Текст книги "101 ключевая идея: Астрономия"

Автор книги: Джим Брейтот

сообщить о нарушении

Текущая страница: 6 (всего у книги 11 страниц)

НЕБЕСНАЯ СФЕРА 1: НЕБЕСНЫЙ ЭКВАТОР

В давние времена астрономы предполагали, что все звезды прикреплены к невидимой сфере, называемой небесной и окружающей Землю, как показано на рисунке внизу. Земля вращается вокруг своей оси с постоянной скоростью, совершая один оборот каждые 24 часа, что соответствует 15° в час, так как полный оборот Земли составляет 360°. Древние астрономы считали, что Земля закреплена в центре небесной сферы, которая, по их представлениям, совершала полный оборот с постоянной скоростью каждые 24 часа, увлекая за собой неподвижные звезды.

Полярная звезда расположена прямо над Северным полюсом Земли. Можно представить, что ось вращения небесной сферы проходит через Полярную звезду. Небесный экватор представляет собой проекцию земного экватора на небесную сферу. Большой круг небесной сферы – это круг, который проходит через оба ее полюса.

Положение звезды на небесной сфере определяется двумя координатами. Склонением называется угол между направлением из центра небесной сферы на данную звезду и плоскостью небесного экватора. Звезды, расположенные к северу от небесного экватора, имеют положительное склонение; звезды, расположенные к югу от небесного экватора, – отрицательное. Второй координатой является прямое восхождение – угол между определенной точкой на небесном экваторе, известной как первая точка Овна (Y), [19]19
  Точка весеннего равноденствия, иначе – точка пересечения эклиптики с небесным экватором, в которой Солнце переходит из Южного полушария небесной сферы! в Северное. Во времена Древнего Египта точка весеннего равноденствия находилась в созвездии Овна, и она до сих пор называется первой точкой Овна, хотя прецессия уже давно переместила ее в соседнее созвездие Рыб.


[Закрыть]и большим кругом склонения, проходящим через данную звезду. Эта координата соответствует земной долготе.

Прямое восхождение обычно обозначается в часах, соответствующих временному интервалу между прохождением первой точки Овна через меридиан наблюдателя (большой круг от севера на юг через точку, находящуюся непосредственно над наблюдателем, и Полярную звезду) и прохождением звезды, пересекающей меридиан наблюдателя с востока на запад. Другими словами, прямое восхождение отсчитывается в часовой мере в направлении, обратном направлению вращения звездного неба.

См. также статью «Звездное и солнечное время».

НЕБЕСНАЯ СФЕРА 2: ЭКЛИПТИКА

Земная ось наклонена по отношению к Полярной звезде. Северный полюс Земли наклонен к Солнцу в июне и от Солнца в декабре.

Если бы свет Солнца был гораздо более слабым, можно было бы наблюдать за его прохождением через созвездия, как показано на рисунке с. 138. Этот маршрут Солнца называется эклиптикой, то есть эклиптика – это воображаемая линия (большой круг) небесной сферы, по которой Солнце в течение года перемещается среди звезд. Угол наклона плоскости эклиптики к небесному экватору равен углу наклона плоскости экватора Земли к плоскости ее орбиты и составляет 23,5°.

В середине лета в Северном полушарии Солнце достигает своей наивысшей точки на эклиптике к северу от небесного экватора. Это происходит, когда Солнце находится в созвездии Тельца, близко к созвездию Близнецов.

В середине осени в Северном полушарии Солнце продвигается по эклиптике на 90° по отношению к своей позиции в середине лета. 3 это время года оно проходит с севера на юг через небесный экватор в созвездии Девы.

В середине зимы в Северном полушарии Солнце достигает своей наивысшей точки на маршруте эклиптики к югу от небесного экватора. В это время года Солнце находится в созвездии Стрельца. В полдень в середине зимы в Северном полушарии Солнце находится точно на юге и занимает самое низкое положение на небосводе.

В середине весны в Северном полушарии Солнце проходит через небесный экватор с юга на север в созвездии Рыб. Это время года называется весенним равноденствием. Место, где эклиптика пересекает небесный экватор, называется первой точкой Овна (Y).

Маршрут Солнца на небесной сфере

"Равноденствие" означает равную продолжительность дня и ночи. В середине весны и в середине осени периоды света и темноты в каждый из этих дней имеют равную продолжительность.

См. также статью «Небесная сфера 1».

НЕБЕСНАЯ СФЕРА 3: НЕЗАХОДЯЩИЕ ЗВЕЗДЫ

Полярную звезду можно видеть в любую ясную ночь в Северном полушарии в любое время года. Долгота Полярной звезды (то есть угол между направлением на нее и горизонтом) равна широте, на которой находится наблюдатель. К примеру, наблюдатель, который находится на Северном полюсе, будет видеть Полярную звезду прямо над головой. Околополярные звезды, окружающие Северный полюс небосвода, тоже можно видеть в любую ясную ночь. Из-за вращения Земли кажется, что эти звезды движутся по кругу, центром которого является Полярная звезда. На фотографии с длительным сроком экспозиции можно видеть светлые дуги вокруг Полярной звезды; каждая дуга образована отображением звезды на пленке, поскольку сама пленка движется по отношению к свету звезды вместе с вращением Земли. Угол возвышения такой звезды меняется по мере того, как она движется вокруг Полярной звезды. Если звезда никогда не опускается за горизонт, ее называют незаходящей, или циркумполярной. Для наблюдателя на широте L звезда, которая видна над самым горизонтом, должна находиться под углом равным L по отношению к Полярной звезде. Любая звезда, расположенная под большим углом к Полярной, не может быть незаходящей на этой широте. Наблюдатель на широте L в Южном полушарии тоже сможет видеть ряд незаходящих звезд, но все они будут другими.

Звезды, которые не являются незаходящими, восходят и заходят каждые 24 часа. К примеру, ранней зимой в Северном полушарии созвездие Ориона можно видеть в ясную ночь сразу же после того, как оно восходит над восточным горизонтом. Ранним утром перед восходом Солнца то же самое созвездие можно видеть над западным горизонтом перед его заходом. Все звезды, которые не являются незаходящими, восходят на востоке и заходят на западе, потому что Земля вращается в восточном направлении.

Звезда кульминирует, когда она находится в наивысшей точке над горизонтом. Это происходит, когда звезда проходит с востока на запад через меридиан наблюдателя – большой круг небесной сферы с севера на юг через Полярную звезду и точку, расположенную непосредственно над головой наблюдателя. Каждая звезда кульминирует примерно на 4 минуты раньше времени своей кульминации предыдущей ночью. Это происходит потому, что Земля поворачивается со скоростью 1° каждые 4 минуты, а орбитальное движение Земли вокруг Солнца составляет около 1° за каждые 24 часа.

См. также статью «Небесная сфера 1».

НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА

Нейтронной звездой называется очень маленькое, сверхплотное небесное тело, состоящее только из нейтронов. В каждом атоме вещества содержится положительно заряженное ядро, состоящее из протонов с положительным зарядом и нейтронов, не имеющих электрического заряда. Отрицательно заряженные электроны движутся вокруг ядра атома на сравнительно больших расстояниях. В нейтронной звезде нет электронов или протонов; она целиком состоит из нейтронов, упакованных так же плотно, как в ядре атома.

Поскольку нейтроны не несут электрического заряда, они не отталкиваются друг от друга, как протоны. В 1934 г. Вальтер Бааде и Фриц Цвикки опубликовали статью, в которой они предложили идею звезды, состоящей только из нейтронов. [20]20
  В 1932 г. существование нейтронные звезд предсказал советский физик-теоретик Л. Д. Ландау.


[Закрыть]Согласно их теории, вспышка сверхновой происходит после того, как обычная звезда превращается в нейтронную. Плотность такой звезды значительно выше, чем плотность белого карлика. Нейтронная звезда с массой, равной массе Солнца, будет иметь диаметр, немного превышающий 10 км. Сила тяготения на поверхности нейтронной звезды будет так велика, что искривляет свет и почти достаточна для того, чтобы удержать световое излучение.

Теоретики того времени знали, что общей теорией относительности Эйнштейна было предсказано существование черных дыр – объектов с такой огромной массой, что даже свет не может избежать их притяжения. Модель нейтронной звезды превратила понятие черной дыры из математической гипотезы в физическую возможность. Существуют ли экспериментальные свидетельства существования нейтронных звезд? В 1967 году Джоселин Белл, аспирантка Кембриджского университета, обнаружила в космосе источник повторяющихся всплесков радиоизлучения. Через год было обнаружено еще 20 таких звезд, названных пульсарами.

Астрономы доказали, что пульсар представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду, испускающую пучок радиоволн, который поворачивается из стороны в сторону, как луч света маяка, вместе с вращением звезды. Каждый раз, когда радиолуч проходит мимо Земли, приборы регистрируют всплеск радиоволн от нейтронной звезды. Нейтронная звезда в центре Крабовидной туманности является пульсаром, вращающимся со скоростью 30 раз в секунду.

См. также статьи «Черные дыры», «Пульсар».

НЕПТУН

Планету Нептун наблюдал еще Галилей, который считал ее звездой, поскольку ее положение на фоне ближайших звезд почти не менялось. Однако в 1843 году Джон Адамс в Англии и Урбен Леверье во Франции независимо друг от друга пришли к выводу, что необъяснимое ускорение, а потом замедление Урана должно быть обусловлено воздействием внешней планеты. Положение этой неизвестной планеты, впоследствии названной Нептуном, было вычислено по движениям Урана, и это предсказание было подтверждено Иоганном Галле [21]21
  Галле Иоганн Готфрид (1812–1910) – немецкий астроном. Уточнил солнечныш параллакс, открыт три кометы1, обнаружил Нептун по координатам, вычисленным У. Леверье.


[Закрыть]в 1846 году.

Нептун виден с Земли как голубой диск без каких-либо характерных черт, движущийся через созвездия со скоростью около 2° в год и совершающий полный оборот вокруг Солнца за 164 года и 288 дней на среднем расстоянии 30 астрономических единиц. Его диаметр примерно такой же, как у Урана, хотя средняя плотность в 1,3 раза выше, чем плотность Урана. Автоматический зонд "Вояджер-2" пролетел мимо Нептуна в 1989 году и обнаружил, что его атмосфера сходна по составу и температуре с атмосферой Урана. "Вояджер -2"также обнаружил слабовыраженные пояса и зоны, формации облаков и огромное темное пятно в атмосфере Нептуна. Однако, в отличие от Большого красного пятна Юпитера, этого темного пятна не оказалось на месте, когда космический телескоп Хаббла был впервые использован для наблюдения Нептуна. Считается, что присутствие поясов и зон на Нептуне обусловлено внутренним разогревом планеты.

Зонд "Вояджер-2" выявил наличие кольцевой системы вокруг Нептуна и открыл еще 6 спутников в дополнение к Тритону, открытому в 1846 году, и Нереиде, открытой в 1949 году. Диаметр Тритона, самого крупного спутника Нептуна, составляет 0,75 диаметра земной Луны. Тритон движется по орбите в направлении противоположном вращению самой планеты и наклонен под углом 23° к экватору Нептуна. "Вояджер -2" наблюдал гейзеры, бьющие высоко над ледяной поверхностью Тритона, местами изборожденной глубокими складками, местами – гладкой. Считается, что Тритон сформировался в другой части Солнечной системы, а затем при близком прохождении был захвачен Нептуном. Гейзеры на Тритоне, скорее всего, состоят из жидкого азота, прорывающегося из-под поверхности азотного льда.

См. также статьи «Планеты», «Орбиты планет», «Уран».

НОВАЯ

Новая – это звезда, которая внезапно становится гораздо ярче обычного, а затем постепенно тускнеет. [22]22
  Название «Новая», сложившееся в древности, когда полагали, что эти звезды! возникают вновь, теперь считается неудачным. Речь идет о переменные звездах, светимость которые внезапно увеличивается в тысячи раз и более.


[Закрыть]Так, например, одна из звезд в созвездии Орла в 1918 году за несколько дней неожиданно стала такой же яркой, как Сириус, ярчайшая звезда в ночном небе, и оставалась видимой невооруженным глазом в течение нескольких месяцев. Подобно выслеживанию комет, охота за новыми звездами для астрономов-любителей является одним из способов прославиться, так как появление новой звезды всегда бывает неожиданным событием, а профессиональные астрономы обычно не могут позволить себе вести за небосводом случайные наблюдения. Астроном-любитель из Колорадо Питер Коллинз был первым, кто заметил Новую в созвездии Лебедя в 1992 году. Через несколько часов после открытия астрономы по всему миру наблюдали эту Новую V1974 в созвездии Лебедя. Вспышка Новой является драматическим событием, в ходе которого звезда сбрасывает оболочку из вещества и ее яркость иногда возрастает сразу на 10 звездных величин. Расширяющаяся оболочка вещества обычно слишком тусклая для непосредственного наблюдения, но ее присутствие очевидно из-за широких эмиссионных линий в электромагнитном спектре звезды.

Что же заставляет звезду вести себя подобным образом? Одной из возможных причин считается "перетягивание" вещества белым карликом от другой звезды – его спутницы в двойной системе. Белый карлик представляет собой очень горячую коллапсирующую звезду, близкую к концу своего существования. Его гравитационное воздействие на менее плотное вещество обычной звезды бывает достаточно сильным для втягивания вещества в себя. Это дополнительное вещество питает белый карлик, вызывая сильный перегрев его внешних слоев, после чего следует мощная вспышка света с выбросом накопленного вещества. Наблюдались новые звезды, которые вспыхивали дважды. В 1946 году звезда Т Северной Короны повторила свою вспышку 1866 года, когда ее яркость возросла на 7 звездных величин и достигла второй величины.

Сверхновая типа Ia представляет собой гораздо более драматическое событие, когда белый карлик притягивает так много вещества от другой звезды в двойной системе, что взрывается из-за сильнейшего перегрева.

См. также статьи «Звездная величина», «Спектр оптический», «Сверхновая», «Белый карлик».

НЬЮТОН

Сэр Исаак Ньютон родился в 1642 году, в год смерти Галилея. Его родиной было местечко Вулсторп близ городка Грэнтем в графстве Линкольншир. Отец мальчика умер еще до его рождения, и после того, как его мать снова вышла замуж, Исаак воспитывался у деда. Его послали учиться в местную приходскую школу, а в 1661 году он поступил в Тринити-колледж Кембриджского университета. В период между 1665 и 1666 годами Ньютон жил дома, потому что университет был закрыт из-за Великой чумы; за эти два года он сформулировал математические теоремы и физические теории, включая закон всемирного тяготения, который произвел революцию в физике и математике. В 1667 году Ньютон вернулся в Кембридж и два года спустя в возрасте 26 лет получил кафедру физики и математики в том же колледже Святой Троицы Кембриджа, так называемую люкасовскую кафедру, которую занимал до 1701 года.

В широкий круг научных интересов Ньютона наряду с физикой и математикой входили астрономия, химия и оптика. Математические и физические теории Ньютона нашли отражение в его величайшем труде "Начала", [23]23
  «Математические начала натуральной философии» – таково полное название этого грандиозного труда.


[Закрыть]в котором он показал, что три закона движения и закон всемирного тяготения достаточны для объяснения природы движения любой системы тел.

Он раз и навсегда доказал, что Земля и другие планеты вращаются вокруг Солнца, объяснил законы Кеплера и Галилея. Пользуясь законом всемирного тяготения, Ньютон мог объяснять и предсказывать такие феномены, как кометы, затмения и приливы. Его идеи обеспечили науку руководящими принципами на следующие два столетия, пока Эйнштейн не доказал, что пространство и время взаимозависимы.

После публикации "Начал" в 1687 году Ньютон стал ведущим ученым своего поколения, хотя не уклонился от ожесточенной дискуссии с Лейбницем, который утверждал, что первым изобрел дифференциальное исчисление. В университете карьера Ньютона не получила должного развития, так как он принадлежал к унитарной церкви и не верил в Святую Троицу. В 1695 году Ньютон был назначен смотрителем, а в 1699 году – директором Монетного двора, где посвятил свои таланты проведению денежной реформы. Научные заслуги Ньютона были признаны в 1703 году, когда он был избран президентом Лондонского королевского общества и возведен в рыцарское достоинство. [24]24
  Следует добавить, что членом Лондонского королевского общества Ньютон был избран еще в 1672 году.


[Закрыть]

См. также статьи «Галилей», «Законы Кеплера», «Закон тяготения Ньютона».

ОКУЛЯР

Окуляр, одна из основных частей визуального телескопа, предназначен для того, чтобы направлять свет, попадающий на линзы телескопа от отдаленного объекта, в глаз наблюдателя, а также позволять наблюдателю видеть увеличенный образ объекта, сформированный объективом.

Увеличивающая сила телескопа равна отношению фокусной длины объектива к фокусной длине окуляра. Чем короче фокусная длина окуляра, тем выше сила увеличения телескопа. Ее можно изменять, пользуясь окулярами с разным фокусным расстоянием. Это полезно при наблюдении Луны или планет, так как они не являются точечными объектами и при наблюдении в телескоп кажутся крупнее. Поскольку при возрастании силы увеличения поле зрения уменьшается, маломощными окулярами пользуются для общих наблюдений, где желательно иметь широкое поле зрения. Когда определено местоположение интересующего объекта (например, планеты), для наблюдения более подробного изображения можно поставить более мощный окуляр.

Диаметр линзы окуляра обычно немного превосходит 8 мм, что примерно равно диаметру зрачка человеческого глаза в темноте. [25]25
  У человека диаметр зрачка колеблется в зависимости от освещенности от 1,5 до 7,5 мм.


[Закрыть]Свет от отдаленного объекта попадает в телескоп и проходит через окуляр, достигая глаза наблюдателя. Окуляр обычно представляет собой сочетание двух линз, расположенных на расстоянии немного меньшем или равном среднему двух фокусных расстояний. Такое расположение устраняет хроматическую аберрацию – разделение белого света на цвета спектра, которое искажает наблюдаемый образ. Высококачественные окуляры также устраняют сферическую аберрацию, искажение образа, вызванное тем, что внешняя часть линзы фокусирует цвет немного иначе, чем центральная часть.

Телескоп, снабженный фотоаппаратом, позволяет получать образы с длительной экспозицией и наблюдать объекты, слишком слабые для непосредственного визуального наблюдения в телескоп. Для создания реального образа на фотопленке положение окуляра регулируется.

См. также статьи «Увеличение», «Телескопы».

ОРБИТЫ ПЛАНЕТ

Орбитой планеты называется ее путь вокруг Солнца. Планеты движутся вокруг Солнца в одном направлении и почти в одной плоскости друг с другом. Сила тяготения заставляет планету или комету вращаться вокруг Солнца по одной и той же орбите. В целом орбиты планет и комет имеют эллиптическую форму, где Солнце расположено в одной из двух фокальных точек эллипса. Впервые этот факт был установлен в XVI веке в результате наблюдений Иоганна Кеплера. К счастью, орбита Земли имеет почти круглую форму; в противном случае наша планета испытывала бы гораздо более резкие ежегодные колебания температур. Плутон вращается по сильно эллиптической орбите, которая в течение определенного времени выводит его ближе к Солнцу, чем соседнюю планету Нептун. (На рисунке показано, как нарисовать эллипс.)

Орбита планеты характеризуется главным образом ее средним радиусом и периодом обращения. Средний радиус составляет среднюю арифметическую величину между максимальным и минимальным диаметром орбиты. Период обращения планеты – это время, которое требуется для того, чтобы она совершила полный оборот вокруг Солнца. Чем дальше планета находится от Солнца, тем продолжительнее период обращения. На основании наблюдений Кеплер пришел к выводу, что квадрат периода обращения планеты пропорционален кубу среднего радиуса ее орбиты. Эта формулировка известна как третий закон Кеплера. К примеру, Сатурн имеет период обращения 29,4 года и средний радиус орбиты в 9,5 раз больше, чем у Земли. Вы можете сами проверить, что 29,4 ²= 9,5 ³с точностью до 1 %. Третий закон Кеплера можно объяснить, пользуясь ньютоновским законом тяготения и законами движения.

См. также статьи «Законы Кеплера», «Планеты».

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Переменной называется звезда, блеск которой претерпевает регулярные изменения. Двойная звезда затменно-переменного типа временно изменяет свой блеск каждый раз, когда один из ее компонентов затмевает другой.

Переменные звезды, блеск которых изменяется без периодического затухания, характерного для двойных звезд затменно-переменного типа, называются настоящими переменными, или пульсирующими, так как изменения блеска обусловлены внутренними процессами, происходящими в недрах звезды. К примеру, блеск звезды Мира в созвездии Кита постепенно изменяется от второй звездной величины до десятой звездной величины и обратно за 131 сутки.

Период изменения блеска цефеид составляет от суток до более 100 суток; при этом изменение блеска ненамного превышает одну звездную величину. Блеск цефеиды усиливается быстрее, чем ослабевает. Известно, что цефеиды являются пульсирующими звездами, так как линии их спектра претерпевают регулярный сдвиг то в одну, то в другую сторону. Период изменения блеска цефеиды зависит от ее абсолютной звездной величины, поэтому цефеиды используются для определения расстояния до объекта в космосе.

Звезды типа RR Лиры [26]26
  Для обозначения переменные звезд используют латинские буквы1 с указанием созвездия, в котором звезда расположена. В пределах одного созвездия переменные звездам последовательно присваивают одну латинскую букву, комбинацию из двух букв или букву V с номером.


[Закрыть]изменяют свой блеск так же, как цефеиды, и тоже считаются пульсирующими звездами, однако их период составляет несколько часов, а не суток, и они принадлежат к звездам классов А и F, в то время как цефеиды принадлежат к звездам классов G и М. Звезды типа RR Лиры встречаются главным образом в шаровых звездных скоплениях.

Звезды типа RV Тельца имеют период изменения блеска от 30 до 150 суток. Усиление блеска у таких звезд происходит плавно, а ослабление – скачкообразно. Блеск звезд типа Т Тельца изменяется хаотично в пределах нескольких звездных величин. Такие звезды встречаются только в газопылевых облаках; скорее всего, это означает, что они – очень молодые звезды.

Блеск долгопериодичных переменных, таких, как Мира в созвездии Кита, изменяется за период от 100 до 1000 суток. Величина изменения может достигать 10 и более звездных величин.

Новые звезды представляют собой еще один класс переменных звезд, называемых взрывными, или эруптивными. Эти звезды увеличивают свой блеск на много звездных величин за очень короткое время, а потом медленно тускнеют и обычно возвращаются к своей прежней яркости. К этому же классу относятся сверхновые, повторно новые, новоподобные и симбиотические звезды. К эрутивным звездам относятся молодые быстрые неправильные переменные звезды, звезды типа UV Кита и ряд родственных им объектов.

См. также статьи «Цефеиды», «Звездные скопления», «Звездная величина», «Звезды 2».