрах:
Я
XI0“r=7,48-Ю7вг (5.9)
Однако линейные радиусы
звезд принято выражать в ра-
диусах Солнца /?0 , чтобы вы-
полнять вычисления с менее
громоздкими числами. Для это-
го правую часть равенства (5.9)
надо разделить на /?0=6,96Х
X Ю5 км. Выполнив это деление
и заменив, в соответствии с
формулой (5.2) значение г го-
дичным параллаксом звезды л,
получим
R= 107,5~,	(5.10)
где 8 и л выражаются в секун-
Рис. 57. Вычисление линейного радиуса
R звезды по ее угловому диаметру 0.
дах дуги, a R — в радиусах
Солнца.
Радиусы звезд с неизвестны-
ми угловыми диаметрами могут
быть вычислены по их свети-
мости и температуре. Вспомним
закон Стефана — Больцмана,
который гласит, что мощность
излучения энергии с единицы
поверхности нагретого тела
пропорциональна четвертой сте-
пени его абсолютной темпера-
туры,т.е. .=оЛ
где о — Коэффициент пропор-
циональности, а Т — абсолют-
ная температура.
Звезды, как и Солнце, излу-
чают со всей своей сферической
поверхности, равной 4л/?2, и по-
115
этому мощность излучения
звезды
/ = 4л/?2/ = 4л/?2аГ4,
а у Солнца
/0 =4л/?0 /0 =4л/?0 сгГ0 ,
где /?0 - радиус, а Г© — абсо-
лютная температура Солнца.
Разделив первое равенство
на второе и помня, что, согласно
формуле (5.6), светимость звез-
ды в светимостях Солнца (L0 ='
= !)£ = /:/©, а радиусы звезд
выражаются в радиусах Солнца
(/?© = 1), найдем
откуда радиус звезды
<51"
Можно воспользоваться и показателями цвета звезд. Если использовать
основные показатели цвета (В — V), то (даем без вывода, который очень сложен)
Я=0,72 (B-V)-0,2Mv+0,51,	<512>
где Afv—абсолютная звездная величина звезды, вычисленная в соответствии
с формулой (5.4) по ее фотоэлектрической звездной величине V и годичному
параллаксу л.
Значения радиусов, вычисленные по формулам (5.10), (5.11) и (5.12),'близки
между собой, так что во многих случаях нет необходимости тратить время на
трудоемкие измерения угловых радиусов звезд.
Для сравнения приводим сведения о трех звездах, угловые диаметры
которых измерены интерферометром.
Звезды	е	л	R по (5.10)	V	(В —V)	R по (5.12)
Вега	0,00324"	0,123"	2,8	0,03m	0,00т	2,6
Регул	0,00138	0,039	3,8	1,35	-0,11	3,7
Процион	0,00571	0,288	2,1	0,37	0,42	2,0
Радиусы звезд крайне различ-
ны— от 0,003/? © у звезд-кар-
ликов белого цвета до 1000 /?о
у звезд — красных сверхгиган-
тов. Например, у звезды Бе-
тельгейзе (а Ориона) радиус
/? = 1000 /?0==4,65 а. е., что не-
многим меньше радиуса орбиты
Юпитера (а = 5,20 а. е.).
ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ И ОПРЕДЕЛЕНИЕ МАСС ЗВЕЗД
Наверное, каждый учащий-
ся, наблюдая звездное небо, об-
ратил внимание на среднюю
звезду «ручки ковша» созвез-
дия Большой Медведицы. Со-
всем рядом с этой звездой (2,2т),
на расстоянии всего лишь 12х от
нее, расположена слабая звез-
116
дочка 4,0m, которая от близкого
соседства с яркой звездой ка-
жется еще слабее. Первая из
этой пары звезд обозначена на
звездных картах греческой бук-
вой £ (дзета), а вторая — ла-
тинской буквой g. Средневеко-
вые арабские астрономы дали
им собственные имена, сохра-
нившиеся до сих пор: яркой —
Мицар (Конь) и слабой Алькор
(Наездник, Всадник). Но даже в
небольшой школьный телескоп
хорошо видно, что Мицар со-
стоит из двух очень близких
звезд с взаимным угловым рас-
стоянием в 14" (рис. 58), кото-
рое неразличимо невооружен-
ным глазом*
Звезды, двойственность ко-
торых обнаруживается в опти-
ческие инструменты, называют-
ся визуально-двойными звезда-
ми, а образующие их — компо-
нентами двойной звезды. При-
Рис. 58. Мицар и Алькор в поле зрения
телескопа.
мерами визуально-двойных
звезд являются v Дракона,
рЛиры, Мицар и др.
Один из компонентов Ми-
цара (£|) имеет блеск 2,4 т, дру-
гой — менее яркий (£2) 4,0т, а
невооруженный глаз, восприни-
мая свет от обеих неразличимых
в отдельности звезд, оценивает
блеск Мицара звездной величи-
ной 2,2™
Покажем, как вычислить суммарный (общий) блеск визуально-двойной
звезды. Блеск Е\ первого компонента оценивается звездной величиной т\, а блеск
Е2 второго компонента — звездной величиной т2.
По формуле Погсона (1.11)
£1
Ig-gr- =0,4(m2 —mi)
вычисляется — = п и тогда Е\=пЕ2.
Е 2
Глаз воспринимает суммарный блеск
E = Ei+E2 = (n + l)£2,
оценивая его звездной величиной т, поэтому
lg -f-=lg (n + l) = 0,4(m2 — т\
е2
откуда
т = т2 — 2,5 lg (n+ 1).	(5.13)
* Напомним, что разрешающая способность глаза близка к 2'= 120".
117
Применив формулы (1.11) и (5.13) к Мицару, найдем
£i
lg —=0,4(m2-mI) = 0,4(4,0-2,4) = 0,64,
откуда
£i
—= /1 = 4,37 и Е\ =пЕ‘2 = 4,37£2.
£2
Тогда суммарная звездная величина Мицара
m = m2-2,51g (п-Ь1) = 4,0 — 2,5-1g 5,37=4,0-2,5-0,73
и окончательно m = 4,0^ — 1,8^ = 2,2т
Аналогичным образом читатель сможет определить суммарный блеск мно-
гих двойных звезд, заимствуя исходные сведения из «Школьного астрономиче-
ского календаря».
Отдельные, разрозненные
наблюдения двойных звезд аст-
рономы стали проводить еще в
начале XVII в., когда появились
первые телескопы, но основа
систематического и целеустрем-
ленного изучения этих объектов
была заложена В. Гершелем.
Он полагал, что более яркие
компоненты двойных звезд зна-
чительно ближе к Земле, чем
слабые, и поэтому точными из-
мерениями их взаимного рас-
положения можно определить
годичные параллаксы ярких
компонентов. В. Гершель в свои
самодельные мощные телеско-
пы-рефлекторы усиленно разыс-
кивал на небе двойные звезды
и скрупулезно измерял угловые
расстояния между их компонен-
тами. За 40 с лишним лет
В. Гершель к 1821 г. открыл
и исследовал 806 двойных
звезд. Предполагаемым способом
В. Гершель параллаксов не об-
наружил, зато из 25-летних на-
блюдений яркой двойной звезды
Кастора (а Близнецов) при-
шел в 1803 г. к выводу, что один
его компонент движется вокруг
другого.
118
Астроном Дж. Гершель
(1792—1871) продолжил рабо-
ту отца и на протяжении 1825—
1833 гг. открыл 3347 двойных
звезд.
Крупные фундаментальные
исследования двойных звезд
выполнены в 1822—1852 гг.
В. Я. Струве и его сотрудника-
ми в Дерптской (ныне Тартуской)
и Пулковской обсерваториях.
Сам В. Я. Струве открыл 2343
двойных звезды. Измерения по-
ложений 8700 звездных пар
оказались настолько точными,
что принесли Пулковской обсер-
ватории заслуженную славу
«астрономической столицы ми-
ра» и используются до сих пор
при изучении двойных звезд.
В отличие от В. Гершеля
В. Я. Струве понимал, что среди
двойных звезд должно быть
много физических пар, компо-
ненты которых сравнительно
близки друг к другу в прост-
ранстве, связаны взаимным тя-
готением и один из них обра-
щается вокруг другого, а это
можно было обнаружить только
при систематически повторяе-
мых на протяжении нескольких
лет измерениях положений ком-
понентов и давало возможность
определить неизвестные в то
время массы звезд.
Действительно, среди двой-
ных звезд имеются такие, ком-
поненты которых движутся в
пространстве далеко друг от
друга и лишь видны в одном
направлении. Их называют оп-
тическими двойными, к ним
принадлежит большинство
близкорасположенных на небе
звезд. Примерами оптических
двойных звезд могут служить
Мицар с Алькором, £ Льва
(3,4'" и 5,9'") с взаимным уг-
ловым расстоянием р = 5', а Ве-
сов (2,8т и 5,Зт) с р=4' и
многие другие пары.
Наоборот, подавляющее
большинство визуально-двой-
ных звезд, представляющихся
невооруженному глазу одиноч-
ными, относится к физическим
двойным звездам, компоненты
которых находятся на одинако-
вом расстоянии от Солнца, свя-
заны между собой взаимным
тяготением и обращаются во-
круг общего центра их масс.
Часто физические двойные звез-
ды называют бинарными звез-
дами (от лат. binarius — двой-
ная) или бинарными системами.
Примерами физических двой-
ных звезд являются Мицар,
Р Лебедя (3,2'" и 5,1т) с взаим-
ным угловым расстоянием р =
= 20" у Андромеды (2,3"' и
5,1"') с р=10", у Дельфина
(4,3'" и 5,1'") с р= 10" и др.
Компоненты физических
двойных звезд сравнительно
часто имеют различный цвет.
Так, компоненты р Лебедя —
желтый и голубой, а Гончих
Псов — желтый и лиловый,
у Андромеды — оранжевый и
голубой, у Дельфина — жел-
тый и зеленоватый, а оба ком-
понента Мицара — белого цве-
та. Но зеленый, лиловый и чисто
голубой цвет компонентов не
соответствует реальности и вы-
зывается физиологическими
особенностями зрения под
влиянием ярких компонентов
желтого и оранжевого цвета.
Бинарные системы служат
единственным надежным источ-
ником наших знаний об одной
из основных характеристик
звезд — их массе, от которой
зависят светимость и эволюция
звезд. В таких системах более
яркий компонент считается
главной звездой, а более сла-
бый — звездой-спутником. Сис-
тематические измерения на про-
тяжении многих лет видимых
положений звезды-спутника от-
носительно главной звезды по-
казывают, что звезда-спутник
обращается вокруг главной
звезды по эллиптической орби-
те (рис. 59). Но главная звез-
да (S) расположена вне фокуса
орбиты, так как эта орбита
лишь видимая и является про-
екцией истинной эллиптической
орбиты. Известно, что при про-
екции эллипса его центр не сме-
щается, а в соответствии с пер-
вым законом Кеплера главная
звезда находится в одном из
фокусов истинной эллиптиче-
ской орбиты звезды-спутника.
Поэтому прямая линия, про-
веденная через центр (С) види-
мой орбиты и главную звезду
(S), представляет собой проек-
цию (АП) большой оси истин-
ной эллиптической орбиты звез-
ды-спутника. Ближайшая к
главной звезде точка этой ор-
119
Рис. 59. Видимая орбита звезды-спутника бинарной звезды 70. Змееносца (1825—
1912 гг.) S — главная звезда; С — центр эллиптической орбиты, ab — большая
ось видимой орбиты; ПА — большая ось истинной орбиты (П — периастр. А —
апоастр)
биты называется периастром
(П), а наиболее удаленная—
апоастром (А)*.
Существуют способы, позво-
ляющие по видимой орбите вы-
числить элементы истинной ор-
биты — большую полуось а (в
секундах дуги) и эксцентриси-
тет е. Один из лучших способов
предложен профессором Петер-
бургского (ныне Ленинградско-
го) университета С. П. Глазе-
напом (1848—1937), который
провел несколько тысяч на-
блюдений двойных звезд и
вычислил множество их
орбит. Период же обраще-
ния звезды-спутника находится
непосредственно из наблюдений
ее положений в разные годы.
Эти периоды у разных звезд-
ных пар крайне различны — от
3 лет до нескольких тысяч лет и
могут быть определены только
у тех двойных звезд, у которых
обнаружено орбитальное дви-
жение хотя бы на протяжении
четверти оборота.
Если известен годичный па-
раллакс л бинарной звезды, то
легко вычислить большую по-
луось а истинной орбиты в аст-
* От греч. «пери» — около, «апо» — вдали и «астрон» — звезда.
120
рономических единицах (а. е.).
В самом деле, большая полу-
ось а этой орбиты видна с Земли
под углом а" (рис. 60), а
1 а. е. =а0 видна со звезды под
углом л"; поэтому a = r-sin а" и
a0 = r-sinn" = l а. е., откуда,
учитывая малость углов,
Йа. е =-^-Оо.	(5.14)
Массы звезд всегда выра-
жаются в массах Солнца. Обо-
значим через М । и М2 — массы
компонентов двойной звезды,
Ме — массу Солнца, УИ0 —
массу Земли, Т — период обра-
щения звезды-спутника и То—
период обращения Земли во-
круг Солнца. Тогда по третье-
му обобщенному закону Кепле-
ра (см. с. 31)
Г(М1+л<2) __
Го (М Q Мо) Оо
Выражая Т в годах (То =
= 1 году) и а в астрономиче-
ских единицах (а0 = 1 а. е.), пре-
небрегая массой Земли MG в
сравнении с массой Солнца Af0
и принимая М0 = 1, найдем
сумму масс компонентов двой-
ной звезды в массах Солнца:
М!+М2=-^-	(5.15)
Если имеется возможность
измерять положения каждого
компонента двойной звезды от-
носительно далеких слабых
звезд, то вычисляются угловые
значения больших полуосей а"
и а2 орбит каждого компонен-
та вокруг их общего центра
масс. Согласно же законам ме-
ханики, центр масс двух тел
Рис. 60. К вычислению большой полу-
оси орбиты. А и В — компоненты двой-
ной звезды; С — Солнце; 3 — Земля;
г — расстояние до звезды.
всегда расположен от них на
расстояниях, обратно пропор-
циональных массам этих тел.
Поэтому
М । а"
=	(5-16)
Из совместного решения ра-
венств (5.15) и (5.16) находят
массы компонентов в отдельно-
сти. Если же требуется знать
массы звезд в килограммах, то
достаточно умножить найден-
ные значения на массу Солнца
Л1О =2- 1О30 кг.
В виде примера определим массы компонентов самой яркой звезды неба
Сириуса (а Большого Пса), звезда-спутник которой 8,5"' обращается с периодом
Г = 50 лет по эллиптической орбите с большой полуосью а" = 7,6"; отношение
121
больших полуосей орбит обеих звезд вокруг общего центра масс равно 2,06, а го-
дичный параллакс л = 0,375"
Прежде всего по формуле (5.14) найдем большую полуось орбиты звезды-
и затем по формуле (5.15) сумму масс компонентов в массах Солнца
М,+Л12=^=20£ = 8360 =3.34.
„	Т2 502	2500
Отношение же масс компонентов
М, :М2 = 2,06, т.е. М,=2,06 М2,
и тогда Л4|	3,06 М> 3.34,
откуда	3
М-^ = и М|=2’
о.ОЬ
Сейчас движение компонен-
тов звездных пар успешно изу-
чается по фотографиям, полу-
ченным через интервалы време-
ни в несколько лет.
По вычисленным массам и
светимостям компонентов мно-
гих двойных звезд построена
зависимость между этими дву-
мя основными характеристи-
ками и теперь по ней, зная све-
тимость одиночных звезд, нахо-
дят их массы. Эта зависимость
впервые установлена в 1923—
1924 гг. Э. Герцшпрунгом и
Г Ресселом (1877—1957) и тео-
ретически обоснована англий-
ским астрофизиком А. Эддинг-
тоном (1882—1944) Выяснено,
что массы большинства звезд
заключены в пределах от 0,05 до
80 масс Солнца.
По известным массам М и
радиусам R звезд, выраженным
в таких же параметрах Солнца,
находится средняя плотность
звезд
Рс = Р®$.	(5.17)
К
так как объем звезды пропор-
ционален R\ а средняя плот-
ность солнечного вещества ро =
= 1,41 г/см3=1410 кг/м'
Помимо физических звезд-
ных пар, в природе существуют
и кратные звезды, состоящие
из трех, четырех и более компо-
нентов. Примерами визуально-
тройных звезд могут служить
уже упоминавшиеся а Близне-
цов и у Андромеды. В первой
из них две звезды 2,0'71 и 2,8'”
расположены на расстоянии
6,3" друг от друга (в простран-
стве— на 88 а. е.), а третья
9”' — на расстоянии 73" от них
(1015 а. е.).
В системе у Андромеды на
расстоянии в 10" (в пространст-
ве — на 238 а. е.) от главной
звезды 2,3'” находится звезда-
спутник 5,Г' которая сама со-
стоит из двух звезд 5,4'” и 6,6'”
на взаимном расстоянии 0,32"
(7,6 а. е.), различимом лишь в
крупные телескопы диаметром
не менее 45 см.
Примером четырехкратной
звезды является звезда е Лиры
122
Рис. 61. Спектрально-двойная звезда и ее спектр (синий конец спектра справа,
красный — слева)
3,8'”, компоненты которой хо-
рошо видны даже в школьные
телескопы. Одна тесная пара
состоит из звезд 5,1'" и 6,0"1 на
взаимном расстоянии в 2,7"
(180 а. е.), а другая пара — из
звезд 5, Г” и 5,4'” с расстоянием
в 2,4"' (160 а. е.) Расстояние
между парами составляет 208"
(1390 а. е.)
Есть звезды и большей крат-
ности, но при числе их компо-
нентов, превышающем 10, они
называются звездными скопле-
ниями.
В настоящее время изучено
около 70000 визуально-двой-
ных и кратных звезд, но есть
основания полагать, что их зна-
чительно больше и в природе
кратные звезды встречаются ча-
ще, чем одиночные.
Но оказывается, что сущест-
вуют звезды, двойственность
которых из-за очень тесного со-
седства их компонентов не раз-
личима даже в мощные теле-
скопы и обнаруживается лишь
по спектрограммам звезд. Такие
звезды называются спектраль-
нб-двойными.
Представим себе тесную
звездную пару, состоящую из
двух компонентов А и В, кото-
рые обращаются вокруг общего
центра С их масс (рис. 61).
Спектры компонентов наклады-
ваются друг на друга, и на ри-
сунке 61 под изображениями
четырех положений компонен-
тов звездной пары показан ее
общий наблюдаемый спектр
(центральная полоса с темными
линиями) вместе со спектром
сравнения (белые линии над и
под спектром звезды) Стрелки
у компонентов показывают на-
правление скорости их движе-
ния.
В положениях II и IV ком-
поненты А и В движутся в пер-
пендикулярном направлении к
лучу зрения наблюдателя, на-
ходящегося на Земле, и поэтому
смещения линий в их спектрах
не происходит, соответствую-
щие линии обоих спектров сов-
падают между собой и в на-
123
блюдаемом общем спектре звез-
ды сливаются. Но в положениях
I и III компоненты А и В дви-
жутся по лучу зрения в проти-
воположных направлениях, по-
этому линии в их спектрах
несколько смещены в разные
стороны: в спектре приближаю-
щегося к Земле компонента они
сдвинуты к синему концу спект-
ра, а в спектре удаляющегося
компонента — к красному кон-
цу, в общем спектре звезды
эти линии видны раздельно,
т. е. происходит периодическое
раздвоение спектральных ли-
ний. Промежуток времени меж-
ду одинаковыми наибольшими
смещениями раздвоенных спе-
ктральных линий равен периоду
обращения компонентов звезды
вокруг общего центра масс.
Если блеск одного из компо-
нентов мал, то спектр принад-
лежит только более яркому ком-
поненту и тогда в нем наблю-
даются периодические смеще-
ния линий без их раздвоения.
Первые определения луче-
вых скоростей звезд по их спект-
рограммам выполнены в 1888 г.
немецким астрономом Г Фоге-
лем (1841 —1907) и одним из
основоположников современной
астрофизики выдающимся рус-
ским ученым, акад. А. А. Бело-
польским, который в Пулков-
ской обсерватории уже к 1890 г.
определил лучевые скорости
200 звезд, а в 1896 г. открыл
спектральную двойственность
второго яркого компонента
звезды Кастора (а Близне-
цов). Теперь же известно, что
визуально-тройной Кастор
представляет собой шестикрат-
ную систему, так как все три
его компонента являются спект-
рально-двойными, с периодами
обращения 9,2 суток (звезда
2,О'"), 2,9 суток (звезда 2,8™)
и 0,8 суток (звезда 9'").
Кстати, не раз упоминавша-
яся визуально-двойная звезда
Мицар ( 5 Большой Медведи-
цы) в действительности че-
тырехкратная: оба ее видимых
компонента — спектрально-двой-
ные, с периодами обращения
20,5 и 361 сутки.
Однако далеко не всегда
двойственность звезд может
быть установлена даже по их
спектрам. Представим себе тес-
ную звездную пару, компонен-
ты которой обращаются в плос-
кости, перпендикулярной на-
правлению на Землю. Тогда
проекция на луч зрения даже
большой скорости звезд всегда
равна нулю, ‘никакого смеще-
ния линий в спектре звезды не
произойдет, и ее двойственность
не обнаружится:
Но если плоскость обраще-
ния компонентов двойной звез-
ды проходит через Землю (т. е.
луч зрения наблюдателя лежит
в этой плоскости), то, помимо
периодического раздвоения ли-
ний в спектре звезды, на-
блюдатель заметит регулярное
изменение ее блеска с тем же
периодом, так как оба компо-
нента будут систематически
частично или полностью засло-
нять друг друга от наблюдате-
ля. Такие спектрально-двойные
звезды называются затменно-
двойными или затменными пе-
ременными звездами. Их сейчас
известно более 5000. По перио-
ду изменения блеска и ампли-
туде изменения лучевой ско-
рости удается определить мас-
су каждого компонента.
124
ВЗАИМОСВЯЗЬ ЗВЕЗДНЫХ ХАРАКТЕРИСТИК
Мы уже упоминали о том»
что еще в 1905 г. датский астро-
ном Э. Герцшпрунг установил
резкое различие в светимости
звезд и предложил называть
звезды низкой светимости кар-
ликами, а звезды высокой све-
тимости — гигантами (см. с.
116). В 1913 г. независимо от
Э. Герцшпрунга американский
астроном Г Рессел сопоставил
спектры и светимости большого
числа изученных звезд неиз-
менного блеска и обнаружил
связь между этими характерис-
тиками звезд. Рессел изобразил
эту связь на диаграмме, полу-
чившей название диаграммы
Герцшпрунга — Рессел а (Г —
Р) и впоследствии неоднократ-
но уточнявшейся и дополняв-
шейся рядом ученых, в том чис-
ле советскими астрономами
проф. Б. А. Воронцовым-Велья-
Показатель цвета
Рис. 62. Диаграмма Герцшпрунга— Рессела. (Отмечены положения Солнца (-I-),
Сириуса (□), Арктура (О), Бетельгейзе (Д), спутника Сириуса (*), звезды
Крюгера 60 (^).)
125
миновым и проф. П. П. Паре-
наго. Эта диаграмма, построен-
ная по современным данным,
показана на рисунке 62. По-
скольку было установлено, что
спектральные классы и показа-
тели цвета звезд зависят от их
температуры, то на нижней го-
ризонтальной оси диаграммы
Г — Р отложены спектральные
классы и присущие им средние
показатели цвета, а на верхней
горизонтальной оси — соответ-
ствующая им температура звезд.
На левой вертикальной оси по-
казана светимость звезд в све-
тимостях Солнца, а на правой
оси — их абсолютная звездная
величина, по которой вычисля-
ется светимость звезд. По этим
физическим характеристикам
изученные звезды наносят на
диаграмму в виде точек.
Если бы физические харак-
теристики звезд не были взаи-
мосвязанными, то звезды распо-
лагались бы на диаграмме
Герцшпрунга — Рессела хаоти-
чески, заполняя всю ее пло-
щадь. В действительности же
они образуют на диаграмме не-
сколько последовательностей,
или, как теперь часто назы-
вают, классов светимости. По-
давляющее число звезд рас-
положено вдоль главной после-
довательности, сравнительно
узкой полосы, протянувшейся
от верхнего левого угла диа-
граммы, от горячих голубова-
тых звезд высокой светимости,
вправо и вниз к холодным крас-
ным звездам низкой светимости.
В числе многих звезд глав-
ной последовательности нахо-
дятся хорошо известные яркие
звезды белого цвета Альтаир
(а Орла), Вега (а Лиры) и
Сириус (а Большого Пса),
желтые звезды, похожие на
Солнце, само Солнце, а также
звезды оранжевого и красного
цвета. Светимость звезд глав-
ной последовательности различ-
на, и звезды со светимостью,
близкой к солнечной и ниже
нее, принято называть звезда-
ми-карликами. Среди них есть
желтые карлики (спектрально-
го класса G) и красные карли-
ки (спектральных классов К и
М) Солнце тоже принадлежит
к желтым карликовым звездам,
спектрального класса G2. Наи-
меньшая светимость у красных
карликов, она меньше солнеч-
ной в десятки и сотни тысяч
раз. По своим размерам звезды-
карлики тоже небольшие: ра-
диусы желтых карликов близки
к солнечному, а радиусы крас-
ных карликов в десятки раз
меньше.
Сравнительно небольшое
число звезд спектральных клас-
сов G, К и М со светимостью в
сотни и тысячи раз больше сол-
нечной образуют последова-
тельность гигантов, которую
часто называют последователь-
ностью красных гигантов. Эти
звезды оправдывают данное им
название гигантов и своими
размерами, так как их радиусы
превышают радиус Солнца в де-
сятки раз. Типичным представи-
телем звезд-гигантов является
Арктур (а Волопаса), радиус
которого превышает солнечный
примерно в 25 раз, а свети-
мость — в 140 раз.
В верхней части диаграммы
Герцшпрунга — Рессела распо-
ложены звезды, светимость ко-
торых превышает солнечную в
десятки и сотни тысяч раз, а
126
радиусы — в 100—1000 раз.
Поэтому их назвали сверхги-
гантами. Одним из представи-
телей звезд-сверхгигантов яв-
ляется красная физическая пе-
ременная звезда Бетельгейзе
(а Ориона), средний радиус
которой в 900 раз больше сол-
нечного, а при пульсациях до-
стигает 1000 R. Светимость
этой звезды примерно в 50 тыс.
раз больше солнечной.
В левой нижней части диа-
граммы расположены белые и
желтые звезды с температурой
от 15 000 до 6000 К и очень
низкой светимостью, в сотни и
тысячи раз меньшей, чем свети-
мость звезд главной последо-
вательности. Эти звезды назва-
ны белыми карликами, так как
сначала среди них были обна-
ружены звезды белого цвета,
а значительно позже — и жел-
того. Размеры их небольшие,
всего лишь тысячи и десятки
тысяч километров, т. е. сравни-
мы с размерами Земли. Но их
массы близки к массе Солнца,
и поэтому их средняя плотность
сотни килограммов в кубичес-
ком сантиметре. Примером та-
ких звезд служит спутник Си-
риуса, обозначаемый обычно
как Сириус S; у этой звезды
спектрального класса А5 с тем-
пературой в 9000 К диаметр
лишь в 2,5 раза превышает
диаметр Земли, а масса равна
солнечной массе, так что сред-
няя плотность ее вещества пре-
вышает 100 кг/см3 Существуют
белые карлики, плотность кото-
рых достигает 30 000 кг/см3
Как уже упоминалось, мас-
сы одиночных звезд оценивают-
ся по зависимости «масса —
светимость», полученной на ос-
Рис. 63. Зависимость светимости звезд
от их массы.
нове изучения визуально-двой-
ных звезд (рис. 63). Связь меж-
ду двумя этими характеристи-
ками, т.е. массой и свети-
мостью, объясняется тем, что
источниками энергии звезд (как
и Солнца) служат термоядер-
ные реакции, поэтому чем боль-
ше масса звезды, тем больше
энергии она излучает. Звезды-
сверхгиганты обладают наи-
большей массой, превышающей
массу Солнца в среднем от 10
до 50 раз. Массы звезд глав-
ной последовательности тоже
различны и составляют от 0,1
(самые слабые красные карли-
ки) до 50 масс Солнца (у горя-
чих звезд спектрального клас-
са О). Но размеры звезд зна-
чительно более разнообразны, и
поэтому средняя плотность
звезд разных последователь-
ностей резко различна. У звезд
главной последовательности
она составляет от 0,011 г/см3
127
(О-звезды) до 70 г/см3 (крас-
ные карлики), а у сверхгиган-
тов— от 0,009 г/см3 до 5Х
X Ю-8 г/см3, т. е. в 22 тыс. раз
меньше плотности нижнего слоя
земной атмосферы! В условиях
плотного и крайне разрежен-
ного вещества даже при одной
и той же температуре атомы
химических элементов излучают
и поглощают световые волны
различно. В результате многие
линии в спектрах звезд-сверх-
гигантов очень тонкие и резкие,
а в спектрах звезд-карликов
они несколько шире и их края
слегка размыты. Это позволяет
по виду спектральных линий
установить принадлежность
звезды к той или иной после-
довательности диаграммы Герц-
шпрунга — Рессела, по ней оце-
нить абсолютную звездную ве-
личину (М) звезды и, зная из
наблюдений ее видимую звезд-
ную величину (т), вычислить
по формуле (5.5) расстояние
до звезды. Этим и пользуются
астрономы для определения
расстояний до далеких звезд,
тригонометрические параллак-
сы которых не поддаются из-
мерению. Правда, такой способ
определения расстояний (часто
называемый методом спект-
ральных параллаксов) большой
точности не дает; но все же луч-
ше знать приближенные рас-
стояния, чем не иметь о них
представление.
В отличие от других звезд
в недрах белых карликов, веще-
ство которых сильно уплотнено,
термоядерных реакций не про-
текает. Их недра состоят из
ядер гелия, тесно сближенных
между собой. Эти звезды светят
за счет запасов энергии, выра-
ботанной в процессе предыду-.
щих этапов развития. Расчеты
показывают, что через миллиар-
ды лет запасы такой энергии
иссякнут, белые карлики осты-
нут и перестанут светиться.
Следует отметить, что из-за
своей большой светимости звез-
ды-сверхгиганты видны с таких
колоссальных расстояний, с ко-
торых звезды-карлики, а тем бо-
лее белые карлики просто не вид-
ны. Поэтому числа звезд в раз-
ных последовательностях диа-
граммы Герцшпрунга — Рессе-
ла позволяют утверждать, что
в природе значительно больше
звезд средней светимости и кар-
ликовых звезд, чем гигантов
и сверхгигантов.
НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ, ПУЛЬСАРЫ И ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ
В 30-х годах нашего столе-
тия известный советский физик
акад. Л. Д. Ландау (1908—
1968) теоретически доказал,
что в определенных условиях
под действием колоссального
внешнего давления, вызванно-
го большой массой звезды, ато-
мы в ее недрах могут быть раз-
рушены. При этом протоны и
нейтроны, входящие в ядра ато-
мов, сблизятся настолько тесно,
что плотность вещества возрас-
тет до чудовищного значения
в 2-Ю17 кг/м3 (или 2Х
ХЮВ * * 11 кг/см3). Протоны, захва-
тив свободные электроны от
разрушенных атомов, превра-
тятся в нейтроны, так что воз-
никнет сверхплотная нейтрон-
ная звезда очень малых раз-
меров.
128
Посмотрим на примере, каким станет радиус Солнца, если оно вдруг внезапно
(чего быть не может из-за его небольшой массы) превратится в нейтронную
звезду. Сделаем приближенные подсчеты, использовав для этого закон сохране-
ния момента количества движения, сущность которого состоит в том, что при
неизменной массе вращающегося тела произведение его радиуса на скорость
вращения является величиной постоянной. Если же радиус вращающегося тела
уменьшится в несколько раз, то скорость вращения увеличится во столько же раз.
Примем современный радиус Солнца /?0=7«1О5 км, а среднюю плотность
его вещества р0 = 1,4 г/см3 Чтобы плотность солнечного вещества при неиз-
менной массе Mq стала равняться указанному значению р = 2«10н кг/см3 =
= 2-10м г/см3, Солнце должно сжаться, а его радиус R значительно умень-
шиться. Так как масса Солнца при этом не изменяется, то можно записать
м@ = ул/?© р® = Тл/?3Р’
откуда R = Rq — =7- 10Б км - -\/ *’4,.а? 14 км.
V р	V2-10 4
В силу закона сохранения момента количества движения скорость враще-
ния Солнца должна резко возрасти. Сейчас при радиусе /?0 = 7-105 км солнеч-
ный экватор вращается с линейной скоростью у0 = 2 км/с и периодом вращения
в 25 суток. При сжатии же до состояния нейтронной звезды в соответствии с
указанным законом
Rv = RqVo,
т. е. линейная скорость вращения должна возрасти до
Rqvo 7-105 км-2 км/с 5
v=	-------------- = 105 км/с (!),
R	14 км
а период вращения сократиться до
р =	2jJ3U4jJJj«£=0,001 с!
v 105 км/с
Следовательно, радиусы
нейтронных звезд должны изме-
ряться всего лишь двумя-тремя
десятками километров, а перио-
ды их вращения — секундами и
их десятичными долями.
Астрономы долго не могли
поверить в существование та-
ких удивительно сверхплотных
нейтронных звезд. Но в 1967 г.
они были открыты в виде звез-
дообразных объектов с быст-
рым пульсирующим радиоизлу-
чением и названы пульсарами.
В 1967 г. астрономы Кемб-
риджского университета (в Анг-
лии) ввели в строй новый радио-
телескоп средних размеров, но
с необычайно точным приемни-
ком, способным измерять изме-
нения интенсивности радиоизлу-
чения, происходящие за деся-
тичные доли секунды. И вот в
июле 1967 г. студентка Дж. Белл,
работавшая на радиотелескопе
под руководством проф. Э. Хью-
иша, обнаружила удивительный
радиоисточник, интенсивность
5 Зак. 1841 М. М. Дагаев
129
V = 80,5 МГц
секунды
Рис. 64. Регистрация радиоизлучения пульсара PSR 1919.
излучения которого повторя-
лась со строгим периодом в
1,3373 с. Находился он в мало-
приметном созвездии Лисички.
Строго выдержанный и притом
чрезвычайно малый период
пульсаций радиоизлучения был
настолько поразителен, что кем-
бриджские астрономы даже
сначала подумали, не является
ли это излучение искусственны-
ми радиосигналами, передавае-
мыми какой-то инопланетной
цивилизацией для установле-
ния связи с обитателями других
планет. Поэтому ради проверки
этого предположения публика-
ция об открытии пульсара была
отложена на полгода, а за этот
интервал времени кембридж-
ские астрономы обнаружили
еще три пульсара, и вопрос об
искусственном происхождении
их радиоимпульсов сам собой
отпал.
К началу 1971 г. было уже
открыто 60 пульсаров, а сейчас
их известно около 400. Все они
представляются звездообраз-
ными объектами, периоды пуль-
саций излучения которых за-
ключены в пределах от 0,001 до
4,80 с (рис. 64). Обозначаются
пульсары буквами PSR и чис-
лом, показывающим их прямое
восхождение. Так, первый от-
крытый пульсар обозначен сим-
волом PSR 1919, так как его
прямое восхождение равно
19ч19м, а пульсар, находящий-
ся в центре Крабовидной ту-
манности (созвездие Тельца),
обозначен PSR 0531 — его пря-
мое восхождение равно 5Ч31М
Кстати, этот пульсар 16,5т с пе-
риодом пульсаций 0,0331 с на-
ходится в том самом месте, где в
1054 г. вспыхнула сверхновая
звезда, и является ее остатком.
Именно при изучении этого
пульсара в 1968 г. впервые ус-
тановлено, что оптическое и
рентгеновское излучение пуль-
саров тоже колеблется с перио-
дом их радиоизлучения.
В настоящее время считает-
ся, что пульсары — это быстро
вращающиеся нейтронные звез-
ды с сильным магнитным полем,
на поверхности которых нахо-
дится область, обильно испус-
кающая электромагнитное из-
лучение. При вращении нейт-
ронной звезды эта область ин-
тенсивного излучения периоди-
чески повертывается к наблю-
дателю (кЗемле), который фик-
сирует вспышку (импульс) из-
лучения, повторяющуюся с пе-
риодом вращения звезды.
В природе должны сущест-
вовать экзотические объекты,
пока еще не найденные, но уже
получившие название черных
дыр. На возможность их суще-
ствования указывал в конце
130
XVIII в. выдающийся француз-
ский математик и астроном
П. Лаплас (1749—1827). Из
физики и астрономии известно,
чтобы покинуть крупное небесное
тело и совсем улететь от него,
необходимо у его поверхности
развить вторую космическую
скорость. Эта скорость
U"=-\RF’ (5Л8>
где G — гравитационная посто-
янная, М — масса небесного
тела и R — его радиус.
У поверхности Земли ип =
= 11,2 км/с, а у поверхности
Солнца ип = 618 км/с.
Теперь представим себе, что
Солнце при сохранении своей
массы внезапно сжалось до та-
ких размеров, что при его новом
радиусе параболическая ско-
рость у поверхности стала рав-
ной скорости света с = ЗХ
ХЮ5 км/с. При таком малом
радиусе не только вещество, но
даже и электромагнитное излу-
чение не сможет выйти из Солн-
ца и Солнце перестает быть
видимым. Но так как оно про-
должает существовать, то нахо-
дящееся вблизи него вещество
будет втягиваться его притяже-
нием и исчезать в его недрах.
Образно говоря, вещество бу-
дет как бы проваливаться в не-
видимую дыру. Поэтому подоб-
ные и пока еще не найденные
объекты заранее получили на-
звание черных дыр.
Радиус небесного тела, при
котором оно превращается в
черную дыру, называется грави-
тационным радиусом Rgi и его
легко вычислить. Для этого на-
пишем равенство (5.18) для лю-
бого шарообразного небесного
тела и для Солнца
/ 2GM
V —и
„	/ 2GA10	.
v«® = ~\ —o' ° =618 км/с.
V П 0
Разделив первое равенство на
второе, получим
»"=6i8V4-?-,5-,9)
Положив в равенстве (5.19)
Vn = c=3«105 км/с, Мо = 1 и
подставив в него радиус Солнца
/?о=7«105 км, найдем грави-
тационный радиус
R 6182 7-105
s 3-105
где М — масса в массах Солн-
ца, a Rg — радиус в километ-
рах.
Следовательно, у Солнца
гравитационный радиус Rg =
= 3 км, а у звезды с предель-
ной массой М = 50 солнечных
масс, Rg = 150 км. Конечно,
превратиться в черные дыры
могут только массивные звезды
при их катастрофическом сжа-
тии (коллапсе).
В действительности, черные
дыры являются объектами, су-
ществование которых с неиз-
бежностью следует из общей
теории относительности. Имен-
но на основании этой теории
они были предсказаны в конце
30-х годов. Согласно общей
теории относительности, разви-
той А. Эйнштейном, в сильных
гравитационных полях и при
движениях вещества со скорос-
тями, близкими к скорости
5*
131
света, теория тяготения Ньюто-
на неприменима и непримени-
мы пространственно-временные
понятия классической механи-
ки. В частности, геометриче-
ские свойства пространства и
времени, а точнее, простран-
ства-времени определяются рас-
пределением и движением ве-
щества, в то время как в клас-
сической механике Ньютона
свойства пространства и време-
ни не зависят от распределения
и движения вещества. Одним
из следствий общей теории
относительности является то,
что сила притяжения и ус-
корение свободного падения те-
ла при приближении его к гра-
витационному радиусу стремят-
ся к бесконечно большим зна-
чениям, скорость, которую при-
обретает тело, стремится к
максимально возможной — ско-
рости света. Геометрические
свойства пространства-времени
вблизи гравитационного ради-
уса и внутри него отличны от
свойств пространства-времени
на больших расстояниях от чер-
ной дыры. В общем случае
трехмерная геометрия в окрест-
ностях и внутри черной дыры
отлична от привычной для нас
евклидовой геометрии. И хотя
мы пользуемся понятием ра-
диуса черной дыры, оно теряет
свой смысл, который мы прида-
ем ему в геометрии Евклида,
и под радиусом черной дыры
в данном случае нужно пони-
мать отношение длины грани-
цы черной дыры к 2л. Гео-
метрические свойства простран-
ства-времени в окрестностях
подобных объектов (без.ссылки
на черные дыры) были впервые
описаны в 1915 г. К. Шварц-
шильдом, поэтому иногда гра-
витационный радиус называют
шварцшильдовским радиусом.
Само понятие границы чер-
ной дыры как некой застывшей
поверхности, аналогичной по-
верхности обычной звезды, яв-
ляется понятием относитель-
ным. Если тело свободно падает
в поле тяготения черной дыры,
то «наблюдатель», падающий
вместе с ним, увидит, что тело
за конечный промежуток вре-
мени пересекает границу чер-
ной дыры, попадает внутрь и
далее падает к центру. Та-
ким образом, для свободно
падающего наблюдателя гра-
ница черной дыры не является
чем-то выделенным, ее нет. В
то же время внешним далеким
наблюдателям представится со-
вершенно иная картина. Сво-
бодно падающее тело будет
бесконечно долго подходить к
гравитационному радиусу и как
бы застынет вблизи него. Прав-
да, при этом не стоит забы-
вать, что с приближением к
гравитационному радиусу все
процессы для внешнего наблю-
дателя и, в частности, про-
цессы излучения резко замед-
ляются. Сигналы, посылаемые
с падающего тела, будут прихо-
дить все реже и реже и все с
меньшей и меньшей интенсив-
ностью. И как только падающее
тело приблизится к границе
черной дыры и эти процессы
станут заметными, оно в даль-
нейшем за время совсем
исчезнет для внешнего наблю-
дателя. Для черных дыр звезд-
ной массы это время состав-
ляет менее тысячной доли се-
кунды.
132
Какие же специфические
свойства черных дыр позволяют
надеяться обнаружить их среди
огромного количества звезд на
небе?
Наиболее перспективным при
поиске черных дыр является
учет огромной напряженности
гравитационного поля в их ок-
рестностях. В чем же оно про-
является? Если вокруг черной
дыры отсутствует вещество, то
это поле себя ничем не прояви-
ло бы. Правда, можно пред-
ставить себе ситуацию, когда
черная дыра находится на луче
зрения между наблюдателем и
далекой звездой. В этом случае
гравитационное поле черной
дыры исказило бы траекторию
движения световых лучей, иду-
щих от звезды к наблюдателю,
т. е. черная дыра могла бы
действовать как оптическая
линза, приводя к усилению све-
та от звезды в «фокусе». Ясно,
что для наблюдения такого уси-
ления света необходимы очень
специфические и, следователь-
но, очень маловероятные усло-
вия расположения наблюдате-
ля, черной дыры и звезды вдоль
луча зрения.
Но пространство между
звездами не пустое: в среднем
в Галактике в каждом куби-
ческом сантиметре содержится
около одного атома. Поэтому
черная дыра, помещенная в
межзвездную среду, будет при-
тягивать газ и он постепенно
будет падать на нее. Этот про-
цесс называют аккрецией. При
этом если газ вдали от черной
дыры покоится по отношению к
ней, то скорость падения газа
будет направлена по радиусу
и по мере приближения к гра-
витационному радиусу величи-
на ее будет стремиться к
скорости света. Если бы чер-
ная дыра обладала поверх-
ностью, как и звезда, то газ,
приобретая большую кинетиче-
скую энергию, при столкнове-
нии с поверхностью нагревался
бы до высоких температур, его
кинетическая энергия перехо-
дила в тепловую. Однако в сис-
теме отсчета, связанной с па-
дающим газом, граница чер-
ной дыры ничем не выделена,
газ за конечное время пересе-
чет ее и будет падать к центру.
Для нас, внешних наблюдате-
лей, вещество, приближаясь
к границе черной дыры, будет
постепенно исчезать из поля
зрения, унося с собой приоб-
ретенную кинетическую энер-
гию.
Ситуация кардинально ме-
няется, если вещество на боль-
ших расстояниях имеет некото-
рую скорость, направление ко-
торой не совпадает с направ-
лением на черную дыру, что
всегда имеет место в реаль-
ных астрофизических условиях.
В этом случае говорят, что
вещество обладает угловым мо-
ментом вращения по отноше-
нию к черной дыре. При не-
слишком больших скоростях
газ захватывается черной ды-
рой и начинает вращаться во-
круг нее. Ситуация в некото-
ром роде аналогична движению
пылинок в кольцах Сатурна.
Правда, в кольцах Сатурна
движение отдельной пылинки
происходит по круговой орби-
те и не зависит от других
пылинок. Наоборот, в газе,
который падает на черную ды-
ру, движение отдельных частиц
133
в большой степени взаимосвя-
зано, так как газ представляет
собой сплошную среду. Поэто-
му аккрецирующий диск, кото-
рый формируется вокруг чер-
ной дыры, определяется физи-
ческими свойствами газа как
сплошной среды, т. е. такими
параметрами, как вязкость га-
за, проводимость, температура,
магнитные поля в нем и т. д.
Например, благодаря вязкости
происходит передача углового
момента от внутренних облас-
тей диска наружу, что приво-
дит к формированию сравни-
тельно тонкого диска. Кроме
этого, трение уменьшает компо-
ненту скорости вещества, на-
правленную перпендикулярно к
радиусу, и оно постепенно приб-
лижается по скручивающейся
спирали к черной дыре. Как
только вещество достигает рас-
стояний порядка 3/?^, оно
практически свободно начинает
падать и проваливаться в чер-
ную дыру. Из-за трения часть
кинетической энергии преобра-
зуется в тепловую, что приво-
дит к нагреву газа в диске.
Нагретый газ излучает часть
своей энергии в форме электро-
магнитного излучения. Значи-
тельный нагрев газа происходит
на расстояниях, почти на поря-
док превышающих радиус чер-
ной дыры, поэтому ее. грави-
тационное поле слабо сказы-
вается на свойствах выходяще-
го из аккреционного диска из-
лучения. Именно это излучение
нагретых до высоких темпера-
тур аккрецирующих дисков во-
круг черных дыр и может слу-
жить одним из важных инди-
каторов их наличия во Все-
ленной.
Свойства излучения диска
зависят от темпа аккреции —
темпа, с которым газ посту-
пает из окружающей среды в
диск. Если темп аккреции мал,
что имеет место для одиночных
черных дыр, находящихся в
межзвездной среде с малой
плотностью вещества, то интен-
сивность излучения диска мала
и поиск таких объектов стал-
кивается с большими труднос-
тями. С другой стороны, из-
вестно, что всем звездам в той
или иной мере присуще исте-
чение вещества с поверхности.
Это явление носит название
звездного ветра. Предположим,
что в состав двойной системы
входит обычная звезда и черная
дыра. В этом случае звездный
ветер от нормальной компонен-
ты будет захватываться чер-
ной дырой, вещество, падая на
нее, будет формировать аккре-
ционный диск. Ясно, что темп
аккреции на черную дыру
будет определяться интенсив-
ностью истечения вещества из
нормальной звезды и расстоя-
нием между компонентами.
Особенно высок темп аккреции,
и, следовательно, наиболее ярко
проявляются характерные осо-
бенности излучения аккрециру-
ющих газовых дисков вокруг
черных дыр, входящих в состав
тесных двойных систем. В этом
случае на черную дыру будет
падать мощная струя газа.
В таких системах в зави-
симости от скорости аккреции
газ в диске может нагреваться
до температуры в сотни тысяч и
миллионы кельвинов. Основное
излучение от таких дисков идет
в рентгеновском диапазоне. В
оптическом диапазоне аккре-
134
ционные диски проявляли бы
себя в виде ярких оптических
звезд большой светимости.
Пока поиски черных дыр по
оптическому излучению их дис-
ков оказались безрезультатны-
ми. Это связано с тем, что для
обеспечения высокого темпа ак-
креции нормальные звезды в та-
ких системах должны быть
массивными и яркими, так что
их оптическое излучение заби-
вает оптическое излучение ак-
крецирующего диска вокруг
черной дыры.
Современные рентгеновские
телескопы, устанавливаемые на
искусственных спутниках Зем-
ли, могут обнаружить такие
объекты по их рентгеновскому
излучению, даже если они уда-
лены на десятки и сотни кило-
парсеков. В настоящее время
известно более сотни источни-
ков рентгеновского излучения.
Более десятка из них входит в
состав двойных систем, у ко-
торых одна компонента — нор-
мальная звезда, а другая —
компактный объект, являющий-
ся рентгеновским источником.
Некоторые из этих рентгенов-
ских источников показывают
быструю переменность, что яв-
ляется характерной чертой для
рентгеновского излучения ак-
креционных дисков вокруг чер-
ных дыр. Минимальное время
хаотических изменений потока
излучения от таких дисков
(10-4—10-5 с) определяется
размером диска, который сос-
тавляет всего около десяти
гравитационных радиусов. Раз-
витие теории формирования и
излучения аккреционных дис-
ков вокруг компактных объек-
тов и, в частности, вокруг
черных дыр во многом опреде-
лилось работами советских
астрофизиков Я. Б. Зельдови-
ча, Р. А. Сюняева и Н. И. Ша-
куры.
Казалось бы, все хорошо:
теория аккреции на черные
дыры предсказывает существо-
вание вокруг них дисков, а
наблюдения рентгеновского из-
лучения от двойных систем со
свойствами, описанными выше,
должны были бы прямо ука-
зывать на существование чер-
ных дыр. В действительности
все не так просто. Оказыва-
ется, аккрецирующие газовые
диски с аналогичными свой-
ствами образуются и вокруг
нейтронных звезд, входящих
в состав тесной двойной сис-
темы. Свойства дисков вокруг
черной дыры и нейтронной
звезды должны быть очень по-
хожи, поскольку размеры нейт-
ронной звезды лишь в несколь-
ко раз превышают гравитацион-
ный радиус звезды, а основная
доля излучения дисков обра-
зуется на расстояниях (6—
10) Rg от поверхности, в об-
ластях, где мало сказывается
отличие гравитационных по-
лей черной дыры и нейтрон-
ной звезды. В такой ситуации
единственный способ отличить
черную дыру от нейтронной
звезды в двойной системе —
определить массу невидимого
компонента, ответственного за
рентгеновское излучение. Тео-
рия строения нейтронных звезд
показывает, что их масса не
может превышать некоторого
критического значения Мкр~
^ЗЛ4О Если окажется, что
масса невидимого компонента
превышает это критическое
135
значение, то это будет прямым
доказательством наличия чер-
ной дыры в системе.
Определение масс тесных
двойных систем по оптическим
наблюдениям, особенно зат-
менных переменных звезд, яв-
ляется хорошо развитым нап-
равлением оптической астро-
номии. Разработанные для это-
го случая методы в полной
мере применимы для рентге-
новских наблюдений. Такой
анализ излучения более десятка
рентгеновских источников, вхо-
дящих в состав тесных двой-
ных систем, показал, что только
источник рентгеновского излу-
чения, находящийся в созвез-
дии Лебедя, может оказаться
системой, где компактный не-
видимый компонент, возможно,
является черной дырой. Этот
рентгеновский источник полу-
чил название Лебедь X-I. Наб-
людения в рентгеновском и оп-
тическом диапазонах показали,
что спектральный класс опти-
ческой звезды близок к 09,
что соответствует массе около
20Мо Компактный рентгенов-
ский источник имеет период
обращения вокруг нее около
5,6 суток (это вытекает из
периодических затмений рент-
геновского источника, когда он
заходит за оптическую звезду).
Наблюдаются и периодические
изменения спектрального клас-
са оптической звезды, связан-
ные с нагревом ее поверхности,
обращенной в сторону компакт-
ного источника, его рентгенов-
ским излучением. Все это
позволило оценить массу ком-
пактного источника, оказавшу-
юся равной 107Ио , т. е. соот-
ветствующей черным дырам.
Если это действительно черная
дыра, то ее радиус должен быть
равен 30 км, основная доля
излучения диска идет из облас-
ти с размерами около 200 км.
ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ И ИХ ОБОЗНАЧЕНИЯ
Если на протяжении не-
скольких вечеров, по два-три
раза в вечер рассматривать
звезду р Персея и сравнивать
ее видимую яркость (блеск) со
звездами аир соседнего со-
звездия Кассиопеи, то легко
обнаружить переменность блес-
ка этой звезды. То она светит
так же ярко, как звезды Кас-
сиопеи, то значительно слабее
их. Переменность блеска звезды
Р Персея была известна еще
средневековым арабским астро-
номам, которые дали ей имя
Эль-Гуль (что означает Дья-
вол), со временем превратив-
шееся в Алголь. Их можно было
понять: все звезды горят ров-
ным светом и вдруг одна перио-
дически «подмигивает».
Но не одна звезда Алголь
меняет свой блеск. В 1596 г.
немецкий астроном Д. Фабри-
циус (1564—1617) обнаружил
переменность блеска у звезды в
созвездии Кита, впоследствии
обозначенной греческой буквой
о (омикрон) и названной поль-
ским астрономом Я. Гевелием
Мирой, т. е. Дивной, или Уди-
вительной, за резкое изменение
блеска: звезда то выглядела
яркой, то совсем исчезала для
невооруженного глаза. Пере-
менность блеска р Персея была
заново открыта в Европе в 1669 г.
итальянцем Г Монтанари
(1632—1687), а строгую перио-
дичность изменения ее блеска
установил в 1783 г. англичанин
Дж. Гудрайк (1764—1786), ко-
торый в 1784 г. открыл пере-
менность звезд р Лиры и 6 Це-
фея. В дальнейшем обнаружи-
лась переменность блеска и
других звезд. Но с 90-х годов
прошлого столетия, благодаря
специальным поискам, звезды
переменного блеска стали обна-
руживаться сотнями. Их на-
звали переменными звездами.
Особенно много переменных
звезд было открыто в 1921 —
1940 гг. и с 1946 г. по фотогра-
фиям звездного неба, причем
большой вклад в розыски и изу-
чение таких звезд внесли совет-
ские астрономы и любители
астрономии. К настоящему вре-
мени известно более 28400 пе-
ременных звезд, получивших
обозначения. Мировой центр
изучения переменных звезд на-
137
ходится в Москве при Астроно-
мическом совете Академии наук
СССР, и только этот центр
имеет право присваивать обо-
значения переменным звездам и
издавать их полные каталоги
(списки).
Чтобы можно было сразу от-
личить переменные звезды от
звезд постоянного блеска, усло-
вились обозначать их больши-
ми буквами латинского алфа-
вита от R до Z с указанием со-
звездия, например: R Лиры,
S Андромеды, Т Стрельца и т. д.
Если в созвездии переменных
звезд много и указанных букв
не хватает, то используют ком-
бинации из двух букв: RR, RS...,
ТТ ..., ZZ, АА, АВ и т. д. до QZ.
Такими способами можно обо-
значить в созвездии 334 пере-
менные звезды. Но в некоторых
созвездиях (Лебедя, Стрельца и
др.) переменных звезд оказа-
ЗАТМЕННЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ
Затменные переменные звез-
ды, часто называемые затмен-
но-двойными, это, по существу,
спектрально-двойные звезды,
компоненты которых, имея по-
стоянную светимость, обра-
щаются вокруг общего центра
масс по орбитам, расположен-
ным в плоскости, проходящей
через Землю. Поэтому в про-
цессе обращения компоненты
затменно-двойной звезды пе-
риодически частично или пол-
ностью заслоняют (затмевают)
друг друга от наблюдателя.
Вне затмений до наблюдателя
доходит свет от обоих компо-
нентов, а во время затмений
свет ослабляется затмевающим
лось так много, что и этих ком-
бинаций букв недостаточно. То-
гда вновь открываемые в этих
созвездиях переменные звезды
стали обозначать буквой V (от
лат. variable—переменная) и
порядковым номером перемен-
ной звезды в созвездии, начи-
ная с V 335, например V 335 Ле-
бедя, V 336 Стрельца и т. д.
Но за небольшим числом срав-
нительно ярких переменных
звезд, обозначенных еще в
1603 г. буквами греческого ал-
фавита, сохранились прежние
обозначения.
Причин переменности блес-
ка звезд может быть только две:
либо взаимные затмения звезд,
либо физические процессы, про-
исходящие в их недрах. Поэто-
му и переменные звезды подраз-
деляются на затменные пере-
менные и на физические пере-
менные.
ЗВЕЗДЫ
компонентом и наблюдатель
фиксирует уменьшение блеска
звезды.
Изменение видимой яркости
переменной звезды во времени
изображается в виде графика,
называемого кривой блеска.
Вид этой кривой зависит от
размеров, формы, массы, све-
тимости и взаимного расстоя-
ния компонентов переменной
звезды, а также от вытянутости
их орбит и ориентировки орбит
относительно наблюдателя (от-
носительно Земли).
Изучение кривых блеска
затменных переменных звезд
выявило среди них три основ-
ных типа, названных по их ха-
138
Рис. 65. Кривая блеска затменной переменной звезды Алголя.
рактерным представителям.
Первый — это переменные звез-
ды типа Алголя (0 Персея),
схема и кривая блеска которого
приведена на рисунке 65. Ком-
поненты этих звезд имеют ша-
ровидную форму, причем раз-
меры звезды-спутника (В) боль-
ше, а светимость меньше глав-
ной звезды (А). Оба компонен-
та либо белого цвета с темпе-
ратурой около 9000—11000 К,
либо главная звезда белого
цвета, а звезда-спутник жел-
того с температурой от 5000 до
8000 К. Пока затмения нет,
блеск звезды практически по-
стоянен. При затмении главной
звезды менее ярким спутником
блеск резко уменьшается (глав-
ный минимум), а при заходе
спутника за главную звезду
уменьшение блеска незначи-
тельно (вторичный минимум)
или совсем не наблюдается.
Одинаковые минимумы блеска
наступают через строго опреде-
ленные промежутки времени,
называемые периодом перемен-
ности звезды, который равен
периоду обращения компонен-
тов. У разных звезд типа Ал-
голя периоды переменности
крайне различны, от 0,2 до
10000 суток и более. Наиболь-
шее изменение блеска, называе-
мое амплитудой блеска, может
достигать нескольких звездных
величин. Непрерывное измене-
ние блеска в минимумах сви-
детельствует о частном затме-
нии. При полном затмении на
всем его протяжении блеск в
минимуме остается неизмен-
ным, поэтому этот участок кри-
вой блеска имеет трапециевид-
ную форму. Из анализа кривой
блеска можно даже вычислить
радиусы и светимости компо-
нентов.
Так как оба компонента затменно-двойной звезды движутся в плоскости,
проходящей через наблюдателя, то по наибольшим смещениям линий в спектре
звезды вычисляются линейные скорости ui и каждого компонента (см. с. 25 и
123), а по ним — расстояния а\ и а2 компонентов от общего центра их масс,
поскольку
Q\ = Р и а2= —- Р,
2л	2л
139
где Р — период обращения компонентов, равный наблюдаемому периоду пере-
менности звезды.
Теперь нетрудно найти большую полуось а орбиты звезды-спутника относи-
тельно главной звезды, так как a = ai-j-a2» и затем по формулам (5.15) и (5.16)
вычислить массы компонентов.
У самого Алголя наиболь-
ший блеск равен 2,2т, в главном
минимуме блеск ослабевает до
3,5Ш, а во вторичном миниму-
ме — примерно на О,!"1 Период
переменности Р = 2,867 сут =
= 2д20ч49м, а затмение в глав-
ном минимуме длится 9 ч 38 мин.
Главная звезда белого цвета
(В 8), ее радиус /? = 3/?0 (ра-
диуса Солнца) и масса М =
= 5А40. Звезда-спутник желто-
го цвета (спектрального класса
G 8); ее /? = 3,2/?0, М=М&,
большая полуось орбиты а =
= 11- Ю6 км, а средняя орби-
тальная скорость близка к
300 км/с.
Второй вид затменных пере-
менных звезд — это звезды ти-
па р Лиры. Их блеск непрерыв-
но и плавно изменяется в пре-
делах примерно двухчзвездных
величин (рис. 66). Между
главными минимумами обяза-
тельно наступает менее глубо-
кий вторичный минимум. Пе-
риоды переменности — от полу-
суток до нескольких суток. Ха-
рактеристики этих звезд изу-
чаются так же, как и звезд
типа Алголя. Оказалось, что
компоненты переменных звезд
типа р Лиры принадлежат к
массивным голубовато-белым и
белым гигантам спектральных
классов В и А. Из-за значитель-
ной массы и относительной бли-
Рис. 66. Затменная переменная звезда р Лиры. (Положения звезды-спутника и
соответствующие им участки кривой блеска обозначены одинаковыми буквами.)
140
Рис. 67. Кривая блеска затменной переменной звезды W Большой, Медведицы.
зости друг к другу оба компо-
нента подвержены сильному
взаимному приливному воздей-
ствию, в результате чего приоб-
рели эллипсоидальную форму
(см. рис. 66). При. обращении
вокруг общего центра масс оба
компонента обращены своими
большими осями (выпуклостя-
ми) друг к другу и к нам после-
довательно поворачиваются
различные стороны их эллипсо-
идальных фигур. Главный ми-
нимум блеска наступает при
затмении главной звезды ее
менее ярким спутником.
Относительная взаимная
близость компонентов этого ти-
па переменных звезд хорошо
проявляется на примере самой
Р Лиры, радиусы компонентов
которой близки к 20 /?0 и
12 /?0. А поскольку расстояние
между их центрами равно при-
мерно 43 /?0 (3-107 км), то
фотосферы этих звезд разделе-
ны всего лишь четвертью этого
промежутка. В таких тесных па-
рах атмосферы звезд проника-
ют друг в друга, и происходит
непрерывный обмен веществом,
часть которого уходит в меж-
звездное пространство. Вслед-
ствие этого массы звезд мед-
ленно уменьшаются, а расстоя-
ние между ними и период об-
ращения постепенно увеличи-
ваются. Так, период перемен-
ности р Лиры Р = 12,937 сут =
= 12д22ч29м ежегодно увеличи-
вается примерно на 10 с.
Но если компоненты затмен-
но-двойной звезды сходны по
размерам и светимости и на-
столько близки друг к другу,
что их фотосферы почти сопри-
касаются, то вторичный мини-
мум кривой блеска почти равен
по глубине главному минимуму,
а период переменности значи-
тельно меньше суток (рис. 67).
Такие затменно-двойные звезды
получили название звезд типа
W Большой Медведицы по име-
ни этой звезды, период перемен-
ности (и обращения) которой
равен всего лишь 8 ч! Трудно
представить себе ту колоссаль-
ную скорость, с которой обра-
щаются огромные компоненты
этой звезды! Спектральные
классы этих звезд F и G.
141
ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ
Изменение блеска этих пере-
менных звезд вызывается изме-
нением их светимости под дей-
ствием физических процессов,
происходящих в недрах. В нас-
тоящее время известно свыше
40 типов физических перемен-
ных звезд, которые можно объе-
динить в три основные груп-
пы: пульсирующие переменные,
взрывные переменные и эруп-
тивные* переменные звезды.
Мы рассмотрим только наибо-
лее интересные типы физичес-
ких переменных звезд, в основ-
ном доступные массовым на-
блюдениям.
У пульсирующих перемен-
ных звезд светимость меняется
из-за чередования их сжатий
и расширений в небольших
пределах. При сжатии звезды
размеры фотосферы несколько
уменьшаются, но зато ее тем-
пература возрастает. В резуль-
тате увеличивается светимость
звезды, а следовательно — и
блеск. При расширении темпе-
ратура и светимость умень-
шаются. У одних звезд чередо-
вание сжатия и расширения
происходит со строго опреде-
ленным периодом (периодиче-
ские, или правильные, пульси-
рующие переменные звезды),
у других на определенный пе-
риод накладываются более мел-
кие колебания (полуправиль-
ные пульсирующие переменные
звезды), у третьих колебания
размеров и светимости проис-
ходят хаотически (неправиль-
ные переменные звезды).
К правильным пульсирую-
щим переменным звездам отно-
сятся цефеиды, названные так
по характерному их представи-
телю, хорошо изученной звез-
де 6 Цефея. Все цефеиды яв-
ляются желтыми сверхгигант-
скими звездами спектральных
классов F и G с абсолютной
звездной величиной от —3,п до
— 6'" Массы этих звезд пре-
вышают массу Солнца пример-
но в 8—12 раз, а радиусы — от
60 до 150 раз. Разность звезд-
ных величин в Минимуме (/nmin)
и максимуме (т111ах) блеска,
называемая амплитудой блеска
(А/и = /иП1||1 —mmax), у разных
цефеид составляет от 0,Г' до
2,0"’, а период переменности —
от 1 до 135 суток, причем
амплитуда и период перемен-
ности возрастают с увеличением
светимости и радиуса звезды.
Максимумы блеска наступают
после минимумов, как правило,
примерно через одну треть пе-
риода переменности звезды, ко-
торый определяется по положе-
ниям максимумов блеска. Синх-
ронно с блеском звезды меняет-
ся температура ее поверхности,
а следовательно, и спектраль-
ный класс: в максимуме блеска
температура близка к 7000 К,
в минимуме — около 5500 К, а
спектральный класс примерно
от F5 — F6 в максимуме до
G1 — G5 в минимуме.
На рисунке 68 показаны кри-
вые блеска и температуры звез-
ды 6 Цефея, блеск которой ме-
няется от 3,5"' в максимуме до
* От лат eruptio— извержение, так как переменность светимости этих
звезд сопровождается истечением вещества или даже сбросом внешних оболочек.
142
Рис. 68. Кривые блеска (вверху) и температуры (внизу) звезды 6 Цефея.
4,4т в минимуме с периодом
Р = 5,366 сут = 5д8ч47м, причем
от минимума до максимума про-
ходит 0,25 Р= 1,342Д= 1Д8Ч 12м
В максимуме светимости тем-
пература звезды повышается до
6700 К, а в минимуме снижается
до 5500 К. Одновременно перио-
дически меняется и спектраль-
ный класс от F5 до G1. Сред-
ний радиус звезды /? = 53
«3,69-107 км испытывает коле-
бания в пределах около 2 -106 км,
т. е. примерно на 3%. Такие же
небольшие изменения радиусов
свойственны всем цефеидам.
К цефеидам принадлежат еще две звезды среднего блеска, вполне доступ-
ные любительским наблюдениям, — это ц Орла (блеск от 3,5т до 4,4"*; период
Р = 7,177 сут = 7д4*’14м и £ Близнецов (блеск от 3,6™ до 4,2™; период Р =
= 10,151 сут = 10Л3,,37м) Их полезно понаблюдать самостоятельно. А вот яркая
Полярная звезда (а Малой Медведицы), тоже являющаяся цефеидой, недоступ-
на любительским наблюдениям, так как ее блеск изменяется с периодом Р =
= 3,670 сут = Зд16ч0£)м всего лишь от 1,94т до 2,05т, е. с ампли-
тудой Am =0,11™— самой малой из всех известных цефеид.
Обозначим абсолютную
звездную величину цефеиды в
максимуме светимости (и блес-
ка) через Л4тах, а в минимуме —
через Л4т1п, тогда ее средняя
абсолютная величина
Мс =
М1Па\ +	i|]
2
У цефеид обнаружена ин-
тересная закономерность: с рос-
том светимости, зависящей от
массы звезды, увеличивается
период пульсации, т. е. более
массивные звезды пульсируют
медленнее. Эта закономерность
имеет вид:
143
Мс= - 1,67™ —2,54 lg Р, (6.1)
где Р — период переменности
(пульсации), выраженный в
сутках.
Установив из наблюдений
период переменности и пределы
изменения блеска (mmax и /итт,)
цефеиды, нетрудно по формуле
(6.1) определить ее среднюю
абсолютную звездную величину
(Л4С) и, зная средний блеск
(mc=	, вычислить
по формуле (5.5) расстояние до
цефеиды.
Почти все цефеиды располо-
жены в Млечном Пу1и и вблизи
него.
Другой тип правильных
пульсирующих переменных звезд
назван переменными типа RR
Лиры, по имени этой хорошо
изученной звезды. Когда-то их
называли короткопериодиче-
скими цефеидами за короткие
периоды переменности, заклю-
ченные у различных звезд в пре-
делах от 0,2 до 1,2 суток.
Все эти звезды — гигантские
белые и желтоватые, спектраль-
ных классов А и F, со средней
абсолютной звездной величиной
+0,5"' и светимостью, пре-
вышающей солнечную в 60—70
раз. Амплитуды блеска обычно
от 0,2™ до 1,5™ и значительно
реже — до 2,0™.
Кривые блеска звезд типа
RR Лиры напоминают цефеид-
ную кривую, но блеск возрас-
тает быстрее, его максимум —
острый и наступает после ми-
нимума в-среднем через 0J 5 пе-
риода переменности (рис. 69).
Сама RR Лиры меняет блеск от
7,0™ до 8,1™, с периодом Р =
= 0,567 сут=13ч36м, ее спект-
ральный класс меняется от А5
до F7, температура примерно от
10000 до 7000 К, а максимум
наступает после минимума че-
рез 0,19 Р = 2Ч35М
Существует три подтипа ли-
рид, несколько различающихся
формой кривой блеска, причем в
периодах пульсации некоторых
звезд наблюдаются небольшие
периодические изменения. Мно-
гие лириды расположены вне
Млечного Пути, и их исполь-
зуют для определения расстоя-
ний до объектов, в которых они
находятся, в частности до ша-
ровых звездных скоплений (см.
главу VII).
К правильным переменным
принадлежат также пульсирую-
щие звезды, получившие на-
144
Ядро
Т=1,5 Ю7К
. Зона
лучистого
переноса
Корона
Я ЮЬК
Фотосфера
Т 6000 К
Конвективная
Схема строения Солнца (вверху)
Спектры (внизу):
непрерывный (а); излучения (б — натрий); (в — цезий);
(г — водород); поглощения (д — солнечный спектр)
Юпитер и его Красное Пятно (вверху)
Сатурн и его кольца (внизу)
IV
звание долгопериодических пе-
ременных звезд, или мирид, по
имени звезды Миры (о Кита).
Будучи огромными по своему
объему, превышающему объем
Солнца в миллион и десятки
миллионов раз, эти красные ги-
ганты спектрального класса М
с температурой, близкой к
3000 К, пульсируют очень мед-
ленно, с периодами от 80 до
1000 суток и амплитудой блеска
от 2,5Ш до 11т, т.е. изменение
светимости в визуальных лучах
у разных представителей этого
типа звезд происходит от 10 до
2500 раз! Но при этом общая
излучаемая энергия во всем
диапазоне длин волн меняется
всего лишь в 2—2,5 раза, так
чтр происходит периодическое
перераспределение энергии
между визуальным и инфра-
красным участками спектра.
Радиусы этих звезд колеблются
около средних значений в пре-
делах 5—10%, а кривые блеска
похожи на цефеидные.
Сама Мира Кита, радиус ко-
торой близок к 390 солнечным
радиусам, а масса — к 10 мас-
сам Солнца, меняет блеск с пе-
риодом в 332д в пределах от
2,0ш до 10,1так что она регу-
лярно исчезает для невооружен-
ного глаза. Ее визуальная све-
тимость периодически меняется
в 1740 раз!
Так как природа пульсирую-
щих переменных связана с ме-
ханическими колебаниями звез-
ды, то для оценки их периода
можно воспользоваться форму-
лой Гюйгенса для периода ме-
ханических колебаний матема-
тического маятника:
₽ = 211л/1
в которой принять l = R— ра-
диусу звезды и гравитационное
ускорение на поверхности звез-
ды
где G — гравитационная по-
стоянная и М — масса звезды.
Тогда период пульсации
звезды
₽=2"V-& <6-2’
а так как объем звезды V =
= -у л/?3, то при средней плот-
ности звездного вещества рс
масса звезды Л4 = -—л/?3рс, под-
и
ставляя значение которой в
формулу (6.2), найдем
Р л/рс = Л/ — постоянная
’ V о
величина.
Следовательно, период пуль-
сации звезды зависит от сред-
( ней плотности ее вещества.
Соотношение, полученное
количественно, с достаточной
точностью подтверждается на-
блюдениями. Переменные с
большим периодом имеют мень-
шие плотности.
Применение этой формулы к
Солнцу, средняя плотность ко-
торого составляет 1400 кг/м3,
дает значение периода возмож-
ных колебаний в несколько ча-
сов. Но, как мы знаем, Солнце
не является пульсирующей пе-
ременной. В чем же тут дело?
Как было показано совет-
ским астрофизиком С. А. Же-
вакиным, причиной пульсаций
звезд является сравнительно
тонкий слой вещества звезды,
расположенный на определен-
6 Зак. 1841 М. М Дагаев
145
ной глубине и состоящий из
частично ионизованного гелия.
При сжатии звезды этот слой
делается плотнее, поэтому он
задерживает энергию, идущую
из центра звезды. Это приво-
дит к увеличению давления,
препятствующего сжатию. В си-
лу чего сжатие в итоге прекра-
щается и начинается процесс
расширения. При расширении
звезды, наоборот, указанный
слой делается более прозрач-
ным, энергия просачивается на-
ружу, давление падает и ста-
новится таким, что сила тяго-
тения останавливает расшире-
ние и заставляет звезду сжи-
маться. Затем все повторяется
сначала. Слой частично ионизо-
ванного гелия по своему дей-
ствию напоминает клапан в ди-
зельном моторе, который в мо-
мент сжатия впрыскивает
внутрь цилиндра энергию. По-
этому описанный механизм
пульсаций звезд получил назва-
ние клапанного.
Было показано, что только
у звезд-гигантов и сверхгиган-
тов строение таково, что слой
частично ионизованного гелия
расположен на достаточной
глубине, чтобы эффективно ра-
ботал клапанный механизм,
поддерживающий пульсации
переменных звезд. У обычных
звезд и Солнца это не так, по-
этому у них пульсации не воз-
никают и, что самое главное,
не поддерживаются.
Взрывных переменных звезд
существует около девяти ти-
пов, но всех их роднит одна
общая причина резкого увели-
чения светимости — это взрыв-
ной характер выделения энер-
гии из их недр. Результат за-
висит от мощности взрыва. Мы
рассмотрим лишь два типа этих
звезд.
Один из них назван новыми
звездами. Они появляются вне-
запно, причем их светимость и,
следовательно, блеск быстро
возрастают. Изучение фотогра-
фий звездного неба показывает,
что до вспышки эти звезды
были очень слабыми.
Наиболее яркие новые звез-
ды во время их вспышек были
открыты любителями астроно-’
мии. Примерами могут служить
новые звезды в созвездии Орла
(июнь 1918 г.) и в созвездии
Лебедя (23 августа 1975 г.).
Судя по фотографиям, блеск
новой звезды в созвездии Орла
за три дня до вспышки был 1Р,
а за четыре дня увеличился
до —0,5"', т. е. возрос почти в
40 тыс. раз! Затем она стала
слабеть, примерно через 200
дней перестала быть видимой
невооруженным глазом, а еще
через год ослабела до прежнего
значения 11ш.
Новая звезда в созвездии
Лебедя до вспышки имела блеск
около 21ш, а в максимуме
вспышки — до 1,9Ш, т.е. за не-
сколько дней ее светимость воз-
росла в 40 млн. раз!
Благодаря применению фо-
тографии выяснилось, что в
спектрах вспыхнувших звезд
линии сильно смещены к фиоле-
товому концу спектра, что дока-
зывает расширение внешней
оболочки звезды со скоростью
от 1000 до 2500 км/с. Примерно
через полгода-год (реже, через
два-три года) вокруг ослабев-
шей звезды становится видимой
в телескопы светлая расширяю-
щаяся газовая туманность —
146
это сброшенная оболочка, ос-
вещаемая звездой, удаляется от
нее и со временем рассеивается
в пространстве. Сама же звез-
да, как установил проф. Б. А. Во-
ронцов-Вельяминов, возвраща-
ется к примерно прежнему,
довспышечному состоянию. Сле-
довательно, при вспыщке
новая звезда не разрушается,
а лишь сбрасывает с себя обо-
лочку массой около 10-6—10“4
солнечной массы величина
незначительная в сравнении
с массой вспыхнувшей звез-
ды. В настоящее время из-
вестно около 200 новых звезд,
большинство которых вспыхну-
ло в Млечном Пути.
Установлено, что у большин-
ства новых звезд абсолютная
звездная величина в максимуме
вспышки близка к Л1=—8т
Это позволяет оценить расстоя-
ние до звезды и узнать ее све-
тимость до вспышки. Так, для
упомянутой новой звезды в соз-
вездии Лебедя
lg r = 0,2(m — М)+ 1 =
= 0,2(1,94-8)4-1=2,98,
т. е. расстояние г«1000 пк.
Следовательно, до вспышки
(и после успокоения) ее абсо-
лютная звездная величина
М = т-(-5 — 51g г =
= 21 4-5 —51g 1000 = 4-1 Г,
т. е. звезда принадлежит к кар-
ликовым звездам и ее свети-
мость в 250 раз ниже солнечной.
Аналогичные расчеты пока-
зывают, что как новые вспы-
хивают звезды низкой свети-
мости и высокой температуры.
Оказалось, что многие новые
звезды являются тесными пара-
ми, состоящими из белого кар-
лика и обычной звезды спект-
рального класса К или М. Ве-
щество обычной звезды, богатое
водородом, под действием гра-
витации со стороны белого кар-
лика перетекает на него. По
мере накопления вещества на
белом карлике давление и тем-
пература в образовавшейся
оболочке увеличиваются, и при
достижении критического зна-
чения происходит термоядер-
ный взрыв, сбрасывающий эту
оболочку с белого карлика.
Подобные процессы могут
повторяться. Действительно,
некоторые звезды вспыхивают
повторно, и часто они назы-
ваются повторными новыми.
Так, звезда Т Компаса вспыхи-
вала в 1890, 1902, 1920, 1944 и
1966 гг., а звезда Т Северной
Короны — в 1866 и 1946 гг.,
причем ее вторая вспышка была
предсказана советскими астро-
номами проф. П. П. Паренаго
и проф. Б. В. Кукаркиным, а
обнаружена любителем астро-
номии А. С. Каменчуком.
Иногда в недрах некоторых
звезд происходят взрывы такой
колоссальной мощности, что
они разрушают всю звезду. Во
время взрыва светимость и
блеск таких звезд, называемых
сверхновыми звездами, возрас-
тают в десятки и сотни миллио-
нцв раз, и они становятся на-
столько яркими, что могут быть
видны невооруженным глазом
даже днем. Вспышки сверхно-
вых звезд — очень редкое явле-
ние. За последнюю 1000 лет
вспыхнуло по меньшей мере
пять сверхновых звезд: в 1006,
1054, 1572, 1604 и 1667 гг.
Сверхновую звезду, вспыхнув-
шую в ноябре 1572 г. в созвез-
6*
147
Рис. 70. Крабовидная туманность в соз-
вездии Тельца.
дии Кассиопеи, наблюдал дат-
ский астроном Тихо Браге
(1546—1601), который отметил,
что звезда по яркости сравни-
ма с Венерой. Через 16 меся-
цев звезда исчезла. Сверх-
новую звезду, вспыхнувшую в
1604 г в созвездии Змееносца,
наблюдали Галилео Галилей
(1564—1642) и Иоганн Кеплер
(1571 — 1630).
Особый интерес представ-
ляет сверхновая звезда, вспых-
нувшая в июле 1054 г. в созвез-
дии Тельца. Исторические све-
дения о ней были найдены в
китайских хрониках. В «Исто-
рии династии Сун» написано:
«В первом году периода Ши-Хо,
в пятую луну, в ночь Чи-Чью
звезда гостья появилась... на
восточном небе созвездия Тьен-
Куан...* Она была видна днем в
течение 23 суток...» На протя-
жении двух лет звезда была
видна невооруженным глазом.
Упоминание о ней имеется и в
летописях японских астроно-
мов.
Теперь на месте сверхновой
звезды 1054 г наблюдается га-
зовая, быстро расширяющаяся
Крабовидная туманность (рис.
70), в центре которой находит-
ся пульсар, интенсивно излу-
чающий радиоволны. На месте
сверхновой звезды 1667 г. в соз-
вездии Кассиопеи тоже имеется
неправильная волокнистая га-
зовая туманность, являющаяся
мощным источником радиоиз-
лучения (Кассиопея А).
24 февраля 1987 г. наблю-
далась вспышка сверхновой
звезды в Большом Магеллано-
вом Облаке. За двое суток
блеск этой звезды увеличился
от 15'п до 4Ш, т. е. ее светимость
возросла в 25 тыс. раз! Сбро-
шенная звездой оболочка рас-
ширялась со скоростью около
16 000 км/с.
Во время максимума вспыш-
ки сверхновых звезд их абсо-
лютная звездная величина бы-
вает от — 15т до — 18™, т. е.
их светимость до 1,5 млрд, раз
превышает светимость Солнца.
Мощность взрыва настолько
велика, что вещество разрушен-
ной звезды разбрасывается во
все стороны со скоростью от
5000 до 20 000 км/с. Из-за вы-
сокой температуры в недрах
звезды выброшенный газ нахо-
дится в плазменном состоянии
и создает сильное магнитное
поле, в котором элементарные
частицы при торможении по-
рождают мощное радиоизлуче-
ние. Поэтому можно предполо-
Теперь входит в созвездие Тельца.
148
жить, что обнаруженные в не-
скольких местах Млечного Пути
радиоизлучающие газовые во-
локнистые туманности возникли
при разрушении сверхновых
звезд.
Грозит ли подобная вспыш-
ка нашему Солнцу? Исследова-
ния показывают, что взрывам
подвержены далеко не все, а
лишь в конце своей жизни осо-
бые по структуре звезды, к ко-
торым наше карликовое Солнце
не принадлежит, а поэтому
вспыхнуть не может.
Как мы видели, вспышки
сверхновых звезд довольно ред-
кое явление, в среднем одна
сверхновая в нашем Млечном
Пути вспыхивает примерно раз
в 200 лет. Все вспышки, ко-
торые наблюдались последние
1000 лет, произошли на боль-
ших расстояниях от Солнца
Оценки	показывают, что
вспышки	сверхновых звезд
вблизи Солнечной системы
должны происходить еще реже,
примерно раз в 200 млн. лет.
Следовательно, за те 5 млрд,
лет, которые существует Солн-
це, вблйзи него (на расстоя-
ниях 10—20 пк) вспыхнуло °
около десятка сверхновых
звезд. Эти оценки привели
известных советских астрофи-
зиков И. Шкловского и В. Кра-
совского к выводу о важной
роли сверхновых звезд в эво-
люции Солнечной системы.
Если сверхновая вспыхнула
на расстоянии около 10 пк, то
в максимуме блеска она сияла
бы в 1000 раз ярче Луны.
Просияв на небе несколько лет,
она перестала бы быть види-
мой невооруженному глазу.
Примерно через 10 000 лет ту-
манность — остаток взрыва
сверхновой, расширяясь со ско-
ростью 104 км/с, достигла бы
Солнечной системы и окутала ее
на десятки тысяч лет.
Как следует из наблюдений
остатков взрывов сверхновых
звезд, таких, как Крабовидная
туманность, остатков сверхно-
вых Кеплера, Тихо и др., все
они являются мощными источ-
никами радиоизлучения, кото-
рое генерируется частицами,
двигающимися со скоростями,
близкими к скорости света. Эти
частицы получили название
космических лучей. Плотность
космических лучей в остатках
сверхновых значительна, и Зем-
ля, попав внутрь оболочки
сзерхновой, оказалась бы под
воздействием мощного потока
космических лучей, которые
привели бы к значительному
повышению уровня радиации
на поверхности Земли в тече-
ние десятков тысяч лет. Для
многих видов живых организ-
мов такое повышение уровня
радиации губительно, и они
должны быстро вымирать. Яс-
но, что следы таких косми-
ческих катастроф должны бы-
ли остаться на Земле. Иссле-
дования ископаемых остатков
давно вымерших животных по-
казали, что динозавры и дру-
гие гигантские рептилии, на-
селявшие Землю в мезозой-
скую эру в течение полутора
сотен миллионов лет, быстро
(за несколько десятков тысяч
лет) вымерли в конце этой
эры. Есть палеонтологические
указания на аналогичные вы-
мирания в более поздние пе-
риоды истории Земли.
глава
НАША ГАЛАКТИКА
МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ И ГАЛАКТИКА
При наблюдениях звездного
неба в сельской местности на
нем в темные безлунные ночи
хорошо видна широкая светя-
щаяся полоса — Млечный Путь.
Свое название Млечный Путь
получил от древнегреческих ми-
фов. Согласно одному из них,
рассерженный глава богов Зевс
отнял во время кормления у
своей супруги Геры младенца и
молоко из ее груди вылилось
на небо. Действительно, беле-
сая полоса Млечного Пути на-
поминает пролитое молоко. Но
еще Г Галилей в конце 1609 г
наблюдая Млечный Путь в те-
лескоп, установил, что он со-
стоит из колоссального множе-
ства очень слабых звезд, его
звездная структура хорошо вид-
на даже в обычный призмен-
ный бинокль (рис. 71).
Млечный Путь тянется по-
лосой по обоим небесным полу-
шариям, замыкаясь в звездное
кольцо, наклоненное к небесно-
му экватору под углом около
63°
Трудами многих астрономов,
и прежде всего В. Гершеля,
его сына Дж. Гершеля и
В. Я. Струве, установлено, что
все звезды обоих небесных по-
лушарий образуют огромную
звездную систему, названную
Галактикой (от греч. «галакти-
кос» — молочный), подавляю-
щее большинство звезд которой
сосредоточено в Млечном Пути.
Наше Солнце с системой обра-
щающихся вокруг него тел тоже
входит в состав Галактики.
Большой круг, проходящий
посередине вдоль всего Млечно-
го Пути, назван галактическим
экватором, а образующая его
плоскость — галактической
плоскостью. Точки неба, равно-
удаленные на 90° от галактиче-
ского экватора, получили на-
звание галактических полюсов.
Их, естественно, два. Северный
галактический полюс находится
в созвездии Волосы Вероники,
расположенном между созвез-
диями Льва и Волопаса и сос-
тоящем из слабых звезд. Юж-
ный галактический полюс нахо-
дится в созвездии Скульптора,
примыкающего с юга к созвез-
дию Кита и тоже состоящему
из слабых звезд.
Даже при беглом обзоре
150
звездного неба читатель может
убедиться в том, что по мере
удаления в обе стороны от
Млечного Пути число звезд зна-
чительно сокращается и меньше
всего их находится вблизи га-
лактических полюсов. Да и в
самом Млечном Пути звезды
распределены неравномерно.
Уже в бинокль (а еще лучше —
на фотографиях) хорошо видно,
что в созвездиях Возничего и
Персея Млечный Путь имеет
сравнительно небольшую яр-
кость и его слабые звезды видны
раздельно. В созвездиях Лебедя
й-Орла яркость Млечного Пути
возрастает, слабых звезд уже
значительно больше и они об-
разуют заметные сгущения, а в
созвездии Стрельца, располо-
женном в противоположной
Возничему области неба, Млеч-
ный Путь имеет наибольшую
яркость и настолько насыщен
звездами, что они в большин-
стве своем не видны раздельно,
а образуют гигантские звезд-
ные облака. Самое крупное из
них, расположенное вблизи гра-
ницы с созвездием Скорпиона,
так и называется: Большое
звездное облако Стрельца
(рис. 72). Эти наблюдения под-
сказывают мысль о пространст-
венной структуре Галактики и о
положении в ней Солнечной
системы. Во-первых, Галактика
сильно сжата со стороны галак-
тических полюсов, и ее общий
вид напоминает спортивный ме-
тательный диск. Во-вторых, в
созвездии Стрельца находится
чрезвычайно богатая звездами
центральная область Галакти-
ки, а в направлении на созвез-
дия Возничего и Персея — ее
переферия, следовательно, Солн-
Рис. 71. Млечный Путь в созвездии
Змееносца.
Рис. 72. Большое звездное облако
Стрельца.
це расположено внутри звезд-
ной системы далеко от ее
центра.
Однако для изучения струк-
туры Галактики и ее размеров
необходимы строгие измерения.
Впервые они были выполнены
В. Гершелем, который подсчи-
тал число звезд до 14т, видимых
в поле зрения телескопа на 1083
участках звездного неба, рас-
положенных в разных направ-
151
лениях. На основе этого в 1785 г.
он построил первую схему
строения Галактики. В даль-
нейшем, по мере усовершенст-
вования телескопов, такие под-
счеты проводились многими
астрономами, в том числе
В. Я. Струве в России. В нашем
столетии по фотографиям звезд-
ного неба проведены подсчеты
звезд от самых ярких вплоть
до 21™ Их оказалось около двух
миллиардов. Но это лишь не-
большая часть звезд, входящих
в Галактику.
Контуры и размеры Галак-
тики можно установить по рас-
пределению на небе наиболее
далеких от нас сверхгигантских
звезд, которые благодаря своей
огромной светимости видны с
колоссальных расстояний. Для
этого можно было бы восполь-
ДИФФУЗНОЕ ВЕЩЕСТВО
Действительно, стоит вни-
мательнее присмотреться к
Млечному Пути, как легко за-
метить на его ярком фоне бо-
лее темные места с понижен-
ным числом звезд. От созвез-
дия же Лебедя в направлении
к созвездию Стрельца и далее,
вплоть до созвездия Центавра,
Млечный Путь состоит из двух
ветвей (см. рис. 11), а между
ними тянется темная полоса не-
правильной формы, на которой
видно очень мало звезд. Эта
темная полоса представляет со-
бой скопление пыли, которая
сконцентрирована в простран-
стве вблизи галактической
плоскости и частично или пол-
ностью поглощает свет звезд,
находящихся в ней или за ней.
зоваться модулями расстояний
до таких звезд (см. с. 107).
Но здесь возникли серьезные
затруднения, на которые впер-
вые указал в 1847 г. В. Я. Стру-
ве. В межзвездном простран-
стве имеется рассеянное ве-
щество, которое частично по-
глощает свет звезд, из-за чего
они кажутся нам слабее, чем
представлялись бы при отсут-
ствии межзвездного поглоще-
ния света. Поэтому без учета
этого поглощения расстояния
до звезд получаются завышен-
ными. Межзвездное поглоще-
ние света было окончательно
установлено в 1930 г. совет-
ским астрофизиком проф.
Б. А. Воронцовым-Вельямино-
вым и американским астроно-
мом Р. Трюмплером.
Таких скоплений пыли, назы-
ваемых темными пылевыми ту-
манностями (рис. 73), очень
много. Большинство их распо-
ложено в Млечном Пути и вбли-
зи него.
Темная туманность Конская
Голова (см. рис. 73) четко вы-
деляется на фоне более далекой
протяженной светлой туманно-
сти. Природа этой светлой газо-
пылевой туманности установле-
на по ее спектру. Спектр этой
туманности сходен со спектрами
близких к ней горячих белых
звезд, свет которых она отра-
жает. Поэтому такие туманно-
сти часто называют отража-
тельными. Их тоже много раз-
бросано вблизи Млечного Пути.
Протяженность пылевых туман-
152
Рис. 73. Темная туманность Конская Голова.
ностей (как светлых, так и тем-
ных) огромна, от 8 до 40 пк, а
их массы приближенно оцени-
ваются в десятки и сотни масс
Солнца. Конечно, и в темных, и
в светлых пылевых туманностях
содержатся примеси газа.
Межзвездная пыль рассеяна
в пространстве почти по всей
Галактике, но вдали от галакти-
ческой плоскости (от Млечного
Пути) ее мало. Так, в направ-
лении галактических полюсов
пространство практически сво-
бодно от пыли. Этим и поль-
зуются астрономы для изучения
межзвездного поглощения све-
та, чтобы правильно оценить
расстояние до далеких звезд.
Определяя спектральные
классы и показатели цвета
звезд, расположенных вблизи
галактических полюсов, астро-
номы установили взаимосвязь
этих характеристик: каждому
спектральному классу соответ-
ствует определенный показа-
тель цвета, названный нор-
мальным или стандартным. Ес-
ли у звезды определенного
спектрального класса, распо-
ложенной в ином направлении,
показатель цвета окажется
больше нормального, то, следо-
вательно, ее свет частично по-
глощается межзвездным ве-
ществом, которое рассеивает
преимущественно синие и голу-
бые лучи, и звезда кажется не-
сколько краснее, чем она есть в
действительности. Происходит,
как говорят астрономы, по-
краснение цвета звезд. По раз-
ности наблюдаемого и нормаль-
ного показателей цвета звезд
вычисляют в звездных величи-
нах значение межзвездного по-
глощения света.
По покраснению цвета звезд
выяснено, что размеры звезд-
ных пылинок необычайно малы,
от 0,3 до 3 мкм, а плотность
153
Рис. 74. Большая туманность Ориона.
пыли настолько ничтожна, что в
пространстве объемом 1 км3 на-
ходится в среднем около 500 пы-
линок.
Помимо пылевых туманно-
стей, в Галактике существуют
светлые диффузные туманно-
сти, состоящие в основном из
газов, но с примесями пыли.
Их размеры — от 0,5 до 15 пк.
Диффузными (от лат. diffu-
sio— разлитие, размытие) они
названы потому, что имеют
неправильный, клочковатый
вид и размытые очертания. Ха-
рактерным представителем
светлых диффузных туманнос-
тей является Большая газопы-
левая туманность в Орионе,
расположенная несколько ниже
«пояса» Ориона. В темную без-
лунную ночь она представляет-
ся зоркому глазу слабо светя-
щимся зеленоватым пятном. В
сильные бинокли и небольшие
телескопы она уже хорошо вид-
на, но без многих тонких дета-
лей, различимых только на фо-
тографиях (рис. 74). В нее по-
гружено много горячих звезд
спектральных классов О и В, из
которых четыре (5,2'", 6,7'n, 6,8™
и 7,9™) своим взаимным распо-
ложением напоминают трапе-
цию, за что эта четырехкратная
звезда (0| Ориона) получила
название Трапеции Ориона. По
модулю расстояния этих звезд
оценено расстояние до туман-
ности: оно оказалось близким к
400 пк. А так как видимые раз-
меры туманности Ориона около
60', то легко подсчитать, что
ее протяженность в пространст-
ве составляет около 7 пк. В
светлых диффузных туманнос-
тях газ необычайно разрежен,
его плотность не превышает
IO"22 — 10-23 г/см* Следова-
тельно, можно оценить массу
Большой туманности Ориона
примерно в 300 масс Солнца.
Вблизи всех светлых диф-
фузных туманностей или внутри
них обязательно находятся
звезды спектральных классов
О и В. Они своим мощным ульт-
рафиолетовым излучением на-
гревают газь>, входящие в сос-
тав туманностей, до температу-
ры более 10000 К. возбуждают
и ионизируют их атомы, кото-
рые при переходе в нормальное
состояние излучают энергию
только в спектральных линиях,
свойственных каждому газу.
Поэтому в спектрах диффузных
туманностей присутствуют от-
дельные яркие линии, по кото-
рым установлена газовая при-
рода и химический состав ту-
манностей. Основную массу га-
за составляет водород, но при-
154
сутствуют также гелий, кисло-
род и другие газы. Наиболее
яркими в спектрах являются
две зеленые линии (длиной вол-
ны Х = 5007 А и Х = 4959 А),
которые длительное время при-
писывали неизвестному в зем-
ных условиях газу — небулию
(от лат. nebula — туманность).
Но в 1927 г. американский аст-
рофизик А. Боуэн (1898—1973)
доказал, что эти линии излучает
дважды ионизованный кисло-
род в необычайно разреженной
среде, недостижимой в земных
лабораториях. Свечение этих
линий, а также зеленой линии
водорода придает светлым диф-
фузным туманностям зеленова-
тую окраску.
В газопылевых туманностях
формируются и возникают мо-
лодые звезды. Наглядным при-
мером этого является Большая
туманность Ориона.
В настоящее время известно
около 150 светлых диффузных
туманностей, но из них только
12 можно видеть в небольшие
телескопы. Их список приведен
в «Школьном астрономическом
календаре». Некоторые туман-
ности обозначаются номерами с
впереди стоящей буквой М —
это номера по каталогу, опубли-
кованному в 1781 г француз-
ским астрономом Ш. Мессье
(1730—1817). Так, Большая
диффузная туманность Ориона
обозначается символом М42, а
аналогичная Трехраздельная,
или Тройная, туманность в со-
звездии Стрельца символом
М20. Она интересна тем, что в
ней много пыли, которая узкими
полосами рассекает наблюдае-
мую поверхность туманности на
три части (рис. 75). Видимый
Рис. 75. Трехраздельная туманность в
созвездии Стрельца.
поперечник этой туманности
около 30' расстояние до нее
670 пк, и следовательно, линей-
ная протяженность в простран-
стве близка к 6 пк.
Есть еще светлые газовые
туманности примерно сфериче-
ской формы, которые при ни-
чтожной плотности газа выгля-
дят ” кольцеобразными, а при
несколько большей плотнос-
ти — дисками, похожими на
диски планет, за что получили
название планетарных туманно-
стей (рис. 76) В центре каж-
дой планетарной туманности
всегда находится ядро — очень
горячая бело-голубоватая звез-
да с массой, близкой к массе
Солнца, и температурой не
ниже 40 000 К. Спектры плане-
тарных туманностей подобны
спектрам светлых диффузных
туманностей и свидетельствуют
о сходстве их химического со-
става и о свечении газов под
воздействием ультрафиолетово-
155
Рис. 76. Планетарная туманность в со-
звездии Водолея
го излучения ядра туманности.
По спектрам найдено, что пла-
нетарные туманности расши-
ряются во все стороны со ско-
ростью от 10 до 30 км/с, поэто-
му их газовая оболочка рас-
сеивается в межзвездном прост-
ранстве на протяжении не-
скольких десятков тысячелетий.
Впервые изменение разме-
ров планетарных туманностей
из-за их расширения установил
советский астроном А. А. Латы-
пов, который по измерениям
фотографий Кольцевой туман-
ности М57 в созвездии Лиры
обнаружил ее расширение на
0,009" за год, что при расстоя-
нии туманности в 700 пк соот-
ветствует скорости расшире-
ния около 30 км/с — полное
совпадение со спектральными
определениями.
В настоящее время извест-
но около 1300 планетарных ту-
манностей, но доступны наблю-
дениям в небольшие телескопы
только пять.
По современным представ-
лениям, планетарные туманнос-
ти образуются из красных ги-
гантов, сбрасывающих свою
оболочку, а ядра туманностей
представляют собой обнажив-
шиеся недра этих звезд, посте-
пенно переходящих в белые
карлики.
Наконец, известно несколь-
ко светлых диффузных туман-
ностей с лучистой структурой
и сильным радиоизлучением.
Эти туманности, по-видимому,
являются остатками сверхно-
вых звезд, разрушившихся при
взрыве.
Радионаблюдения позволи-
ли в 1951 г обнаружить в Га-
лактике колоссальные по своей
протяженности облака холод-
ного атомарного водорода, из-
лучающего радиоволны длиной
Х = 21 см. Это радиоизлучение
практически не поглощается
межзвездной средой и наблю-
дается с огромных расстояний.
Оно помогло исследовать рас-
пределение нейтрального водо-
рода в самых удаленных об-
ластях Галактики, откуда опти-
ческое излучение до нас не до-
ходит из-за сильного межзвезд-
ного поглощения. Радионаблю-
дения установили присутствие
в межзвездном пространстве
множества молекул различных
соединений: гидроксила (ОН),
углеводорода (СН), молекул
воды (Н2О) и др. В частности,
облака, содержащие гидрок-
сил, излучают радиоволны дли-
ной Х=18 см и это радиоизлу-
чение обнаружено у многих га-
зопылевых туманностей^ в том
числе и у Большой туманности
Ориона.
156
МАГНИТНОЕ ПОЛЕ И КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ
В 1945—1954 гг. советские
астрофизики Г. А. Шайн (1892—
1956) и В. Ф. Газе (1899—
1954), используя фотографию,
открыли множество газовых во-
дородных туманностей сильно
вытянутой волокнистой струк-
туры, что свидетельствует о
наличии в межзвездном прост-
ранстве магнитного поля. В
самом деле, магнитное поле
препятствует распространению
ионизованного газа поперек ли-
ний индукции, но не мешает
ему распространяться вдоль
них. Так было впервые открыто
магнитное поле Галактики, под-
твержденное в дальнейшем спе-
циальными методами наблюде-
ний.
Аппаратура, установленная
на искусственных спутниках
Земли, фиксирует потоки элект-
рически заряженных частиц,
приходящих примерно в равной
мере со всех направлений, т. е.
они пронизывают все простран-
ство, занимаемое Галактикой.
Эти потоки получили название
космических лучей, они содер-
жат в среднем около 92% про-
ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ И
Кто наблюдал звездное небо
осенью, наверняка обратил вни-
мание на тесную красивую груп-
пу звезд в созвездии Тельца,
имеющую вид блестящего ма-
ленького ковшика. Называется-
она Плеядами (рис. 77). В ней
невооруженный глаз различает
7—8 звезд от 3,п до 5"’, в силь-
ный бинокль их видно около 50,
а на фотографиях с длитель-
тонов, 7% ядер гелия, 1% элек-
тронов и ничтожные примеси
ядер других химических эле-
ментов. Скорость частиц близка
к скорости света и составляет
более 200 000 км/с.
Когда такие быстрые элект-
рически заряженные частицы
(часто называемые релятивист-
скими) тормозятся магнитным
полем, то они излучают радио-
волны. В частности, релятивист-
ские электроны, двигающиеся в
магнитном поле Галактики, из-
лучают метровые радиоволны,
которые были впервые обнару-
жены К- Янским и изучены
Г Рёбером (см. с. 17). Такое
же радиоизлучение восприни-
мается и от Крабовидной ту-
манности (Ml), и от других
остатков взрывов сверхновых
звезд. Это означает, что при
вспышках сверхновых звезд
элементарные частицы выбра-
сываются с огромными скорос-
тями и пополняют потоки
космических лучей, а также слу-
жит еще одним доказательст-
вом существования галактиче-
ского магнитного поля.
ЗВЕЗДНЫЕ АССОЦИАЦИИ
ной экспозицией насчитывается
около 300 слабых звезд вплоть
до 17т
Другая сравнительно тесная
группа звезд, напоминающая
форму треугольника и называ-
емая Гиадами, находится рядом
с Альдебараном — главной
звездой созвездия Тельца.
Эти и аналогичные им тес-
ные звездные группы непра-
157
Рис. 77. Рассеянное звездное скопление Плеяды. (Слева — вид в бинокль; спра-
ва — фотография с длительной экспозицией: яркие звезды скопления освещают
окружающую их пыль.)
вильной формы получили на-
звание рассеянных звездных
скоплений. В каждом звездном
скоплении звезды имеют общее
происхождение, связаны между
собой взаимным тяготением и
вместе движутся в пространст-
ве. Сейчас известно около 1200
рассеянных звездных скопле-
ний, причем почти все они рас-
положены вдоль всего Млечно-
го Пути и вблизи него. Однако
наблюдениям в небольшие теле-
скопы доступны только около 20
таких скоплений, в том числе
Гиады и Плеяды. Их наиболее
яркие звезды видны невоору-
женным глазом из-за близости
этих скоплений к Солнцу. Дей-
ствительно, самое близкое рас-
сеянное звездное скопление —
Гиады удалено от нас всего
лишь на 46 пк. Поэтому его
звезды и разбросаны на небе на
площади с поперечником при-
мерно в 10° Но такую площадь
занимают лишь звезды хорошо
видимой центральной зоны
скопления, включающей пример-
но 100 звезд. Если же учесть
и слабо различимые звезды на
периферии скопления, то попе-
речник его площади и оказы-
вается равным 20° Линейные
размеры центральной зоны
скопления около 6,5 пк, а всего
скопления до 16 пк. По собст-
венным движениям звезд скоп-
ления установлено, что оно уда-
ляется от Солнца.
Плеяды находятся от Солн-
ца на расстоянии около 130 пк.
Центральная зона этого звезд-
ного скопления, в которой сос-
редоточено около 160 звезд,
видна на площади диаметром в
13(У, а с учетом периферий-
ных звезд — до 400' Линейные
размеры скопления близки к
16 пк, а его центральной зо-
ны — примерно 5 пк.
Еще одно сравнительно
близкое рассеянное звездное
скопление, расположенное от
нас на расстоянии в 175 пк,
находится в созвездии Рака,
примерно посередине между его
звездами у и 6. Невооруженно-
158
му глазу оно представляется
туманным пятном, но в сильные
бинокли и небольшие телескопы
хорошо видна его звездная
структура. Оно называется Яс-
лями, состоит примерно из 300
звезд, видимый диаметр его
центральной зоны оценивается
в 110', а с учетом слабых
звезд — до 270' Линейные раз-
меры всего скопления — около
14 пк, а его центральной зо-
ны — до 6 пк.
Остальные рассеянные звезд-
ные скопления находятся от
нас значительно дальше, на
тысячи и десятки тысяч парсе-
ков, содержат от нескольких де-
сятков до нескольких сотен,
реже — тысяч звезд и в основ-
ном имеют линейные размеры
от 4 до 16 пк, хотя встречаются
и более крупные.
Большинство рассеянных
скоплений состоит только из
звезд главной последователь-
ности, спектральных классов от
В до G, что свидетельствует
об их сравнительной молодости
(порядка 107 лет), так как, по
современным воззрениям (см.
ниже, с. 198), стареющие звезды
постепенно превращаются в
желтых и красных гигантов.
Именно такие звезды, наряду со
звездами главной последова-
тельности, присутствуют в более
старых рассеянных скоплени-
ях, например Гиадах и Яслях,
возраст которых около 108 лет.
И хотя возраст всех звезд в од-
ном звездном скоплении при-
мерно одинаков, тем не менее
более массивные из них эволю-
ционируют быстрее и поэтому
смогли уже достичь стадии
красных гигантов.
Наоборот, в некоторых рас-
сеянных звездных скоплениях,
например в Плеядах, обнару-
жены затменные переменные и
физические переменные звезды,
среди которых имеются красные
карликовые переменные, только
что формирующиеся и еще не
вышедшие на главную последо-
вательность. В таких звездных
скоплениях содержится значи-
тельная масса газопылевого ве-
щества, из которых и форми-
руются звезды.
Звезды главной последова-
тельности рассеянных звездных
скоплений позволяют опреде-
лять расстояния до них. Так
как все звезды одного скопле-
ния находятся практически на
одинаковом от нас расстоянии,
то достаточно по их видимым
звездным величинам и показа-
телям цвета построить диаграм-
му Герцшпрунга — Рессела и,
сравнив ее с аналогичной об-
щеизвестной диаграммой, опре-
делить модуль расстояния.
Кроме рассеянных, наблю-
даются и звездные скопления
сферической и эллипсоидальной
формы, называемые шаровыми.
Их сейчас известно около 150.
Все они не доступны невоору-
женному глазу, так как удалены
от нас на тысячи и десятки ты-
сяч парсеков. Расстояние до са-
мого близкого шарового скопле-
ния М22 в созвездии Стрельца,
единственного скопления, раз-
личимого невооруженным гла-
зом в виде туманного пятна
(5,Г”), составляет 2800 пк, а до
самого далекого из извест-
ных— близко к 20 000 пк. По-
этому в небольшие телескопы
даже наиболее яркие шаровые
скопления выглядят туманными
пятнами, на фотографиях хоро-
159
Рис. 78. Шаровое звездное скопление
М 92 в созвездии Геркулеса.
шо видна их звездная структу-
ра (рис. 78).
Шаровые звездные скопле-
ния содержат десятки и сотни
тысяч звезд, а линейные раз-
меры этих скоплений лежат в
пределах от 20 до 100 пк.
Поэтому, несмотря на обилие
звезд, средние расстояния меж-
ду ними в скоплении измеряют-
ся тысячами астрономических
единиц. В составе шаровых
звездных скоплений много крас-
ных гигантов и переменных
звезд-лирид, по которым опре-
деляются расстояния до скоп-
лений. Множество красных ги-
гантов свидетельствует о зна-
чительном возрасте шаровых
скоплений, который у наиболее
старых оценивается в 13—
15 млрд. лет.
В отличие от рассеянных
шаровые звездные скопления не
разбросаны вдоль Млечного
Пути. Подавляющее их боль-
шинство сконцентрировано в
направлении созвездий Стрель-
ца, Скорпиона и Змееносца,
т. е. в той области неба, где
яркость Млечного Пути наи-
большая и где находится Боль-
шое звездное облако Стрель-
ца — центральное сгущение
звезд Галактики.
В 1947 г. советский астро-
физик акад. В. А. Амбарцумян
сообщил об открытии нового
вида звездных группировок, на-
званных им звездными ассоциа-
циями. В отличие от звездных
скоплений звездные ассоциации
представляют собой разбросан-
ные группы звезд, совершенно
не выделяющихся на фоне
звездного неба. Обнаружить
звездные ассоциации можно
лишь при скрупулезных иссле-
дованиях спектральных харак-
теристик и собственных дви-
жений звезд. Они состоят из
горячих звезд высокой свети-
мости спектральных классов
О и В. Поэтому часто их на-
зывают О-ассоциациями. Пока
известно только 15 О-ассоциа-
ций, и все они расположены
в Млечном Пути. Число звезд
в них резко различно, от 15 (в
созвездии Возничего) до 1000
(в созвездии Ориона), расстоя-
ния до них от 400 до 2700 пк,
и протяженность в пространст-
ве — от 30 до 200 пк. Из-за
значительных взаимных рас-
стояний гравитационное взаи-
модействие между звездами ас-
социаций ослаблено, поэтому
они постепенно разрушаются.
Сам факт существования таких
ассоциаций свидетельствует об
их относительной молодости:
возраст ассоциаций оценивает-
ся в несколько миллионов лет
Поскольку О-ассоциации нахо-
дятся в Млечном Пути, где
имеется обилие газопылевых ту-
манностей, то Амбарцумян сде-
лал фундаментальный вывод:
звезды формируются группами
в ассоциациях и процесс звездо-
160
образования происходит и в
нашу эпоху.
Итак, в Галактике вещество
существует в самых разнооб-
разных формах: в виде звезд,
как одиночных и кратных, так
и входящих в звездные скоп-
ления и ассоциации; в виде
газовых и пылевых облаков и
волокнистых туманностей; в ви-
де рассеянной среды, обнару-
живаемой по покраснению
звезд, и т. д. Какая же форма
превалирует в нашей Галактике
в современную эпоху? На этот
вопрос астрофизика отвечает
однозначно: 98% всей массы
Галактики сосредоточено в
звездах, а суммарная масса га-
за и пыли составляет лишь 2%,
причем газа примерно в 100 раз
больше, чем пыли.
ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗД И СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
Еще итальянский философ
Дж. Бруно (1548—1600), отож-
дествляя физическую природу
Солнца и звезд, утверждал,
что все они движутся в беспре-
дельном пространстве. Вслед-
ствие этого движения видимые
положения звезд на небе посте-
пенно изменяются. Однако из-
за колоссального удаления
звезд эти изменения настолько
малы, что даже у наиболее
близких звезд могут быть обна-
ружены невооруженным глазом
лишь через тысячи и десятки
тысяч лет. Но, как известно,
такими возможностями ни один
человек не обладает. Поэтому
единственный способ обнару-
жения смещения звезд на не-
бе — это сравнение их видимых
положений, разделенных боль-
шими интервалами времени.
Впервые такое сравнение
положений ярких звезд провел
в 1718 г. английский астроном
Э. Галлей по двум звездным
каталогам (спискам звезд).
Первый каталог был составлен
еще во второй половине
II в. до н. э. выдающимся
древнегреческим астрономом
Гиппархом Родосским (этот
каталог содержится в знаме-
нитом «Большом сочинении»
александрийского астронома
К. Птолемея, созданном им
около 140 г. н. э. и более
известном в латинском пере-
воде под названием «Альма-
гест»). Второй каталог был
составлен в 1676—1710 гг.
директором Гринвичской обсер-
ватории Дж. Флемстидом
(1646—1719).
Галлей установил, что почти
за 2000 лет, разделяющих оба
каталога, звезды Сириус
(а Большого Пса) и Процион
(а Малого Пса) сместились
примерно на 0,7°, а Арктур
(а Волопаса) более чем на Г
Такие большие смещения, пре-
вышающие видимый диаметр
Луны (0,5°), не оставляли
сомнения в пространственном
движении звезд.
В настоящее время соб-
ственные движения звезд изу-
чаются по фотографиям звезд-
ного неба, полученным с ин-
тервалом времени в несколько
десятков лет, начало и конец
которого именуются эпохами
наблюдений. Полученные не-
гативы совмещают, т. е. накла-
161
Рис. 79. Движение звезды относительно
Солнца.
дывают друг на друга, и тогда
на них сразу выявляются
сместившиеся звезды. Эти сме-
щения измеряют с точностью
до 1 мкм и по масштабу
негатива (см. с. 9) переводят
в секунды дуги.
Хотя наблюдения проводят
с Земли, но .в конечном итоге
всегда вычисляют простран-
ственную скорость звезд отно-
сительно Солнца. Пусть в не-
который день года t\ (первая
эпоха наблюдений) звезда N\
видна на небе в точке п\.
Она находится от Солнца на
расстоянии г и движется от-
носительно него в пространстве
со скоростью v (рис. 79).
Проекция пространственной
скорости v на луч зрения г
представляет собой лучевую
скорость vr звезды, а перпен-
дикулярная к ней проекция
vt называется тангенциальной
скоростью. Через несколько де-
сятков лет, ко второй эпохе
наблюдений /2, звезда пере-
местится в пространстве в
точку N2 и будет видна на
небе в точке н2, т. е. за
разность эпох (/2 —1\) звезда
сместится по небу на дугу
Н|Н2, видимую с Земли под
малым углом о, который из-
меряется на совмещенных не-
гативах. Из-за колоссального
удаления звезд точно такое же
смещение о будет и относи-
тельно Солнца.
Видимое смещение звезды
на небе за 1 год
(7J)
называется собственным дви-
жением звезды и выражается
в секундах в год ("/год).
(В астрономических календа-
рях и справочниках указыва-
ются только секунды дуги, а
единица знаменателя подразу-
мевается, о чем нужно твердо
помнить.)
За разность эпох наблю-
дений (t2 — /|) звезда в направ-
лении тангенциальной скорости
пройдет в пространстве путь
s = Vt(t2 — /|) = rtg о. (7.2)
Из-за малости угла о, выра-
жаемого в секундах дуги,
tg o = sin о = - ,
Б	206 265" ’
тогда с учетом формулы (7.1)
тангенциальная скорость звезды
162
Vt = r-----------= г —*-----
206 265"(/>-/i)	2(H) 265"
Но расстояния г до звезд
выражают в парсеках (пк),
ар — в секундах в год ("/год)
Нам необходимо знать и, в
километрах в секунду (км/с).
Помня, что 1 пк =
= 206 265 а. е. =206 265 X
XI ,496-108 км, а 1 год содер-
жит 3,156-107с, найдем
vt = 206 265 • 1,496 • 107 км - г X
х________И_______
206 265.3,156-107 с ’
ИЛИ
и/ = 4,74ц-г км/с, (7.3)
причем в этой формуле г
выражено в парсеках.
Но расстояния г до звезд
вычисляются по их измеренным
годичным параллаксам л (см.
с. 104), а по формуле (5.2)
г = ±
л
Поэтому тангенциальная
скорость звезды в километрах
в секунду равна
у,=4.74-£-	(7.4)
где рил — в секундах дуги.
Лучевая скорость звезд оп-
ределяется по смещению ли-
ний в их спектрах (см. с. 26)
Найденная по спектрограммам
лучевая скорость звезд являет-
ся скоростью относительно
Земли и включает в себя ее
орбитальную скорость, направ-
ление которой из-за движения
вокруг Солнца непрерывно ме-
няется (за пол года — на 180°).
Вследствие этого на протяже-
нии года лучевая скорость
звезд испытывает периодичес-
кие изменения в определенных
пределах (это тоже .служит
одним из доказательств об-
ращения Земли вокруг Солн-
ца). Поэтому в найденные по
спектрограммам лучевые ско-
рости вносят поправки, учиты-
вающие значение и направле-
ние скорости Земли в дни
фотографирования спектров, и
по ним вычисляют лучевую
скорость звезды vr относитель-
но Солнца. Тогда простран-
ственная скорость звезды,
часто называемая гелиоцентри-
ческой скоростью,
v=^vlr + v'i, (7.5)
направление которой опреде-
ляется углом 0 относительно
направления на Солнце, так что
tg6=^	(7.6)
При удалении звезды от
Солнца ее лучевая скорость
иг>0, а при приближении
Ur<0.
К настоящему времени соб-
ственные движения определены
примерно у 1 млн. звезд,
причем около 20 000 измерений
выполнено астрономами Пул-
ковской и Ташкентской об-
серваторий. Лучевые скорости
известны примерно у 25 000
звезд, из которых 8200 опре-
делено советскими астрономами
А. А. Белопольским, Г А. Шай-
ном и др.
Собственные движения по-
давляющего большинства звезд
исчисляются десятыми и соты-
ми долями секунды дуги и
лишь у очень близких звезд
превосходят 1" К таким от-
носятся а Центавра (ц =
= 3,674"), а Волопаса (ц =
163
Рис. 80. Движение Сириуса относитель-
но Солнца.
= 2,284"), а Большого Пса
(ц = 1,324") и а Малого Пса
(ц= 1,250"). Наибольшим соб-
ственным движением ц= 10,27"
обладает сравнительно близ-
кая к Солнцу слабая звезда —
красный карлик 9,7Ш в созвез-
дии Змееносца (ее л = 0,547"),
обнаруженная в 1916 г. аме-
риканским астрономом Э. Бар-
нардом (1857—1923) и поэтому
прозванная Летящей звездой
Барнарда. Ее лучевая скорость
vr= — 111 км/с, а простран-
ственная скорость v = 142 км/с,
причем она направлена под
углом 38° к направлению на
Солнце. Большинство же
звезд движется относительно
Солнца со скоростью в не-
сколько десятков километров в
секунду.
Сведения о лучевых скоро-
стях, собственных движениях
и годичных параллаксах звезд
позволяют решать не только
задачи на. определение их
пространственной скорости и
принадлежности к определен-
ной группе звезд, но и выяс-
нять условия видимости звезд в
далеком прошлом и будущем.
В виде примера найдем расстояние, параллакс, собственное движение,
компоненты скорости и блеск Сириуса в эпоху его наибольшего сближения с
Солнцем. Необходимые для решения этой задачи сведения возьмем из таблицы
«Наиболее ярких звезд» «Школьного астрономического календаря»: в нашу
эпоху у Сириуса блеск т= — 1,58т, годичный параллакс л=0,375", собствен-
ное движение р= 1,324" и лучевая скорость vr=— 8 км/с.
Прежде всего по формулам (7.4) — (7.6) найдем тангенциальную скорость
Сириуса
..	1 QO4"
Ц/ = 4,74-^- км/с = 4,74км/с = 17 км/с,
я	0,375
его пространственную скорость
v= -у/= д/( — 8 км/с)2+ (17 км/с)2 =19 км/с
и ее направление^, через

Vt
Vr
17 км/с
— 8 км/с
= -2,125,
164
откуда 0= — 65°, что свидетельствует о сближении Сириуса с Солнцем (поло-
жительный знак угла означал бы удаление). Тогда абсолютные значения
cos 0 =cos 65° =0,423 и sin0=sin 65° =0,906.
Теперь построим чертеж (рис. 80), показывающий направление простран-
ственного движения звезды (S), и на это направление опустим из изображения
Солнца перпендикуляр, который укажет положение звезды (Si) и ее расстояние
(ri) от Солнца в эпоху наибольшего сближения. К этой эпохе звезда пройдет
в пространстве путь
SSi =r cos 0,
и так как ее нынешнее расстояние г = -^--	=2,67 пк, или г = 2,67-30,86 X
ХЮ12 км (см. с. 105), то этот путь она пройдет за промежуток времени
SSi г cos 0
Д/ =-----— -------
v v
2,67-30,86-1012 км-0,423
19 км/с-3,156 • 107 с/год
= 58,3-10’ года, т. е. за
58,3 тыс. лет.
Через этот длительный промежуток времени Сириус пройдет мимо Солнца
на расстоянии
г, = r sinO =2,67 пк-0,906 = 2,42 пк,
его годичный параллакс будет
--jr-fey-»-412'
лучевая скорость vr, =0 (направление пространственной скорости и перпенди-
кулярно лучу зрения Г|), тангенциальная скорость и/,=и=19 км/с и собствен-
ное движение
Ц| = 474г = 474 -2,42 = 1,656”
Поскольку блеск обратно пропорционален квадрату расстояния, то блеск
Сириуса возрастет в
и, согласно формуле Погсона (1.11), будет равен
mt = m—2,5 1g у = - 1,58-2,5 lg 1,2 = - 1.58—2,5 -0,079 = - 1,78m.
Аналогичные задачи на сближение с Солнцем или на удаление от него
можно решать для всех звезд с известными исходными данными, которые
можно заимствовать из «Школьного астрономического календаря» или из
других справочных пособий.
165
Рис. 81. Изменение вида созвездия
Большой Медведицы: 200 тыс. лет на-
зад (о), современный вид (б), мере а
200 тыс. лет (в)
Рис. 82. Изменение вида созвездия
Лебедя: 1 млн. лет назад (а), современ-
ный вид (б); через 1 млн. лет (в)
Изучив собственные движе-
ния звезд какого-либо созвез-
дия, можно представить себе
его вид в далеком прошлом
и в не менее близком будущем.
В частности, изменение вида
созвездий Большой Медведицы
и Лебедя показано на рисун-
ках 81 и 82.
Изучение собственных дви-
жений звезд помогло обнару-
жить движение Солнечной
системы в пространстве. Впер-
вые эту задачу решил В. Гер-
шель в 1783 г., использовав
собственные движения всего
лишь 7 звезд, а несколько
позже—13 звезд. Он нашел,
что Солнце вместе со всем
множеством тел, обращающих-
ся вокруг него, движется в
направлении к звезде X Гер-
кулеса (4,5™). Точку неба, в
направлении которой проис-
ходит это движение, Гершель
назвал солнечным апексом (от
лат apex — вершина).
В дальнейшем астрономы
неоднократно определяли по-
ложение солнечного апекса по
большому числу звезд с из-
вестными собственными дви-
жениями. При этом они осно-
вывались на том, что если бы
Солнечная система покоилась
в пространстве, то собственные
движения звезд во всех облас-
тях неба имели бы самые раз-
личные направления. В дейст-
вительности же в области со-
звездий Лиры и Геркулеса
собственные движения боль-
шинства звезд направлены так,
что создается впечатление, буд-
то звезды разбегаются в раз-
ные стороны. В диаметрально
противоположной области неба,
в созвездиях Большого Пса,
Зайца и Голубя собственные
движения большинства звезд
направлены примерно друг к
другу, т. е. звезды как бы
сближаются между собой. Эти
явления объяснимы лишь дви-
166
жением Солнечной системы в
пространстве в направлении к
созвездиям Лиры и Геркулеса.
Действительно, каждый наблю-
дал, что во время движения
окружающие предметы, види-
мые в направлении движения,
как бы расступаются перед
нами, а находящиеся позади —
смыкаются.
В 20-х годах нашего столе-
тия началось массовое вы-
числение лучевых скоростей
звезд относительно Солнца.
Это дало возможность не
только определить положение
солнечного апекса, но и узнать
скорость движения Солнечной
системы в пространстве. Круп-
ные исследования в этом на-
правлении были проведены в
1923—1936 гг. в астрономи-
ческих обсерваториях несколь-
ких стран, в том числе в 1923—
1925 гг. московскими астро-
номами под руководством
В. Г Фесенкова. Исследова-
ния показали, что у большин-
ства звезд, расположенных
вблизи солнечного апекса, лу-
чевая скорость близка к
— 20 км/с, т. е. эти звезды
приближаются к Солнцу, а
звезды, находящиеся в про-
тивоположной области неба,
удаляются от Солнца со ско
ростью около +20 км/с. Со-
вершенно очевидно, что эта
скорость свойственна самой
Солнечной системе.
В настоящее время окон-
чательно установлено, что
Солнечная система движется
относительно окружающих ее
звезд со скоростью около
20 км/с (точнее, 19,5 км/с) в
направлении к солнечному
апексу, расположенному вбли-
зи слабой звезды v Геркулеса
(m=4,5'n) недалеко от границы
этого созвездия с созвездием
Лиры. Экваториальные коор-
динаты солнечного апекса:
прямое восхождение аА =270°
(18ч00м) и склонение 6А =
= +30°
Собственные движения по-
могают установить у некото-
рых звезд наличие спутников.
Смещение одиночных звезд
происходит, как иногда гово-
рят, по «прямой линии» (на
самом деле — по дуге боль-
шого круга, незначительную
часть которой часто принима-
ют за отрезок прямой). Но
если вокруг звезды обращает-
Рис. 83. Видимое перемещение Сириу-
са (Л) и его спутника (В) с 1852 по
1920 г.
167
ся сравнительно массивный
спутник, то он периодически
отклоняет ее движение пооче-
редно в обе стороны от дуги
большого круга и тогда види-
мое смещение звезды происхо-
дит по слегка волнистой
линии (рис. 83).
В 1844 г. немецкий астро-
ном Ф. Бессель (1784—1846)
обнаружил такие отклонения
в смещениях Сириуса и Про-
циона и предсказал существо-
вание у них невидимых мас-
сивных спутников. А почти
через 18 лет, 31 января 1862 г.,
американский оптик А. Кларк,
испытывая изготовленный им
линзовый объектив диаметром
46 см, обнаружил спутник
Сириуса — звезду 8,4'", отсто-
ящую от главной звезды на
7,6" В 1896 г. Дж. Шеберле
открыл в 4,6" от Проциона его
спутник — звезду 10,8'" Оба
спутника, как выяснилось впос-
ледствии, оказались белыми
карликами.
Невидимые спутники имеют-
ся и у Летящей звезды Бар-
нарда, но они пока не откры-
ты. Из анализа ее движения
установлено, что у нее должно
быть три спутника, по-види-
мому, планеты. Всего сейчас
известно около 10 звезд, во-
круг которых обращаются пока
невидимые спутники.
ВРАЩЕНИЕ И СТРУКТУРА ГАЛАКТИКИ
Изучив собственные дви-
жения многих звезд, проф.
Казанского университета
М. А. Ковальский (1821 —
1884) в 1859 г. пришел к
выводу о вращении Галактики
и разработал способ его оп-
ределения. Для доказательства
галактического вращения не-
обходимо было знать лучевые
скорости многих звезд, а их
тогда еще не знали, они были
надежно определены лишь в
первой четверти нашего сто-
летия. Идеи Ковальского были
развиты голландским астроно-
мом Я. Оортом, который в
1927 г. доказал вращение
Галактики.
Сущность такого доказа-
тельства проста. Вспомним, что
самое большое звездное обла-
ко Млечного Пути находится в
созвездии Стрельца. Следова-
тельно, справедливо считать
это звездное облако централь-
ным сгущением Галактики.
Рассмотрим линейные скорос-
ти групп звезд, расположенных
в Млечном Пути в различных
направлениях от Солнца
(рис. 84). Группы звезд 1, 2 и
8 находятся ближе к центру
Галактики, чем Солнце (С),
и в соответствии с законами
Кеплера их скорость отно-
сительно центра больше ско-
рости Солнца (vc). Поэтому
относительно Солнца эти
группы движутся со скоростью
v в направлении вращения
Галактики. Группы звезд 3 и
7, находясь от центра Галак-
тики на одинаковом расстоянии
с Солнцем, движутся с его
скоростью, так что относитель-
но него их скорость равна
нулю. У групп же 4, 5 и 6,
расположенных дальше Солн-
ца, скорость меньше солнеч-
168
Рис. 84. Зависимость лучевой скорости звезд от вращения Галактики (С —
Солнце)
ной, и в своем движении они
отстают от него, т. е. их ско-
рость относительно Солнца
противоположна направлению
вращения Галактики. Проекции
этих относительных скоростей
на лучи, соединяющие группы
звезд с Солнцем, дают их
лучевые скорости vr, определя-
емые по спектрам звезд. Та-
ким образом, спектры покажут
удаление от Солнца звездных
групп 2 и 6 (их vr>0) и
приближение к Солнцу групп 4
и 8 (vr<0), а у остальных
групп иг=0. Именно такое
распределение лучевых скорос-
тей звезд обнаружено и до-
казывает вращение Галактики,
но оно не точно соответствует
законам Кеплера, так как
основная масса Галактики не
сосредоточена в ее центре.
По распределению в Га-
лактике звезд-гигантов высо-
кой светимости, физических
переменных звезд, звездных
скоплений и других объектов,
а также водородных облаков,
излучающих радиоволны, вы-
яснена структура Галактики и
положение в ней Солнечной
системы. Оказалось, что общие
размеры Галактики близки к
30000 пк («100000 св. лет),
а Солнце удалено от ее центра
примерно на 10000 пк
(«30 000 св. лет), т. е. рас-
положено вдвое ближе к пери-
ферии Галактики, чем к ее
центру. В центральной зоне
нашей звездной системы нахо-
дится огромное сгущение звезд,
частью которого является
Большое звездное облако в
Стрельце, а другая часть скры-
та мощным слоем пыли. Но
в 1949 г. советские астрономы
А. А. Калиняк, В. И. Кра-
совский и В. Б. Никонов,
169
Рис. 85. Спиральная структура Галактики (а) и ее вид с ребра (б). (Крупные
точки — шаровые звездные скопления, положение Солнца показано стрелкой.)
используя электронно-оптиче-
скую аппаратуру, сфотографи-
ровали в инфракрасных лучах
все центральное сгущение,' а в
дальнейшем оно было иссле-
довано по его радиоизлучению.
Оно имеет линейные размеры
4800X3100 пк и состоит в
основном из звезд — красных
гигантов и звезд-карликов.
Внутри центрального сгущения
находится ядро Галактики раз-
мерами 30x15 пк, и из него
вытекают потоки газа со ско-
ростью до 200 км/с. В центре
ядра имеется звездообразный
объект — источник мощного
радиоизлучения, известный под
названием Стрелец А. Основ-
ное число звезд Галактики, а
также и рассеянные звездные
скопления расположены по обе
стороны галактической плос-
кости в слое толщиной около
1500 пк, образуя спиральную
структуру (рис. 85). Ветви этих
спиралей воспринимаются на-
ми в виде Млечного Пути.
Спиральные ветви, или рука-
ва, отходят от центрального
сгущения, но их число пока
неизвестно, хотя части трех из
них хорошо прослеживаются
в Персее (Персеев рукав), в
Орионе (Орионов рукав) и в
Стрельце (рукав Стрельца).
170
На внутреннем краю Орионова
рукава, несколько севернее га-
лактической плоскости, нахо-
дится Солнечная система.
Вдоль спиральных ветвей на-
правлен вектор магнитной ин-
дукции магнитного поля
Галактики, тянутся газопыле-
вые облака и слой межзвезд-
ной пыли.
Спиральная структура вет-
вей объясняется различием
скоростей входящих в них
звезд.
Скорость обращения звезд
вокруг центрального сгущения
по мере удаления от него
сначала возрастает, достигает
в окрестностях Солнца наи-
большего значения примерно в
250 км/с, а к периферии
Галактики медленно убывает.
По этой скорости и расстоянию
Солнца от центра Галактики
(г =10 000 пк) нетрудно вы-
числить период обращения
Солнца, близкий к 200 млн.
лет и называемый галактиче-
ским годом.
По периоду обращения
Солнца можно очень прибли-
женно оценить массу Галак-
тики в массах Солнца, для
чего следует воспользоваться
третьим обобщенным законом
Кеплера. Она оказалась близ-
кой к 200 млрд, масс Солнца,
т. е. Галактика содержит не
менее 200 млрд, звезд.
Объекты, входящие в спи-
ральные ветви Галактики, счи-
таются населением I типа и об-
разуют плоскую подсистему
Галактики. К ней относятся
яркие звезды спектральных
классов О и В, переменные
звезды-цефеиды, рассеянные
звездные скопления, звездные
ассоциации, газопылевые ту-
манности. Наоборот, шаровые
звездные скопления, красные
сверхгиганты, переменные звез-
ды-лириды и некоторые другие
типы звезд разбросаны почти
по всему объему Галактики,
вплоть до расстояний в
10000 пк от галактической
плоскости, окружая со всех
сторон центральное сгущение
звездной системы. Все эти
объекты отнесены к населению
II типа и входят в сфери-
ческую подсистему Галактики.
К этой подсистеме относят и
звезды центрального сгущения.
Таким образом, при наблю-
дении издалека вдоль галак-
тической плоскости Галактика
представилась бы нам вытя-
нутым эллипсоидом с полосой
ярких звезд и темной пыли
вдоль его экватора (рис. 86).
Рис. Предполагаемый издалека вид Галактики с ребра.
ЗВЕЗДНЫЕ
СИСТЕМЫ
(ГАЛАКТИКИ)
И МЕТАГАЛАКТИКИ
ОТКРЫТИЕ ЗВЕЗДНЫХ СИСТЕМ
В ясную безлунную ночь в
сельской местности, где от-
сутствует ночное уличное ос-
вещение, в созвездии Андро-
меды хорошо видна невоору-
женным глазом небольшая
слабо светящаяся туманность
продолговатой овальной фор-
мы. Она расположена примерно
в 8° северо-западнее яркой
звезды р Андромеды (2,1ш),
рядом со слабой звездой v
Андромеды (4,4'”), называется
Туманностью Андромеды и
обозначается символом М31,
так как занесена в упомяну-
тый выше каталог Ш. Мессье
под номером 31. Видимая яр-
кость (блеск) этой туманности
близка к 4,4т, а угловые
размеры, измеренные по наблю-
дениям в небольшие телеско-
пы, составляют 160,Х40'
Другая аналогичная слабо
светящаяся туманность (5,8т)
округлой формы, обозначаемая
символом М 33, видна в би-
нокль в созвездии Треугольни-
ка на 1 /з расстояния в направ-
лении от звезды а Треуголь-
ника (3,4'”) к звезде 0 Андро-
меды. В небольшие телескопы
можно видеть еще несколько
подобных светлых туманностей
округлой и овальной формы,
например в созвездиях Гончих
Псов (М 51 и М 94), Большой
Медведицы (М 81 и М82), Льва
(М 66), Девы (М 49).
Еще в конце XVIII в.
В. Гершель открыл в свои
крупные телескопы-рефлекто-
ры* свыше 2000 туманностей
и обнаружил, что многие из них
похожи на Туманность Андро-
меды. В. Гершель высказал
смелое утверждение, что такие
туманности представляют со-
бой самостоятельные звездные
системы, похожие на нашу
Галактику и находящиеся да-
леко за ее пределами. Из-за
их невообразимо колоссальной
удаленности звезды в них
неразличимы, и они выглядят
туманными пятнами. Так
В. Гершель положил начало
изучению звездных систем, ко-
* Наибольший телескоп-рефлектор Гершеля имел зеркало диаметром 122 см,
с фокусным расстоянием 12 м.
172
Рис. 87. Туманность Андромеды — галактика М31
торые сейчас именуются га-
лактиками.
С появлением совершенных
телескопов и применением фо-
тографии была установлена
физическая природа звездных
систем — галактик. Впервые
спектр Туманности Андромеды
был сфотографирован в 1888 г.
английским астрономом У Хёг-
гинсом (1824—1910). Этот
спектр оказался похожим на
спектры желтых звезд. В 1911 г.
немецкий астроном М. Вольф
обнаружил в спектре Андро-
меды 45 линий поглощения, в
том числе водородную серию
Бальмера и основные линии
173
Рис. 88. Галактика М 33 в созвездии
Треугольника.
Рис. 89. Галактика М51. Водоворот в
созвездии Гончих Псов.
ионизованного кальция. Все это
подтверждало звездный состав
галактики Андромеды. Но
лишь в 1923—1924 гг. Э. Хаббл
(1889—1953) по фотографиям,
полученным им на новом те-
лескопе-рефлекторе диаметром
2,5 м (США, обсерватория
Маунт-Вилсон), окончательно
установил, что спиральные вет-
ви галактики Андромеды сос-
тоят из звезд (рис. 87), среди
которых оказалось много ги-
гантов, в частности цефеид.
В 1944 г. на том же телескопе
В. Бааде (1893—1960) полу-
чил уникальные фотографии,
четко показывающие, что цент-
ральное сгущение этой га-
лактики тоже состоит из звезд.
По многочисленным фотогра-
фиям последующих лет в га-
лактике Андромеды были об-
наружены рассеянные и ша-
ровые звездные скопления,
группы горячих гигантских
звезд, темные пылевые и свет-
лые газовые туманности — сло-
вом, такие же объекты, какие
входят в состав нашей Га-
лактики.
Фотографии других сравни-
тельно близких к нам галактик,
в частности М 33 в созвездии
Треугольника (рис. 88) и М51
в созвездии Гончих Псов
(рис. 89), также показывают
их спиральную звездную струк-
туру с центральным сгущени-
ем. В экваториальном поясе
многих звездных систем, ви-
димых «с ребра», имеются
мощные пылевые облака
(рис. 90). На фотографиях
подавляющего большинства га-
лактик звезд не видно, но
спектры полностью подтверж-
дают их звездный состав.
Так окончательно установле-
но, что во Вселенной, помимо
Галактики, существует мно-
жество других аналогичных
звездных систем.
К настоящему времени в
составленных астрономами ка-
талогах (списках) галактик
зарегистрированы десятки ты-
174
Рис. 90. Звездная система пылевыми облаками в се экваториальной
сяч звездных систем. Наиболее
полный каталог, содержащий
32 тыс. галактик видимой яр-
кости до 15™, создан группой
московских астрономов, воз-
главляемой известным ученым
проф. Б. А. Воронцовым-Велья-
миновым. Но и это число
галактик — ничтожная доля
всех звездных систем, сущест-
вующих в пространстве, дос-
тупном обозрению в современ-
ные мощные телескопы. По
приближенным подсчетам, в
этом пространстве должно быть
около 100 млрд, галактик.
ТИПЫ, РАССТОЯНИЯ И РАЗМЕРЫ ГАЛАКТИК
Фотографические снимки
показывают, что структура га-
лактик крайне разнообразна, и
все же большинство их можно
объединить в несколько основ-
ных типов, т. е. создать
классификацию галактик. Впер-
вые такую классификацию
предложил в 1925 г. Э. Хаббл.
Впоследствии было разрабо-
тано несколько классификаций,
но все они оказались слож-
ными, так что до сих пор
астрономы используют клас-
сификацию Э. Хаббла, несколь-
ко усовершенствованную им
в 1936 г. По этой классифи-
кации галактики объединяются
в пять основных типов: эллип-
тические (Е), линзообразные
(S0), обычные спиральные
(S), пересеченные спираль-
ные (SB) и неправильные (1г).
Каждый тип галактик под-
разделяется на несколько под-
типов, или подклассов. Так,
эллиптические галактики, име-
ющие вид эллипсов различного
сжатия (рис. 91), подразделе-
ны на 8 подклассов — от Е0
(шаровая форма, сжатие от-
сутствует) до Е7 (наибольшее
сжатие). Размеры больших а
и малых b осей эллиптических
галактик измеряют по фото-
графиям и по ним определяют
сжатие галактик
е = 10 —
а
Эллиптические галактики
сравнительно медленно вра-
щаются, заметное вращение
наблюдается только у галактик
со значительным сжатием. От-
сутствие в этих галактиках
Рис. 91. Эллиптические галактики раз-
ной степени сжатия.
газа и пыли и голубовато-
белых массивных звезд указы-
вает на то, что в них не идет
процесс звездообразования.
Спиральные галактики име-
ют центральное сгущение и
несколько спиральных ветвей,
или рукавов. У обычных спи-
ральных галактик типа S вет-
ви отходят непосредственно от
центрального сгущения, а у пе-
ресеченных спиральных галак-
тик типа SB — от перемычки,
пересекающей центральное
сгущение (рис. 92). Отсюда
возник символ SB, обозна-
чающий спираль (S) и пере-
мычку, или бар (В; от англ,
bar — полоса, перемычка). В
зависимости от развития вет-
вей и их размеров относительно
центрального сгущения галак-
тики подразделяются на под-
классы Sa, Sb и Sc (соот-
ветственно, на SBa, на SBb и
SBc). У галактик Sa и SBa
основное число звезд сосре-
доточено в центральном сгу-
щении, а спиральные ветви
слабо выражены. У галактик
Sb и SBb ветви достаточно
развиты. В галактиках Sc и
SBc основное число звезд со-
держится в сильно развитых и
часто разбросанных ветвях, а
центральное сгущение имеет
небольшие размеры. Так, га-
лактика М 31 в созвездии Анд-
ромеды (см. рис. 87) принад-
лежит к типу Sb, а галактика
М 33 в созвездии Треугольника
(см. рис. 88) — к типу Sc.
Наша Галактика похожа на
Туманность Андромеды и тоже
относится к типу Sb.
Рукава спиральных галак-
тик имеют голубоватый цвет,
так как в них присутствует
176
Рис. 92. Спиральные галактики типа S и SB.
много молодых гигантских, мас-
сивных звезд спектральных
классов О и В. Эти звезды
возбуждают свечение диффуз-
ных газовых туманностей, раз-
бросанных вместе с пылевыми
облаками вдоль спиральных
ветвей. Цвет центральных сгу-
щений — красновато-желтый,
свидетельствующий о том, что
они состоят в основном из
звезд спектральных классов
G, К и М. Все спиральные
галактики вращаются со зна-
чительными скоростями, поэто-
му звезды, пыль и газы сосре-
доточены у них в узком диске
(рис. 93). Обилие газовых и
пылевых облаков и присутствие
ярких голубых гигантов спект-
ральных классов О и В говорит
об активных процессах звездо-
образования, происходящих в
спиральных рукавах этих га-
лактик.
Промежуточными между
Е-галактиками и S-галактика-
ми являются линзообразные
галактики типа SO. У них
центральное сгущение сильно
сжато и похоже на линзу, а
ветви отсутствуют.
Неправильные галактики
получили обозначение 1г от
англ, irregular (неправильные,
беспорядочные) за отсутствие
правильной структуры. Харак-
терными представителями та-
ких галактик является Большое
Магелланово Облако (рис. 94)
и Малое Магелланово Облако.
Они находятся в южном полу-
шарии неба вблизи Млечного
Пути, хорошо видны невоору-
женным глазом в виде туман-
ных пятен размерами 6 и 3°
соответственно. Впервые евро-
пейцы обнаружили их в 1519 г.
во время кругосветного пла-
вания Ф. Магеллана (1480—
1521). Но даже в небольшой
телескоп видно, что оба Об-
лака состоят из множества
звезд. В них также содержатся
газ и пыль.
Классификацию галактик,
предложенную Хабблом, часто
называют камертонной, так как
последовательность располо-
жения в ней типов галактик
Рис. 93. Галактика «Сомбреро».
7 Зак. 1841 М. М. Дагаев
177
Рис. 94. Неправильные галактики Большое Маге; а ново	лева)
Малое Магелланово Облако (справа)
напоминает вилку камертона
(рис. 95)
Все звездные системы —
галактики настолько далеки,
что их тригонометрические па-
раллаксы ничтожно малы и не
поддаются измерениям. Поэто-
му для определения расстоя-
ний до галактик применяют
другие способы, точность ко-
торых не очень велика. В
сравнительно близких галакти-
ках, например в М 31, М 33,
в Магеллановых Облаках, об-
наружено много переменных
звезд, таких как цефеиды и
лириды.
Измерение периода изме-
нения блеска этих звезд позво-
ляет оценить их абсолютные
величины М, а по видимой
величине т модуль их расстоя-
ния (т — М\ по которому,
используя (5.5), вычисляют
Рис. 95. Камертонная классификация га.
178
<ениая Э абблом
расстояние г в парсеках до
галактик:
lgr = 0,2(m-M)+l.
До более далеких галактик,
у которых наблюдаются вспыш-
ки сверхновых, расстояние мож-
но оценить, исходя из того,
что все сверхновые, как это
следует из наблюдений, имеют
примерно одинаковую абсо-
лютную величину в максимуме
блеска Л4П1ах. В этом случае
по наблюдаемой величине
^тах МОЖНО НЗЙТИ МОДУЛЬ
расстояния и расстояние до
этой галактики.
Имеются и другие способы
определения расстояний до
галактик, но мы остановимся
лишь на одном, применяемом
для оценки расстояний до да-
леких галактик, особенно тех,
которые не разрешимы на
звезды. В спектрах далеких
галактик спектральные линии
смещены в сторону красного
конца спектра. Это явление
получило название красного
смещения и вызвано удалением
галактик.
Красное смещение (см.
с. 26)
и лучевая скорость удаления
галактик
Vr = C^ = CZ, (8.1)
где с = 3 • 106 км/с — скорость
света.
Когда были найдены други-
ми способами расстояния до
нескольких десятков галактик,
то в 1929 г. Э. Хаббл сопоста-
вил эти расстояния с крас-
ным смещением в спектрах
тех же галактик и установил
закономерность, называемую
ныне законом Хаббла: лучевые
скорости галактик пропорцио-
нальны расстояниям до них:
vr = Hr (8.2)
В этом законе коэффициент
пропорциональности Н назы-
вается постоянной Хаббла, чис-
ленное значение которой за-
висит от единиц измерения.
Расстояния до далеких галак-
тик оказались настолько боль-
шими, что их приходится вы-
ражать не в парсеках (пк) и
килопарсеках (кпк), а в мега-
парсеках (Мпк). Из формулы
(8.2) легко получить единицу
постоянной Хаббла
Н = ±.	(8.3)
Если в равенстве (8.3) ско-
рость выражена в километрах
в секунду, а расстояние в ме-
гапарсеках, то постоянная
Хаббла // = 75 км/(с «Мпк).
Измерив красное смещение
в спектре далекой галактики,
нетрудно вычислить расстояние
до нее в мегапарсеках:
r = jjZ. (8.4)
Однако для определения
лучевых скоростей галактик,
у которых красное смещение
г = ДХ/Х превышает 0,10, поль-
зоваться формулой Доплера
(8.1) уже нельзя, так как она
представляет собой частный
случай более общей формулы
и пригодна лишь для скоростей
в пределах до 0,10 скорости
света.
7
179
Если же z >0,10, то справедлива формула А. Эйнштейна
(1 +Z)2- 1
(1+2)41 '
и тогда расстояние в мегапарсеках
(1+z)2-1 с_
(l+z)2+l ’ н
(8.5)
(8.6)
В настоящее время значение
красного смещения измерено
в спектрах более 15 000 га-
лактик, причем оказалось, что
лучевые скорости наиболее да-
леких превышают 100000 км/с,
а их расстояния составляют
сотни и тысячи мегапарсеков,
т. е. свет от них доходит до
нас за сотни миллионов и
миллиарды лет.
Среди изученных галактик
примерно 25% оказались эл-
липтическими, около 50% —
спиральными (из них половина
пересеченные), 20% — линзо-
образными и около 5% — не-
правильными.
Если известны расстояния
до галактик, измерены их уг-
ловые размеры и видимая яр-
кость (блеск), то нетрудно
вычислить их линейные разме-
ры, светимость и другие харак-
теристики, подобно тому, как
это делается для звезд (см.
с. 107—115). Оказалось, что
галактики значительно разли-
чаются по линейным размерам
и светимости. Особенно рез-
кие различия имеются между
эллиптическими галактиками.
Среди них существуют круп-
ные, достигающие размеров до
30 кпк, и карликовые, диаметры
которых близки к 0,1 кпк.
Абсолютная звездная вели-
чина первых близка к — 24ш
(светимость в 400 млрд, раз
больше солнечной), а вторых
только —6т (светимость в 25 тыс.
раз больше солнечной), т. е.
различие в светимости этих га-
лактик достигает 16 млн. раз!
Массы эллиптических галактик
заключены в пределах от 108
солнечных масс (у карликовых
галактик) до Ю1* масс Солнца
(у крупных галактик).
Различия в характеристи-
ках изученных спиральных га-
лактик не столь резки. Их ли-
нейные диаметры бывают от 8
до 40 кпк, а абсолютная
звездная величина от — 14™
до — 21ш, т. е. их светимость
отличается примерно в 1000 раз.
Массы их —от Ю10 до 1012
масс Солнца. Самой крупной
из известных галактик оказа-
лась спиральная галактика Ту-
манность Андромеды, а наи-
более близкими к нам — непра-
вильные галактики Магелла-
новы Облака.
По спектру и цвету галак-
тик можно получить представ-
ление об их звездном составе.
Так в эллиптических галакти-
ках нет горячих гигантов и
сверхгигантов, они в основном
состоят из звезд карликов
спектральных классов К и М.
В спиральных и неправильных
галактиках много горячих ги-
гантов и сверхгигантов спект-
ральных классов О и В.
180
Основные сведения о близких галактиках
Галактики	Тип	Угловые размеры	Расстояние		Линей- ные раз- меры, КПК	Абсо- лютная вели- чина, М	Свети- мость, •0%
			КПК	млн. св. лет			
Большое Ма- гелланово Об- лако	1г	10°Х9,5°	52	0,170	8,4	-18,5	2,1
Малое Магел- ланово Обла- ко	1г	4°Х2°	60	0,200	3,9	-16,8	0,44
Туманность Андромеды, М31	Sb	200'X	670	2,18	40	-21,1	23,0
В Треугольни- ке, М 33	Sc	Х100' 83'Х53'	730	2,38	18	-18,9	3,0
В Гончих Псах, М 51	Sc	9'Х9'	3800	12,4	9	-19,7	6,3
Исследование вращения
галактик показало, что их
центральные области — ядра
вращаются как твердые тела
с постоянной угловой ско-
ростью. Это указывает на одно-
родное распределение звезд и
вещества в них. Даже у со-
седних галактик ядра из-за
малых размеров не разреша-
ются на звезды, поэтому их
изучение представляет доволь-
но трудную задачу.
В ядрах некоторых галак-
тик происходят бурные процес-
сы, такие галактики получили
название активных или сей-
фертовских галактик, по имени
американского астронома К. Сей-
ферта (1911 —1960), впервые
открывшего их в 1943 г.
Спектры активных галактик
содержат широкие яркие ли-
нии излучения горячего газа,
свидетельствующие о его выб-
росах со скоростью от 500 до
4000 км/с. Ядра этих галактик
обычно являются мощными ис-
точниками радиоизлучения.
На рисунке 96 показана
активная галактика М 87 в
созвездии Девы. В ее окрест-
ностях наблюдается яркий
выброс вещества, состоящий
из нескольких сгустков. Оценки
показывают, что масса выбро-
шенного вещества составляет
около 105Мо, а скорость —
около 3000 км/с. Галактика
М 87 оказалась сильным ис-
точником радиоизлучения.
К активным галактикам от-
носятся галактики Маркаряна,
изученные советским астроно-
мом Б. Е. Маркаряном (1913—
1985). Для них характерен
сильный избыток ультрафиоле-
тового излучения. Необычный
голубой цвет этих галактик
объясняется бурными процес-
сами звездообразования.
В особую группу проф.
Б. А. Воронцов-Вельяминов
выделил взаимодействующие
181
Рис. 96. Эллиптическая галактика М 87, она же радиогалактика Дева А с выбро-
сом вещества (слева), структура выброса (справа)
Рис. 97. Некоторые виды взаимодействующих галактик, обнаруженные
Б. А. Воронцовым-Вельяминовым.
галактики, обозначаемые в
честь ученого символом VV
Обычно это две, иногда три
галактики, между которыми
имеются светлые перемычки, а
от некоторых галактик отхо-
дят светлые струи-хвосты
(рис. 97). Во многих случаях
перемычки можно объяснить
сильным гравитационным взаи-
модействием между галакти-
ками, которое вызывает у них
взаимные приливы.
Появление спиральных ру-
кавов у галактик пытаются
объяснить их быстрым враще-
нием вокруг оси и приливным
взаимодействием.
182
РАДИОГАЛАКТИКИ И КВАЗАРЫ
Радионаблюдения галактик
показали, что многие из них
являются слабыми источника-
ми радиоизлучения. Однако
существуют и такие галакти-
ки, радиоизлучение которых не
только сравнимо, но значи-
тельно превышает их световое
излучение. Эти галактики полу-
чили название радиогалактик.
Ближайшая к нам радио-
галактика — это радиоисточник
в созвездии Лебедя, обозначен-
ный символом «Лебедь А». Он
отождествлен с галактикой,
имеющей два ядра и протя-
женную оболочку. Расстояние
до этой радиогалактики около
330 Мпк (1,08 млрд. св. лет),
а мощность ее радиоизлучения
в 10 млн. раз больше свети-
мости Солнца. К радиогалак-
тикам относятся радиоисточник
Дева А, отождествленный с
активной галактикой М 87 (см.
рис. 96), а также Центавр А,
который на фотографиях пред-
ставляется галактикой, пере-
сеченной мощной полосой пог-
лощающего вещества (рис. 98).
Многие радиогалактики двой-
ные или кратные: области, из-
лучающие радиоволны, распо-
лагаются по обеим сторонам
видимого объекта, иногда на
расстояниях, измеряемых де-
сятками и даже сотнями тысяч
световых лет. В частности, в
радиогалактике Центавр А ра-
диоизлучающих областей че-
тыре — по две с каждой сто-
роны от темной полосы.
Анализ радиоизлучения по-
Рис. 98. Радиогалактика Центавр А.
называет, что оно вызывается
облаками горячей плазмы и
электрически заряженными эле-
ментарными частицами, вы-
брошенными из ядер галактик
со скоростями, близкими к
скорости света.
Еще более мощными ис-
точниками радиоизлучения яв-
ляются квазары, полное наз-
вание которых — квазизвезд-
ные радиоисточники. Их изу-
чение началось в 1960 г., когда
точечный радиоисточник ЗС 48*
в созвездии Треугольника уда-
лось отождествить со звездо-
образным объектом 16ж Спустя
два года другой радиоисточ-
ник ЗС 273 в созвездии Девы
был отождествлен со звездой
13т. Некоторое время оста-
вались непонятными спектры
этих объектов. Во-первых, они
* Номер по Третьему Кембриджскому каталогу (ЗС), составленному в
Англии.
183
были не похожи друг на друга,
и, во-вторых, присутствующие
в них серии линий излучения
не соответствовали ни одному
из известных химических эле-
ментов. Но в 1963 г. голланд-
ский астроном М. Шмидт
доказал, что линии в спектре
квазара ЗС 273 принадлежат
бальмеровской серии водорода,
но сильно смещены к красному
концу спектра на г=ДХ/Х =
= 0,16. Красное смещение в
спектре квазара ЗС 48 оказа-
лось еще больше, до z = 0,37
Это позволило вычислить по
закону Хаббла расстояние до
этих объектов и их свети-
мость. Для квазара ЗС 273 рас-
стояние получилось равным
590 Мпк (1,92 млрд. св. лет),
а для квазара ЗС 48 г =
= 1220 Мпк (3,98 млрд. св. лет).
Так как для этих объектов z>0,10, то для определения расстояний надо
пользоваться формулой (8.6)
(1 +*)*—! с_ (1+0.16)2-! 3-105 еАп „
(l+z)2+ 1 ’ Н ~ (1 +0,16)2+ 1 ‘ 75 -59° М ’
ИЛИ
г = 1,92 млрд. св.
Светимость первого квазара
(одного из самых ярких на не-
бе) составляет L = 2-1012, а
второго — L = 5-1011 солнеч-
ных светимостей, т. е. значи-
тельно превышает светимость
всей нашей Галактики!
В настоящее время известно
несколько тысяч квазаров, при-
чем у наиболее удаленных
z>3,5. Это означает, что они
удаляются от нас со скоростя-
ми, превышающими vr = 0,906 с,
или vr = 272 000 км/с.
Проверьте это, воспользовавшись формулой (8.5):
(14-3,5)2-1
(1+3,5)2+ 1
с =0,906-с,
или
Уг =0,906-3 • 105 = 272 000 км/с.
Светимость большинства
квазаров в Ю12— 1014 раз боль-
ше светимости Солнца, т. е. в
сотни и тысячи раз превышает
светимость крупнейших галак-
тик с их сотнями миллиардов
звезд. Квазары являются мощ-
ными источниками не только
оптического и радиоизлучения,
но также инфракрасного, рент-
геновского и гамма-излучения.
А вот размеры квазаров ока-
зались небольшими, примерно
1300—1400 а. е., т. е. всего
лишь в десятки раз больше
нашей планетной системы.
Большинство астрономов
поддерживает (а наблюдения
последних лет подтвердили)
мнение акад. В. А. Амбарцу-
мяна о том, что квазары пред-
ставляют собой активные ядра
очень далеких галактик, струк-
тура которых пока не доступна
современной технике наблю-
дений.
184
Представление о физических
условиях в квазарах во мно-
гом зависит от правильной
интерпретации их излучения.
В оптических спектрах кваза-
ров наблюдается непрерывное
излучение во всем диапазоне
длин волн и излучение в спект-
ральных линиях. Анализ линей-
чатого спектра показал, что он
формируется в разреженной
газовой оболочке квазара, име-
ющей размеры около 1012—
1014 км (0,03—30 пк), причем
излучающий линии газ запол-
няет эту оболочку неоднород-
но, в виде отдельных облаков
размерами 1011 —1013 км. Спект-
ральные линии оказались очень
широкими, что указывает на
высокие скорости движения
этих облаков. В различных
квазарах эти скорости колеб-
лются от сотен до тысяч ки-
лометров в секунду.
Полагая, что эти быстро-
двигающиеся облака удержи-
ваются в квазаре тяготением
со стороны ядра массой Л4,
легко оценить эту массу. Дейст-
вительно, чтобы облако не по-
кинуло квазар, необходимо,
чтобы его скорость не превы-
шала параболическую. Под-
ставляя в формулу (5.18) наб-
людаемые скорости движения
облаков и их расстояния от
центра, мы определим, что
массы квазаров должны быть
не менее чем (107—109)Л4о
Полученное значение массы во
много раз превышает массу
разреженной газовой оболочки,
в связи с этим под массой ква-
зара подразумевают массу его
ядра, из которого исходит ос-
новная доля непрерывного ин-
фракрасного, оптического и
рентгеновского и других видов
излучения.
Интерпретация линейчатого
спектра квазаров больших
трудностей не вызывает, так как
физические условия в оболочке,
где происходит формирование
этого излучения, сходны с
физическими условиями в сол-
нечной короне и в остатках
взрывов сверхновых звезд. А
вот интерпретацию непрерыв-
ного излучения объяснить
сложно.
Не вызывает сомнения тот
факт, что длинноволновое ра-
диоизлучение квазаров, обра-
зующееся примерно в той же
оболочке, что и излучение в
спектральных линиях, имеет
синхротронную природу. Это
излучение возникает при дви-
жении релятивистских электро-
нов (электронов, движущихся
со скоростью, близкой к ско-
рости света) в магнитном поле.
Магнитное поле составляет все-
го 10“8—10-9 Тл. Для объяс-
нения наблюдаемого потока
радиоизлучения требуется, что-
бы в области излучения кон-
центрация таких электронов
составляла всего несколько
единиц в объеме 1 м3
Что касается условий фор-
мирования миллиметрового,
инфракрасного, оптического и
более высокочастотного непре-
рывного излучения, то здесь и
проявляется вся необычность
свойств квазаров. Например,
предполагалось (и сейчас мно-
гие астрономы так считают),
что инфракрасное и оптическое
излучение — это излучение со-
вокупности большого числа
звезд и пыли, нагретой до
температуры в сотни кельви-
185
нов. Для этого предположения
имеются свои основания. В
частности, спектральное рас-
пределение инфракрасного из-
лучения похоже на излучение
большого количества пыли,
нагретой до такой температуры.
В спектре ряда квазаров наб-
людаются тонкйе спектральные
детали, характерные для из-
лучения пылинок. Если это так,
то для объяснения высокой
светимости квазаров необхо-
димо принять большие размеры
для области формирования этих
излучений. Но это противо-
речит наблюдаемой быстрой
переменности квазаров в этих
диапазонах, соответствующих
размерам 1300—1400 а. е.
По-видимому, как и в радио-
диапазоне, миллиметровое, ин-
фракрасное и, возможно, оп-
тическое излучение квазаров
имеет синхротронную природу.
Для этого необходимо, чтобы
размеры области излучения
соответствовали приведенным
выше, концентрация реляти-
вистских электронов состав-
ляла 105—106 в кубическом
сантиметре, а магнитное поле
около 1 Тл.
Интересно отметить, что в
этой модели удалось объяснить
и более высокочастотное из-
лучение квазаров. Это излу-
чение образуется при компто-
новском рассеянии релятивист-
скими электронами инфракрас-
ного излучения. Процесс комп-
тоновского рассеяния (назван
так в честь А. Комптона
(1892—1962), открывшего этот
процесс рассеяния) представ-
ляет собой столкновение двух
частиц — фотона и электрона,
причем электрон отдает часть
186
своей энергии фотону, что при-
водит к увеличению частоты
рассеянного фотона по срав-
нению с частотой сталкиваю-
щегося фотона.
Следующим шагом в по-
строении модели квазара явля-
ется ответ на вопрос об источ-
никах энергии квазаров. Пе-
ред тем как рассматривать этот
вопрос, несколько слов следует
сказать об оценке массы ква-
заров. Как уже отмечалось,
интерпретация ширины линий
излучения указывает на массу
квазара ( 107—109)Mq и более.
Оказывается, независимую
оценку массы можно получить
из анализа светимости квазара.
Дело в том, что при большой
светимости сила лучевого дав-
ления может оказаться столь
огромной, что газ будет выме-
таться из квазара. Этого не слу-
чится, если сила тяготения,
зависящая от массы квазара,
будет превышать силу лучевого
давления. А это возможно толь-
ко в условиях, когда свети-
мость квазара будет меньше
некоторого зависящего от мас-
сы критического значения, по-
лучившего название эддингто-
новской светимости (в честь
А. Эддингтона, впервые рас-
считавшего ее). Так, например,
квазар ЗС 273 имеет светимость
2« 101* светимостей Солнца, сле-
довательно, его масса должна
быть свыше 109 масс Солнца,
что подтверждает оценку мас-
сы, полученной по ширине
спектральной линии.
Анализ кривых изменения
блеска ряда квазаров, про-
веденный по фотонегативам
за более чем полувековой пе-
риод, показывает, что возраст
квазаров превышает тысячи
лет. Радиоастрономические наб-
людения выбросов вещества,
удаленных от ядра квазара
на расстояния в десятки ки-
лопарсеков, указывают на воз-
раст квазаров порядка сотен
тысяч лет. Умножая светимость
квазара на его возраст, легко
оценить энергию, излученную
квазаром за время существо-
вания: £ = L/^3-1052 Дж. Эта
энергия согласно теории отно-
сительности эквивалентна по-
тере массы квазаром: ДЛ1 =
= 4-^105 М& Уже отсюда
видно, что масса квазара
должна быть значительно боль-
ше этой величины, так как вся
масса не может перейти в
энергию. Например, если энер-
гия выделяется за счет тер-
моядерных реакций, эффектив-
ность которых составляет один
процент от энергии покоя
вступившего в реакцию ве-
щества, то масса квазара долж-
на быть больше 107Л4о Более
эффективным является выделе-
ние энергии при коллапсе
(быстром сжатии) массивного
тела или при аккреции (вы-
падении) вещества на массив-
ное плотное тело или черную
дыру. При этом может выде-
литься до 50% энергии покоя
коллапсирующего или аккре-
цирующего вещества.
Так как основная доля
энергии выделяется в ком-
пактном ядре, то это накла-
дывает жесткие ограничения
на природу квазаров. Если бы
ядро квазара было сверхмас-
сивной звездой и у него, как
и в звездах, энергия выделя-
лась за счет термоядерных
реакций синтеза гелия из водо-
рода или реакций синтеза более
тяжелых элементов, то время,
за которое оно исчерпало бы
всю свою энергию, составило
бы всего минуты, т. е. несрав-
ненно меньше возраста кваза-
ров. Поэтому данная модель
является нереальной.
Была высказана идея, что
основная доля энергии, излу-
чаемой квазаром, черпается из
гравитационной по мере кол-
лапса массивного тела. Хотя
выделившейся энергии может
оказаться достаточно, но вре^
мя, за которое она выделя-
ется,— время сжатия составля-
ет всего несколько месяцев для
тела массой 108 Л40 , что также
противоречит большому време-
ни существования квазаров.
По-видимому, квазары яв-
ляются активными ядрами га-
лактик. Квазары излучают так
много света, что он подав-
ляет свет окружающих звезд.
Только очень тонкие наблю-
дения с применением электрон-
но-оптических преобразовате-
лей позволили обнаружить во-
круг некоторых квазаров сла-
бое излучение, характерное для
совокупности звезд. В то же
время наблюдения галактик
свидетельствуют о том, что
звездные плотности в ядрах
значительно превышают сред-
нюю звездную плотность в га-
лактике. Например, средняя
звездная плотность в окрест-
ностях Солнца составляет око-
ло 1 звезды на 7 кубических
парсеков, в то время как в
ядре Галактики она, возмож-
но, достигает сотен тысяч и
миллионов в кубическом пар-
секе. В некоторых галактиках
187
звездная плотность в ядрах
может достигать нескольких
миллиардов в кубическом пар-
секе.
Эта совокупность данных
позволила предположить, что
феномен квазара связан с мас-
сивной черной дырой, располо-
женной в центре определенно-
го типа галактик с высокой
звездной плотностью. Длитель-
ное и мощное энерговыделение
может быть полностью объяс-
нено аккрецией вещества га-
лактики на черную дыру. Рас-
четы показывают, что черная
дыра массой 108Л1о и радиу-
сом З’Ю8 км, находясь в
центре галактики с высокой
звездной плотностью, может
захватывать целые звезды, по-
этому аккреция должна но-
сить дискретный характер. Для
обеспечения наблюдаемой све-
тимости квазаров достаточно,
чтобы черная дыра захватыва-
ла хотя бы одну звезду в год.
При высоких плотностях звезд
в ядрах галактик такие частые
захваты звезд черной дырой
вполне реальны.
Близка по духу этой теории
модель квазара как компакт-
ного звездного скопления, но
уже без массивной черной дыры
в центре. В этом случае ис-
точниками энергии квазара яв-
ляются частые столкновения
звезд. При тех высоких звезд-
ных плотностях, которые име-
ются в ядрах некоторых га-
лактик, вероятность столкнове-
ния звезд очень велика. Обыч-
но эту вероятность характе-
ризуют интервалом времени
между столкновениями звезд.
Например, при плотности око-
ло 108 звезд/пк3 этот интервал
составляет примерно 108 лет,
при плотности Ю1® звезд/пк3 —
106 лет. Сам по себе этот
интервал времени велик, но
когда число звезд огромно
(порядка сотен миллионов и
миллиардов), то возможны
ежегодные столкновения не-
скольких звезд, которые при
этом могут взорваться, как
сверхновые. Энергия, выделив-
шаяся при взрыве, достаточна
для объяснения энергетики ква-
заров.
Подтверждением моделей
массивной черной дыры и ком-
пактного звездного скопления
могут служить наблюдаемые
у квазаров спорадические (слу-
чайные) всплески излучения
как в оптическом, так и в ра-
диодиапазонах. Такой характер
переменности связан со слу-
чайным процессом столкнове-
ния между звездами или захва-
том звезд гигантской черной
дырой. Взрыв сверхновой при
столкновениях вполне естест-
венно объясняет наличие боль-
шого числа релятивистских
электронов, порождающих синх-
ротронное излучение квазаров.
Исследования квазаров про-
водятся вот уже почти 25 лет,
и, хотя накоплен значительный
наблюдательный материал, по-
ка еще трудно сделать окон-
чательный выбор между пере-
численными моделями кваза-
ров. Большие надежды астроно-
мы связывают с изучением
ультрафиолетового, рентгенов-
ского и гамма-излучений ква-
заров, которое возможно толь-
ко с космических аппаратов.
188
СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК И МЕТАГАЛАКТИКА
Обнаруженная В. Герше-
лем в 1784 г. тенденция га-
лактик собираться в скопления
была на долгие годы забыта.
Систематические исследования
распределения галактик в про-
странстве стали проводить
лишь в первой половине XX в.
Первым начал количественное
изучение распределения галак-
тик по небу Э. Хаббл. По фо-
тографиям, полученным в
1939 г. на 2,5-метровом реф-
лекторе, он подсчитал число
галактик до 20™ на 1283 не-
больших участках неба. Ока-
залось, что число таких галак-
тик близко к 5 млн. и они
распределены по небу при-
мерно равномерно.
Аналогичные подсчеты, вы-
полненные в Советском Союзе
на 6-метровом телескопе, пока-
зали, что галактик до 24ш око-
ло 1,5 млрд. Всего в обозримом
пространстве должно быть при-
мерно 100 млрд, галактик.
Известно, что диаметр на-
шей Галактики равен 30 кпк,
а диаметр галактики Андро-
меды (М31) —40 кпк, т. е.
можно принять диаметры круп-
ных галактик близкими к
35 кпк. Расстояние до Ту-
манности Андромеды состав-
ляет 670 кпк и, следовательно,
Рис. 99. Часть скопления галактик в созвездии Девы.
189
Рис. 100. Сетчатая структура распределения галактик.
превышает диаметры крупных
галактик примерно в 20 раз.
Средние же расстояния между
звездами примерно такие же,
как между Солнцем и а Цен-
тавра, т. е. около 275 000 а. е.,
и больше диаметра Солнца
(«1,5.10е км = 0,01 а. е.) в
27,5 млн. раз. Таким образом,
галактики значительно теснее
сближены в пространстве, чем
звезды между собой.
Выяснилось, что галактики,
подобно звездам, образуют
группы и скопления. Так, наша
Галактика, Туманность Андро-
меды, галактика Треугольника
(МЗЗ), Большое и Малое Ма-
геллановы Облака и еще не-
сколько звездных систем мень-
ших размеров образуют Мест-
ную группу, в которую входит
около 35 галактик. Спутниками
нашей Галактики являются
Большое и Малое Магеллано-
вы Облака и восемь карлико-
вых галактик. Четыре спутни-
ка-карлика имеет галактика
М31. Галактики Местной груп-
пы связаны общим тяготением
190
и движутся вокруг общего
центра масс.
Сейчас известно около 4000
скоплений галактик, в которых
насчитываются сотни и тысячи
звездных систем (рис. 99).
В среднем диаметры скоплений
галактик близки к 8 Мпк.
Одним из наибольших является
скопление галактик в созвез-
дии Волосы Вероники. Оно
находится на расстоянии около
70 Мпк от нас и занимает на
небе участок диаметром почти
12° В этом богатом скоплении
насчитывается около 40000 га-
лактик.
Расстояние до ближайшего
к нам скопления галактик в
созвездии Девы составляет
12 Мпк. Особо выделяются в
нем семь гигантских эллип-
тических галактик, в том числе
радиогалактика Дева А, и
десять гигантских спиральных
галактик. Не исключено, что
это скопление является цент-
ральным сгущением сверхскоп-
ления галактик, в которое вхо-
дит и наша Галактика. Диа-
метр этого сверхскопления га-
лактик оценивается в 40 Мпк.
Сейчас уже найдено около
50 аналогичных сверхскопле-
ний, каждое из которых состоит
из нескольких десятков круп-
ных скоплений галактик.
На рисунке 100 показана
наблюдаемая картина распре-
деления галактик по небу.
Обращает на себя внимание
сетчатая структура этого рас-
пределения. Галактики имеют
тенденцию располагаться по
границам гигантских ячеек,
внутри которых они практи-
чески отсутствуют.
По-видимому, ячеистая
структура распределения га-
лактик является наиболее круп-
ной структурой Метагалакти-
ки — видимой части Вселен-
ной. Самые далекие объекты
Метагалактики, которые наб-
людаются в настоящее время,—
это квазары; от наиболее уда-
ленных квазаров свет доходит
до нас более чем за 10 млрд,
лет.	х
ЭЛЕМЕНТЫ КОСМОЛОГИИ
Наука, объясняющая наб-
людаемое распределение га-
лактик в пространстве и их
движение («разбегание»),
строение и развитие (эволю-
цию) Вселенной в целом, на-
зывается космологией (от греч.
«космос» — мир, Вселенная и
«логос» — учение).
В средние века многие
ученые полагали, что Вселенная
конечна и ограничена сферой
неподвижных звезд. Этой точки
зрения придерживались даже
Н. Коперник и Т. Браге.
С развитием науки, все
полнее раскрывающей физи-
ческие процессы, происходя-
щие в окружающем нас мире,
большинство ученых постепен-
но перешло к материалисти-
ческим представлениям о бес-
конечности Вселенной- Здесь
огромное значение
крытие И. Ньютоном (1Ь43
1727) закона всемирного тя-
готения, опубликованного в
1687 г. Одним из важных
следствий этого закона явилось
утверждение, что в чно®
191
Вселенной все ее вещество за
ограниченный промежуток вре-
мени должно стянуться в еди-
ную тесную систему, тогда как
в бесконечной Вселенной ве-
щество под действием тяго-
тения собирается в некоторых
ограниченных объемах — «ост-
ровах» (по тогдашним пред-
ставлениям— в звездах), рав-
номерно заполняющих Вселен-
ную.
Большое значение для раз-
вития современных представ-
лений о строении и развитии
Вселенной имеет общая теория
относительности, созданная
А. Эйнштейном (1879—1955).
Она обобщает теорию тяготе-
ния Ньютона на большие мас-
сы и скорости движения, срав-
нимые со скоростью света.
Действительно, в галактиках
сосредоточена колоссальная
масса вещества, а скорости
далеких галактик и квазаров
сравнимы со скоростью света.
Одним из значительных
следствий общей теории отно-
сительности является вывод о
непрерывном движении вещест-
ва во Вселенной — нестацио-
нарное™ Вселенной. Этот вы-
вод был получен в 20-х годах
нашего столетия советским ма-
тематиком А. А. Фридманом
(1888—1925). Он показал, что
в зависимости от средней
плотности вещества Вселенная
должна либо расширяться, ли-
бо сжиматься. При расширении
Вселенной скорость разбега-
ния галактик должна быть
пропорциональна расстоянию
до них — вывод, подтвержден-
ный Хабблом открытием крас-
ного смещения в спектрах
галактик.
Критическое значение сред-
ней плотности вещества, от
которой зависит характер его
движения,
ЗЯ2	/о 7\
P“ = 8^G’	(87)
где О — гравитационная по-
стоянная, а Н = 75 км/с-Мпк—
постоянная Хаббла.
Помня, что 1 пк = 3,08 X
ХЮ13 км и поэтому 1 Мпк =
= 3,08-1019 км, найдем Н =
= 2,4-10“18 с-1 Тогда, соглас-
но формуле (8.7), критическая
плотность вещества
__	3(2,4• 10~ 18 с~*)2
Рк 8.3,14.6,67- 10““ м3/(кг-с2)~
10 26 кг/м3,
ИЛИ
рк=.ю_29 г/см3
Если средняя плотность
вещества во Вселенной больше
критической (р>рк), то в буду-
щем расширение Вселенной
сменится сжатием, а при сред-
ней плотности равной или мень-
шей критической (ргСрк) рас-
ширение не прекратится. Ко-
нечно, мы не знаем средней
плотности вещества во всей
Вселенной, но можем подсчи-
тать эту плотность в доступ-
ной нашему изучению части
Вселенной, т. е. в Метага-
лактике, радиус которой опре-
деляется по закону Хаббла,
полагая в нем иг = с=ЗХ
ХЮ5 км/с, откуда
#___с ___ з- ю5 км/с ___
Н 75 км/(с-Мпк)
=4-103 Мпк=1,3-10‘° св. лет,
или
R = 1,24 • 1026 м.
192
Как уже отмечалось, в
Метагалактике должно быть
около 100 млрд, галактик
(Л^^=10^), и каждая, как и на-
ша, состоит примерно из п =
= 10и звезд. Принимая массы
звезд в среднем близкими к
массе Солнца Л4О =2- 1О30 кг
(так как наряду с звездами-
гигантами существует много
звезд-карликов), находим, что
в Метагалактике объемом 1/ =
4 г
= у л/с содержится масса
вещества M = NnM® , откуда
средняя плотность вещества
м NnM0
___ 1011  10‘1  2 - Ю30 кг __
у «3,14 «(1,24 • 102Ь м)3
= 2,6-10" 27 кг/м3,
или
р = 2,6-1О“30 г/см3
Следовательно, наблюдае-
мая средняя плотность вещест-
ва во Вселенной примерно в
4 раза меньше критической
плотности. Но делать выводы
о бесконечно расширяющейся
Вселенной пока преждевремен-
но, так как некоторые астро-
номы высказывают предполо-
жение о существовании в
галактиках вещества, которое
пока еще не обнаружено. Эта
«скрытая масса» может из-
менить оценку принятой сей-
час средней плотности вещест-
ва во Вселенной. Поэтому точ-
ного ответа на вопрос о
будущем Вселенной в настоя-
щее время не имеется.
Современная космология
считает, что в далеком прош-
лом, около 13 млрд, лет назад,
все вещество Метагалактики
было сосредоточено в неболь-
шом объеме и плотность веще-
ства была настолько высокой,
что ни галактик, ни звезд
не существовало. Пока не ясны
ни физические процессы, про-
текавшие до этого сверхплот-
ного состояния вещества, ни
причины, вызвавшие расши-
рение Вселенной. Ясно одно,
что со временем расширение
привело к значительному
уменьшению плотности веще-
ства и на определенном этапе
расширения стали формиро-
ваться галактики и звезды.
Общие представления о
физических условиях на ран-
них стадиях расширения Ме-
тагалактики можно получить
из анализа химического соста-
ва вещества. Естественно пред-
положить, что до образования
звезд вещество состояло из
простейшего химического эле-
мента — водорода. Поэтому
первые звезды, сформировав-
шиеся из этого вещества,
были чисто водородными. При
термоядерных реакциях в
недрах звезд из водорода
образовывался гелий. В даль-
нейшем часть их вещества
снова возвращалась в меж-
звездную среду либо при взры-
ве сверхновых звезд, либо при
спокойном сбросе вещества
(как в планетарных туман-
ностях), либо в процессах,
сходных с солнечным ветром.
Из сброшенного вещества
формировалось новое поколе-
ние звезд. Исходя из этого
можно предположить, что весь
наблюдаемый в Метагалактике
гелий (а его около 30% по
массе) образовался в недрах
звезд. Чтобы проверить это
предположение, сделаем прос-
тую оценку. Вспомним, что в
недрах Солнца каждую секунду
образуется около 1Q38 ядер
атомов гелия, или 6,7-10“ кг
гелия (см. с. 48). Полагая
возраст Галактики, состоящей
из 10“ звезд, близким к
1,3-1О10 лет = 3,9-Ю“ с, легко
подсчитать массу гелия, кото-
рая могла образоваться в звез-
дах за этот длительный про-
межуток времени: 6,7 X
ХЮ" кг/с.-10“-3,9-1017 с =
= 2,6-1046 кг Это составляет
13% от всей массы Галактики
(2-Ю41 кг), что противоречит
наблюдаемому обилию гелия.
Исходя из этого астрофи-
зики пришли к выводу, что
основная масса гелия образо-
валась на ранних стадиях рас-
ширения Метагалактики, еще
до формирования в ней звезд.
Если учесть, что образование
гелия в термоядерных реак-
циях возможно лишь при тем-
пературе в несколько миллио-
нов кельвинов, то на ранних
этапах расширения Метагалак-
тика была не только плотной,
но и горячей. Поэтому приня-
тая в настоящее время модель
расширяющейся Вселенной по-
лучила название модели «го-
рячей» Вселенной.
Итак, на ранних этапах
расширения вещество Вселен-
ной имело огромную плотность
и очень высокую температуру.
По мере расширения темпера-
тура вещества уменьшалась и,
следовательно, уменьшалась
температура теплового излуче-
ния, которая к настоящему
времени должна была снизить-
ся до 3 К (—270°С). Это пред-
сказание современной космоло-
гии подтвердилось открытием
в 1965 г А. Пензиасом и
Р. Уилсоном микроволнового
излучения, максимум которого
приходится на длину волны
Xmdx = 1 мм, что, согласно за-
кону Вина (см. с. 24), соот-
ветствует температуре излу-
чения 7=3 К. Как показали
наблюдения, это излучение не
связано ни с одним из извест-
ных небесных тел или их систем.
Оно равномерно заполняет ви-
димую Вселенную, т. е. харак-
теризует горячее и сверхплот-
ное состояние ее вещества в
начале расширения. Поэтому
это излучение получило назва-
ние реликтового, т. е. оставше-
гося от ранних этапов эво-
люции Вселенной.
ЭЛЕМЕНТЫ
КОСМОГОНИИ
ФОРМИРОВАНИЕ ЗВЕЗД И ГАЛАКТИК
Раздел астрономии, изу-
чающий происхождение и раз-
витие (эволюцию) галактик,
звезд и Солнечной системы,
называется космогонией (от
греч. «космос» — мир и «го-
нос» — происхождение).
Астрономические наблюде-
ния доказывают основное поло-
жение марксистско-ленинской
диалектики о том, что материя
во Вселенной находится в не-
прерывном развитии, в самых
разнообразных формах и сос-
тояниях — от газа и пыли нич-
тожно малой плотности до
сверхплотных объектов, от кар-
ликовых до сверхгигантских
звезд резко различных раз-
меров и светимостей, от срав-
нительно небольших звездных
группировок до колоссальных
по размерам и многообразию
форм галактик, тоже находя-
щихся на разных этапах своего
развития. Раз меняются формы
существования материи, то,
следовательно, различные и
разнообразные объекты Все-
ленной не могли возникнуть
все одновременно, а формиро-
вались в разные эпохи и поэто-
му имеют свой определенный
возраст, отсчитываемый от на-
чала их зарождения. Но Все-
ленная в целом не имеет
возраста — она вечна, всегда
существовала и будет сущест-
вовать, так как представляет
собой вечно существующую
материю, находящуюся в не-
прерывном движении и разви-
тии. Поэтому ставить вопрос о
происхождении и возрасте Все-
ленной — абсолютно бессмыс-
ленно, а о происхождении и
возрасте населяющих ее объек-
тов — вполне реальная задача.
Раскрытие закономерностей
зарождения и эволюции раз-
личных объектов Вселенной и
входит в задачи- космогонии.
Эти задачи она решает путем
разработки научных предпо-
ложений (гипотез), основанных
на астрономических наблюде-
ниях и их теоретическом обоб-
щении, с использованием дости-
жений всех отраслей естество-
знания. Поэтому в процессе
развития естествознания, по
мере его обогащения научными
открытиями, разрабатываются
новые космогонические гипо-
195
тезы, объясняющие вновь
открытые факты, а прежние,
не удовлетворяющие им, от-
вергаются.
Современная космогония в
своих обобщениях опирается на
достижения смежных с ней
отраслей естествознания — фи-
зики, математики, химии, гео-
логии.
Научные основы космогонии
были заложены еще Н. Ньюто-
ном, который показал, что рав-
номерное распределение ве-
щества в пространстве являет-
ся неустойчивым и под дейст-
вием собственной гравитации
должно разделиться на сжи-
мающиеся сгустки. Теория об-
разования сгустков вещества,
из которых	формируются
звезды, была развита в 1902 г.
английским	астрофизиком
Дж. Джинсом (1877—1946)
Эта теория объясняет и про-
цесс образования галактик.
Джинс доказал, что в перво-
начально однородной газовой
среде с постоянной плотностью
и температурой может возник-
нуть уплотнение. Если сила
взаимного тяготения в нем
превысит силу газового давле-
ния, то среда станет сжиматься,
а если превалирует газовое
давление, то вещество рассеет-
ся в пространстве.
Эта теория в общих чертах
подтверждается наблюдениями.
Так, в Галактике межзвездная
среда (газ и пыль) неодно-
родна и имеет клочковатую
структуру. В сравнительно не-
больших газовых облаках с
массой, близкой к массе Солн-
ца, сила газового давления
уравновешивается силой гра-
витации, и облака не сжи-
маются. В крупных газопыле-
вых туманностям, подобных
Большой туманности Ориона и
называемых газопылевыми
комплексами, размерами 10—
100 пк и массой в несколько
тысяч солнечных масс, сила
гравитации преобладает над
силой газового давления. По-
этому в таких облаках возни-
кают сгустки вещества, тем-
пература внутри которых при
сжатии повышается, и они
постепенно преобразуются в
звезды. Следовательно, в га-
зопылевых комплексах звезды
формируются группами, обра-
зуя звездные скопления и ас-
социации. На формирование
звезд группами даже в нашу
эпоху впервые указал еще
в 1947 г. советский астро-
физик В. А. Амбарцумян.
Подобным образом можно
объяснить и возникновение га-
лактик, для формирования
которых условия были благо-
приятными на ранних этапах
расширения Метагалактики,
когда температура вещества
была близка к 106 К. Образо-
вывались колоссальные по сво-
им размерам сгущения с мас-
сами порядка сотен миллиар-
дов солнечных масс, имену-
емые протогалактиками (от
греч. «протос» — первичный).
По мере их дальнейшего сжа-
тия в них возникали условия
для формирования звезд, т. е.
образовывались звездные сис-
темы — галактики.
Исходя из факта расшире-
ния Метагалактики, некоторые
специалисты в области космо-
логии оценивают ее возраст
величиной, обратной постоян-
ной Хаббла, т. е.
196
1___________I________1 с*Мпк
H 75 км/(с*Мпк) 75 км
Но так как 1 Мпк = 3,08бХ
X Ю19 км, а 1 год содержит
3,156-107 с, то
1	3,086* 1019
Н “ 75*3,156* 106 ЛеТ~
= 1,3* 1О10 лет.
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
Возникшие в газопылевой
среде Галактики сгущения,
продолжающиеся сжиматься
под действием собственного
тяготения, получили название
протозвезд. По мере сжатия
плотность и температура про-
тозвезды повышается и она на-
чинает обильно излучать в
инфракрасном диапазоне спект-
ра. Длительность стадии сжа-
тия протозвезд различна: при
массе меньше солнечной —
сотни миллионов лет, а у
массивных — всего лишь сотни
тысяч лет. Когда температура
в недрах протозвезды повы-
шается до нескольких мил-
лионов кельвинов, в них на-
чинаются термоядерные реак-
ции превращения водорода в
гелий. При этом выделяется
огромная энергия, препятству-
ющая дальнейшему сжатию и
разогревающая вещество до
самосвечения — протозвезда
превращается в обычную звез-
ду главной последовательности
диаграммы Герцшпрунга —
Рессела. Светимость и поверх-
ностная температура сформи-
ровавшихся звезд зависят от
их массы, поэтому они при-
надлежат к различным спект-
ральным классам, т. е. всту-
Учитывая, что принятое сей-
час значение постоянной
Хаббла известно с небольшой
точностью, считают возраст Ме-
тагалактики близким к 13—
15 млрд. лет. Этот возраст не
противоречит оценкам возраста
наиболее старых звезд и шаро-
вых звездных скоплений в на-
шей Галактике.
пают на разные участки глав-
ной последовательности: мас-
сивные звезды — выше Солн-
ца, а звезды малой массы —
ниже него.
Продолжительность т пре-
бывания звезд на главной
последовательности определя-
ется мощностью излучения
звезды (светимостью) и запа-
сами ядерной энергии, содер-
жащейся в ее недрах, которая
выделяется при термоядерных
реакциях. Запасы этой энергии
Е пропорциональны массе звез-
ды М, а расход энергии (мощ-
ность излучения, или свети-
мость, L) пропорционален М4.
Расчеты показывают, что
т=т=lo'"4iлет-
L	М
где М — масса звезды в массах
Солнца.
Так, например, звезды спек-
трального класса В массой М =
= 20Afo исчерпают свой запас
энергии примерно за 1,2 млн.
лет, звезды типа Солнца —
за 10 млрд, лет, а слабо
излучающие звезды — красные
карлики, массой около
0,5Л4о ,— лишь за 80—100 млрд,
лет. Следовательно? можно ут-
верждать, что звезды спект-
197
ральных классов О, В и А,
находящиеся в настоящее вре-
мя на главной последователь-
ности,— это молодые звезды.
После выгорания водорода
в недрах звезды образуется
гелиевое ядро, а термоядерные
реакции превращения водорода
в гелий начинают происходить
в тонком слое у границы ядра.
В самом гелиевом ядре при
создавшейся температуре ядер-
ные реакции происходить не
могут, и оно резко сжимается
до плотности свыше 4 • 106 кг/м3
Вследствие сжатия темпера-
тура в ядре возрастает. Рост
температуры зависит от массы.
Для звезд типа Солнца тем-
пература ядра остается всегда
меньше 80 млн. кельвинов.
Поэтому его сжатие приводит
только к более бурному выде-
лению ядерной энергии в тон-
ком слое у границы ядра. У
более массивных звезд темпе-
ратура ядра при сжатии ста-
новится выше 80 млн. кель-
винов, и в нем начинаются
термоядерные реакции превра-
щения гелия в углерод, а потом
и в другие более тяжелые
химические элементы. Выходя-
щая из ядра и его окрест-
ностей энергия вызывает по-
вышение газового давления,
под действием которого фото-
сфера звезды расширяется.
Энергия, приходящая к фото-
сфере из недр звезды, распрост-
раняется теперь на большую
площадь, чем раньше. В связи
с этим температура фотосферы
понижается. Звезда сходит с
главной последовательности,
постепенно превращаясь в
красного гиганта или сверх-
гиганта в зависимости от мас-
сы, и становится старой звез-
дой. Проходя стадию желтого
сверхгиганта, звезда может
оказаться пульсирующей, т. е.
физической переменной звез-
дой, и остаться такой в стадии
красного сверхгиганта.
Раздувшаяся оболочка звез-
ды небольшой массы уже
слабо притягивается ее ядром
и, постепенно удаляясь от него,
образует планетарную туман-
ность. После окончательного
рассеяния оболочки остается
лишь горячее ядро звезды —
белый карлик.
Эволюция массивных звезд
происходит более бурно. В кон-
це своей жизни такая звезда
может взорваться сверхновой
звездой, а ее ядро, резко
сжавшись, превратиться в
сверхплотный объект — нейт-
ронную звезду или даже в
черную дыру. Сброшенная обо-
лочка, обогащенная гелием и
другими образовавшимися в
недрах звезды химическими
элементами, рассеивается в
пространстве и служит мате-
риалом для формирования
звезд нового поколения. Сле-
довательно, некоторые харак-
терные различия в содержании
тяжелых химических элементов
в звездах тоже могут служить
признаком их формирования и
возраста. В частности, есть
основания полагать, что Солн-
це — звезда второго поколения,
в которой есть примеси ве-
щества, в свое время прошед-
шего через горячие недра
звезд первого поколения.
198
ПРОИСХОЖДЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
Первая серьезная космого-
ническая гипотеза о происхож-
дении Солнечной системы была
создана и опубликована в
1755 г. немецким философом
И. Кантом (1724—1804), счи-
тавшим, что Солнце и планеты
сформировались из твердых
частиц огромного облака, ко-
торые сближались и слипались
между собой под действием
взаимного тяготения. Эта ги-
потеза была высоко оценена
Ф. Энгельсом как первая гипо-
теза, рассматривавшая при-
роду в ее развитии.
Вторая космогоническая ги-
потеза была выдвинута в 1796 г.
французским астрономом
П. Лапласом (1749—1827).
Принимая кольцо Сатурна за
газовое, отделившееся от пла-
неты при ее вращении вокруг
оси, Лаплас полагал, что Солн-
це возникло из газовой ту-
манности, скорость вращения
которой увеличивалась при ее
сжатии, и из-за этого от
Солнца отделялись кольца га-
зового вещества (похожие на
кольца Сатурна), породившие
планеты. Эта гипотеза про-
существовала более 100 лет.
Однако, подобно гипотезе Кан-
та, она была отвергнута, так
как не объясняла закономер-
ностей Солнечной системы. А
достоверная гипотеза должна
объяснить следующие основ-
ные закономерности Солнечной
системы:
1)	планеты обращаются во-
круг Солнца по почти круговым
орбитам, мало наклоненным к
плоскости земной орбиты, сос-
тавляющей с плоскостью
солнечного экватора угол в
7° (исключение — планета Плу-
тон, орбита которой наклонена
к плоскости земной орбиты на
17°);
2)	планеты обращаются во-
круг Солнца в направлении его
вращения вокруг оси (с запа-
да к востоку), и в этом же
направлении вращается боль-
шинство планет (исключение —
Венера, Уран и Плутон, вра-
щающиеся с востока к за-
паду) ;
3)	масса Солнца составляет
99,87% массы всей Солнечной
системы;
4)	произведение массы каж-
дой планеты на ее расстояние
от Солнца и ее орбитальную
скорость называется моментом
количества движения этой пла-
неты; произведение массы
Солнца на его радиус и ли-
нейную скорость вращения
представляет собой момент ко-
личества движения Солнца. В
общей сумме эти произведения
дают момент количества дви-
жения Солнечной системы, из
которого 98% сосредоточено в
планетах, а на долю Солнца
приходится лишь 2%, т. е.
Солнце вращается очень мед-
ленно (линейная скорость его
экватора равна 2 км/с);
5)	физические свойства пла-
нет земной группы и планет-
гигантов различны.
Гипотезы Канта и Лапласа
не смогли объяснить всех этих
закономерностей и поэтому бы-
ли отвергнуты. Так, например,
Нептун удален от Солнца на
среднее расстояние d = 30 а- е‘
и его линейная скорость по
199
орбите v = 5,5 км/с. Следова-
тельно, при отделении поро-
дившего его кольца Солнце
должно было иметь такой же
радиус и такую же линейную
скорость своего экватора. Сжи-
маясь далее, Солнце после-
довательно порождало другие
планеты, и в настоящее время
имеет радиус /?«0,01 а. е. Сог-
ласно законам физики, линей-
ная скорость солнечного эква-
тора должна была бы быть
d 30 а. е. - -	,
=	км/с =
= 16500 км/с (!),
т. е. во много превосходить
действительную скорость 2 км/с.
Уже этот пример показывает
несостоятельность гипотезы
Лапласа.
В начале XX в. были вы-
двинуты и другие гипотезы,
но все они оказались несостоя-
тельными, так как не смогли
объяснить всех основных зако-
номерностей Солнечной сис-
темы.
По современным представ-
лениям, образование Солнечной
системы связано с формирова-
нием Солнца из газопылевой
среды. Считается, что газопы-
левое облако, из которого
около 5 млрд, лет назад обра-
зовалось Солнце, медленно вра-
щалось. По мере сжатия ско-
рость вращения облака уве-
личивалась, и оно приняло
форму диска. Центральная
часть диска дала начало Солн-
цу, а его внешние области —
планетам. Этой схемой вполне
объясняется различие в хими-
ческом составе и массах планет
земной группы и планет-ги-
гантов. Действительно, по мере
разгорания Солнца легкие хи-
мические элементы (водород,
гелий) под действием давления
излучения покидали централь-
ные области облака, уходя к
его периферии. Поэтому пла-
неты земной группы сформи-
ровались из тяжелых хими-
ческих элементов с малыми
примесями легких и получи-
лись небольших размеров. Из-
за большой плотности газа и
пыли излучение Солнца слабо
проникало к периферии про-
топланетного облака, где ца-
рила низкая температура и
пришедшие газы намерзали на
твердые частицы. Поэтому да-
лекие планеты-гиганты сфор-
мировались крупными и в ос-
новном из легких химических
элементов.
Эта космогоническая гипо-
теза объясняет и ряд других
закономерностей Солнечной
системы, в частности распреде-
ление ее массы между Солнцем
(99,87%) и всеми планетами
(0,13%), современные расстоя-
ния планет от Солнца, их вра-
щение и др. Она разработана
в 1944—1949 гг. советским
акад. О. Ю. Шмидтом (1891 —
1956) и впоследствии развита
его сотрудниками и последо-
вателями.
По этой гипотезе процесс
формирования планет представ-
ляется следующим образом. В
дискообразном газопылевом
облаке вследствие взаимного
столкновения его частиц возни-
кали многочисленные сгущения.
Множество мелких сгущений
разрушалось от взаимных
столкновений, а иные выпадали
на крупные сгущения, в ре-
зультате чего они увеличива-
200
лись в размерах и уплотня-
лись, постепенно создавая за-
родыши планет. Неупругие уда-
ры при столкновениях сгу-
щений привели к тому, что
орбиты зародышей планет ста-
ли близкими к окружностям.
Со временем выжили лишь те
наиболее крупные зародыши,
которые располагались далеко
друг от друга и не оказывали
существенного взаимного гра-
витационного воздействия, по-
этому их орбиты вокруг Солнца
стали устойчивыми. Из этих
зародышей на протяжении со-
тен миллионов лет и сфор-
мировались большие планеты.
Между орбитами Марса и
Юпитера, где значительное гра-
витационное влияние Юпитера
препятствовало росту сгущений
и нарушало устойчивость их
орбит, сформировались малые
планеты-астероиды и метеорои-
ды, которые и в нашу эпоху
часто сталкиваются друг с дру-
гом и с планетами. На самой
периферии начального пыле-
вого облака из остатков легких
газов и незначительного коли-
чества пыли возникло мно-
жество долгопериодических
комет.
Проверка этой весьма прав-
доподобной гипотезы пока еще
затруднена, так как систем,
подобных нашей, мы не наблю-
даем и нам не с чем ее срав-
нивать. Однако постоянно ве-
дущиеся поиски вселяют на-
дежду. Недавние исследования,
проведенные с борта искус-
ственного спутника Земли,
звезд Веги (а Лиры) и Фо-
мальгаута (а Южной Рыбы)
обнаружили вокруг них инфра-
красное излучение, свойствен-
ное излучению твердых частиц
различных размеров. По-ви-
димому, у этих звезд имеются
протопланетные облака, из ко-
торых со временем сформируют-
ся планеты.
Анализ содержания радио-
активных элементов в земной
коре, исследования метеоритов
и лунного грунта, а также
геологические данные указы-
вают на вероятный возраст
Земли в 4,5 млрд. лет. Солнце
и его планеты начали фор-
мироваться около 5 млрд, лет
назад. Благодаря спокойной
эволюции Солнца, умеренно
обогревающего Землю, на ней
около 3 млрд, лет назад заро-
дилась жизнь, которая за этот
длительный промежуток време-
ни проэволюционировала в ра-
зумную.
Очевидно, формирование
планет вокруг звезд на опреде-
ленном этапе их развития
есть закономерный процесс.
Поэтому мы вправе полагать,
что многие звезды обладают
планетами и на многих из
них существует жизнь, в том
числе и разумная.
АСТРОНОМИЯ И МАТЕРИАЛИСТИЧЕСКАЯ КАРТИНА
МИРОЗДАНИЯ
Наряду с другими естествен-
ными науками астрономия на
всем протяжении своей исто-
рии особенно активно способ-
ствовала развитию и укреп-
лению материалистических воз-
зрений на природу. Она дала
много фактов и строго научны/
201
выводов, опровергающих наив-
ные религиозные представления
о строении и происхождении
мира.
В отличие от других наук,
в астрономии нет возмож-
ности ставить опыты над изу-
чаемыми небесными телами.
Нам доступно для исследования
только излучение этих тел.
Астрономы не могут повто-
рить, например, вспышку сверх-
новой звезды, чтобы проверить
те или иные наблюдения или
теоретические выводы, и им
приходится довольствоваться
поиском другой похожей сверх-
новой звезды. Несмотря на эту
специфику, важная роль астро-
номии в познании окружающей
среды подчеркивалась В. И. Ле-
ниным, который указывал, что
«в практику, служащую нам
критерием в теории познания,
надо включить также практику
астрономических наблюдений...»
(Ленин В. И. Материализм
и эмпириокритицизм// Поли,
собр. соч.— Т. 18.— С. 143).
Действительно, изучение оп-
тическими средствами нашей
планетной системы и звездных
систем дало ученым сущест-
венные аргументы против гео-
центрических учений, против
представления об исключитель-
ности и привилегированности
нашей Земли и Солнечной сис-
темы, против религиозных про-
тивопоставлений Земли и Неба.
Достижения космонавтики
в исследовании ближнего кос-
моса и Земли как небесного
тела, триумфальное расшире-
ние и углубление области
астрономических исследований
подтвердило с полной досто-
верностью реальность наших
202
представлений о физической
природе и процессах на Луне,
Венере, Марсе и других телах
Солнечной системы, получен-
ных из наземных наблюдений.
Новые физико-химические дан-
ные, полученные с космичес-
ких аппаратов, принесли убе-
дительнейшие доказательства
материальности и единства ми-
ра и универсальности его за-
конов.
Следует, однако, заметить,
что в ряде случаев при анализе
астрономических наблюдений и
разработке объясняющих их
теорий требуется особая осто-
рожность и надлежащая естест-
веннонаучная и философская
интерпретация результатов.
Одним из примеров, подтверж-
дающих это положение, может
служить проблема красного
смещения в спектрах галактик.
Этот эффект приводит неко-
торых, даже авторитетных аст-
рономов (Дж. Джинса и др.)
к идее акта творения и к отказу
от концепции вечности Вселен-
ной, к попытке истолкования
современной космологии с по-
зиции религиозного мировоз-
зрения. Сейчас ряд богословов
пытается примирить научную
космологию и религию, утверж-
дая, будто данные науки прямо
указывают на акт творения все-
го материального мира, т. е.
Вселенной.
В действительности непра-
вомерно рассматривать начало
расширения Метагалактики как
момент «сотворения мира».
Сверхплотное состояние ве-
щества в начале ее расширения
фиксирует крайний предел, от
которого уже невозможно пе-
реносить в прошлое известные
нам фундаментальные физиче-
ские теории и понятия.
Можно со всей уверенностью
сказать, что сверхплотное сос-
тояние вещества в прошлом не
абсолютное «начало всего», а
лишь одна из фаз бесконечного
развития материи, она возникла
из каких-то предшествующих
состояний движущейся мате-
рии, пока не изученных наукой.
Материя не исчезает и не возни-
кает вновь, она, находясь в непре-
рывном движении, переходит из
одной формы в другую. Мир
един: в нем нет ничего, кроме
движущейся материи, беско-
нечно многообразной, неисчер-
паемой в своих проявлениях.
Неисчерпаемость материи и
выражается в том, что природа
оказывается каждый раз
неизмеримо богаче сложив-
шихся представлений о ней.
В противоположность ре-
лигиозным учениям, материа-
листический взгляд на мир ука-
зывает на непрерывное разви-
тие всего существующего в
природе как эволюционным,
так и революционным путем.
И действительно, астрономы
обнаружили звезды различного
возраста, а также взрывные
(революционные) процессы в
звездах и галактиках, порож-
дающие качественно новые сос-
тояния материи. Благодаря
этим процессам на определен-
ном этапе развития Вселенной
возникли условия, благоприят-
ные для зарождения новой
формы существования мате-
рии — жизни и ее высшей
формы — разумной жизни.
Пока трудно сказать, где
и как часто встречается жизнь,
тем более разумная, так как ее
единственный известный при-
мер — жизнь на Земле. Но на
существование жизни и высо-
коразвитых цивилизаций во
Вселенной указывает весь исто-
рический ход развития пред-
ставлений о месте человека во
Вселенной: от религиозных
догм о его уникальности и
центральном положении во Все-
ленной, через рядовое положе-
ние Земли в Солнечной сис-
теме, Солнца — в Галактике,
Галактики—среди других га-
лактик до рядового положения
земной цивилизации во Вселен-
ной.
Исходя из этого, астро-
номы, используя методы радио-
астрономии, пытаются искать
внеземные цивилизации. Пер-
вые попытки их обнаружить
относятся к 1960 г., когда при
помощи радиотелескопа с зер-
калом диаметром 25 м разыски-
вали возможные искусственные
радиосигналы из окрестностей
двух близких звезд — т Кита и
е Эридана, похожих на Солнце.
В СССР на радиотелескопе с
диаметром 15 м и чувствитель-
ными приемниками проведены
аналогичные исследования не-
скольких звезд, находящихся
на расстоянии менее 30 пк.
Были попытки «прослушать» и
более далекие звезды. Помимо
этого, посылались закодирован-
ные радиосигналы в направ-
лении некоторых звезд и звезд-
ных скоплений. Пока резуль-
татов этих исследований нет.
Астрономические исследо-
вания самых разнообразных
небесных тел и межзвездной
среды доказывают материаль-
ное единство Вселенной и воз-
можность ее познания.
ЛИТЕРАТУРА ДЛЯ ВНЕКЛАССНОГО ЧТЕНИЯ*
1.	Воронцов-Вельяминов Б. А. Очерки о Вселенной.— М.: Наука,
1980.
2.	Г у р ш т е й н А. А. Извечные тайны неба.— М.: Просвещение, 1984.
3.	Е р е м е е в а А. И. Астрономическая картина мира и ее творцы.— М.:
Наука, 1984.
4.	Д а г а е в М. М. Книга для чтения по астрономии.— М.: Просвещение,
1980.
5.	Климишин И. А. Астрономия наших дней.— М.: Наука, 1986.
6.	Ко но но ви ч Э. В. Солнце — дневная звезда.— М.: Просвещение,
1982.
7.	Митт он С. Дневная звезда: Рассказ о нашем Солнце.— М.: Мир,
1984.
8.	Симоненко А. Н. Астероиды или тернистые пути исследований.— М.:
Наука, 1985.
9.	Чурюмов К. И. Кометы и их наблюдение.— М.: Наука, 1980.
10.	Беляев Н. А., Чурюмов К- И. Комета Галлея и ее наблюдение.— М.:
Наука, 1985.
И. Бабаджанов П. Б. Метеоры и их наблюдение.— М.: Наука, 1987
12.	Брон шт эн В. А. Метеоры, метеориты, метеороиды.— М.: Наука,
1987.
13.	Симоненко А. Н. Метеориты — осколки астероидов.— М.: Наука,
1978.
14.	Вронский В. Тропой Кулика: Повесть о Тунгусском метеорите.—
М.: Мысль, 1984.
15.	Б р о н ш т э н В. А. Планеты и их наблюдение.— М.: Наука, 1979.
16.	Ксанфомалити Л. В. Планеты, открытые заново.—М.: Наука,
1978.
17	М у х и н Л. Планеты, и жизнь.— М.: Молодая гвардия, 1984.
18.	М а р о в М. Я. Планеты Солнечной системы.— М.: Наука, 1986.
19.	Новиков Э. А. Планета загадок.— Л.: Недра, 1974.
* Порядок расположения указанных книг дан в соответствии с последова-
тельностью изложения материала.
204
a s
20.	Ш e в ч е н к о В. В. Луна и ее наблюдение.— М.: Наука, 1983.
21.	Цесевич В. П. Что и как наблюдать на небе.—М.: Наука, 1984.
22.	А г е к я н Т. А. Звезды, галактики, Метагалактика.— М.: Наука, 1981.
23.	К а п л а н С. А. Физика звезд.— М.: Наука, 1977
24.	Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть.—М.: Наука,
1984.
25.	Ц е с е в и ч В. П. Переменные звезды и их наблюдение.— М.: Наука,
1980.
25.	Цесевич В. П. Переменные звезды и их наблюдение.— М.: Наука, 1980.
26.	Псковский Ю. П. Новые и сверхновые звезды.— М.: Наука, 1985.
27	У и т н и Ч. Открытие нашей Галактики.— М.: Мир, 1975.
28.	Б о к Б. Бок П. Млечный Путь.— М.: Мир, 1978.
. Псковский Ю. П. Соседи нашей Галактики.— М.: Знание, 1983.
. Митт он С. Исследование галактик.—М.: Мир, 1980.
31.	Ефремов Ю. Н. В глубине Вселенной.— М.: Наука, 1984.
32.	Новиков И. Д. Эволюция Вселенной.—М.: Наука, 1983.
33.	Шкловский И. С. Вселенная, жизнь, разум.—М.: Наука, 1980.
ОГЛАВЛЕНИЕ
Предисловие	3
Глава I. Методы изучения физической природы небес-
ных тел
Изучение небесных тел	4
Оптические телескопы	б
Радиотелескопы	17
Блеск и цвет небесных светил	19
Спектры и спектральный анализ	22
Космические исследования	28
Глава II. Солнце
Общие сведения	31
Спектр и температура Солнца	34
Строение солнечной атмосферы	37
Источники энергии Солнца	43
Внутреннее строение Солнца	45
Солнечная активность и солнечно-земные связи	48
Глава III. Физическая природа малых тел Солнечной
системы
Правило Тициуса — Бодэ	53
Астероиды	54
Кометы	57
Метеоры й метеорные потоки	66
Метеориты — осколки астероидов	69
Глава IV. Планеты и их спутники
Две группы больших	планет	74
Земля	75
Луна	78
Меркурий	82
Венера	84
Марс	88
Юпитер	94
Сатурн	97
Уран, Нептун	и	Плутон	...	 100
206
Глава V. Физическая природа звезд
Годичный параллакс и расстояния до звезд	103
Абсолютная звездная величина и светимость звезд	106
Спектральная классификация звезд	109
Радиусы звезд	114
Двойные звезды и определение масс звезд	116
Взаимосвязь звездных характеристик	125
Нейтронные звезды, пульсары и черные дыры	128
Глава VI. Переменные и новые звезды
Переменные звезды и их обозначения	137
Затменные переменные звезды	138
Физические переменные звезды	142
Глава VII. Наша Галактика
Млечный Путь и Галактика	150
Диффузное вещество	152
Магнитное поле и космические лучи	157
Звездные скопления и звездные ассоциации	—
Движение звезд и Солнечной системы	161
Вращение и структура Галактики	168
Глава VIII. Звездные системы (галактики) и Метага-
лактика
Открытие звездных систем	172
Типы, расстояния и размеры галактик	175
Радиогалактики и квазары	183
Скопления галактик и Метагалактика	189
Элементы космологии	191
Глава IX. Элементы космогонии
Формирование звезд и галактик	195
Эволюция звезд .	197
Происхождение Солнечной системы	199
Астрономия и материалистическая картина мироздания...........201
Учебное издание
ДАГАЕВ МИХАИЛ МИХАЙЛОВИЧ
ЧАРУГИН ВИКТОР МАКСИМОВИЧ
КНИГА ДЛЯ ЧТЕНИЯ ПО АСТРОНОМИИ
АСТРОФИЗИКА
Зав. редакцией В. А. Обменина
Редактор Л. С. Мордовцева
Младшие редакторы О. В. Агапова, Е. А. Буюклян
Художник С. Ф. Лухин
Художественный редактор В. М. Прокофьев
Технический редактор Т. Е. Молозева
Корректор Н. С. Соболева
ИБ № 10088
Сдано в набор 08.06.88. Подписано к печати 07.12.88. А 05820. Формат 60X90'/ie- Бум. книжножур-
нальная отечественная. Гарнит. «Литературная>. Печать офсетная. Усл. печ. л. 134-0,25 вкл+
4-0,25 форз. Усл. кр.-отт. 28,31. Уч.-изд. л. 13.034-0,24 вкл.4-0,42 форз. Тираж 353 000 экз. Заказ 1841.
Цена 55 к.
Ордена Трудового Красного Знамени издательство «Просвещение> Государственного комитета
РСФСР по делам издательств, полиграфии и книжной торговли. 129846, Москва, 3-й проезд
Марьиной рощи, 41.
Смоленский полнграфкомбинат Росглавполиграфпрома Государственного комитета РСФСР по
делам издательств, полиграфии и книжной торговли. 214020, г. Смоленск, ул. Смольянинова, 1.