Сторм Данлоп - Азбука звездного неба

• Название: Азбука звездного неба
• Автор: Сторм Данлоп
• Издательство: Мир
• Жанр: Физика
• Год: 1990

Книга известного английского популяризатора астрономии, члена Королевского астрономического общества Сторма Данлопа представляет собой увлекательный путеводитель по звездному небу. Автор подробно рассказывает о разнообразных небесных объектах, дает полезные практические советы по их наблюдению и изучению. Прекрасные фотографии, карты, таблицы, дополняя изложенное, способствуют его более глубокому пониманию.

Адресована любителям астрономии - от учащихся средних школ до специалистов, особенно полезна преподавателям астрономии, руководителям астрономических кружков, популяризаторам науки.

---

Многие опытные астрономы-любители предпринимают попытки обнаружить кометы. Подобные наблюдения требуют огромного терпения, хорошего знания звездного неба, особенно расположения на небе скоплений звезд и галактик, иногда весьма похожих по своему виду на кометы. При таких наблюдениях используют крупные бинокли с широким полем зрения или короткофокусные телескопы; кометы обычно ищут в окрестностях Солнца, куда они могут попасть, оставаясь незаметными при движении по вытянутой орбите.

Звезды

Невооруженным глазом и тем более при наблюдениях в бинокль или телескоп нетрудно заметить, что звезды различаются по цвету. Цвет звезд в значительной степени определяется температурой их видимой поверхности. Так, температура поверхности довольно редких бело-голубых звезд типа ξ Ориона составляет около 40000 К, а самых холодных, темно-красных — около 3000 К. Примером последних может служить звезда μ Цефея, которая за свой интенсивный темно-красный цвет получила название «Гранатовая звезда». Естественно, существуют как более горячие, так и более холодные звезды, но значительно реже.

Рис. 126. Звездные величины некоторых звезд в созвездиях Большая Медведица и Южный Крест; они берутся за стандарты при оценке блеска других звезд.

Таблица №11

Цвета некоторых звезд

Цвета нескольких наиболее ярких звезд приведены в таблице; правда, возможны расхождения в определении оттенков цвета звезд, поскольку это зависит от оборудования и зрения наблюдателя. Вообще, невооруженным глазом очень трудно определить цвет слабых звезд, тогда как на фотографиях он легко различим. Несомненно, цвет звезд гораздо легче определить при наблюдениях в телескоп с большой апертурой. Однако следует иметь в виду, что наблюдатели по-разному воспринимают цвет: у некоторых глаз более чувствителен к синим лучам и с трудом различает красные звезды или наоборот. Замечено также, что красные звезды кажутся тем ярче, чем дольше на них смотрят (особенно большие трудности это вызывает у исследователей переменных звезд). У двойных звезд довольно часто обнаруживаются весьма любопытные сочетания цветов, однако во многом это своеобразный оптический обман, порожденный эффектом контраста.

Рис. 127. Цвет и температура некоторых ярких и хорошо известных звезд.
Спектральные классы

В каталогах звезд обычно наряду с другими параметрами указываются спектральные классы, которые определяются наличием в спектре звезды той или иной линии поглощения и ее интенсивностью. А поскольку эти особенности спектра зависят от температуры поверхности звезды и от наличия химических элементов, «ответственных» за соответствующую спектральную линию, то спектральный класс позволяет более точно определить температуру звезды, чем ее цвет. Последовательность спектральных классов соответствует температурной последовательности, и в этой последовательности звезды, располагаясь в порядке убывания температуры, обозначаются буквами О, В, A, F, G, К, М (это первые буквы слов мнемонической фразы, позволяющей легко запомнить эту последовательность: «О Be A Fine Girl Kiss Me», в переводе: «О будь хорошей девочкой, поцелуй меня»). Существует еще несколько дополнительных спектральных классов, обозначаемых буквами R, N, S, С, WN, WC, к которым относят редкие звезды с отклонениями в химическом составе. Каждый спектральный класс разбивают на десять подклассов, присоединяя к соответствующей букве цифры от 0 до 9 (от более горячей к более холодным). Таким образом все звезды разбиты на спектральные классы от О5 до М8. Солнце, температура поверхности которого около 6000 К, относится к звездам спектрального класса G2. Звезды классифицируются также по размеру и светимости-количеству энергии, излучаемой всей поверхностью звезды за 1 с. Так, звезды типа Антареса (а Скорпиона), радиус которого превышает радиус орбиты Марса, относятся к сверхгигантам; звезды белого цвета с очень слабой светимостью, по размерам не превышающие Земли, относятся к белым карликам.

Звездные величины и расстояния до звезд

Видимую яркость звезды оценивают в звездных величинах. Так, звезда, которая глазом воспринимается как звезда первой величины, почти в два раза ярче звезды второй величины, которая в свою очередь во столько же раз ярче звезды третьей величины, и т.д. Точные измерения показали, что разница в блеске в одну звездную величину соответствует отношению яркостей 2,512:1. Это отношение глаз и мозг воспринимают как различимый скачок яркости. Связь между звездными величинами и отношением яркостей звезд легче запомнить, приняв во внимание, что звезда первой величины ровно в 100 раз ярче звезды шестой величины. Кроме того, полезно знать звездные величины некоторых наиболее ярких звезд (см. таблицу). Как видно из таблицы, самые яркие звезды имеют отрицательные значения звездных величин. На практике довольно часто нужно знать точные значения звездных величин более слабых звезд, хотя бы в некоторых, избранных участках звездного неба. Обычно такие данные приводятся на картах небольших стандартных участков неба в созвездиях Малая Медведица, Южный Крест и Плеяды.

Таблица №12

Видимая (m) и абсолютная (М) звездные величины некоторых звезд

Несмотря на все достижения современной техники, определение расстояний до звезд по-прежнему остается одной из труднейших задач астрономии. Расстояния до звезд настолько велики, что для оценки их не пригодны ни километры, ни даже астрономические единицы (а. е.). Астрономы используют такие единицы расстояний, как световой год (св. год), но чаще парсек (пк; сокращение от двух слов паралакс секунда) — расстояние, с которого радиус земной орбиты, равный 1 а.е., виден под углом в 1" (секунда дуги). 1 пк = 3,216 св. г. = = 206265 а.е. ≈ 3.1*1013 км. Для целей галактической и внегалактической астрономии используют еще более крупные единицы расстояний: килопарсек (1 кпк = 1000 пк) и мегапарсек (1 Мпк = 1000 000 пк).

Звездную величину, определяемую при наблюдениях с Земли, называют видимой звездной величиной (обозначают буквой m). Очевидно, что видимая звездная величина зависит не только от собственной яркости звезды (ее светимости), но и от расстояния до нее. Так, звезда большой светимости, но расположенная очень далеко, видна слабенькой звездочкой, тогда как звезда малой светимости, но находящаяся близко к Земле, видна как яркая звезда. Чтобы получить представление о действительной яркости звезд (об их светимостях), их мысленно помещают на одинаковое расстояние от Земли, равное 10 пк. Тогда их звездные величины рассматриваются как абсолютные звездные величины (обозначаемые буквой М); они характеризуют истинную, не зависящую от расстояния яркость звезд. Как видно из таблицы, разница между видимой и абсолютной звездными величинами может быть поразительной.

Переменные звёзды

Переменными называют звезды, которые меняют свой блеск, становясь то ярче, то слабее. Если в течение длительного времени наблюдать за изменением блеска звезды, а затем построить на графике зависимость видимой звездной величины от времени, то мы получим так называемую кривую блеска, которая дает богатую информацию о самой звезде. В зависимости от типа звезды ее блеск может изменяться на протяжении нескольких минут или за период, составляющий многие годы. У большой группы периодических переменных причина изменения блеска кроется во взаимных затмениях двух звезд, обращающихся одна относительно другой в плоскости, лежащей близко к лучу зрения наблюдателя. Наиболее известным представителем такого класса переменных звезд является Алголь (β Персея), блеск которого меняется в пределах 2,2m — 3,4m. В некоторых случаях наблюдаются главный и вторичный минимумы, соответствующие затмениям яркого и слабого компонентов.

Наряду с такими затменно-переменными звездами существуют переменные иных типов: одни из них представляют тесные двойные системы, другие относятся к одиночным звездам, изменения блеска которых вызваны происходящими в них физическими процессами. Процессы, приводящие к разным формам переменности (которые проявляются в различной форме кривой блеска), связаны с определенными этапами звездной эволюции. Для астрономов-любителей наиболее интересны наблюдения долгопериодических (ДП), полуправильных (ПП) и различных эруптивных (взрывных) звезд (к последним относится и группа звезд, у которых вместо вспышки наблюдается резкое уменьшение яркости). Так как переменные составляют значительную часть звезд, их изучение представляет весьма благодатное поле деятельности для любителей.

Оценки звездных величин

Оценить звездную величину переменной звезды не составляет большого труда. Для этого нужно знать значения звездных величин близлежащих звезд сравнения, которые, как правило, приводятся в астрономических календарях, справочниках и бюллетенях; в этих же изданиях обычно имеются соответствующие карты, которые помогут вам быстрее найти интересующую вас переменную среди звезд. Обнаружив на небе нужную область звезд, в первую очередь отыщите саму переменную. Если она не видна, отметьте самую слабую из звезд сравнения и в журнале наблюдений запишите: «Блеск переменной меньше...». Даже такая информация о переменной может оказаться полезной. Если переменная видна, найдите две звезды из звезд сравнения, одна из которых несколько ярче, а другая несколько слабее исследуемой переменной. Если блеск переменной оказался в точности равным блеску одной из звезд сравнения, все равно следует найти хотя бы еще одну звезду сравнения, которая либо несколько ярче, либо слабее. Обычно такие сравнения помогают грубо оценить блеск переменной звезды.