Текст книги "101 ключевая идея: Астрономия"

Автор книги: Джим Брейтот

сообщить о нарушении

Текущая страница: 8 (всего у книги 11 страниц)

САТУРН 2: КОЛЬЦА САТУРНА

При наблюдении без телескопа Сатурн выглядит как желтоватая звезда, постепенно движущаяся через созвездия в плоскости эклиптики. С помощью телескопа можно увидеть его кольца, которые бывают обращены к Земле раз в 7 лет. Кольца Сатурна наклонены на 26° по отношению к его орбите. При наблюдении с Земли его кольца имеют разную ориентацию, соответствующую положению Сатурна на его орбите. Когда кольца повернуты «ребром», их можно увидеть лишь в мощный телескоп, так как они очень тонкие.

Кольцевая система Сатурна (как показано на рисунке с. 186) состоит из тусклого внешнего кольца, известного как кольцо А. Внешнее кольцо А от более яркого внутреннего кольца В отделено широким проемом, который называется делением Кассини. Внутри кольца В находится значительно более тусклое кольцо С. Само кольцо А разделено узким проемом, который называется делением Энке. [31]31
  Деления Кассини и Энке в научно-популярной литературе часто называют щелями: щель Кассини, щель Энке.


[Закрыть]Деление Кассини и деление Энке существуют из-за гравитационного воздействия спутников Сатурна, вращающихся вокруг планеты в непосредственно близости от его кольцевой системы.

В кольцевую систему Сатурна входят кольца, обозначаемые буквами D, Е, F и G. Кольцо D довольно тусклое и расположено между атмосферой Сатурна и кольцом С. Кольцо F расположено за пределами кольца А, между двумя спутниками, Пандорой и Прометеем. Кольцо G очень тусклое и находится за кольцом F в пределах орбиты Мимаса. Кольцо Е тоже очень тусклое и находится в пределах орбиты Энцелада. Космический зонд «Вояджер-2» отправил на Землю подробные фотографии колец Сатурна, подтвердив, что они очень тонкие по сравнению с их диаметром и состоят из частиц, варьирующих по размеру от космической пыли до крупных валунов.

См. также статью «Сатурн 1».

СВЕРХНОВАЯ

Сверхновая – это звезда, заканчивающая свой жизненный цикл мощнейшим взрывом, блеск которого может затмевать целую галактику в течение нескольких месяцев. Крабовидная туманность Ml в созвездии Тельца представляет собой полосу светящегося газа неправильной формы с отдельными волокнами, расходящимися в разные стороны. Считается, что Крабовидная туманность образовалась в результате взрыва сверхновой в 1054 году на расстоянии около 2000 парсеков от Земли. Кроме Крабовидной туманности в нашей галактике были отмечены вспышки лишь двух других сверхновых. [32]32
  За последнюю тысячу лет в нашей Галактике было достоверно зарегистрировано появление четырех сверхновы е. Три из них автор назвал; четвертая вспыхнула в 1006 году


[Закрыть]Одна из них, так называемая звезда Тихо Браге, вспыхнула в созвездии Кассиопеи в 1572 году и в течение года оставалась такой же яркой, как Венера. Другая, звезда Кеплера, вспыхнула в созвездии Змееносца в 1604 году. Еще одна яркая вспышка сверхновой наблюдалась в 1987 году в Большом Магеллановом Облаке, которое представляет собой небольшую галактику неправильной формы, ближайшую спутницу Млечного Пути. Эта сверхновая, достигшая третьей звездной величины в течение нескольких месяцев, затем постепенно потускнела, но облака газа, образовавшиеся при ее взрыве, продолжают распространяться с огромной скоростью.

Сверхновые типа I, обнаруживающие в своем эмиссионном спектре недостаток водорода, делятся на 3 категории: а, b и с, в соответствии с обнаруженными химическими элементами. Сверхновая типа 1а в отдаленной галактике служит "верстовым столбом", по которому можно узнать, на каком расстоянии находится галактика. Сверхновые типа 1а возникают, когда белый карлик, притягивающий огромные массы вещества со звезды – спутницы в двойной системе, внезапно коллапсирует с образованием ударной волны, распространяющейся через внешние слои звезды, которые раздуваются и улетают в чудовищном взрыве. Другие виды сверхновых возникают в результате коллапса звезд, масса которых превосходит 8 солнечных масс, поскольку эти звезды не в состоянии избавиться от излишков массы выше определенного предела. Это было установлено в 1930 году Субрахманьяном Чандрасекаром, который доказал, что умирающая звезда коллапсирует, если ее масса более чем в 1,4 раза превосходит массу Солнца. Это стало известно как предел Чандрасекара.

См. также статьи «Эволюция звезд», «Нейтронная звезда», «Белый карлик».

СВЕТИМОСТЬ

Светимость звезды – это мера ее светового излучения, обычно выражаемая в ваттах или по отношению к светимости Солнца, составляющей 4 10 26Вт. Таким образом звезда, светимость которой в 1 00 раз превосходит световое излучение Солнца, испускает свет с мощностью 4 × 10 ²⁸Вт.

В 1920 году сэр Артур Эддингтон собрал достаточно обширную информацию о двойных звездах и продемонстрировал, что чем больше масса звезды, тем сильнее ее светимость. Для звезд из Главной последовательности звездная масса изменяется в пределах от 0,1 солнечной в нижней части последовательности, где находятся звезды, сияющие тускло, светимость которых более чем в 10 000 меньше солнечной, до около 30 солнечных масс в верхней части последовательности, где находятся звезды, светимость которых в 1 млн. раз превосходит солнечную. Эддингтон показал, что для звезд Главной последовательности светимость увеличивается пропорционально кубу массы, [33]33
  Время пребывания звезды на Главной последовательности оценивается формулой tзв = 10 ¹⁰/М ³, где учтено, что светимость звезды Главной последовательности пропорциональна четвертой степени ее массы.


[Закрыть]иными словами, звезда, масса которой вдвое превосходит массу Солнца, излучает примерно в 8 раз больше света, чем Солнце; звезда, масса которой в 3 раза превосходит массу Солнца, излучает примерно в 27 раз больше света, чем Солнце, а звезда с массой в 10 раз превосходящей массу Солнца излучает примерно в 1000 раз больше света, чем Солнце.

Абсолютная величина звезды определяется ее светимостью. Отношением Эддингтона можно пользоваться для того, чтобы узнать светимость, а следовательно, и абсолютную величину двойных звезд с известной массой, расположенных на неизвестном расстоянии. После 200 парсеков метод параллакса для измерения расстояний перестает действовать, так как угол параллакса оказывается слишком малым. Тем не менее за пределами этого расстояния можно проводить спектральный анализ двойных звезд, чтобы узнать их массу. Зная массу двойной звезды, мы можем определить ее светимость и абсолютную величину, если она принадлежит к Главной последовательности. Затем можно произвести оценку расстояния, пользуясь отношением между абсолютной величиной, расстоянием и видимой величиной. Помимо возможности оценки расстояния до двойных звезд за пределами 200 парсеков, отношение светимость/масса предоставляет граничные условия, которые должны быть объяснены для любой модели структуры звезды и процессов, происходящих в ее недрах.

См. также статьи «Звездная величина», «Звезды 4».

СИЛА ТЯГОТЕНИЯ

Сила тяготения, или сила гравитационного поля массивного объекта, такого, как звезда или планета, определяется как сила тяготения на единицу массы малого объекта, который находится в гравитационном поле звезды или планеты. Величина силы тяготения зависит от расстояния до объекта. К примеру, сила гравитационного поля Земли на высоте 1 000 км над поверхностью планеты составляет 7,5 Н/кг по сравнению с 9,8 Н/кг на уровне поверхности.

Сила гравитационного поля в окрестностях звезды или планеты зависит от массы звезды или планеты и расстояния до ее центра в соответствии с законами Ньютона. Таким образом, сила гравитационного поля на расстоянии r от центра планеты или звезды с массой т равна Gm/r ². Иными словами, сила тяготения звезды или планеты обратно пропорциональна квадрату расстояния до центра звезды или планеты.

Сила тяготения на поверхности планеты или звезды с радиусом R равняется Gm/R ²

Таким образом, гравитация на поверхности Луны составляет 1/6 от гравитации на поверхности Земли, так как масса Земли в 81 раз больше, а диаметр Земли примерно в 3,7 раза больше Луны (81/3,7 ²) и (9,8/5,9 = 1,6). Сила тяготения на поверхности планеты или ее спутника определяет скорость убегания.

См. также статьи «Скорость убегания», «Закон тяготения Ньютона».

СКОРОСТЬ УБЕГАНИЯ

Ракете необходимо набрать скорость примерно 11 км/с, чтобы преодолеть силу земного тяготения и достичь Луны или более далеких планет. Эта минимальная скорость называется скоростью убегания. Если двигатели ракеты недостаточно мощные, она не достигнет скорости убегания, ее кинетическая энергия будет недостаточной для преодоления силы тяготения и она упадет обратно на Землю.

Скорость убегания объекта из точки внутри гравитационного поля определяется как минимальная скорость, необходимая для того, чтобы объект мог удалиться из данной точки в бесконечность.

Можно доказать, что скорость убегания из точки на расстояние r от центра планеты равна 2gr, где g – значение силы тяготения в данной точке.

На поверхности Земли g = 9,80 Н/кг, а r = 6370 км. Отсюда скорость убегания равна 2×9,80×6370×1000 = 11 200 м/с.

На поверхности Луны g = 1,62 Н/кг, а r = 1740 км, поэтому скорость убегания с лунной поверхности равна 2380 м/с. Благодаря значительно меньшей скорости убегания на поверхности Луны космонавты спускаемого модуля "Орел" с "Аполлона-11", впервые ступившие на поверхность Луны, смогли вернуться на лунную орбиту без помощи мощных ракет-носителей "Сатурн", необходимых для успешного старта с Земли. У Земли, в отличие от Луны, есть атмосфера. Молекулы газа в земной атмосфере движутся со скоростями гораздо меньшими скорости убегания (11,2 км/с), поэтому они не могут выйти за пределы поля земного тяготения. Молекулы газов, выделяющихся на поверхности Луны, имеют скорости, сходные со скоростями молекул в земной атмосфере, так как температура на Луне не намного отличается от земной. Однако молекулы газа на Луне выходят за пределы поля ее тяготения в открытый космос из-за гораздо более низкой скорости убегания.

См. также статью «Сила тяготения».

СОБСТВЕННОЕ ДВИЖЕНИЕ

Звезды в созвездии образуют своеобразный рисунок, который сейчас выглядит так же, как сотни лет назад. Звезды, расположенные в пределах 100 парсеков от Солнца, изменяют свое положение за 6 месяцев, а затем возвращаются обратно за следующие 6 месяцев. Этот эффект возникает из-за параллакса, который обусловлен движением Земли вокруг Солнца. Однако некоторые звезды изменяют свое положение на фоне неподвижного звездного неба за период, исчисляемый годами. Этот эффект называется собственным движением и обусловлен движением звезды по отношению к Солнцу и ее ближайшим соседям.

Наиболее характерным примером является звезда Барнарда в созвездии Змееносца, изменяющая свое положение со скоростью примерно 0,3° за 100 лет. [34]34
  За 200 лет звезда Барнарда проходит дугу в 0,5°, то есть видимый поперечник Луны, за что звезду прозвали «летящей», поскольку это наибольшее из известные собственные движений.


[Закрыть]Этот красный карлик девятой звездной величины, расположенный всего лишь в 6 световых годах от Солнца, движется в космосе со скоростью более 160 км/с. Если бы звезда Барнарда находилась на расстоянии 600 световых лет, ее собственное движение было бы гораздо менее заметным и составляло бы 0,003° за 100 лет. Ясно, что звезда, не выказывающая признаков собственного движения, расположена слишком далеко, чтобы изменять свое положение в созвездии для наблюдателя с Земли, хотя она может двигаться быстрее, чем звезда Барнарда. Движение таких звезд становится заметным лишь через многие сотни или тысячи лет.

Собственное движение звезды используется для вычисления скорости и направления звезды по отношению к Солнцу. Эти параметры можно определить, если измерить радиальную скорость звезды (расстояние в угловых секундах, пройденное по отношению к Солнцу) и ее тангенциальную скорость (расстояние в угловых секундах, перпендикулярное к линии зрения).

Радиальная скорость измеряется на основе доплеровского смещения в спектре звезды, тангенциальная – вычисляется путем умножения расстояния до звезды на ее собственное движение в радианах в секунду (где 1 радиан = 180/n градусов). Знание скорости и направления движения звезд по отношению к Солнцу, позволило вычислить собственную скорость и направление движения Солнца: примерно 4,2 астрономической единицы в год, или 20 км за секунду, по направлению к созвездиям Лиры и Геркулеса.

См. также статьи «Созвездия 1», «Дистанционные измерения 1», «Спектр оптический».

СОЗВЕЗДИЯ 1: ВСТУПЛЕНИЕ

Созвездия, которые мы привыкли видеть на картах звездного неба, представляют собой произвольные группы звезд, выделенные тысячи лет назад древнегреческими астрономами. Другие древние цивилизации тоже составляли карты небосвода в форме созвездий, но 88 созвездий, обозначенных в современных звездных атласах, определились в Древней Греции. На самом деле в ночном небе две звезды, которые кажутся очень близко расположенными, могут находиться на большем расстоянии друг от друга, чем от Земли. Кажущаяся близость возникает из-за того, что они находятся почти в одном и том же направлении от наблюдателя, но в действительности их разделяет огромное расстояние, если только они не являются двойными звездами.

За исключением созвездий, состоящих из незаходящих звезд, остальные созвездия ночного неба меняются в течение года. Это происходит потому, что они находятся в направлении, противоположном от Солнца, когда мы наблюдаем их с ночной стороны Земли. Земля совершает полный оборот вокруг Солнца за год. По мере того как наша планета движется вокруг Солнца, вид ночного неба изменяется в направлении, противоположном положению Солнца. К примеру, созвездие Ориона – одно из самых заметных зимних созвездий в Северном полушарии, потому что в зимнее время оно находится в направлении, противоположном от Солнца. Нет смысла искать созвездие Ориона летом, поскольку оно находится на одном направлении с Солнцем. Это происходит потому, что Земля переместилась по своей орбите примерно на 180° от зимнего положения. Вы можете узнать, какие созвездия можно видеть в каждое время года, пользуясь звездным атласом.

Пояс созвездий, через который проходит плоскость эклиптики, называется зодиаком. Если бы Солнце было гораздо менее ярким и мы могли одновременно видеть звезды и наше светило, то мы наблюдали бы, как оно в течение года движется через созвездия зодиака. Поскольку орбиты остальных планет лежат примерно в одной плоскости, планеты, наблюдаемые с Земли, не отклоняются далеко от плоскости эклиптики, а потому тоже движутся через созвездия зодиака.

См. также статью «Небесная сфера 1».

СОЗВЕЗДИЯ 2: ВАЖНЕЙШИЕ ЭЛЕМЕНТЫ

Вот два упражнения, предназначенные для начинающих, которые помогут вам ориентироваться в главных созвездиях ночного неба Северного полушария.

1. Посмотрите на север и определите местоположение семи звезд, известных как Большой Ковш в созвездии Большой Медведицы. В бинокль или любительский телескоп можно видеть предпоследнюю звезду рукояти Ковша, звезду Мицар, и ее спутницу – Алькор. На другой стороне Ковша Большой Медведицы две звезды Дубхе и Мерак указывают на Полярную звезду в созвездии Малой Медведицы.

Продолжите воображаемую линию зрения от указателей в конце Большой Медведицы на Полярную звезду и дальше. Там вы увидите созвездие Кассиопеи, легко обнаруживаемое в ночном небе, так как оно образует гигантскую букву W, расположенную примерно под таким же углом к Полярной звезде, как Ковш Большой Медведицы. Сразу за Кассиопеей находится созвездие Андромеды, включающее М31, галактику из созвездия Андромеды – единственный объект за пределами Млечного Пути, который можно видеть невооруженным глазом.

2. Зимой в ночном небе властвует созвездие Ориона, которое поздней осенью восходит над восточным горизонтом около полуночи и заходит незаметно для нас около полудня. Верхняя левая звезда в созвездии Ориона – это красный сверхгигант Бетельгейзе. Звезда в конце его «правой ступни» – голубовато-белый сверхгигант Ригель. Под звездой, образующей оконечность «левой ноги» Ориона, расположен Сириус – ярчайшая звезда ночного неба. К западу от Ориона и немного выше можно обнаружить рассеянное скопление Плеяд в созвездии Тельца.

Орион и его окрестности

См. также статьи «Небесная сфера 3», «Сверхновая».

СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА

Солнечная система состоит из Солнца, планет, их спутников, астероидов и комет. Некоторые физические свойства планет приведены в таблице внизу; Солнце включено в таблицу для сравнения.

Солнце образовалось около 4,5 млрд. лет назад из медленно вращающегося облака межзвездного газа и пыли, которое сжималось под воздействием собственной тяжести. Центральный регион сжимающегося облака становился плотнее и горячее, образуя так называемую протозвезду, которая продолжала сжиматься и разогреваться до тех пор, пока в ядре звезды не началась реакция ядерного синтеза. Из вращающегося диска, образованного внешними регионами облака, сформировались планеты, которые движутся вокруг Солнца в одном направлении и в одной плоскости друг с другом. Более тяжелые элементы, такие, как железо и кремний, сконденсировались ближе в Солнцу и сформировали внутренние планеты, в то время как более легкие элементы, включая лед, остались на внешней окраине диска и сформировали внешние планеты. Мощные вспышки, происходившие на Солнце во время его стабилизации, выталкивали межпланетный газ и пыль далеко за пределы формирующихся планет. Возможно, это привело к образованию облака Оорта, откуда, как считается, происходят долгопериодические кометы.

См. также статьи «Астероиды», «Кометы», «Планеты», «Звезды 2».

СОЛНЕЧНЫЕ ЗАТМЕНИЯ

Солнечные или лунные затмения происходят, когда Земля, Солнце и Луна находятся на одной линии друг с другом. Когда Луна находится между Солнцем и Землей, происходит солнечное затмение, так как лунная тень частично закрывает поверхность Земли. Область полного затмения, образуемая конусообразной тенью Луны, составляет на дневной стороне Земли около 300 км в диаметре. Из-за вращения Земли область полного затмения движется по земной поверхности со скоростью порядка 1000 км в час, поэтому период темноты в любом месте, где проходит затмение, составляет не более нескольких минут. В момент полного затмения вокруг солнечного диска можно видеть солнечную корону, состоящую из раскаленных газов. Эти газы протягиваются в космосе на миллионы километров. Регион частичного затмения на поверхности Земли занимает площадь около 5000 км 2. Каждый наблюдатель в этом регионе может увидеть частичное солнечное затмение по мере того, как лунный диск постепенно закрывает и открывает часть поверхности солнечного диска. Кольцевое солнечное затмение можно наблюдать, когда Луна находится дальше, чем обычно от Земли, так что ее тень не полностью достигает поверхности планеты. Тогда Солнце видно как кольцо на фоне темного лунного диска.

Солнечное затмение

Солнечное затмение не происходит во время каждого новолуния, когда Луна проходит между Землей и Солнцем. Причина заключается в том, что лунная орбита наклонена в среднем под углом 5°8,7́ по отношению к плоскости земной орбиты (к эклиптике). В большинстве случаев во время новолуния лунная тень проходит над Землей или под ней.

Запомните, что солнечное затмение нужно наблюдать только через темный фильтр, чтобы не повредить зрение.

См. также статьи «Лунные затмения», «Солнце 2».

СОЛНЕЧНЫЕ ЧАСЫ

Горизонтальные солнечные часы – простейший прибор для определения времени в соответствии с положением тени гномона (указателя или стрелки солнечных часов), когда циферблат расположен так, как показано на рисунке внизу. Циферблат отградуирован в часах, где цифра 12 соответствуют полуденному положению Солнца.

Показания солнечных часов отличаются от так называемого гражданского времени в каждом из временных поясов Земли. Гражданское время определяется по атомным часам в специально предназначенных для этого научных лабораториях. Показание солнечных часов соответствует местному солнечному времени (МСВ), которое меняется в соответствии с долготой. Нулевая долгота определяется как меридиан, проходящий через Старую королевскую обсерваторию в Гринвиче в предместье Лондона. [35]35
  Основанная в 1675 году Гринвичская обсерватория, в 1953 году быта переведена на 70 км к юго-востоку в замок Хёрстмонсо, но нулевой меридиан по-прежнему проходит через Старую королевскую обсерваторию.


[Закрыть]Таким образом, солнечные часы, расположенные в Гринвиче, дают гринвичское солнечное время (ГСВ), которое отличается от показаний солнечных часов, расположенных на широте х° на (x/360) x 24 часа. Для мест, расположенных к востоку от Гринвича, эта разница вычитается из МСВ, чтобы получить ГСВ; для мест, расположенных к западу от Гринвича, разница прибавляется к МСВ, чтобы получить ГСВ. Поскольку орбита Земли имеет не вполне круглую форму, показания солнечных часов могут отличаться до 15 минут в каждую сторону от их показаний, что не наблюдалось бы, если бы орбита Земли была круглой. Эта разница меняется в течение года, как показано на диаграмме на с. 211.

Среднее солнечное время = фактическое солнечное время – поправка на уравнение времени

Уравнение времени

См. также статьи «Небесная сфера 2», «Звездное и солнечное время».