Стивен Маран - Астрономия для "чайников"

• Название: Астрономия для "чайников"
• Автор: Стивен Маран
• Издательство: Диалектика
• Жанр: Прочая научная литература
• Год: 2004
• ISBN: 5-8459-0612-1

В этой книге в простой и доступной форме излагаются основы астрономических знаний. Вы совершите увлекательное путешествие по Вселенной и узнаете, как определять планеты и звезды, как исследовать солнечную систему, Млечный Путь и Вселенную за его пределами, что такое Большой Взрыв, квазары, антиматерия и многое другое, как присоединиться к Программе поиска внеземного разума (SETI). Вам станет понятнее смысл современных исследований Космоса. Вы также узнаете, с чего начать при наблюдении неба и какое оборудование для этого необходимо.

Книга предназначена для широкого круга читателей.

---

Шаровые скопления — это огромные сферические образования, заполненные старыми звездами, рожденными еще в период формирования Млечного Пути. Это участки космоса шириной всего лишь 60-100 световых лет, в которых "упаковано" от нескольких сотен тысяч до миллиона звезд. Наблюдая за изменением блеска звезд типа RR Лиры, астрономы могут оценить расстояние до таких звезд. А если эти звезды находятся в шаровых скоплениях, то можно определить расстояние до этих шаровых скоплений.

 Почему так важно знать расстояние до звездного скопления? А вот почему. Все звезды, расположенные в одном скоплении, образовались одновременно из общего облака. И все они расположены примерно на одинаковом расстоянии от Земли, поскольку находятся в одном и том же скоплении. Поэтому, когда ученые строят H-R-диаграмму для звезд из скопления, в ней не будет ошибок, вызванных разницей расстояний до различных звезд. А если мы знаем расстояние до звездного скопления, то все нанесенные на диаграмму значения звездных величин можно преобразовать в светимость, т. е. в интенсивность излучения звездой энергии в секунду. И эти значения можно непосредственно сравнить с теоретическими данными. Именно этим и занимаются астрофизики.

Долгопериодические переменные звезды

В то время как астрофизики обрабатывают информацию, полученную от цефеид и переменных звезд типа RR Лиры, астрономы-любители наслаждаются наблюдением долгопериодических переменных звезд, так называемых переменных звезд типа Мира Кита. Мира — это другое название звезды Омикрон Кита (ο Кита), первой известной звезды данного типа.

Переменные звезды типа Миры Кита пульсируют, как цефеиды, но у них намного большие периоды изменения блеска, в среднем 10 месяцев и больше, и, кроме того, у них больше амплитуда изменения блеска. Когда блеск Миры Кита достигает максимального значения, ее можно увидеть невооруженным глазом, а когда блеск минимален, необходим телескоп. Изменение блеска долгопериодических звезд также происходит гораздо нерегулярнее, чем у цефеид. Максимальная звездная величина, которой достигает некоторая звезда, может очень сильно меняться от одного периода к другому. Наблюдения таких звезд, проводить которые совсем нетрудно, позволяют ученым получить важную научную информацию. И вы тоже можете внести свой вклад в исследование переменных звезд (более подробно я расскажу об этом в последнем разделе данной главы).

Вспыхивающие звезды

Вспыхивающие звезды — это маленькие красные карлики, на которых происходят сильные взрывы, подобные вспышкам на Солнце, но только более мощные. Большинство вспышек на Солнце нельзя увидеть без помощи специальных цветных фильтров, поскольку свет от вспышки — это всего лишь крохотная доля общего света Солнца. Только очень редкие крупные вспышки "белого света" можно увидеть на Солнце без специального фильтра. (Но по-прежнему необходимо использовать метод проекции или фильтр для безопасного наблюдения, о чем подробно говорилось в главе 10.) Но взрывы на вспыхивающих звездах настолько яркие, что при этом заметно изменяется звездная величина звезды в целом. Не для всех красных карликов характерны эти частые взрывы, но, например, Проксима Центавра, ближайшая к нашему Солнцу звезда, — вспыхивающая.

Взрывные звезды: сверхновые и катастрофические переменные

Взрывы новых и сверхновых звезд настолько сильны, что я не хочу смешивать их со вспыхивающими звездами.

Новые звезды

Новые звезды взрываются после постепенного накопления вещества на белом карлике, входящем в состав двойной звездной системы, как на сверхновых типа Iа, о которых уже говорилось в этой главе. Но только в данном случае белый карлик не разрушается. Во время взрыва он просто сбрасывает накопившуюся верхнюю оболочку, затем возвращается в первоначальное "спокойное" состояние и снова начинает получать вещество от своего "партнера" по двойной системе, накапливая его на поверхности. Мощная гравитация белого карлика сжимает и нагревает этот поверхностный слой и по прошествии столетий или тысячелетий снова сбрасывает его! По крайней мере теория именно такова. Увы, еще никому не удавалось прожить так долго, чтобы дважды увидеть взрыв обычной, или классической, новой звезды. Но существуют аналогичные двойные системы, взрывы в которых не такие мощные, как у классических новых звезд, но зато они повторяются достаточно часто, так что астрономы-любители могут наблюдать за ними, объявить об открытии нового взрыва и вдохновить профессиональных астрономов на изучение данного явления. Эти объекты известны под разными названиями, такими как карликовая новая звезда (dwarf nova) и системы типа AM Геркулеса[36] (AM Herculis systems).

Классические новые звезды, карликовые новые звезды и подобные им объекты имеют собирательное название катастрофические переменные звезды (cataclysmic variables).

Существуют достаточно яркие новые звезды, которые можно увидеть невооруженным глазом примерно раз в 10 лет (± пару лет). Я изучал одну такую из созвездия Геркулеса во время работы над докторской диссертацией в 1963 году. Если бы она не взорвалась как раз в нужный момент, то, возможно, мне пришлось бы искать другую тему диссертации. А совсем недавно, в 1999 году, астрономы обнаружили яркую новую звезду в созвездии Парусов.

Сверхновые звезды

Сверхновые звезды, взрываясь, выбрасывают в космическое пространство большую часть своей массы. Из этого вещества формируется туманность, называемая остатками сверхновой (supernova remnants), и эти остатки на огромной скорости разлетаются во всех направлениях (рис. 11.5). Туманность сначала состоит из вещества взорвавшейся звезды, но никак не из вещества того, что после нее осталось, т. е. центрального объекта, будь то нейтронная звезда или черная дыра. Но по мере перемещения в космическом пространстве эта туманность подбирает по пути межзвездный газ, точно так же как лопасть снегоочистителя собирает снег. Так что через несколько тысяч лет остатки сверхновой состоят из собранного по пути газа в большей степени, чем из осколков взорвавшейся звезды.

Рис. 11.5. Часть Петли Лебедя, остатка сверхновой

Фотография любезно предоставлена NASA

Сверхновые звезды невероятно яркие, но это довольно редкое явление. По оценкам астрономов, в галактике Млечный Путь сверхновая появляется каждые 25-100 лет, но мы не были свидетелями вспышки сверхновой в своей родной галактике со времени Звезды Кеплера в 1604 году, еще до изобретения телескопа. Вероятно, были и другие случаи, но вспышки скрывали пылевые облака галактики. Огромная южная звезда η Киля выглядит так, как будто она вот-вот станет сверхновой галактики Млечный Путь. Но имейте в виду, что "вот-вот" на языке астрономов означает, она может взорваться в любой момент — в пределах следующего миллиона лет.

Затменно-двойные звезды

Затменно-двойные звезды — это двойные системы, блеск которых не меняется (если только одна из двух звезд не окажется пульсирующей, вспыхивающей или переменной звездой другого типа), но которые наблюдателю на Земле кажутся переменными звездами. Причина в том, что орбитальная плоскость этой системы — т. е. плоскость, в которой лежат орбиты обеих звезд двойной системы, — ориентирована таким образом, что в ней лежит также линия прямой видимости двойной системы с Земли.

 Если орбитальные периоды обеих звезд двойной системы равны 4 дням, то каждые 4 дня более массивная звезда этой системы, обычно называемая "А", проходит прямо перед другой звездой, с точки зрения наблюдателя с Земли. Это преграждает путь к нам всему свету или большей его части, идущему от звезды "В" (в зависимости от того, звезда "В" больше или меньше звезды "А"; иногда менее массивная звезда больше своего более тяжелого партнера), поэтому двойная звезда выглядит более тусклой. Такое явление называется звездным затмением. А спустя 2 дня после этого затмения звезда "В" пройдет перед звездой "А", и снова произойдет затмение.

В разделе "Двойные и кратные звезды" я упоминал о том, как с помощью орбитальных скоростей оценить массы звезд. Оказывается, таким способом можно также узнать диаметры звезд. Анализируя спектр, ученые определяют, насколько быстро звезды движутся по орбите, с помощью эффекта Допплера. Можно измерить также продолжительность затмений в затменно-двойных системах. Затмение звезды "В" начинается, когда ведущий край звезды "А" начнет проходить перед ней. А закончится оно, когда ведомый край звезды "А" закончит прохождение перед звездой "В". Поэтому, умножив орбитальную скорость на продолжительность затмения, получим размеры звезды "А". Замечу, что во всех этих методах детали несколько сложны, но основные принципы можно понять без труда.