Джим Брейтот - 101 ключевая идея: Астрономия

• Название: 101 ключевая идея: Астрономия
• Автор: Джим Брейтот
• Издательство: ФАИР- ПРЕСС
• Жанр: Энциклопедии
• Год: 2002
• ISBN: 5–8183–0382–9; 0–340–78214–5

Астрономия — сплав физики, математики и бездонной красоты звездного неба — не одно столетие вдохновляла человечество на осознание своего места во Вселенной, на поиски и открытия. Эта обширная область науки обладает собственным языком, который, однако, может освоить и человек, не имеющий специального образования. В этой книге в доступной форме дано краткое описание основополагающих идей астрономии, а также современные принципы и факты, необходимые для всех, кто хочет узнать как можно больше о ночном небе. Вы узнаете о черных дырах и гравитационных линзах, о пульсарах, квазарах и многом другом, что поражает воображение, заставляя людей с пристальным интересом всматриваться в небеса. Статьи расположены в алфавитном порядке.

Книга предназначена для широкого круга читателей, а также для учащихся школ и вузов.

---

Выбор r2 в уравнении Ньютона вместо r или r3 или какой-либо другой степени r был обусловлен его предыдущими открытиями законов движения. Он показал, что тело, которое находится в постоянном круговом движении, всегда испытывает воздействие силы ускорения, направленной к центру круга и равной квадрату скорости, деленному на радиус. Связав это уравнение со своей формулой для силы тяготения, Ньютон доказал третий закон Кеплера для движения планет. Любая другая степень r в его формуле не могла бы доказать третий закон Кеплера. Следующим шагом Ньютона была попытка распространить свои идеи за пределы точечных объектов. Это оказалось очень трудно, и в конце концов после многих лет исследований он доказал, что закон тяготения можно применить к любым двум объектам при условии, что расстояние в его уравнении является расстоянием между двумя центрами тяжести.

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

ЗАКОН ХАББЛА

Эдвин Хаббл пользовался телескопом обсерватории Маунт-Уилсон с рефлектором диаметром 2,5 метра. Телескоп был установлен на горе Уилсон в Калифорнии, и Хаббл использовал его для оценки расстояний до двух десятков галактик с известным красным смещением, расположенных в пределах 2 млн. парсеков от Галактики Млечный Путь (1 парсек = 3,26 светового года). Результаты его исследований, опубликованные в 1929 году, показали, что с расстоянием красное смещение увеличивается. При нанесении результатов на диаграмму, связывающую красное смещение и расстояние, стало ясно, что скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию до нее: v = Hd. Это взаимоотношение называется законом Хаббла. Величина Н в этом отношении называется постоянной Хаббла.

Итак, скорость отдаления v = Hd, где d — расстояние до галактики.

Мильтон Хьюмасон произвел дальнейшие измерения с использованием телескопа обсерватории. К 1935 году Хаббл и Хьюмасон опубликовали результаты наблюдений для более чем 140 галактик, расположенных на расстоянии более 300 млн. парсеков и отдаляющихся со скоростями свыше 40 000 км/с. Эти результаты подтверждали первоначальное открытие Хаббла. Ученые оценили величину постоянной Хаббла в 160 км/с на миллион световых лет расстояния. Дальнейшие измерения с использованием телескопов большей мощности и более современных детекторов снизили величину постоянной Хаббла до ее нынешнего значения — около 20 км/с на миллион световых лет.

Закон Хаббла является экспериментальным законом, применимым в ограниченном масштабе измерений. Возможные объяснения этого закона были предметом бурной дискуссии в течение полувека после открытия. Теперь принято считать, что закон Хаббла является следствием расширения Вселенной после первичного взрыва, который произошел в период между 10 и 15 млрд. лет назад. Этот взрыв, известный как Большой Взрыв, привел к созданию пространственно-временного континиума. Величина Н имеет очень важное значение, поскольку она используется для оценки возраста Вселенной.

См. также статьи «Большой Взрыв», «Расширение Вселенной», «Красное смещение».

ЗВЕЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА

Считается, что наша нынешняя система классификации звезд по их блеску была создана во II веке до нашей эры Гиппархом, который разделил звезды на 6 категорий согласно их яркости.

Ярчайшие звезды назывались звездами первой величины, а самые тусклые, едва видимые невооруженным глазом, назывались звездами шестой величины. В XIX веке астрономы измерили интенсивность светового потока для звезд разной величины и перевели шкалу звездной величины на научную основу; теперь различие в 5 звездных величин соответствовало стократному увеличению количества света. Таким образом, возрастание на одну звездную величину соответствует увеличению яркости в 2,512 раза, следовательно, отношение блеска звезд первой звездной величины к звездам шестой величины составляет 2,512×2,512×2,512×2,512 x 2,512 = 100. Классификация от первой до шестой величины была продолжена в оба конца шкалы, так что звездам, видимым лишь с помощью телескопа, была присвоена звездная величина более шестой, а очень ярким звездам были присвоены значения от 1 до 0 и менее О.[5]

Для сравнения истинной светимости различных звезд необходимо вычислить звездную величину, которую имела бы каждая звезда, если бы она находилась на одинаковом расстоянии от Солнечной системы. Для удобства было выбрано стандартное расстояние в 10 парсеков. Величина звезды, наблюдаемой на этом расстоянии, называется абсолютной звездной величиной (М).

Абсолютную звездную величину можно вычислить по видимой звездной величине. Расчеты основаны на принципе, что интенсивность света от точечного источника на определенном расстоянии меняется в отношении обратно пропорциональном квадрату расстояния. Этот принцип подразумевает, что интенсивность света меняется в соотношении (d/10)2 при движении от расстояния d до 10 парсеков от звезды. Если Dm представляет соответствующую разницу звездной величины, то 100Δm/5 = (d/10)2 Пользуясь шкалой десятичных логарифмов, получаем уравнение Δm = 5 log d — 5; следовательно, М = т + 5–5log d (где 5 — абсолютная величина Солнца).

См. также статью «Светимость».

ЗВЕЗДНОЕ И СОЛНЕЧНОЕ ВРЕМЯ

Ход нашей повседневной жизни измеряется солнечным временем. Одни солнечные сутки — это интервал времени между последовательными переходами Солнца через нижний меридиан, который составляет половину меридиана, находящегося за горизонтом. Солнечные сутки продолжаются с полуночи до следующей полуночи; разумеется, один полдень отделен от следующего таким же временным интервалом. Солнечные сутки разделяются на 24 часа.

Земля вращается с постоянной скоростью, в результате чего все звезды, кроме Полярной, движутся по ночному небу. Перемещение звезды на небосводе похоже на движение часовой стрелки, совершающей полный оборот за одни сутки. Промежуток времени между двумя последовательными пересечениями меридиана отдельно взятой звездой называется звездными сутками. Продолжительность звездных суток составляет 23 часа и 56 минут в единицах измерения солнечных суток. Это происходит потому, что Земля тоже движется по своей орбите вокруг Солнца, поэтому созвездия в ночном небе постепенно меняются. Звезды, которые не находятся в полярном регионе, каждую следующую ночь восходят на 4 минуты раньше из-за того, что Земля смещается примерно на 1° в сутки по своей орбите. Таким образом, через месяц звезда восходит примерно на 2 часа раньше.

В астрономических обсерваториях обычно есть часы, измеряющие звездное время наряду с солнечным временем. Звездные сутки наступают, когда первая точка Тельца пересекает верхний меридиан обсерватории.

Прямым восхождением звезды

Прямым восхождением звезды называется интервал времени (измеряемый в звездных часах) от перехода первой точки Тельца через меридиан до перехода звезды. Поэтому звезда пересекает меридиан обсерватории, когда время на звездных часах обсерватории равно ее прямому восхождению. Для точного времяисчисления используются атомные часы, так как скорость вращения Земли слегка изменяется. В атомных часах секунда определяется в терминах частоты вибрации определенного вида атомов. Для того чтобы ход атомных часов совпадал с солнечным временем, периодически добавляются или убавляются «переходные» секунды.

См. также стать ю «Небесная сфера 3».

ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

Звездными скоплениями называются большие группы звезд, объединенные силой взаимного притяжения.

Диаметр рассеянного, или галактического, звездного скопления варьируется от нескольких световых лет до 50 и более световых лет. В целом в открытых скоплениях преобладают голубые звезды и, поскольку эти звезды имеют гораздо более короткий срок жизни, чем красные звезды, рассеянные скопления состоят из сравнительно молодых звезд. К наиболее известным звездным скоплениям относятся М45, скопление Плеяд в созвездии Тельца, Гиады в созвездии Тельца и М44 в созвездии Персея. Скопление Плеяд в регионе, диаметр которого составляет более 20 световых лет, состоит из голубых звезд, окруженных диффузными серебристыми облаками космической пыли. С другой стороны, рассеянное скопление Гиад состоит из большого количества звезд, расположившихся в пределах более 80 световых лет и движущихся параллельно друг другу. Скопление М44, известное под названием Пчелиный Улей, содержит около 200 звезд в регионе диаметром около 40 световых лет. В спиральных рукавах Галактики Млечный Путь было обнаружено более 1000 рассеянных звездных скоплений. В целом звезды в таких скоплениях удаляются друг от друга, и со временем скопление прекращает свое существование.

Шаровое звездное скопление

Шаровое звездное скопление представляет собой тесный массив сферической формы, состоящий из миллионов звезд, удерживаемых вместе силой их тяготения. Диаметр шарового скопления составляет от 50 до 300 световых лет. Шаровые скопления в Млечном Пути расположены над и под плоскостью Галактики и более или менее распространены во всех направлениях от ее центра. Всего в Галактике Млечный Путь наблюдается около 100 шаровых звездных скоплений. В них преобладают бедные металлом красные звезды, указывающие на то, что эти скопления имеют очень древний возраст. Гравитационное притяжение звезд в шаровом скоплении достаточно сильное, чтобы предотвратить их рассеивание, поэтому шаровые скопления очень стабильны. Самым ярким шаровым скоплением является Омега Центавра, объект четвертой звездной величины, расположенный в Южном полушарии небесной сферы. Он содержит около миллиона звезд в сферическом регионе диаметром примерно 160 световых лет на расстоянии более 20 000 световых лет от Земли.