Астрономия 10 класс Воронцов-Вельяминов

Полярные шапки Марса.

Марс (вид в телескоп).

Сатурн (цвета искусственно усилены).

Б.А ВОРОНЦОВ-ВЕЛЬЯМИНОВ

АСТРОНОМИЯ

УЧЕБНИК ДЛЯ | О КЛАССА СРЕДНЕЙ ШКОЛЫ

издание пятнадцатое, переработанное

Утвержден

Министерством просвещения СССР

МОСКВА «ПРОСВЕЩЕНИЕ» 1983

ББК 22.6я72 В75

и 4306021200—171

В инф. письмо

103(03)—83

© Издательство «Просвещение», 1983 г.

| в ВВЕДЕНИЕ

1. ПРЕДМЕТ АСТРОНОМИИ

Астрономия1 — наука, изучающая движение, строение, про- исхождение и развитие небесных тел и их систем.
Накопленныеею знания применяются для практических нужд человечества.

Астрономия является одной из древнейших наук, она возникла на основе практических потребностей человека и развивалась вместе с ними. Элементарные астрономические сведения были из- вестны уже тысячи лет назад в Вавилоне, Египте, Китае и при- менялись народами этих стран для измерения времени и ориенти- ровки по сторонам горизонта.

И в наше время астрономия используется для определения точ- ного времени и географических координат (в навигации, авиации, космонавтике, геодезии, картографии). Астрономия помогает иссле- дованию и освоению космического пространства, развитию космо- навтики и изучению нашей планеты из космоса. Но этим далеко не исчерпываются решаемые ею задачи.

Наша Земля является частью Вселенной. Луна и Солнце вызы- вают на ней приливы и отливы. Солнечное излучение и его изме- нения влияют на процессы в земной атмосфере и на жизнедея- тельность организмов. Механизмы влияния различных космических тел на Землю также изучает астрономия.

Современная астрономия тесно связана с математикой и физи- кой, с биологией и химией, с географией, геологией и с космо- навтикой. Используя достижения других наук, она в свою очередь обогащает их, стимулирует их развитие, выдвигая перед ними все новые задачи. Астрономия изучает в космосе вещество в таких состояниях и масштабах, какие неосуществимы в лабораториях, и этим расширяет физическую картину мира, наши представления о материи. Все это важно для развития диалектико-материалистиче- ского представления о природе Научившись предвычислять наступ- ление затмений Солнца и Луны, появление комет, астрономия поло-

1 Это слово происходит от двух греческих слов: астрон — светило, звезда и н о м о с — закон.

жила начало борьбе с религиозными предрассудками. Показывая возможность естественнонаучного объяснения возникновения и изменения Земли и других небесных тел, астрономия способ- ствует развитию марксистской философии.

Курс астрономии завершает физико-математическое и естествен- нонаучное образование, получаемое вами в школе.

Изучая астрономию, необходимо обращать внимание на то, ка- кие сведения являются достоверными фактами, а какие — научными предположениями, которые со временем могут измениться. Важно, что предела человеческому познанию нет. Вот один из примеров того, как это показывает жизнь.

В прошлом веке один философ-идеалист решился утверждать, что возможности человеческого познания ограничены. Он говорил, что, хотя люди и измерили расстояния до некоторых светил, хими- ческий состав звезд они никогда не смогут определить. Однако вскоре был открыт спектральный анализ, и астрономы не только установили химический состав атмосфер звезд, но и определили их температуру. Несостоятельными оказались и многие другие по- пытки указать границы человеческого познания. Так, ученые сна- чала теоретически оценили температуру на Луне, затем измерили ее с Земли при помощи термоэлемента и радиометодов, потом эти данные получили подтверждение от приборов автоматических стан- ций, изготовленных и посланных людьми на Луну.

2.АСТРОНОМИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ И ТЕЛЕСКОПЫ

1. Особенности астрономических наблюдений.
В основе астро- номии лежат наблюдения, производимые с Земли и лишь с 60-х го- дов нашего века выполняемые из космоса — с автоматических и других космических станций и даже с Луны Аппараты сделали воз- можным получение проб лунного грунта, доставку разных приборов и даже высадку людей на Луну. Но так пока можно исследовать только ближайшие к Земле небесные светила Играя такую же роль, как опыты в физике и химии, наблюдения в астрономии имеют ряд особенностей.

Первая особенность состоит в том, что астрономические наблюдения в большинстве случаев пассивны по отношению к изучае- мым объектам. Мы не можем активно влиять на небесные тела, ста- вить опыты (за исключением редких случаев), как это делают в физике, биологии, химии. Лишь использование космических ап- паратов дало в этом отношении некоторые возможности.

Кроме того, многие небесные явления протекают столь медлен- но, что наблюдения их требуют громадных сроков; так, напри- мер, изменение наклона земной оси к плоскости ее орбиты стано- вится заметным лишь по истечении сотен лет. Поэтому для нас не потеряли своего значения некоторые наблюдения, производившиеся в Вавилоне и в Китае тысячи лет назад, хотя они и были, по совре- менным понятиям, очень неточными

Вторая особенность астрономических наблюдений со- стоит в следующем. Мы наблюдаем положение небесных тел и их движение с Земли, которая сама находится в движении. Поэтому вид неба для земного наблюдателя зависит не только от того, в каком месте Земли он находится, но и от того, в какое время суток и года он наблюдает. Например, когда у нас зимний день, в Южной Америке летняя ночь, и наоборот. Есть звезды, видимые лишь летом или зимой.

Третья особенность астрономических наблюдений свя- зана с тем, что все светила находятся от нас очень далеко, так далеко, что ни на глаз, ни в телескоп нельзя решить, какое из них бли- же, какое дальше. Все они кажутся нам одинаково далекими. Поэтому при наблюдениях обычно выполняют угловые йвмерения и уже по ним часто делают выводы о линейных расстояниях и размерах тел.

Расстояние между объектами на небе (например, звездами) изме- ряют углом, образованным лучами, идущими к объектам из точки на- блюдения. Такое расстояние называется угловым и выражается в градусах и его долях. При этом считается, что две звезды находятся недалеко друг от друга на небе, если близки друг другу направле- ния, по которым мы их видим (рис. 1, звезды А и В). Возможно, что третья звезда С, на небе более далекая от Л,в пространстве к А ближе, чем звезда В.

Угловое расстояние светила от горизонта называется высотой h
(рис. 1) светила над горизонтом.
Она выражается только в угловыхединицах.

Измерения высоты, углового расстояния объекта от горизонта, выполняют специальными угломерными оптическими инструмен- тами, например теодолитом. Теодолит — это инструмент, основной частью которого служит зрительная труба, вращающаяся около вертикальной и горизонтальной осей (рис. 2). С осями

Рис. 1. Угловые измерения на небе и высота Рис. 2. Теодолит, светила над горизонтом.

Рис. 3. При суточном вращении неба звезды в восточной стороне неба пере- мещаются вправо и вверх.

скреплены круги, разделенные на градусы и минуты дуги. По этим кругам отсчитывают направление зрительной трубы. На кораб- лях и на самолетах угловые измерения выполняют прибором, назы- ваемым секстантом (секстаном).

Видимые размеры небесных объектов также можно выразить в уг- ловых единицах. Диаметры Солнца и Луны в угловой мере примерно одинаковы — около 0,5°, а в линейных единицах Солнце боль- ше Луны по диаметру примерно в 400 раз, но оно во столько же раз от Земли дальше. Поэтому их угловые диаметры для нас почти равны.

Как определяют линейные расстояния до небесных тел и их линейные размеры, будет рассказано в § 12 и 22.2. Ваши наблюдения.
Для лучшего усвоения астрономии вы должны как можно раньше приступить к наблюдениям небесных явлений и светил. Указания к наблюдениям невооруженным глазом даны в при- ложении VI. Нахождение созвездий, ориентировку на местности по Полярной звезде, знакомую вам из курса физической географии, и наблюдение суточного вращения неба (рис. 3 и 4) удобно выпол- нять с помощью подвижной карты звездного неба, приложенной к учебнику. Для приближенной оценки угловых расстояний на небе полезно знать, что угловое расстояние между двумя звездами «ков- ша» (а и B, рис. 4) Большой Медведицы равно примерно 5°.

Прежде всего надо ознакомиться с видом звездного неба, най- ти на нем планеты и убедиться в их перемещении относительно звезд или Солнца в течение 1—2 месяцев. (Об условиях видимости планет и некоторых небесных явлениях говорится в школьном астро- номическом календаре на данный год.) Наряду с этим надо ознако- миться в телескоп с рельефом Луны, с солнечными пятнами, а затем уже и с другими светилами и явлениями, о которых сказано в приложении VI. Для этого ниже дается представление о теле- скопе.

Рис. 4. Изменение положения созвездий Большой и Малой Медведицы отно- сительно горизонта при суточном вращении неба.

3. Телескопы.
Основным астрономическим прибором является телескоп. Телескоп с объективом из вогнутого зеркала называет- ся рефлектором (рис. 5), а телескоп с объективом из линз — рефрактором (рис. 6 ).

Назначение телескопа — собрать больше света от небесных источников и увеличить угол зрения, под которым виден небес- ный объект.

Количество света, которое попадает в телескоп от наблюда-

Рис. 5. Крупнейший в мире советский телескоп-рефлектор с диаметром зеркала 6 м.

емого объекта, пропорционально площади объектива Чем больше размер объектива телескопа, тем более слабые светящиеся объекты в него можно увидеть.

Масштаб изображения, даваемого объективом телескопа, про- порционален фокусному расстоянию объектива, т. е. расстоянию от объектива, собирающего свет, до той плоскости, где получает- ся изображение светила. Изображение небесного объекта можно фотографировать или рассматривать через окуляр (рис. 7).

Телескоп увеличивает видимые угловые размеры Солнца, Луны, планет и деталей на них, а также — угловые расстояния между звездами, но звезды даже в очень сильный телескоп из-за огромной удаленности видны лишь как светящиеся точки.

В рефракторе лучи, пройдя через объектив, преломляются, образуя изображение объекта в фокальной плоскости (рис. 7, а). В рефлекторе лучи от вогнутого зеркала отражаются и потом также собираются в фокальной плоскости (рис. 7, б). При изготовлении объектива телескопа стремятся свести к минимуму все искажения, которыми неизбежно обладает изображение объектов. Простая лин- за сильно искажает и окрашивает края изображения. Для уменьше- ния этих недостатков объектив изготовляют из нескольких линз с разной кривизной поверхностей и из разных сортов стекла. Поверхности вогнутого стеклянного зеркала, которая серебрится или алюминируется, придают для уменьшения искажений не сфе- рическую форму, а несколько иную (параболическую).

Советский оптик Д. Д. Максутов разработал систему телескопа, называемую менисковой. Она соединяет в себе достоинства рефрактора и рефлектора. По этой системе устроена одна из мо- делей школьного телескопа. Тонкое выпукло-вогнутое стекло —

Рис. 6. Двойной рефрактор-астрограф Рис. 7. Схемы хода лучей в телескопах:

Московского университета для а — рефрактор; б — рефлектор;

рассматривания и фотографи- в — менисковый телескоп, рования небесных светил.

мениск — исправляет искажения, даваемые большим сферическим зеркалом. Лучи, отразившиеся от зеркала, отражаются затем от посеребренной площадки на внутренней поверхности мениска и идут в окуляр (рис. 7, в), являющийся усовершенствованной лупой. Существуют и другие телескопические системы

В телескопе получается перевернутое изображение, но это не имеет никакого значения при наблюдении космических объектов.

При наблюдениях в телескоп редко используются увеличения свыше 500 раз. Причина этого — воздушные течения, вызывающие искажения изображения, которые тем заметнее, чем больше уве- личение телескопа.

Самый большой рефрактор имеет объектив диаметром около 1 м. Наибольший в мире рефлектор с диаметром вогнутого зеркала 6 м изготовлен в СССР и установлен в горах Кавказа. Он позволяет фотографировать звезды в 107 раз более слабые, чем видимые невооруженным глазом.

2.СОЗВЕЗДИЯ. ВИДИМОЕ ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗД

1 Созвездия.
Знакомиться со звездным небом надо в безоблач- ную ночь, когда свет Луны не мешает наблюдать слабые звезды. Прекрасна картина ночного неба с рассыпанными по нему мерцаю- щими звездами. Число их кажется бесконечным. Но так только ка- жется, пока вы не приглядитесь и не научитесь находить на небе знакомые группы звезд, неизменных по своему взаимному располо- жению. Эти группы, названные созвездиями, люди выделили тысячи лет назад. Под созвездием понимают всю область неба в пре-
делах некоторых установленных границ.
Вей небо разделено на 88 созвездий, которые можно находить по характерному для них рас- положению звезд.

Многие созвездия сохраняют свое название с глубокой древ- ности. Некоторые названия связаны с греческой мифологией, напри- мер Андромеда, Персей, Пегас, некоторые — с предметами, которые напоминают фигуры, образуемые яркими звездами созвездий (Стрела, Треугольник, Весы и др.). Есть созвездия, названные именами животных (например, Лев, Рак, Скорпион).

Созвездия на небосводе находят, мысленно соединяя их яр- чайшие звезды прямыми линиями в некоторую фигуру, как показано на звездных картах (см. рис. 4, 8, 10, а также звездную карту в приложении). В каждом созвездии яркие звезды издавна обознача- ли греческими буквами, чаще всего самую яркую звезду созвездия — буквой а, затем буквами р, у
и т. д. в порядке алфавита по мере убывания яркости; например, Полярная звезда есть а созвездия Малой Медведицы

На рисунках 4 и 8 показаны расположение главных звезд Боль- шой Медведицы и фигура этого созвездия, как его изображали на старинных звездных картах (способ нахождения Полярной звезды знаком вам из курса географии).

Невооруженным глазом в без- лунную ночь можно видеть над го- ризонтом около 3000 звезд. В насто- ящее время астрономы опреде- лили точное местоположение не- скольких миллионов звезд, измерили приходящие от них потоки энергии и составили списки-каталоги этих звезд.

2. Яркость и цвет звезд.
Днем небо кажется голубым оттого, что неоднородности воздушной среды сильнее всего рассеивают голубые лучи солнечного света.

Вне пределов земной атмосферы небо всегда черное, и на нем можно наблюдать звезды и Солнце одно- временно.

Звезды имеют разную яркость и цвет: белый, желтый, красноватый. Чем краснее звезда, тем она холод-

нее. Наше Солнце относится к желтым звездам. Ярким звездам древние арабы дали собственные имена.

Белые звезды: Вега в созвездии Лиры, Альтаир в соз- вездии Орла (видны летом и осенью). Сириус — ярчайшая звезда неба (видна зимой); красные звезды: Бетельгейзе в созвездии Ориона и Альдебаран в созвездии Тельца (видны зимой), Антарес в созвездии Скорпиона (виден летом); желтая Капелла в созвез- дии Возничего (видна зимой).

Самые яркие звезды еще в древности назвали звездами 1-й величины, а самые слабые, видимые на пределе зрения для нево- оруженного глаза,— звездами 6-й величины. Эта старинная терми- нология сохранилась и в настоящее время. К истинным размерам звезд термин «звездная величина» отношения не имеет, она харак- теризует световой поток, приходящий на Землю от звезды. Принято, что при разности в одну звездную величину яркость звезд отли- чается примерно в 2,5 раза. Разность в 5 звездных величин соот- ветствует различию в яркости ровно в 100 раз. Так, звезды 1-й величины в 100 раз ярче звезд 6-й величины.

Современные методы наблюдений дают возможность обнаружить звезды примерно до 25-й звездной величины. Измерения показали, что звезды могут иметь дробные или отрицательные звездные вели- чины, например: для Альдебарана звездная величина m = 1,06, для Беги m = 0,14, для Сириуса m = — 1,58, для Солнца m = — 26,80.

3. Видимое суточное движение звезд. Небесная сфера.
Из-за осе- вого вращения Земли звезды нам кажутся перемещающимися по небу. При внимательном наблюдении можно заметить, что По- лярная звезда почти не меняет положения относительно горизонта.

Рис. 8. Фигура созвездия Боль- шой Медведицы (со ста- ринной звездной карты), его современные границы ука- заны пунктиром.

Рис. 9. Фотография околополярной обла- сти неба, снятая неподвижной ка- мерой с экспозицией около часа.

Рис. 10. Созвездия в окрестности Полярной звезды.

Все же другие звезды описывают в течение суток полные круги с центром вблизи Полярной. В этом можно легко убедиться, про- делав следующий опыт. Фотоаппарат, установленный на «беско- нечность», направим на Полярную звезду и надежно укрепим в этом положении. Откроем затвор при полностью открытом объективе на полчаса или час. Проявив сфотографированный таким образом снимок, увидим на нем концентрические дуги — следы путей звезд (рис. 9). Общий центр этих дуг — точка, которая остается не- подвижной при суточном движении звезд, условно называется северным полюсом мира. Полярная звезда к нему очень близка (рис. 10). Диаметрально противоположная ему точка назы- вается южным полюсом мира. В северном полушарии он находится под горизонтом.

Явления суточного движения звезд удобно изучать, воспользо- вавшись математическим построением — небесной сферой, т. е. воображаемой сферой произвольного радиуса, центр которой находится в точке наблюдения. На поверхность этой сферы прое- цируют видимые положения всех светил, а для удобства измерений строят ряд точек и линий (рис. 11). Так, отвесная линия ZCZ', прохо- дящая через наблюдателя, пересекает небо над головой-в точке зенита Z. Диаметрально противоположная точка Z' называется надиром. Плоскость (NES W), перпендикулярная отвесной линии ZZ', является плоскостью горизонта — эта плоскость касается поверхности земного шара в точке, где расположен наблю- датель (точка С на рис. 12). Она делит поверхность небесной сферы на две полусферы: видимую, все точки которой находятся над го- ризонтом, и невидимую, точки которой лежат под горизонтом.

Ось видимого вращения небесной сферы, соединяющую оба полю- са мира (Р и Р') и проходящую через наблюдателя (С), называют

Рис. 11. Основные точки и линии небес- ной сферы.

Рис. 12. Соотношение между лини- ями и плоскостями на не- бесной сфере и на зем- ном шаре.

осью мира
(рис. 11). Ось мира для любого наблюдателя всегда будет параллельна оси вращения Земли (рис. 12). На горизонте под северным полюсом мира лежит точка севера N (рис. 11 и 12), диаметрально противоположная ей точка S — точка юга. Линия NS называется полуденной линией (рис. 11), так как по ней на горизонтальной плоскости в полдень падает тень от вертикально поставленного стержня. (Как на местности про- вести полуденную линию и как по ней и по Полярной звезде ориен- тироваться по сторонам горизонта, вы изучали в V классе в курсе физической географии.) Точки востока Ј и запада W ле- жат на линии горизонта. Они отстоят от точек севера N и юга 5 на

Рис. 13. Суточные пути светил относительно горизонта для наблюдателя, нахо- дящегося: а — на полюсе Земли; б — в средних географических широтах; в — на экваторе.

на 90°. Через точку N, полюсы мира, зенит Z и точку S прохо- дит плоскость небесного меридиана (рис. 11), совпадаю- щая для наблюдателя С с плоскостью его географического ме- ридиана (рис. 12). Наконец, плоскость (AWQE), проходящая через наблюдателя (точку С) перпендикулярно оси мира, обра- зует плоскость небесного экватора, параллельную плос- кости земного экватора (рис. 11). Небесный экватор делит по- верхность небесной сферы на два полушария: северное с вер- шиной в северном полюсе мира и южное с вершиной в южном полюсе мира.

Определение географической широты.
Обратимся к рисунку 12.

Угол(высота полюса мира над горизонтом) равен углу

(географическая широта места), как углысо взаимно

перпендикулярными сторонами [ОС][CN],. Ра-

венство этих углов дает простейший способ определения геогра- фической широты местности <р: угловое расстояние полюса мира
от горизонта равно географической широте местности.
Чтобы опре- делить географическую широту местности, достаточно измерить высоту полюса мира над горизонтом.

Суточное движение светил на различных широтах.
Теперь мы знаем, что с изменением географической широты места наблюде- ния меняется ориентация оси вращения небесной сферы относитель- но горизонта. Рассмотрим, какими будут видимые движения небес- ных светил в районе Северного полюса, на экваторе и на средних широтах Земли.

На полюсе Земли полюс мира находится в зените, и звезды движутся по кругам, параллельным горизонту (рис. 13, а). Здесь звезды не заходят и не восходят, их высота над горизонтом не- изменная.

На средних широтах существуют как восходящие и за- ходящие звезды, так и те, которые никогда не опускаются под гори- зонт (рис. 13, б). Например, околополярные созвездия (рис. 10) на географических широтах СССР никогда не заходят. Созвездия,

расположенные дальше от северного полюса мира, по- казываются ненадолго над горизонтом. А созвездия, ле- жащие еще дальше к югу, являются невосходящими (рис. 14).

Но чем дальше продви- гается наблюдатель к югу, тем больше южных созвез- дий он может видеть. На зем- ном экваторе за сутки можно было бы увидеть со- звездия всего звездного неба, если бы не мешало Солнце

Рис. 14. Видимые суточные пути светил от- носительно горизонта в северной стороне неба.

Запад Север Восток

днем (рис. 13, в). Для наблюда- теля на экваторе все звезды вос- ходят и заходят перпендикулярно плоскости горизонта Каждая зве- зда здесь проводит над горизон- том ровно половину своего пути.

Для наблюдателя на экваторе Земли северный полюс мира сов- падает с точкой севера, а южный полюс мира — с точкой юга (рис. 13, в) Ось мира для него расположена в плоскости гори- зонта.

6. Кульминации.
Полюс мира при кажущемся вращении неба, отра- жающем вращение Земли вокруг оси, занимает неизменное положе- ние над горизонтом на данной широте (рис. 12). Звезды за сутки описывают над горизонтом вокруг

оси мира круги, параллельные экватору. При этом каждое светило за сутки дважды пересекает небесный меридиан (рис. 15).

Явления прохождения светил через небесный меридиан называют-
ся кульминациями.
В верхней кульминации высота светила макси- мальна, в нижней кульминации — минимальна. Промежуток времени между кульминациями равен полсуткам.

У не заходящего на данной широтесветила М (рис. 15) видны (над горизонтом) обе кульминации, у звезд, которые восхо- дят и заходят, М, и М2 нижняя кульминация происходит под горизонтом, ниже точки севера. У светила М3, находящегося далеко к югу от небесного экватора, обе кульминации могут быть невидимы.

Момент верхней кульминации центра Солнца называется истин- ным полднем, а момент нижней кульминации — истинной полночью.
В истинный полдень тень от вертикального стержня падает вдольполуденной линии.

1 1. Как по виду звездного неба и его вращению установить, что вы прибыли на Северный полюс Земли?

Как суточные пути звезд расположены относительно горизонта для наблю- дателя, находящегося на экваторе Земли? Чем они отличаются от суточных путей звезд, видимых в СССР, т. е. в средних географических широтах?

Измерьте географическую широту вашей местности по высоте Полярной звезды с помощью эклиметра и сравните ее с отсчетом широты по геогра- фической карте.

. ЭКЛИПТИКА И «БЛУЖДАЮЩИЕ» СВЕТИЛА — ПЛАНЕТЫ

В данной местности каждая звезда кульминирует всегда на од- ной и той же высоте над горизонтом, потому что ее угловое рас- стояние от полюса мира и от небесного экватора не меняется. Солнце же и Луна меняют высоту, на которой они кульминируют.

Рис. 15. Верхние и нижние кульми- нации светил.

Если по точным часам замечать промежутки времени между верхними кульминациями звезд и Солнца, то можно убедиться, что промежутки между кульминациями звезд на четыре минуты короче, чем промежутки между кульминациями Солнца. Значит, за время одного оборота небесной сферы Солнце успевает сдвинуться относительно звезд к востоку — в сторону, противоположную суточному вращению неба. Этот сдвиг составляет около 1°, так как небесная сфера делает полный оборот — 360° за 24 ч. За 1 ч, равный 60 мин, она поворачивается на 15°, а за 4 мин — на 1°. За год Солнце описывает большой круг на фоне звездного неба.

Кульминации Луны запаздывают ежесуточно уже не на 4 мин, а на 50 мин, так как Луна делает один оборот Навстречу враще- нию неба за месяц.

Планеты перемещаются медленнее и более сложным образом. Они движутся на фоне звездного неба то в одну, то в другую сторону, иногда медленно выписывая петли (рис. 16). Это обусловлено сочетанием их истинного движения с движениями Земли. На звезд- ном небе планеты (в переводе с древнегреческого «блужда- ющие») не занимают постоянного места, так же как Луна и Солнце. Если составить карту звездного неба, то указать на ней положение Солнца, Луны и планет можно лишь для определенного момента.

Видимое годовое движение Солнца происходит по большому кру- гу небесной сферы, называемому эклиптикой.

Перемещаясь по эклиптике, Солнце дважды пересекает небесный экватор (рис. 17) в так называемых равноденственных точках. Это бывает около 21 марта и около 23 сентября, в дни равноден- ствий. В эти дни Солнце находится на небесном экваторе, а он всегда делится плоскостью горизонта пополам. Поэтому пути

Рис. 16. Пример видимого пути Сатурна по небу за год.

Солнца над и под горизон- том равны, следовательно, равны продолжительности дня и ночи.

22 июня Солнце дальше всего от небесного экватора в сторону северного полюса мира. В полдень для север- ного полушария Земли оно выше всего над горизонтом, день самый длинный -— это день летнего солнцестояния. 22 декабря, в день зимнего солнцестояния, Солнце от- ходит дальше всего к югу от экватора, в полдень оно стоит низко, и деш> самый

Рис. 17. Эклиптика и небесный экватор. КОРОТКИЙ.
(Из Курса физи-

ческой географии вы знаете, как все эти явления связаны с климатическими поясами и сменой времен года на Земле.)

Обожествление Солнца в древности породило мифы, в иносказа- тельной форме описывающие периодически повторяющиеся события «рождения», «воскресения» «бога-Солнца» в течение года: уми- рание природы зимой, ее возрождение весной и т. п. Христиан- ские праздники носят в себе следы культа Солнца.

Движение Солнца по эклиптике является отображением обра- щения Земли вокруг Солнца. Эклиптика пролегает через 12 созвез- дий, называемых зодиакальными (от греческого слова зоон — животное), а их совокупность называется поя с,ом зодиака. В него входят следующие созвездия: Рыбы, Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей. Каждое зодиакальное созвездие Солнце проходит около месяца. Точка ве- сеннего равноденствия Т (одно и двух пересечений эклиптики с не- бесным экватором) находится в созвездии Рыб. В созвездиях Дева, Лев, Близнецы, Телец, Скорпион, Стрелец много ярких звезд.

Большой круг эклиптики пересекает большой круг небесного экватора под углом 23°27' В день летнего солнцестояния, 22 ию- ня, Солнце поднимается в полдень над горизонтом выше точки, в которой небесный экватор пересекает меридиан на эту величину (рис. 17). На столько же Солнце бывает ниже экватора в день зимнего солнцестояния, 22 декабря. Таким образом, высота Солн- ца в верхней кульминации меняется в течение года на 46°54'.

Понятно, что в полночь в верхней кульминации бывает зодиака- льное созвездие, противоположное тому, в котором находится Солн- це. Например, в марте Солнце проходит по созвездию Рыбы, а в полночь кульминирует созвездие Девы. На рисунке 18 показаны суточные пути Солнца над горизонтом в дни равноденствий и солн- цестояний для средних широт (вверху) и экватора Земли (внизу)

Рис. 18. Суточные пути Солнца над горизонтом в разные вре- мена года при наблюде- ниях: а — в средних гео- графических широтах; б — на экваторе Земли.

Рис. 19. Экваториальные коорди- наты.

2 1. Найдите 12 зодиакальных созвездий на звездной карте и по возможности отыщите некоторые из них на небе. 2. С помощью эклиметра или гномона (известного вам из физической геогра- фии), хотя бы раз в месяц измеряйте высоту Солнца над горизонтом около полудня в течение нескольких месяцев. Построив график изменения высоты Солнца со временем, вы получите кри- вую, по которой можно, например, нанести часть эклиптики на звездную карту, учитывая, что Солнце за месяц смещается на звездном небе к восто- ку примерно на 30°.

f .ЗВЕЗДНЫЕ КАРТЫ,

НЕБЕСНЫЕ КООРДИНАТЫ И ВРЕМЯ

1. Карты и координаты.
Чтобы сде- лать звездную карту, изображаю- щую созвездия на плоскости, надо знать координаты звезд. Коор- динаты звезд относительно гори- зонта, например высота, хотя и наглядны, но непригодны для со- ставления карт, так как все вре- мя меняются. Надо использовать такую систему координат, которая вращалась бы вместе со звезд- ным небом. Она называется эква- ториальной системой. В ней одной координатой является угловое расстояние светила от небесного экватора, называемое склонением б (рис. 19). Оно ме- няется в пределах ±90° и считает- ся положительным к северу от эк- ватора и отрицательным — к югу. Склонение аналогично гео- графической широте

Вторая координата аналогична географической долготе и называ- ется прямым восхожде- нием а.

Точна весеннего равноденствия

Прямое восхождение светила М
измеряется углом между плоскостя-
ми большого круга, проведенного че-
рез полюсы мира и данное свети-
ло М, и большого круга, проходя-
щего через полюсы мира и точку
весеннего равноденствия
(рис. 19). Этот угол отсчитывают от точки ве- сеннего равноденствия Т против хода часовой стрелки, если смотреть с се- верного полюса. Он изменяется от О до 360° и называется прямым вос- хождением потому, что звезды, рас- положенные на небесном экваторе, восходят в порядке возрастания их прямого восхождения. В этом же по- рядке они кульминируют друг за дру- гом. Поэтому а выражают обычно не в
угловой мере, а во временной,

и исходят из того, что небо за 1 ч поворачивается на 15°, а за 4 мин — на Г. Поэтому прямое восхождение 90° иначе будет 6 ч, а 7 ч 18 мин = 109°30/. В единицах времени по краям звездной карты надписывают прямые восхождения.

Существуют также и звездные глобусы, где звезды изображены на сферической поверхности глобуса.

На одной карте можно изобразить без искажений только часть звездного неба Начинающим пользоваться такой картой трудно, потому что они не знают, какие созвездия видны в данное время и как они расположены относительно горизонта. Удобнее подвиж- ная карта звездного неба. Идея ее устройства проста. На карту наложен круг с вырезом, изображающим линию горизонта. Вырез горизонта эксцентричен, и при вращении накладного круга в вы- резе будут видны созвездия, находящиеся над горизонтом в разное время. Как пользоваться такой картой, сказано в приложении VII.

3 1. Выразите 9 ч 15 мин 11 с в градусной мере.

По таблице координат ярких звезд, данной в приложении IV, найдите на звездной карте некоторые из указанных звезд.

По карте отсчитайте координаты нескольких ярких звезд и проверьте себя, используя таблицу из приложения IV.

По «Школьному астрономическому календарю» найдите координаты планет в данное время и определите по карте, в каком созвездии они находятся. Найди.е их вечером на небе.

Пользуясь подвижной картой звездного неба, определите, какие зодиакальные созвездия будут видны над горизонтом в вечер наблюдения.

2. Высота светил в кульминации.
Найдем зависимость между вы- сотой h светила М в верхней кульминации, его склонением 6 и широтой местности ф.

Рис. 20. Высота светила в верхней кульминации.

На рисунке 20 изображены отвесная линия ZZ', ось мира РР' и проекции небесного экватора EQ и линии горизонта NS (полуденная линия) на плоскость небесного меридиана (PZSP'N) Угол между полуденной линией NS и осью мира РР' равен, как мы знаем, широте местностиОчевидно, наклонплоскости

небесного экватора к горизонту, измеряемый угломравен

90°—(рис. 20). Звезда М со склонением 6, кульминирующая к югу от зенита, имеет в верхней кульминации высоту

h = 90° —+

Из этой формулы видно, что географическую широту можно опреде- лить, измеряя высоту любой звезды с известным склонением 6 в верхней кульминации. При этом следует учитывать, что если звезда в момент кульминации находится к югу от экватора, то ее склонение отрицательно.

4 1. Сириус
(а Б. Пса, см. приложение IV) был в верхней кульминации на высоте 10°. Чему равна широта места наблюдения?

Для нижеследующих упражнений географические координаты городов можно отсчитать по географической карте.

На какой высоте в Ленинграде бывает верхняя кульминация Антареса
(а Скорпиона, см. приложение IV)?

Каково склонение звезд, которые в вашем городе кульминируют в зените? в точке юга?

Определите полуденную высоту Солнца в Архангельске и в Ашхабаде в дни летнего и зимнего солнцестояния.

3. Точное время.
Для измерения коротких промежутков времени в астрономии основной единицей является средняя длитель- ность солнечных суток, т. е. средний промежуток времени между двумя верхними (или нижними) кульминациями центра Солнца. Среднее значение- приходится использовать, потому что в течение года длительность солнечных суток слегка колеблется. Это связано с тем, что Земля обращается вокруг Солнца не по кругу, а по эллипсу и скорость ее движения при этом немного меняется. Это и вызывает небольшие неравномерности в видимом движении Солнца по эклиптике в течение года.

Момент верхней кульминации центра Солнца, как мы уже гово- рили, называется истинным полднем. Но для проверки часов, для определения точного времени нет надобности отмечать по ним именно момент кульминации Солнца. Удобнее и точнее отмечать мо- менты кульминации звезд, так как разность моментов кульминации любой звезды и Солнца точно известна для любого времени. Поэтому для определения точного времени с помощью специальных оптических приборов отмечают моменты кульминаций звезд и прове- ряют по ним правильность хода часов, «хранящих» время. Определя- емое таким образом время было бы абсолютно точным, если бы наблюдаемое вращение небосвода происходило со строго постоянной угловой скоростью. Однако оказалось, что скорость вращения Земли вокруг оси, а следовательно и видимое вращение небесной

сферы, испытывает со временем очень небольшие изменения. Поэ- тому для «хранения» точного времени сейчас используются специ- альные атомные часы, ход которых контролируется колебательными процессами в атомах, происходящими на неизменной частоте. Часы отдельных обсерваторий сверяются по сигналам атомного времени. Сравнение времени, определяемого по атомным часам и по видимому движению звезд, позволяет исследовать неравномер- ности вращения Земли.

Определение точного времени, его хранение и передача по ра- дио всему населению составляют задачу службы точного времени, которая существует во многих странах.

Сигналы точного времени по радио принимают штурманы морско- го и воздушного флота, многие научные и производственные орга- низации, нуждающиеся в знании точного времени. Знать точное время нужно, в частности, и для определения географических дол- гот разных пунктов земной поверхности.

4. Счет времени. Определение географической долготы. Календарь.

Из курса физической географии СССР вам известны понятия местно- го, поясного и декретного счета времени, а также что разность географических долгот двух пунктов определяют по разности мест- ного времени этих пунктов. Эта задача решается астрономическими методами, использующими наблюдения звезд. На основании опреде- ления точных координат отдельных пунктов производится карто- графирование земной поверхности.

Для счета больших промежутков времени люди с древних пор использовали продолжительность либо лунного месяца, либо сол- нечного года, т. е. продолжительность оборота Солнца по эклип- тике. Год определяет периодичность сезонных изменений. Солнечный
год длится 365 солнечных суток 5 часов 48 минут 46 секунд.
Он прак- тически несоизмерим с
сутками и с длиной лунного месяца — перио- дом смены лунных фаз (около 29,5
сут). Это и составляет трудность создания простого и удобного календаря. За многовековую историю человечества создавалось и использовалось много различных сис- тем календарей. Но все их можно разделить на три типа: солнеч- ные, лунные и лунно-солнечные. Южные скотоводческие народы поль- зовались обычно лунными месяцами. Год, состоящий из 12
лунных месяцев, содержал 355 солнечных суток. Для согласования счета времени по Луне и по Солнцу приходилось устанавливать в году то 12,
то 13
месяцев и вставлять в год добавочные дни. Проще и удобнее был солнечный календарь, применявшийся еще в Древнем Египте. В настоящее время в большинстве стран мира принят тоже солнечный календарь, но более совершенноко устройства, называе- мый григорианским, о котором говорится дальше.

При составлении календаря необходимо учитывать, что продол- жительность календарного года должна быть как можно ближе к продолжительности оборота Солнца по эклиптике и что календар- ный год должен содержать целое число солнечных суток, так как неудобно начинать год в разное время суток.

Этим условиям удовлетворял календарь, разработанный алек-

сандрийским астрономом Сознгеном и введенный в 46 г. до н. э. в Риме Юлием Цезарем. Впоследствии, как вам известно из курса физической географии, он получил название юлианского или старого стиля. В этом календаре годы считаются трижды подряд по 365 сут и называются простыми, следующий за ними год — в 366 сут. Он называется високосным. Високосными годами в юли- анском календаре являются те годы, номера которых без остатка делятся на 4.

Средняя продолжительность года по этому календарю состав- ляет 365 сут 6 ч, т. е. она примерно на 11 мин длиннее истинной. В силу этого старый стиль отставал от действительного течения вре- мени примерно на 3 сут за каждые 400 лет.

В григорианском календаре (новом стиле), введен- ном в СССР в 1918 г. и еще ранее принятом в большинстве стран, годы, оканчивающиеся на два нуля, за исключением 1600, 2000, 2400 и т. п. (т. е. тех, у которых число сотен делится на 4 без остат- ка), не считаются високосными. Этим и исправляют ошибку в 3 сут, накапливающуюся за 400 лет. Таким образом, средняя продолжи- тельность года в новом стиле оказывается очень близкой к пе- риоду обращения Земли вокруг Солнца.

К XX в. разница между новым стилем и старым (юлианским) достигла 13 сут. Поскольку в нашей стране новый стиль был введен только в 1918 г., то Октябрьская революция, совершенная в 1917 г. 25 октября (по старому стилю), отмечается 7 ноября (по новому стилю).

Разница между старым и новым стилями в 13 сут сохранится и в XXI в., а в XXII в. возрастет до 14 сут.

Новый стиль, конечно, не является совершенно точным, но ошибка в 1 сут накопится по нему только через 3300 лет.

I I . СТРОЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

6.СОСТАВ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

Из курса природоведения вы знаете, что Солнечную систему составляют Солнце и планеты с их спутниками, что звезды рас- положены от нас несравнимо дальше, чем планеты. Самая далекая из известных планет — Плутон отстоит от Земли почти в 40 раз дальше, чем Солнце. Но даже ближайшая к Солнцу звезда отстоит от нас еще в 7000 раз дальше. Это огромное различие расстояний до планет и звезд надо отчетливо осознать.

Девять больших планет обращаются вокруг Солнца по эллип- сам (мало отличающимся от окружностей) почти в одной плоскости. В порядке удаления от Солнца — это Меркурий', Венера, Земля (с Луной), Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон (рис. 21). Между Марсом и Юпитером обращается множество астероидов (малых планет, названных так за их звездообразный вид в телескоп^. Число уже известных астероидов более 2000. Вокруг Солнца обра- щаются также кометы1 — большие образования из разреженного газа с очень малым твердым ядром. Большинство из них имеет эллиптические орбиты, выходящие за орбиту Плутона, так что диа- метр последней лишь условно принимается за диаметр Солнечной системы. Кроме этого, вокруг Солнца обращаются по эллипсам бесчисленные метеорные тела размером от песчинки до мелкого астероида. Вместе с астероидами и кометами они относятся к малым телам Солнечной системы. Пространство между планетами заполнено крайне разреженным газом и космической пылью. Его пронизывают электромагнитные излучения; оно носитель магнитных и гравитационных полей.

Солнце в 109 раз больше Земли по диаметру и примерно в 333 000 раз массивнее Земли (рис. 22). Масса всех планет состав- ляет всего лишь около 0,1% от массы Солнца, поэтому оно силой своего притяжения управляет движением всех членов Солнечной системы.

Соотношение размеров всех планет дано на рисунке 23.

1 В переводе с древнегреческого комета означает «косматое светило».

Рис. 21. План Солнечной системы (орби- ты планет, более близких к Солн- цу, чем Земля, не показаны).

Рис. 22. Сравнение масс Солнца и некоторых планет: 1 — Земля; 2 — Юпитер-

Рис. 23. Сравнение размеров планет и Солнца.

Точные значения расстояний планет от Солнца, периоды их обращения, вращения вокруг оси и другие характеристики планет даны в таблице V приложения, а в тексте и в задачах часто приводятся округленные значения, из которых достаточно запомнить лишь те, которые даны в приложении I.

- ЗАКОНЫ ДВИЖЕНИЯ ПЛАНЕТ И ИСКУССТВЕННЫХ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

1. Форма орбиты и скорость движения.
Чем ближе планета к Солн- цу, тем, больше ее линейная и угловая скорости и короче период обращения вокруг Солнца. Мы наблюдаем планеты с Земли, которая сама обращается вокруг Солнца. Это движение Земли необходимо учитывать, чтобы узнать периоды обращения планет в невращающей- ся инерциальной системе отсчета, или, как часто говорят, по отношению к звездам.

Период обращения планет вокруг Солнца по отношению к звездам
называется звездным или сидерическим периодом.
Наименьший звездный период обращения у планеты Меркурий — 88 сут. У Марса
он составляет почти 2 года, а у Юпитера — 12 лет и, все возрастаяс
удалением от Солнца, у Плутона доходит почти до 250 лет.

Заслуга открытия законов движения планет принадлежит вы- дающемуся немецкому ученому Иоганну Кеплеру. В началеXVII
в. Кеплер установил три закона движения планет. Они названы законами Кеплера.

Первый закон Кеплера: каждая планета обращается по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце
(рис. 24).

Эллипсом (рис. 24) называ- ется плоская замкнутая кривая, имеющая такое свойство, что сум- ма расстояний каждой ее точки от двух точек, называемых фоку- сами, остается постоянной. Эта сумма расстояний равна длине боль- шой оси DA эллипса (рис. 24). Точка О — центр эллипса, К и 5 — фокусы. Солнце находится в данном случае в фокусе S. DO = OA = а — большая по- луось эллипса. Большая полуось а является средним расстоянием пла- неты от Солнца:

Ближайшая к Солнцу точка орбиты А называется перигели- ем, а самая далекая от него точка D называется афелием.

Степень вытянутости эллипса характеризуется его эксцентри

Иоганн Кеплер (1571—1630). Вы- дающийся немецкий астроном и математик, открывший законы дви- жения планет вокруг Солнца. Кеп- лер был активным сторонником учения Коперника и своими рабо- тами способствовал его утвержде- нию и развитию.

ситетом е. Эксцентриситет равен отношению расстояния фо- куса от центра (О К = OS) к длине большой полуоси а, т. е.

При совпадении фокусов с центром (е = 0) эллипс пре- вращается в окружность.

Орбиты планет — эллипсы, мало отличающиеся от окружностей, их эксцентриситеты малы. Например, эксцентриситет орбиты Земли= 0,017.

Эксцентриситеты орбит у большинства комет близки к единице. При е = 1 второй фокус эллипса удаляется в бесконечность, так что орбита становится разомкнутой кривой (рис. 25), называемой параболой. При е > 1 орбита является гиперболой (рис. 25). Двигаясь по параболе или .гиперболе, тело только однажды огибает Солнце и навсегда удаляется от него.

Кеплер открыл свои законы, изучая периодическое обращение Марса вокруг Солнца. Ньютон, исходя из наблюдений движения Луны и законов Кеплера, открыл закон всемирного тяготения. При этом он доказал, что под действием взаимного тяготения тела могут двигаться друг относительно друга по эллипсу (в частности, по кругу), по параболе и по гиперболе. Ньютон установил, что вид орбиты, которую описывает тело, зависит от его скорости в данном месте орбиты.

При некоторой скорости тело описывает окружность около притягивающего центра. Такую скорость называют первой космической или круговой скоростью, ее сообщают телам, запускаемым в качестве искусственных спутников Земли по круговым орбитам. Вывод формулы для вычисления первой космической ско- рости известен из курса физики. Первая космическая скорость вблизи поверхности Земли составляет около 8км/с (7,9 км/с).

Если телу сообщить скорость, враза большую круговой

(11,2 км/с), называемую в т о р о й космической или пара- болической скоростью, то тело навсегда удалится от Земли и может стать спутником Солнца. В этом случае движение тела будет происходить по параболе относительно Земли. При еще большей скорости относительно Земли тело полетит по гиперболе.

Средняя скорость движения Земли по орбите 30 км/с. Орбита Земли близка к окружности, а скорость движения Земли по орбите близка к круговой на расстоянии Земли от Солнца. Паоаболиче- ская скорость на расстоянии Земли от Солнца равнакм/с =

= 42 км/с. При такой скорости относительно Солнца тело с орбиты Земли покинет Солнечную систему.

2. Второй и третий законы Кеплера.
Второй закон Кеплера (закон

площадей): радиус-вектор планеты за одинаковые промежутки времени описывает равные площади, т. е. площади SAH и SCD

равны (рис. 24), если дугиописаны планетой за одина-

ковые промежутки времени. Но длины этих дуг, ограничивающих

равные площади, различны:. Следовательно, линейная

скорость движения планеты неодинакова в разных точках ее ор-

Рис. 24. Закон площадей (второй закон Кеплера).

Рис. 25. Формы орбит космических ракет (посланные по стрел- ке, они не вернутся, если пой- дут по параболе или гипер- боле, и по прерывистым частям кривых движения не будет).

биты. Скорость планеты при дви- жении ее по орбите тем больше, чем ближе она к Солнцу. В перигелии скорость планеты наибольшая, в афелии наименьшая. Таким образом, второй закон Кеплера количественно определяет изменение скорости дви- жения планеты по эллипсу.

Третий закон Кеплера. квадраты звездных периодов обращения пла- нет относятся как кубы больших полуосей их орбит. Если боль- шую полуось орбиты и звездный период обращения одной планеты обозначить через аь Ти а другой планеты — через а2, Т2> то формула третьего закона будет такова:

Этот закон Кеплерасвязывает сред- ние расстояния планет от Солн- ца с периодами их звездных об- ращений и позволяет большие по- луоси всех планетных орбит вы- разить в единицах большой полу- оси земной орбиты. Большая по- луось земной орбиты принята за астрономическую единицу расстоя- ний. В астрономических едини- цах средние расстояния планет от Солнца были определены раньше, чем узнали длину астрономической единицы в километрах.

5 1. Марс дальше от Солнца, чем Земля, в 1,5 раза. Какова продолжительность года на Марсе? Орбиты планет считать круговыми.

Определите период обращения искус- ственного спутника Земли, если наи- высшая точка его орбиты над Землей 5000 км, а наинизшая 300 км. Землю считать шаром радиусом 6370 км. Срав- ните движение спутника с обращением Луны.

Определите периоды обращения ис- кусственных спутников, двигающихся по эллиптическим орбитам, изображенным на рисунке 25, измерив их большие оси линейкой и приняв радиус Земли рав- ным 6370 км.

8.КОНФИГУРАЦИИ
и СИНОДИЧЕСКИЕ ПЕРИОДЫ ОБРАЩЕНИЯ ПЛАНЕТ

1. Конфигурации планет. Конфигурациями планет называют неко- торые характерные взаимные расположения планет Земли и Солнца.

Прежде всего заметим, что условия видимости планет с Земли резко различаются для планет внутренних (Венера и Мерку- рий), орбиты которых лежат внутри земной орбиты, и для планет внешних (все остальные).

Внутренняя планета может оказаться между Землей и Солнцем или за Солнцем. В таких положениях планета невидима, так как теряется в лучах Солнца. Эти положения называются соедине- ниями планеты с Солнцем. В нижнем соединении планета ближе всего к Земле, а в верхнем соединении она от нас дальше всего (рис. 26).

Легко видеть, что угол между направлениями с Земли на Солн- це и на внутреннюю планету никогда не превышает определенной величины, оставаясь острым. Этот предельный угол называется
наибольшим удалением планеты от Солнца.
Наибольшее удаление Меркурия доходит до 28°, Венеры — до 48°. Поэтому внутренние планеты всегда видны вблизи Солнца либо утром в восточной сто- роне неба, либо вечером в западной стороне неба Из-за близос- ти Меркурия к Солнцу увидеть Меркурий невооруженным глазом удается редко (рис. 26 и 27).

Венера отходит от Солнца на небе на больший угол, и она бывает ярче всех звезд и планет. После захода Солнца она доль- ше остается на небе в лучах зари и даже на ее фоне видна отчет- ливо Также хорошо она бывает видна и в лучах утренней зари. Легко понять, что в южной стороне неба и среди ночи ни Мерку- рия, ни Венеру увидеть нельзя.

Если, проходя между Землей и Солнцем, Меркурий или Венера проецируются на солнечный диск, то они тогда видны на нем как маленькие черные кружочки. Подобные прохождения по диску Солнца во время нижнего соединения Меркурия и особенно Венеры бывают сравнительно редко, не чаще чем через 7—8 лет.

Освещенное Солнцем полушарие внутренней планеты при разных положениях ее относительно Земли нам видно по-разному. Поэтому для земных наблюдателей внутренние планеты меняют свои фазы, как Луна. В нижнем соединении с Солнцем планеты повернуты к нам своей неосвещенной стороной и невидимы Немного в стороне от этого положения они имеют вид серпа. С увеличением углового рас- стояния планеты от Солнца угловой диаметр планеты убывает, а ширина серпа делается все большей. Когда угол при планете между направлениями на Солнце и на Землю составляет 90°, мы видим ровно половину освещенного полушария планеты. Полностью такая планета обращена к нам Своим дневным полушарием в эпоху верхнего соединения. Но тогда она теряется в солнечных лучах и невидима.

Внешние планеты могут находиться по отношению к Земле за Солнцем (в соединении с ним), как Меркурий и Венера, и тогда они

тоже теряются в солнечных лучах Но они могут находиться и на про- должении прямой линии Солнце — Земля, так что Земля при этом оказывается между планетой и Солнцем. Такая конфигурация назы- вается противостоянием. Она наиболее удобна для наблю- дений планеты, так как в это вре- мя планета, во-первых, ближе всего к Земле, во-вторых, повернута к ней своим освещенным полушарием и, в-третьих, находясь на небе в противоположном Солнцу месте, планета бывает в верхней куль- минации около полуночи и, следова- тельно, долго видна и до и после полуночи.

Моменты конфигураций планет,

условия их видимости в данном году приводятся в «Школьном астрономическом календаре».

2. Синодические периоды. Синодическим периодом обращения пла- неты называется промежуток времени, протекающий между повто- рениями ее одинаковых конфигураций, например между двумя противостояниями.

Скорость движения планет тем больше, чем они ближе к Солн- цу. Поэтому после противостояния Марса Земля станет его обго- нять. С каждым днем она будет отходить от него все дальше. Когда она обгонит его на полный оборот, то снова произойдет противостояние. Синодический период внешней планеты — это про- межуток времени, по истечении которого Земля обгоняет планету на 360° при их движении вокруг Солнца. Угловая скорость Земли

(угол, описываемый ею за сутки) составляет 360° , угловая ско-

те

рость Марса где Те — число суток в году* Т — звезд- ный период обращения планеты, выраженный в сутках. Если 5 — синодический период планеты в сутках, то через S суток Земля обгонит планету на 360°, т. е.

/ _36(Г 3601 Ј = збо°, или —= —! L.

те т ) s т® т

Если в эту формулу подставить соответствующие числа (см. табли- цу V в приложении), то можно найти, например, что синодический период Марса 780 сут и т. д. Для внутренних планет, обращающихся быстрее, чем Земля (Гф> Г), надо писать:

/ _3601 —3601 5 = 360°, или -L = -i- L

V Т Те ) S Т Те

Для Венеры синодический период составляет 584 сут.

Рис. 27. Расположение орбит Меркурия и Венеры относительно горизонта для наблюдателя, когда Солнце заходит (указаны фазы и видимый диаметр планет в разных положениях относительно Солнца при одном и том же положении наблюдателя).

Астрономам вначале не были известны звездные периоды планет, в то время как синодические периоды планет S определяли из прямых наблюдений. Например, отмечали, сколько времени проходит между последовательными противостояниями планеты, т. е. между днями, когда она кульминирует точно в полночь. Определив из на- блюдений синодические периоды 5, находили вычислением звезд- ные периоды обращения планет Т. Когда позднее Кеплер открыл законы движения планет, то при помощи третьего закона он смог установить относительные расстояния планет от Солнца, посколь- ку звездные периоды планет уже были вычислены, исходя из сино- дических периодов.

6
1. Звездный период обращения Юпитера равен 12 годам. Через какой промежу- ток времени повторяются его противостояния?

Замечено, что противостояния некоторой планеты повторяются через 2 года. Чему равна большая полуось ее орбиты?

Синодический период планеты 500 сут. Определите большую полуось ее орбиты. (Перечитайте внимательно это задание.)

9. ВОЗМУЩЕНИЯ В ДВИЖЕНИИ ПЛАНЕТ. ПОНЯТИЕ О ПРИЛИВАХ. ОПРЕДЕЛЕНИЕ МАСС НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

1. Возмущения в движении планет.
Ньютон, анализируя законыдвижения планет, открытые Кеплером, установил закон всемирноготяготения. По этому закону, как вы уже знаете из курса физики,

п _ п гщгщ

здесь m, и m2 — массы двух тел, г — расстояние между ними, a G — коэффициент пропорциональности, называемый гравитацион- ной постоянной. Его численное значение зависит от единиц, в ко- торых выражены сила, масса и расстояние. Закон всемирного тяго- тения объясняет движение планет и комет вокруг Солнца, движение спутников вокруг планет, двойных и кратных звезд вокруг их об- щего центра масс.

Законы Кеплера точно соблюдаются только тогда, когда рас- сматривают движение двух изолированных тел под влиянием их взаимного притяжения. В Солнечной системе планет много, все они не только притягиваются Солнцем, но и притягивают друг друга, поэтому их движения не в точности подчиняются законам Кеплера.

Отклонения от движения, которое происходило бы строго по
законам Кеплера, называются возмущениями.
В Солнечной системе возмущения невелики, потому что притяжение каждой планеты Солнцем гораздо сильнее притяжения других планет.

Наибольшие возмущения в Солнечной системе вызывает планета Юпитер, которая примерно в 300 раз массивнее Земли. Юпитер ока- зывает особенно сильное влияние на движение астероидов и комет, когда они близко к нему подходят. В частности, если направления ускорений кометы, вызванных притяжением Юпитера и Солнца, совпадают, то комета может развить столь большую скорость, что, двигаясь по гиперболе, навсегда уйдет из Солнечной системы. Были случаи, когда притяжение Юпитера сдерживало комету, эксцентри- ситет ее орбиты становился меньше и резко уменьшался период обращения.

При вычислениях видимого положения планет приходится учи- тывать возмущения. Теперь делать такие расчеты помогают быстро- действующие электронно-счетные машины. При запуске искусствен- ных небесных тел и при расчете их траекторий пользуются теорией движения небесных тел, в частности теорией возмущений.

Возможность отправлять автоматические межпланетные станции по желаемым, заранее рассчитанным траекториям, доводить их до цели с учетом возмущений в движении — все это яркие примеры познаваемости законов природы. Небо, которое по представлению верующих является обителью богов, стало ареной человеческой деятельности так же, как и Земля. Религия всегда противопостав- ляла Землю и небо и объявляла небо недосягаемым. Но человек не только поднялся выше птиц, но и поборол земное тяготение. Теперь среди планет перемещаются искусственные небесные тела, созданные человеком, которыми он может управлять непосредствен- но или по радио с больших расстояний.

2- Открытие Нептуна.
Одним из ярких примеров достижений науки, одним из свидетельств неограниченной познаваемости природы было открытие планеты Нептун путем вычислений — «на кончике пера».

Уран — планета, следующая за Сатурном, много веков считав- шимся самой далекой из планет, была открыта В. Гершелем в конце

в. Уран с трудом виден невооруженным глазом. К 40-м годам

в. точные наблюдения показали, что Уран едва заметно укло- няется от того пути, по которому он должен следовать с учетом возмущений со стороны всех известных планет. Таким образом, теория движения небесных тел, столь строгая и точная, подверглась испытанию.

Леверье (во Франции) и Адаме (в Англии) высказали предпо- ложение, что, если возмущения со стороны известных планет не объясняют отклонение в движении Урана, значит, на него действу- ет притяжение еще неизвестного тела. Они почти одновременно рассчитали, где за Ураном должно быть неизвестное тело, произ- водящее своим притяжением эти отклонения Они вычислили орбиту неизвестной планеты, ее массу и указали место на небе, где в данное время должна была находиться неведомая планета. Эта пла- нета и была найдена в телескоп на указанном ими месте в 1846 г. Ее назвали Нептуном. Нептун не виден невооруженным глазом. Та- ким образом, указанное разногласие между теорией и практикой, казалось, подрывавшее авторитет материалистической науки, при- вело к ее триумфу.

3- Понятие о теории приливов.
Под действием взаимного притяже- ния частиц тело стремится принять форму шара. Форма Солнца, планет, их спутников и звезд поэтому и близка к шарообразной. Вращение тел (как вы знаете из физических опытов) ведет к их сплющиванию, к сжатию вдоль оси вращения. Поэтому немного сжат у полюсов земной шар, а более всего сжаты быстро вращающиеся Юпитер и Сатурн.

Но форма планет может изменяться и от действия сил взаим- ного притяжения. Шарообразное тело (планета) движется в целом под действием гравитационного притяжения другого тела так, как если бы вся сила притяжения была приложена к ее центру. Однако отдельные части планеты находятся на разном расстоянии от при- тягивающего тела, поэтому гравитационное ускорение в них также различно, что и приводит к возникновению сил, стремящихся де- формировать планету. Разность ускорений, вызываемых притяжени-
ем другого тела, в данной точке и в центре планеты называется
приливным ускорением.

Рассмотрим для примера систему Земля — Луна. Один и тот же элемент массы в центре Земли будет притягиваться Луной слабее, чем на стороне, обращенной к Луне, и сильнее, чем на противопо- ложной стороне. В результате Земля, и в первую очередь водная оболочка Земли, слегка вытягивается в обе стороны вдоль линии, соединяющей ее с Луной. На рисунке 28 океан для наглядности изображен покрывающим всю Землю. В точках, лежащих на линии Земля — Луна, уровень воды выше всего — там приливы. Вдоль кру- га, плоскость которого перпендикулярна направлению линии Зем- ля — Луна и проходит через центр Земли, уровень воды ниже все- го — там отлив. При суточном вращении Земли в полосу приливов и отливов поочередно вступают разные места Земли. Легко понять, что за сутки могут быть два прилива и два отлива.

Солнце также вызывает на Земле приливы и отливы, но из-за большой удаленности Солнца они меньше, чем лунные, и менее заметны.

С приливами перемещается огромная масса воды. В настоящее время приступают к использованию громадной энергии воды, участ- вующей в приливах, на берегах океанов и открытых морей.

Ось приливных выступов должна быть всегда направлена к Лу- не При вращении Земля стремится повернуть водяной приливный выступ. Поскольку Земля вращается вокруг оси гораздо быстрее, чем Луна обращается вокруг Земли, то Луна оттягивает его к се- бе. Происходит трение между водой и твердым дном океана. В результате возникает так называемое приливное трение.
Оно тормозит вращение Земли, и сутки с течением времени стано- вятся длиннее (когда-то они составляли только 5—6 ч). Сильные приливы, вызываемые на Меркурии и Венере Солнцем, по-видимому, и явились причиной их крайне медленного вращения вокруг оси. Сильные приливы, вызывавшиеся Землей, настолько затормозили вращение Луны, что она всегда обращена к Земле одной стороной. Земля также постепенно тормозит свое вращение под действием лунных приливов. По законам механики (закон сохранения момента импульса) замедление вращения Земли вызывает удаление Луны от Земли. Через много миллионов лет Земля тоже станет обращена к Луне одной стороной. Земные сутки станут тогда равны месяцу, который будет значительно длиннее, чем продолжительность сов- ременного оборота Луны вокруг Земли. Таким образом, приливы являются важным фактором эволюции небесных тел.4. Определение масс небесных тел.
Масса — одна из важнейших характеристик небесных тел. Но как можно определить массу не- бесного тела? Ньютон доказал, что более точная формула третьего закона Кеплера такова:

Т Мх + тх _ аТ М2 + пг2 а '
где М и М2 — массы каких-либо небесных тел, а т, и т2 — соответственно массы их спутников. В частности, планеты явля- ются спутниками Солнца. Мы видим, что уточненная формула это- го закона отличается от приближенной наличием множителя, содер- жащего массы. Если под Мх = М2 = М понимать массу Солнца, а под т, и т2 — массы двух разных планет, то отношение

М + т* будет мало отличаться от единицы, так как т, и т2 очень М н- т2

малы по сравнению с массой Солнца. При этом точная формула не будет заметно отличаться от приближенной.

Уточненный третий закон Кеплера позволяет определить массы планет, имеющих спутников, и массу Солнца. Чтобы определить массу Солнца, перепишем формулу этого закона в следующем виде, сравнивая движение Луны вокруг Земли с движением Земли вокруг Солнца:

Т'е М© + М® ^ а © Т M@ + пщ а

Рис. 28. Схема лунных приливов.

где Те и а@ — период обращения Земли (год) и большая полуось ее орбиты, Т( и а^ — период обращения Луны вокруг Земли и большая полуось ее орбиты, Af0— масса Солнца, М@ — масса Земли, m<j — масса Луны. Масса Земли ничтожна сравнитель- но с массой Солнца, а масса Луны мала (1:81) сравнительно с мас- сой Земли. Поэтому вторые слагаемые в суммах можно отбросить, не делая большой ошибки. Решив уравнение относительно

Ме

—-, имеем: Ме

— = (— 3 • (Т® 2

Эта формула позволяет определить массу Солнца, выраженную в массах Земли. Она составляет около 333 000 масс Земли

Для сравнения масс Земли и другой планеты, например Юпите- ра, надо в исходной формуле индекс 1 отнести к движению Луны вокруг Земли массой Mh а 2 — к движению любого спутника вокруг Юпитера массой Af2.

Массы планет, не имеющих спутников, определяют по тем воз- мущениям, которые они своим притяжением производят в движении соседних с ними планет или в движении комет и астероидов.

7 1. Определите массу Юпитера сравнением системы Юпитера со спутником с системой Земля — Луна, если первый спутник Юпитера отстоит от него на 422 000 км и имеет период обращения 1,77 сут. Данные для Луны должны быть вам известны.

2. Вычислите, на каком расстоянии от Земли на линии Земля — Луна находятся те точки, в которых притяжения Землей и Луной одинаковы, зная, что расстояние между Луной и Землей равно 60 радиусам Земли, а массы Земли и Луны отно- сятся как 81 : 1.

. БОРЬБА ЗА НАУЧНОЕ МИРОВОЗЗРЕНИЕ

Правильное понимание наблюдаемых небесных явлений склады- валось веками. Вы знаете о зарождении астрономии в Древнем Египте и Китае, о более поздних достижениях дневнегреческих ученых, о наблюдениях жрецов и об их ложных представлениях о природе, об использовании ими своих знаний для собственной выго- ды. Жрецы же создали и астрологию — ложное учение о влиянии планет на характер и судьбы людей и народов и о мнимой воз- можности предсказывать судьбу по расположению светил.

Известна вам и геоцентрическая система мира, разработанная во II в.
н. э. древнегреческим ученым Клавдием Птолемеем.
Он в центр мира «поставил» хотя и шарообразную, но неподвижную Зем- лю, вокруг которой обращались все остальные светила (рис. 29). Видимое петлеобразное движение планет Птолемей объяснил со- четанием двух равномерных круговых движений: движением самой планеты по малой окружности и обращением центра этой окруж- ности вокруг Земли. Однако по мере накопления данных наблюдений о движении планет теория Птолемея требовала все больших усложнений, которые делали ее громоздкой и неправдоподобной. Очевидная искусственность все усложняющейся системы и отсут- ствие достаточного согласия между теорией и наблюдениями требовали ее замены. Это избыло сделано в XVI в. великим поль- ским ученым Николаем Коперником.

Коперник отбросил догматическое положение о неподвижности Земли, веками владевшее умами людей. Поставив Землю в число ря- довых планет, он указал, что Земля, занимая третье место от Солнца, наравне со всеми планетами движется в пространстве

вокруг Солнца и, кроме того, вра- щается вокруг своей оси! Копер- ник смело доказывал, что именно вращением Земли и ее обращением вокруг Солнца можно правильно объяснить известные тогда небес- ные явления и видимое петлеоб- разное движение планет (рис. 16 и 30). Эта революция в астрономии и в мировоззрении, сделанная ге- лиоцентрической теорией Коперни- ка, как отметил Ф Энгельс, ос- вободила исследование природы от религии.

Галилео Галилей,
впервые на- правивший телескоп на небо, пра- вильно истолковал свои открытия как подтверждения теории Копер- ника. Так, Галилей открыл фазы у Венеры. Он нашел, что такая их смена возможна лишь в том случае,

Николай Коперник (1473—1543).

Польский астроном, обосновавший гелиоцентрическую систему мира, согласно которой Земля вместе с другими планетами обращается вокруг Солнца.

если Венера обращается вокруг Солнца, а не вокруг Земли. На Луне Галилей обнаружил горы и из- мерил их высоту. Оказалось, что между Землей и небесными телами нет принципиального различия, на- пример горы, подобные горам на Земле, существовали и на небесном теле. И становилось легче пове- рить, что Земля — это лишь одно из таких тел.

У планеты Юпитер Галилей от- крыл четыре спутника. Их обраще- ние вокруг Юпитера опровергло представление о том, что лишь Земля находится в центре вращения На Солнце Галилей обнаружил пятна и по их перемещению за- ключил, что Солнце вращается вокруг своей оси. Существование пятен на Солнце, считавшемся эм- блемой «небесной чистоты», тоже опровергало идею о будто бы прин-

ципиальном различии между земным и небесным.

Млечный Путь в поле зрения телескопа распался на множество слабых звезд. Вселенная предстала перед человеком как нечто не- сравненно более грандиозное, чем маленький мирок, кружащийся якобы вокруг Земли, по представлениям Аристотеля, Птолемея и средневековых церковников. Церковь, как вы уже знаете из курсов истории и физики, расправилась с Джордано Бруно,
делавшим сме

Рис. 29. Система лемею.

мира по Пто-

Рис. 30. При наблюдении с Земли проекция планеты на небо выписывает петлю (чертеж сделан в проекции «сбоку»).

• •• А

» • *.

лые философские выводы из открытия Коперника. Смелую борьбу против церковников за право распространять подлинные знания об устройстве Вселенной вел М. В. Ломоносов (1711 —1765)
Ломоносов в остроумной и привлекательной стихотворно-сатирической форме высмеивал мракобесов.

Раскрепощение человеческой мысли, отказ от слепого следова- ния за ограниченными догматами церкви, призыв к смелому матери- алистическому изучению природы — вот главный, общечеловеческий итог борьбы Коперника, Бруно и Галилея за научное мировоззре- ние.

ЗЕМЛЯ, ЕЕ РАЗМЕР, ФОРМА, МАССА, ДВИЖЕНИЕ

1. Размер и форма Земли.
На фотоснимках, сделанных из космоса, Земля выглядит как шар, освещенный Солнцем, и показывает такие же фазы, как Луна (рис. 31
и 32),
что служит одним из дока- зательств шарообразности Земли.

Точный ответ о форме и размере Земли дают градусные измерения, т. е. измерения в километрах длины дуги в 1° в разных местах на поверхности Земли. Этот способ еще в III
в. до н. э. применял живший в Египте греческий ученый Эратосфен.
Теперь этот способ с большой точностью используется в геодезии — науке о форме Земли и об измерениях на Земле с учетом ее кривизны.

На ровной местности выбирают два пункта Л и С, лежащие на одном меридиане. Их географические широты определяют астроно- мически. Ясно, что длина дуги меридиана между точками Л и С в

Рис. 31. Земля над горизонтом Луны.

градусах равна разности географических широт этих точек: ц>А — фс. Расстояние от Л до С измеряют по поверхности Земли, оно обычно составляет несколько сот километров, а потом вычисляют длину дуги в 1° в километрах.

Из-за неровностей земной поверхности и отсутствия прямой видимости точки А из точки С (и наоборот) для определения рассто- яний применяют метод триангуляции (от латинского слова триангулум — треугольник, рис. 33).

Метод триангуляции состоит в том, что пространство между точками А и С покрывается сетью «воздушных» треугольников, вершинами которых служат геодезические сигналы (рис. 34). Вы, вероятно, встречали такие сигналы в виде ажурных пирамид в по- ле и на горах. С вершины такой пирамиды обязательно видно еще не менее двух других далеких геодезических сигналов. Измеряют углы треугольников, а длину сторон вычисляют, предварительно определив с наибольшей точностью длину одной опорной стороны, прилежащей, например, к точке А. Опорная сторона сети геоде- зических треугольников называется базисом. (Этот метод вычис- ления расстояний (длин) путем измерения углов в треугольнике, прилежащих к базису, применяют и для определения расстояний до небесных тел.)

Длину дуги меридиана АС определяют как сумму проекций на это направление соответствующих сторон построенных треуголь- ников. Углы, образуемые сторонами треугольников с плоскостью меридиана, должны быть при

ЭТОМ известны. Рис.
32. Фотография Земли, сде-

Если длина измеряемой ланная из космоса,

дуги в километрах будет /, а в градусах Дф, то при ша- рообразности Земли одному градусу (Г) дуги будет

соответствовать длина в ки- лометрах: п = —. Тогда длина

Дф

окружности земного меридиа- на L = 360°п. Разделив ее на 2 я, получим радиус Земли.

Одна из наибольших дуг меридиана от Ледовитого оке- ана до Черного моря была измерена в России и в Сканди- навии в середине XIX в. под руководством В. Я. Струве,
директора Пулковской обсер- ватории Большие геодезичес- кие измерения в нашей стране выполнены после Великой Ок- тябрьской социалистической революции.

Рис. 33. Схема триангуляции.

Рис. 34. Геодезический сигнал.

Градусные измерения показа- ли, что длина Г дуги меридиана в километрах в полярной области наибольшая (111,7 км), а на эк- ваторе наименьшая (110,6 км). Следовательно, на экваторе кри- визна поверхности Земли больше, чем у полюсов, а это говорит о том, что Земля не является шаром.

Быстрое вращение вызывает сжатие планет. Величина сжатия 8 определяется отношением: е =

где а — экваториальный, a b — полярный радиус планеты

У Земли сжатие г ='— ж 0,003298

(у быстро вращающихся Юпитера и Сатурна оно больше, у Сатур- на 8 = 0,1). Таким образом, ме- ридиональное сечение Земли яв- ляется не окружностью, а эллип- сом. Землю можно считать эллип- соидом вращения, т. е. фигурой, полученной от вращения эллипса вокруг его малой оси. Экватори- альный радиус Земли больше полярного на 21,4 км. Изучение движения искусственных спутни- ков Земли позволило уточнить ее сжатие по возмущениям, ко- торые вносит в их движение не- сферичность Земли.

Если Землю для простоты при- нять за шар, равновеликий Зем- ле, то ее радиус можно взять за 6370 км. Экваториальный радиус Земли, по данным советских уче- ных, равен 6378,2 км.

В последнее время для оп- ределения координат различных пунктов на земной поверхности, составления точных карт и изуче- ния формы Земли используются космические методы исследова- ния: искусственные спутники Зем- ли, снабженные специальной ап- паратурой.

8 1- Если астрономы могут определять географическую широту с точностью до 0,1", то какой максимальной ошибке в километрах вдоль меридиана это соответствует?

2. Вычислите в километрах длину морской мили, которая равна длине Г дуги экватора.

- —

2. Масса и плотность Земли.
Массу Земли можно определить мно- гими способами. Воспользуемся тем, что из физики вам известен опыт Кавендиша с крутильными весами, при помощи которых он вы- числил силу притяжения между свинцовыми шарами. Это позволило определить коэффициент G = 6,67 • 10-11Н • м /кг2 в формуле за- кона всемирного тяготения. А исходя из этого закона ускорение свободного падения

д = П — g Я2'

где М — масса Земли, a R — ее радиус. Под действием притяжения к центру Земли на уровне моря и на широте 45° ускорение g = 9,81 м/с2. Подставив в формулу известные нам значения g, G и /?, находим, что масса Земли М = 6 • 1024 кг.

Зная массу и объем Земли, молено вычислить eev среднюю плот- ность. Она равна 5,5 • 103 кг/м3. 1-1о плотность Земли с глубиной возрастает, и, по расчетам, ^близи центра, в ядре Земли, она равна 1,1 • 104 кг/м3. Рост плотности с глубиной происходит за счет увеличения содержания тяжелых элементов, а также за счет увеличения давления.

(С внутренним строением Земли, изучаемым астрономическими

и геофизическими методами, вы зна- комились в курсе физической геогра- фии.)

9 1. Чему равна плотность Луны, если ее масса в 81 раз, а радиус в 4 раза меньше, чем у Земли? 2. Чему равна масса Земли, если уг- ловая скорость Луны 13,2° в сутки, а среднее расстояние до нее 380 ООО км^

3. Доказательство суточного враще-
ния Земли опытом Фуко.
Клас- сическим доказательством вращения Земли вокруг оси является опыт с

маятником по методу французского физика Фуко. Такой маятник дли- ной 98 м имеется, например, а здании Исаакиевского собора в Ленинграде (рис 35). Опыт основан на свойстве маятника сохранять без изменений плоскость своих колебаний, когда точка подвеса поворачивается. Это свойство можно продемонстриро-

В. Я. Струве (1793—1864). Русский астроном. Руководитель работ по высокоточным определениям ко- ординат звезд, проводившихся в Пулковской обсерватории. Впервые в мире определил расстояние до звезды (Веги).

вать, подвесив на нитке шарик над центром школьной центро- бежной машины. Когда она вращает подвес, маятник продолжает качаться в той же плоскости Следовательно, если бы мы под- весили маятник над полюсом Земли, Земля поворачивалась бы под ним на 15° в час. Теория и опыт показывают, что на широте Ф плоскость колебания маятника кажется поворачивающейся за час на 15° • sin ф.

Следствием вращения Земли вокруг оси является подмывание рекой, текущей на север или на юг, одного берега (скажите, ка- кого?), отклонения воздушных вихрей и ветров в северном полу- шарии Земли вправо, в южном полушарии влево.4. Доказательство обращения Земли вокруг Солнца.
Земля дви- жется вокруг Солнца по орбите, которая по форме мало отличается от окружности. Определение скоростей звезд, находящихся вблизи эклиптики, по их спектрам (см. § 13) показывает, что в любой момент мы приближаемся к одним звездам и удаляемся от противо- положных им на небе звезд со скоростью 30 км/с. Указанная скорость является скоростью движения Земли по ее орбите. Направление движения Земли непрерывно меняется с периодом в 1 год. Это есть прямое доказательство годичного обращения Земли вокруг Солнца. С другим доказательством годичного обращения Земли вы ознако- митесь позднее, в § 22, 2. Смена времен года является следствием то- го, что при обращении Земли вокруг Солнца ось ее суточного вра- щения сохраняет неизменное положение в пространстве и наклонена к плоскости орбиты. Этот наклон составляет 66,5°.

Вследствие небольшой эллиптичности орбиты Земля в январе немного ближе к Солнцу, чем в июле. Различие в расстояниях Зем- ли от Солнца в афелии и в перигелии мало и поэтому оказывает малозаметное влияние на получаемую от Солнца энергию.

Ю 1- Зная угловое расстояние Солнца от небесного экватора в дни летнего и зимнего солнцестояния, определите угол падения солнечных лучей на по- верхность Земли в эти дни в полдень в местностях с широтами 53,5° и 23,5°.

2. В физике доказывается, что если
а есть угол падения лучей на плоскость, то освещенность поверхности
Е = Е0cos а, где
Е0 — освещенность поверхно- сти при отвесном падении лучей
(а = 0). Используя условия задачи 1, найдите отношения освещенностей местности летом и зимой в обоих пунктах и сравните их.

3. Как качественно изменилась бы смена времен года, если бы земная ось была перпендикулярна к плоскости ее орбиты, как у Юпитера?

ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И РАЗМЕРОВ ТЕЛ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

1. Определение расстояний.
Используя третий закон Кеплера, среднее расстояние всех планет от Солнца можно выразить через среднее расстояние Земли от Солнца. Определив его в километ- рах, можно найти в этих единицах все расстояния в Солнечной системе.

С 40-х годов нашего века радио- техника позволила определять рас- стояния до небесных тел посредст- вом радиолокации, о которой вы знаете из курса физики. Советские и американские ученые уточнили радиолокацией расстояния до Мер- курия, Венеры, Марса и Юпитера.

Классическим способом определе- ния расстояний был и остается угло- мерный геометрический способ. Им определяют расстояния и до дале- ких звезд, к которым метод радио- локации неприменим. Геометрический способ основан на явлении парал- лактического смещения.

Параллактическим смещением на- зывается изменение направления на предмет при перемещении наблюда- теля
(рис. 36).

Посмотрите на вертикально по- ставленный карандаш сначала од- ним глазом, затем другим. Вы уви- дите, как он при этом переменил положение на фоне далеких пред- метов, направление на него изме- нилось. Чем дальше вы отодвине- те карандаш, тем меньше будет параллактическое смещение. Но чем дальше отстоят друг от друга точ- ки наблюдения, т. е. чем больше базис, тем больше параллактическое смешение при той же удаленности предмета. В нашем примере бази- сом было расстояние между глаза- ми. Принцип параллактического сме- щения широко используется в воен- ном деле при определении расстоя- ния до цели посредством дальномера. В дальномере базисом является рас- стояние между объективами.

Для измерения расстояний до тел Солнечной системы за базис берут радиус Земли. Наблюдают положе- ние светила, например Луны, на фо- не далеких звезд одновременно из

Рис. 35. Маятник Фуко в Исаакиевском соборе в Ленинграде.

Рис. 36. Измерение расстояния до Рис. 37. Горизонтальный параллакс све-

недоступного предмета по тила.

параллактическому сме- щению.

двух обсерваторий. Расстояние между обсерваториями должно быть как можно больше, а соединяющий их отрезок должен составлять угол, по возможности близкий к прямому с направлением на све- тило, чтобы параллактическое смещение было максимальным. Опре- делив из двух точек А и В (рис. 37) направления на наблюдаемый объект, несложно вычислить угол р, под которым с этого объекта был бы виден отрезок, равный радиусу Земли.

Угол, под которым со светила виден радиус Земли, перпен- дикулярный к лучу зрения, называется горизонтальным параллаксом.

Чем больше расстояние до светила, тем меньше угол р. Этот угол равен параллактическому смещению светила для наблюдателей, находящихся в точках А и В, точно так же как СЛВ для наблюда- телей в^очках С и В (рис. 36). CAB удобно определять по равному ему D€Ay а равны они, как углы при параллельных прямых (DCWAB по построению).

Расстояние

SC = D = -2-,

sin р

где R — радиус Земли. Приняв R за единицу, можно выразить расстояние до светила в земных радиусах.

Параллакс Луны составляет 57'. Все планеты и Солнце гораздо дальше, и их параллаксы составляют секунды. Параллакс Солнца, например, ре = 8,8". Параллаксу Солнца соответствует среднее
расстояние Земли от Солнца, примерно равное 150 000 000 км.
Это расстояние принимается за одну астрономическую единицу (1 а. е.).
В астрономических единицах часто измеряют расстояния между те- лами Солнечной системы.

При малых углах sin р »р, если угол р выражен в радианах. Если р выражен в секундах дуги, то вводится множитель

Светило

Рис. 38. Определение линейных размеров небесных светил по их угловым размерам.

sinl" = оп* - , где 206265 — число секунд в одном радиане.

Тогда

sin р = р" sin 1" = —Ј

206265" '

Знание этих соотношений упрощает вычисление расстояния по известному параллаксу:

D _ 206265" д

11 1. Чему равен горизонтальный параллакс Юпитера, наблюдаемого с Земли в противостоянии, если Юпитер в 5 раз дальше от Солнца, чем Земля?

Расстояние Луны от Земли в ближайшей к Земле точке орбиты (перигее) 363 ООО км, а в наиболее удаленной точке (апогее) 405 ООО км. Определите величину горизонтального параллакса Луны в этих положениях.

А /

Измерьте транспортиром угол DCA (рис. 36) и угол ASC (рис. 37), линей- кой — длину базисов. Вычислите по ним соответственно расстояния СА и SC и проверьте результат прямым измерением по рисункам.

Измерьте на рисунке 38 транспортиром углы р и q и определите по полу- ченным данным отношение диаметров изображенных тел.

2. Определение размеров светил.
На рисунке 38 Т — центр Земли, М — центр светила линейного радиуса г. По определению гори- зонтального параллакса радиус Земли R виден со светила под углом р. Радиус же светила г виден с Земли под углом q Поскольку

D = и D = , ^

Sin Р Sin Q

то ясно, что

Г = sin Я sin р

Если углыq
и р малы, то синусы пропорциональны углам и можно написать:

Этот способ определения размеров светил применим только тогда, когда виден диск светила.

Зная расстояние D до светила и измерив его угловой радиусq
, можно вычислить его линейный радиус

г = D sin q
,

или

r = DQl

если угол q выражен в радианах.

Расстояния до очень далеких светил узнают не по параллак- су, а иными способами.

12 1- Во сколько раз Солнце больше, чем Луна, если их угловые диаметры одинаковы, а горизонтальные параллаксы соответственно равны 8,8" и 57'?

Чему равен угловой диаметр Солнца, видимого с Плутона?

Чему равен линейный диаметр Луны, если она видна с расстояния 400 ООО км под углом примерно 0,5°?

Во сколько раз больше получает энергии от Солнца каждый квадратный метр поверхности Меркурия, чем Марса? Нужные данные возьмите из приложений.

В каких точках небосвода земной наблюдатель видит светило, находясь в точках В и А (рис. 37)?

В каком отношении численно меняется видимый с Земли и с Марса угловой диаметр Солнца от перигелия к афелию, если эксцентриситеты их орбит соответственно равны 0,017 и 0,093.

III.

ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

. МЕТОДЫ ИЗУЧЕНИЯ ФИЗИЧЕСКОЙ ПРИРОДЫ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

1. Применение спектрального анализа.
Методом, дающим ценные и наиболее разнообразные сведения о небесных светилах, является спектральный анализ. Он позволяет установить из анализа излучения качественный и количественный химический состав све- тила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и многое другое.

Спектральный анализ основан на разложении белого света на составные части. Если узкий пучок света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие белый свет лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке

Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электро- магнитной волны. Длина волны в спектре уменьшается от красных лучей к фиолетовым примерно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми лучами спектра лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом, но действующие на фотопластинку. Еще меньшую длину вол- ны имеют рентгеновские лучи. Рентгеновское излучение небесных светил, важное для понимания их природы, атмосфера Земли задер- живает. За красными лучами спектра находится область инфра- красных лучей. Они невидимы, но созданы специальные прием- ники инфракрасного излучения, например особым способом приго- товленные фотопластинки. Под спектральными наблюдениями пони- мают обычно наблюдения в интервале от инфракрасных до ультра- фиолетовых лучей.

Для изучения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и спектрографом. В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фото- графия спектра называется спектрограммой.

На рисунке 39 показано устройство спектрографа. Свет попа- дает через узкую щель на объектив, который посылает его парал- лельным пучком на одну или несколько призм. В призме свет раз-

Рис. 39. Схема устройства призменного спектрографа.

Рис. 40. Сравнение спектра Солнца (вверху) с лабораторным спектром паров железа.

лагается на составные части и дает спектр. Его изображение строят линзой на фотопластинке и получают спектрограмму. В спек- троскопе это изображение рассматривают через окуляр. В астро- номических спектрографах, кроме призмы, используют также и ди- фракционную решетку, которая отражает свет и одновременно раз- лагает его в спектр.

Существуют следующие виды спектров.

Сплошной, или непрерывный, спектр в виде ра- дужной полоски дают твердые и жидкие раскаленные тела (уголь, нить электролампы) и достаточно плотные массы газа.

Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании или под действием электри- ческого разряда. Каждый газ излучает свет строго определенных длин волн и дает характерный для данного химического элемента линейчатый спектр. Сильные изменения состояния газа или условий его свечения, например нагрев или ионизация, вызывают определен- ные изменения в спектре данного газа.

Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указа- нием яркости каждой линии. Например, в спектре натрия особенно ярки две желтые линии.

Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения представляет собой непрерывный спектр, перерезанный темными линиями, которые находятся в тех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, прису- щие данному газу (рис. 40). Например, две темные линии погло- щения натрия расположены в желтой части спектра (Вы можете сравнением легко отождествить линии водорода в спектрах Солнца и Сириуса, используя рисунок заднего форзаца.)

Изучение спектров позволяет производить анализ химического состава газов, излучающих или поглощающих свет Количество ато-

мов или молекул, излучающих или поглощающих энергию, определя- ется по интенсивности линий. Чем больше атомов, тем ярче линия в спектре излучения или тем она темнее в спектре поглощения.

Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями погло- щения, возникающими при прохождении излучения через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд — это спектры поглощения. (Рассмотрите изображения разных спектров на форзаце.)

Надо помнить, что спектральный анализ позволяет определять химический состав только самосветящихся или поглощающих излуче- ние газов. Химический состав твердого тела при помощи спектраль- ного анализа определить нельзя.

Скорости движения небесных светил относительно Земли по лу- чу зрения (лучевые скорости) определяются при помощи спектрального анализа на основании принципа Доплера — Ф и з о: если источник света и наблюдатель сближаются, то длины
волн, определяющие положения спектральных линий, укорачиваются,
а при их взаимном удалении длины волн увеличиваются.
Это явление выражается формулой:

где v — лучевая скорость относительного движения с ее зна- ком (минус при сближении), К0— нормальная длина волны све- та при неподвижном источнике, X — длина волны при движении источника и с — скорость света. Иначе говоря, при сближении наблюдателя и источника света линии спектра смещаются к его фиолетовому, а при удалении — к красному концу.

Скорости движения тел на Земле могли бы вызвать лишь ни- чтожные смещения линий в спектрах тел, но и скорости небесных тел (обычно десятки и сотни км/с) вызывают смещения столь ма- лые, что их можно измерить на спектрограмме только под микро-

tkonom.

Получив спектрограмму светила, над ней и под ней впечатывают спектры сравнения от земного источника излучения, например от ртутной или неоновой лампы (рис. 41). Спектр сравнения для нас неподвижен, и относительно него можно определять сдвиг ли- ний спектра звезды. Он обычно составляет сотые или десятые до- ли миллиметра на фотографии. Чтобы выяснить, какому изменению соответствует полученный на спектрограмме сдвиг, надо знать масштаб спектра — на сколько меняется длина волны, если мы продвигаемся вдоль спектра на 1 мм. Подстановка в формулу величин Я, и с = 300000 км/с позволяет определить v — луче- вую скорость движения светила.

Когда тело раскалено докрасна, в его сплошном спектре ярче всего красная часть. При дальнейшем нагревании наибольшая яр- кость в спектре переходит в желтую, потом в зеленую часть и т. д. Теория излучения света, проверенная на опыте, показывает, что распределение яркости вдоль сплошного спектра зависит от тем-

Рис. 41 Смещение линии Нт в спектре одной из звезд при ее движении по лучу зрения. Сверху и снизу — лабораторные спектры сравнения ванадия. Над ними написаны длины волн в ангстремах (1А =0,0001 мкм).

пературы тела. Зная эту зависимость, можно установить темпера- туру Солнца и звезд. Температуру планет и температуру звезд определяют еще при помощи термоэлемента, помещенного в фокусе телескопа или специально созданных приемников инфра- красного излучения.

Итак, мы видим, что многие астрономические данные, напри- мер температура светил, определяются способами, проверяющими друг друга. Получаемые данные вполне достоверны. Они проверены многими учеными в разных странах.

13 1- Длина волны, соответствующая линии водорода, в спектре звезды больше, чем в спектре, полученном в лаборатории. К нам или от нас движется звезда? Будет ли наблюдаться сдвиг линий спектра, если звезда движется поперек луча зрения?

На фотографии спектра звезды ее линия смещена относительно своего нормального положения на 0,02 мм. На сколько изменилась длина волны, если в спектре расстояние в 1 мм соответствует изменению длины волны на 0,004 мкм (эта величина называется дисперсией спектрограммы)? С какой скоростью движется звезда? Нормальная длина волны 0,5 мкм = 5000 А (ангстрем) 1 А = Ю-10 м.

По рисунку 41 определите с помощью масштабной линейки диспёрсию в ангстремах на 1 мм длины спектра в интервале длин волн 4261—4277 А. Измерьте, используя лупу, сдвиг центра линии HY в спектре звезды (самая широкая) относительно той же линии спектра сравнения. Вычислите по этому сдвигу линий лучевую скорость звезды.

2. Оптические и радионаблюдения.
Мы выяснили, что разнообраз- ные и ценные сведения о светилах дает астрономам спектральный анализ. Однако для изучения небесных объектов применяют и другие методы, например фотографирование светил при помощи астрографов. Астрограф — это телескоп, предназначенный спе- циально для фотографирования участков ночного неба. Положения звезд на снятых негативах измеряют при помощи специальных при-

боров в лаборатории. Негативы сохраняют в шкафах, где их ряды образуют «стеклянную фототеку». С помощью астрономических фо- тографий можно измерить медленные перемещения сравнительно близких звезд на фоне более далеких, увидеть изображения -очень слабых объектов на негативе, измерить величину потоков излуче- ния, приходящего от звезд, планет и других космических объек- тов Для высокоточных измерений энергии световых потоков ис- пользуют фотоэлектрические фотометры. В них свет от звезды, собираемый объективом телескопа, направляется на светочувст- вительный слой электронного вакуумного прибора — фотоумножи- теля, в котором возникает слабый ток, усиливаемый и регистри- руемый специальными электронными приборами. Пропуская свет че- рез специально подобранные цветные ^светофильтры, астрономы ко- личественно и с большой точностью оценивают цвет объекта.

Наши представления о небесных телах и их системах чрезвы- чайно обогатились после того, как стало возможным изучать их радиоизлучение. Для этого созданы радиотелескопы раз- личных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожи на обычные рефлекторы. Они собирают радиоволны в фокусе метал- лического вогнутого зеркала. Это зеркало можно сделать решет- чатым (рис. 42) и громадных размеров — диаметром в десятки и сотни метров.

Другие радиотелескопы представляют собой огромные подвижные рамы, на которых параллельно друг другу укреплены металлические стержни или спирали (рис. 43). Приходящие радиоволны возбужда-

ют в них электромагнитные коле- бания, которые после усиления поступают в очень чувствительную приемную радиоаппаратуру для ре- гистрации радиоизлучения объекта. Есть радиотелескопы, состоящие из отдельных антенн, удаленных друг от друга (иногда более чем на 1000 км), с помощью которых производятся одновременные на- блюдения космического радиоис- точник^. Такой способ позволяет узнать структуру радиоисточника и измерить его угловой размер, да- же если он во много раз меньше угловой секунды.

3- Обсерватории.
Астрономические исследования проводятся в на- учных институтах, университетах и обсерваториях. Пулковская обсерватория под Ленинградом (рис. 44) существует с 1839 г. и знаменита составлением точнейших звездных каталогов. Ее в прошлом

Рис. 42. Радиотелескоп с чатым зеркалом.

решет-

веке называли астрономической столицей мира. В ходе бурного развития науки в нашей стране было построено много дру- гих обсерваторий, в том числе в союзных республиках. К круп- нейшим следует отнести Специальную астрофизическую обсерва- торию на Северном Кавказе, обсерватории Крымскую (вблизи Симферополя), Бюраканскую (вблизи Еревана), Абастуманскую (вблизи Боржоми), Голосеевскую (в Киеве), Шемахинскую (вблизи Баку). Из институтов крупнейшие — Астрономический институт имени П. К. Штернберга при МГУ и Институт теоретической астрономии Академии наук СССР в Ленинграде.

Не каждая обсерватория ведет все виды астрономических ра- бот, но на многих есть специальные инструменты, предназначенные для решения определенного класса астрономических задач, напри- мер для определения точного положения звезд на небе, а также быстродействующие счетные машины.

4. Исследования с помощью космической техники
занимают осо- бое место в методах изучения небесных тел и космической среды. На- чало этих исследований было положено запуском в СССР в 1957 г. первого в мире искусственного спутника Земли, а затем полетом первого в мире космонавта, советского гражданина — Ю. А. Гага- рина. К настоящему времени космонавтика сделала возможным:

создание внеатмосферных искусственных спутников Земли;

создание искусственных спутников Луны и планет; 3) достав- ку приборов, управляемых с Земли, на Луну и планеты; 4) созда- ние автоматов, доставляющих с Луны пробы грунта; 5) полеты в космос лабораторий с людьми и высадку космонавтов на Луну.

Рис. 43. Радиотелескоп с антенной в форме спиралей, установленных на общей раме.

Рис. 44. Главное здание Пулковской обсерватории.

Внеатмосферные наблюдения позволяют принимать излучения, которые сильно поглощаются земной атмосферой: далекие ультра- фиолетовые, рентгеновские и инфракрасные лучи, радиоизлучение некоторых длин волн, а также корпускулярные излучения Солнца и других тел. Внеатмосферные наблюдения Луны и планет, звезд и туманностей, межпланетной и межзвездной среды очень обогатили наши знания о природе и физических свойствах этих объектов1

.ОБЩИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ПЛАНЕТ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ И ЗЕМЛИ

1. Изучение физической природы планет.
Уже давно были установ- лены размеры и массы планет, период их вращения вокруг оси и наклон этой оси к плоскости орбиты для каждой планеты. Размеры и масса планет определяют еще одну важную характеристику — силу тяжести на поверхности, которая прежде всего указывает, может ли данная планета удерживать вокруг себя атмосферу. Молекулы, имеющие скорость большую, чем параболическая, покидают планету. В результате малые планеты и большинство спутников планет не имеют никакой атмосферы. У не очень массивной планеты атмосфера малоплотная; например, у Марса с меньшей силой тяжести на поверхности, чем у Земли, атмосфера более разреженная. У пла- нет-гигантов, примером которых является Юпитер с большой силой тяжести у поверхности, атмосферы плотные* и содержат молеку- лярный водород, который практически отсутствует в атмосферах четырех планет, ближайших к Солнцу. Плотность атмосферы и ее

1 В настоящее время новые открытия происходят так часто, что книги, в част- ности учебники, не могут за ними успевать, поэтому новости астрономии следует черпать из журналов, лекций и газет.

химический состав определяют степень поглощения в ней светового, теплового и корпускулярного излучения, идущего от Солнца. Темпе- ратура поверхности планеты зависит от ее расстояния до Солнца и наличия атмосферы. Вращение планеты способствует выравни- ванию температур на ночном и дневном полушарии.

Изучение планет проводится как с помощью наземных астроно- мических инструментов, установленных в обсерваториях, так и с помощью космических аппаратов.

Об основных результатах исследований речь пойдет в следую- щих параграфах.

2. Характеристика планет земной группы.
Четыре ближайшие к Солнцу планеты называются планетами типа Земли в отличие от пла- нет-гигантов — Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна. Планеты в этих группах сходны между собой по физическим условиям. Это яв- ление не случайное. Оно связано с историей образования и разви- тия планет. Плутон, еще мало изученный, близок по размеру и массе к планетам земной группы.

Меркурий, Венера, Земля и Марс отличаются от планет-гиган- тов меньшими размерами, меньшей массой, большей плотностью, бо- лее медленным вращением, гораздо более разреженными атмосфе- рами, малым числом спутников или отсутствием их. Изучение этих планет способствует более глубокому знанию физической природы Земли.

I 3. Земля. Атмосфера.
Газовая оболочка — атмосфера, окру- жающая Землю, содержит 18% азота, 21% кислорода и ничтожное количество других газов.

Нижний слой атмосферы называется тропосферой, которая простирается до высоты 10—12 км (в средних широтах). В ней температура падает с высотой; выше лежит стратосфе- ра — слой постоянной температуры порядка —40° С. С высоты око- ло 25 км температура земной атмосферы медленно растет вследст- вие поглощения ультрафиолетового излучения.

Плотность атмосферы падает с высотой. На высоте около 6 км она в 2 раза меньше, чем у поверхности Земли. На высоте в сотни километров плотность атмосферы измеряется по торможению дви- жения искусственных спутников Земли. Там она в миллионы раз меньше, чем у поверхности. Выше, до нескольких радиусов Земли, имеется только разреженный водород. Плотность там поряд- ка сотен атомов в кубическом сантиметре.

В верхних слоях земной атмосферы солнечное излучение про- изводит сильную ионизацию. Ионизованные слои атмосферы назы- ваются ионосферой.

Атмосфера отражает или поглощает большую часть излучения, приходящего к Земле из космического пространства. Например, она не пропускает вредное рентгеновское излучение Солнца. Ат- мосфера предохраняет нас и от непрерывной бомбардировки микро- метеоритами и от разрушающего действия космических лучей — по- токов быстро летящих элементарных частиц (в основном прото- нов и ядер атомов гелия).

Рис. 45. Схема радиационного пояса (магнитосферы) Земли.

Атмосфера играет важнейшую роль в тепловом балансе Земли. Видимые глазом солнечные лучи могут проходить через нее почти без ослабления. Они поглощаются земной поверхностью, которая при этом нагревается и излучает инфракрасные лучи. Только бла- годаря существованию атмосферы на Земле смогла появиться жизнь.

Вид Земли из космоса представлен на рисунках 31 и 32. Около половины поверхности земного шара всегда окутано облаками. Если бы Земля постоянно была окутана облаками, то люди никогда бы не увидели звездного неба и, возможно, очень долго не узнали бы о существовании безграничной Вселенной с множеством миров.4. Земля. Магнитное поле.
Магнитное поле Земли достаточно вели- ко (около 5 • 10 5 Гл) и позволяет пользоваться компасом, что возможно не на всякой планете. С удалением от Земли индукция магнитного поля ослабевает.

Исследование околоземного пространства космическими аппара- * тами показало, что наша планета окружена мощным радиаци- онным поясом (рис. 45), состоящим из быстро движущихся заряженных элементарных частиц — протонов и электронов. Его называют также поясом частиц высоких энергий (на рисунке 45 густота цвета показывает степень концентрации частиц).

Внутренняя часть пояса простирается примерно на 500—5000 км от поверхности Земли.

Внешняя часть радиационного пояса находится между высотами в 1—5 радиусов Земли и состоит в основном из электронов с энер- гией в десятки тысяч электронвольт — в 10 раз меньшей, чем энергия частиц внутреннего пояса.

Частицы, образующие радиационный пояс, вероятно, захватыва- ются земным магнитным полем из числа частиц, непрерывно выбра-

ВНЕШНЯЯ ЧАСТЬ ПОЯСА

ВНУТРЕННЯЯ ЧАСТЬ ПОЯСА

Рис. 46. Полярное сияние.

сываемых Солнцем. Особенно мощные потоки частиц рождаются при взрывных явлениях на Солнце — так называемых солнечных вспыш- ках. Поток солнечных частиц движется со скоростью 400—1000 км/с и достигает Земли примерно через 1—2 дня после того, как на Солн- це произошла породившая его вспышка горячих газов. Такой усилен- ный корпускулярный поток возмущает магнитное поле Земли. Быстро и сильно меняются характеристики магнитного поля, что называет- ся магнитной бурей. Стрелка компаса колеблется. Возникает возмущение ионосферы, нарушающее радиосвязь, происходят п о- лярные сияния (рис. 46).- Полярные сияния разной формы и окраски возникают на высотах от 80 до 1000 км. Их образование связано с тем, что в полярных областях частицы, двигаясь вдоль линий индукций магнитного поля, проникают в атмосферу. Частицы бомбардируют молекулы воздуха, ионизируют их и возбуждают свечение, как поток электронов в вакуумной трубке. М. В. Ломоносов первым высказал догадку о том, что полярные сияния имеют электри- ческую природу. Цветовые оттенки полярного сияния обусловлены свечением различных газов атмосферы.

Итак, мы выяснили, что на Земле и в ее атмосфере происходят разнообразные процессы, многие из которых связаны с Солнцем, отстоящим от нас на 150 млн. км, т. е. Земля не изолирована от космоса.

- ФИЗИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ НА ЛУНЕ И ЕЕ РЕЛЬЕФ

Физические условия на Луне.
Луна — самое близкое к Земле небесное тело и потому изучена лучше всего Ближайшие к нам планеты примерно в 100 раз дальше, чем Луна. Луна меньше Земли по диаметру вчетверо, а по массе в 81 раз. Средняя ее плотность 3,3 • 103 кг/м3, т. е. меньше, чем у Земли. Вероятно, у Луны нет такого плотного ядра, какое есть у Земли.

Мы видим всегда только одно полушарие Луны, на котором никогда не заметно ни облаков, ни малейшей дымки, что служило одним из доказательств отсутствия на Луне водяных паров и атмо- сферы. Позднее это было подтверждено прямыми измерениями на поверхности Луны. Небо на Луне даже днем было бы черное, как в безвоздушном пространстве, но окружающая Луну разреженная пылевая оболочка немного рассеивает солнечный свет.

На Луне нет атмосферы, смягчающей палящие солнечные лучи, не пропускающей к поверхности опасные для живых организмов рентгеновское и корпускулярное излучения Солнца, уменьшающей отдачу энергии ночью в мировое пространство и защищающей от космических лучей и потоков микрометеоров. Нет там ни обла- ков, ни воды, ни туманов, ни радуги, ни зари с рассветом. Тени резкие и черные.

С помощью автоматических станций установлено, что непрерыв- ные удары мелких метеоритов, дробя поверхность Луны, как бы об- тачивают ее и сглаживают рельеф. Мелкие осколки не превращаются в пыль, а в условиях вакуума быстро спекаются в пористый шлако- подобный слой. Происходит молекулярное сцепление пыли в подобие пемзы. Такая структура лунной коры придает ей малую теплопровод- ность. В результате при сильных колебаниях температуры снаружи в недрах Луны даже на небольшой глубине температура сохраняется постоянной. Огромные перепады температуры лунной поверхности от дня к ночи объясняются не только отсутствием атмосферы, но и продолжительностью лунного дня и лунной ночи, которая соответ- ствует двум нашим неделям. Температура в подсолнечной точке Лу- ны равна 4-120° С, а в противоположной точке ночного полушария — 170°С. Вот как изменяется температура в течение одного лунного дня!

Рельеф Луны.
Уже со времен Галилея начали составлять карты видимого полушария Луны. Темные пятна на поверхности Луны были названы «морями» (рис. 47). Это низменности, в которых нет ни капли воды. Дно их темное и сравнительно ровное. Большую часть поверхности Луны занимают гористые, более светлые прост- ранства. Есть несколько горных хребтов, названных, подобно земным, Альпами, Кавказом и т. д. Высота гор достигает 9 км. Но основной формой рельефа являются к р а т е р ы. Их кольцевые валы высотой до нескольких километров окружают большие круглые впа- дины диаметром до 200 км, например Клавий и Шиккард. Всем крупным кратерам даны названия в честь ученых. Так, на Луне есть кратеры Тихо, Коперник и др.

Рис. 47. Схематическая карта крупнейших деталей на обращенном к Земле полу- шарии Луны.

В полнолуние в южном полушарии хорошо видны в сильный би- нокль кратер Тихо диаметром 60 км в виде яркого кольца и рас- ходящиеся от него радиально светлые лучи. Их длина сравнима с радиусом Луны, и они тянутся, пересекая много других кратеров и темных впадин. Выяснилось, что лучи образованы скоплением мно- жества мелких кратеров со светлыми стенами.

Лунный рельеф лучше изучать тогда, когда соответствующая местность лежит вблизи терминатора, т. е. границы дня и ночи на Луне. Тогда освещенные Солнцем сбоку малейшие неровности отбрасывают длинные тени и легко заметны. Очень интересно в течение часа проследить в телескоп за тем, как вблизи термина- тора на ночной стороне загораются светлые точки — это вершины валов лунных кратеров. Постепенно из тьмы выплывает светлая подкова — часть кратерного вала, но дно кратера еще погружено в

Рис. 48. Схематическая карта обратной стороны Луны, невидимой с Земли.

полный мрак. Лучн Солнца, скользя все ниже, постепенно обрисо- вывают и весь кратер. При этом хорошо видно, что, чем меньше кратеры, тем их больше. Они часто расположены цепочками и даже «сидят» друг на друге. Позднейшие кратеры образовались на ва- лах более старых. В центре кратера часто видна горка (рис. 49), в действительности это группа гор. Кратерные стены обрываются террасами круто внутрь. Дно кратеров лежит ниже окружающей ме- стности. Рассмотрите внимательно вид внутренности вала и цент- ральной горки кратера Коперник, сфотографированных искусствен- ным спутником Луны сбоку (рис. 50). С Земли этот кратер виден прямо сверху и без таких подробностей Вообще с Земли в наи- лучших условиях едва видны кратеры до 1 км в диаметре. Вся по- верхность Луны изрыта мелкими кратерами — пологими углубле- ниями — это результат ударов мелких метеоритов.

С Земли видно только одно полушарие Луны. В 1959 г. со- ветская космическая станция, пролетая мимо Луны, впервые сфо- тографировала невидимое с Земли полушарие Луны. Принципиально оно не отличается от видимого, но на нем меньше «морских» впадин (рис. 48). Теперь составлены подробные карты этого полуша- рия на основании многочисленных фотографий Луны, выполненных с близкого расстояния автоматическими станциями, посылавшимися к Луне Искусственно созданные аппараты неоднократно опускались на ее поверхность. В 1969 г. на поверхность Луны впервые опус- тился космический аппарат с двумя американскими космонавтами. К настоящему времени на Луне побывало несколько экспедиций кос- монавтов США, благополучно вернувшихся на Землю. Они ходили и даже ездили на специальном вездеходе по поверхности Луны, уста- навливали и оставляли на ней разные аппараты, в частности сей- смографы для регистрации «лунотрясений», и привезли образцы лунного грунта. Образцы оказались очень сходными с земными гор- ными породами, но у них обнаружили и ряд особенностей, свойствен- ных лишь лунным минералам. Советские ученые получили пробы лунных пород из разных мест при помощи автоматов, которые по команде с Земли брали пробу грунта и возвращались с ней на Землю. Более того, на Луну посылались советские луноходы (авто- матические самоходные лаборатории, рис. 51), выполнившие много научных измерений и анализов грунта и прошедшие по Луне зна- чительные расстояния — несколько десятков километров. Даже в тех местах лунной поверхности, которые с Земли выглядят ровными, грунт изобилует воронками и адсыпан камнями всевозможной величины. Луноход «шаг за шагом», управляемый с Земли по радио, передвигался с учетом характера местности, вид которой передавался

Рис. 49.

Цирк Альфонс, в котором наблю- далось выделе- ние вулканиче- ских газов (сни- мок сделан авто- матической стан- цией вблизи Лу- ны).

Рис. 50. «Центральная горка», скорее, горная цепь в центре кратера Коперник и террасы его вала, обрывающиеся внутрь (кратер снят с искусственного спутника 'Луны. С Земли он выглядит сходно с цирком Альфонс).

Рис. 51. Советский луноход.

на Землю по телевидению. Это величайшее достижение советской науки и человечества важно не только как доказательство неогра- ниченных возможностей человеческого разума и техники, но и как прямое исследование физических условий на другом небесном теле. Оно важно и тем, что подтверждает большинство выводов, которые астрономы делали лишь из анализа света Луны, приходящего к нам с расстояния 380 000 км.

Изучение лунного рельефа и его происхождения интересно и для геологии — Луна как бы музей древней истории ее коры, так как вода и ветер ее не разрушают. Но Луна — это не совсем мертвый мир. В 1958 г. советский астроном Н. А. Козырев заметил в кратере Альфонс выделение газов из лунных недр.

В формировании рельефа Луны, по-видимому, принимали участие и внутренние, и внешние силы. Роль тектонических и вулканических явлений несомненна, так как на Луне есть линии сброса, цепочки кратеров, огромная столовая гора со склонами такими же, как и у кратеров. Имеется сходство лунных кратеров с лавовыми озерами Гавайских островов. Менее крупные кратеры образовались от уда- ров больших метеоритов. На Земле есть также ряд кратеров, обра- зованных при падении метеоритов. Что касается лунных «морей», то они, по-видимому, образованы проплавлениями лунной коры и излияниями лавы вулканов. Конечно, на Луне, как и на Земле, ос- новные этапы горообразования происходили в далеком прошлом.

Многочисленные кратеры, обнаруженные на некоторых других телах планетной системы, например на Марсе и Меркурии, должны иметь такое же происхождение, как и лунные. Интенсивное кратеро- образование, по-видимому, связано с малой силой тяжести на по- верхности планет и с разреженностью их атмосферы, мало смягчаю- щей бомбардировку метеоритами.

Советские космические станции установили отсутствие у Луны магнитного поля и поясов радиации и наличие на ней радиоактив- ных элементов.

14 1- Видны ли с Луны те же созвездия (видны ли они так же), что и с Земли?

На краю Луны видна гора в виде зубца высотой 1". Рассчитайте ее высоту в километрах.

Используя формулы (§ 12.2), определите диаметр лунного цирка Альфонс (в км), измерив его на рисунке 47 и зная, что угловой диаметр Луны, видимый с Земли, составляет около 30', а расстояние до нее около 380 000 км.

>. ПЛАНЕТЫ МЕРКУРИЙ, ВЕНЕРА И МАРС

1. Околосолнечные планеты.
Близость Венеры и особенно Меркурия к ослепительному Солнцу, а также отсутствие возможности наблю- дать их диски на небе целиком, когда планеты ближе всего к Зем- ле, очень затрудняют изучение поверхности и атмосферы этих планет. Лишь в последние годы радиолокационные наблюдения Венеры и Меркурия, фотографирование их с близкого расстояния

автоматическими станциями и другие методы впервые дали надежные сведения о вращении этих планет вокруг оси и о строении их по- верхности.

Меркурий,
ближайшая к Солнцу планета, немногим больше Луны, но средняя плотность ее почти такая же, как и у Земли. Радиона- блюдения обнаружили крайне медленное вращение Меркурия. Звезд- ные сутки его, т. е. период вращения вокруг оси относительно звезд, равны 58,65 наших суток. Солнечные сутки на этой планете (т. е. промежуток времени между последовательными полуднями) со- ставляют около 176 земных суток. Они равны двум меркурианским годам, так как один оборот вокруг Солнца Меркурий делает за 88 земных суток. (Более точные числовые данные о планетах см. в при- ложении V.)

Атмосфера на Меркурии практически отсутствует. Поэтому днев- ное полушарие его сильно накаляется. В подсолнечной точке на Меркурии была измерена температура более +300° С. При такой температуре плавится свинец.

Поверхность Меркурия усеяна кратерами настолько густо, что на фотографиях ее трудно отличить от поверхности Луны (рис. 52).

Венера
лишь немногим меньше Земли по объему и массе. Еще Ломоносов и его современники обнаружили существование у Венеры

Рис. 52. Сравнение Луны и Меркурия в одинаковой фазе:

Луна — слева, Меркурий — справа (масштаб этих фотографий неоди- наков).

атмосферы. Ломоносов правильно полагал, что она плотнее, чем земная. Позднее на основе спектральных наблюдений было установ- лено, а затем и подтверждено исследованиями, выполненными со- ветскими автоматическими станциями, что атмосфера Венеры в основном состоит из углекислого газа. Венера окутана сплошным покровом белых облаков, прозрачным только для радиоволн.

Радионаблюдения выявили, что Венера вращается вокруг оси в сторону, противоположную той, в которую вращаются все планеты (кроме Урана) и в которую она сама обращается вокруг Солнца. Солнечные сутки на ней составляют 117 земных суток. (Звездные периоды вращения всех планет приведены в таблице V приложения.) Наклон оси Венеры к плоскости ее. орбиты близок к прямому углу, так что на ней нет смены времен года

С 1961 г. начались запуски к Венере советских автоматиче- ских станций. Некоторые станции имели аппараты, спускавшиеся на Венеру на парашюте, автоматические приборы которых измеряли характеристики ее атмосферы на различной высоте и у поверхности и передавали эти сведения по радио на Землю. Магнитного поля Ве- неры эти приборы не обнаружили. У поверхности они зарегистри- ровали температуру 470—480° С и давление 95—97 атмосфер («107 Па). Выяснилось, что на 97% по массе атмосфера Венеры состоит из углекислого газа. Азот и инертные газы составляют лишь несколько процентов, кислород — около 0,1%, а водяной пар еще меньше.

Крайне высокая температура в нижних слоях атмосферы Венеры и на ее поверхности в большой мере обусловлена так называемым «парниковым эффектом». Солнечные световые лучи поглощаются в нижних слоях и, излучаясь обратно в виде инфракрасных лучей, за- держиваются ее облачным слоем, как тепло в парниках. С вы- сотой над поверхностью температура понижается, и в стратосфере Венеры царит мороз.

В видимых лучах облака Венеры совершенно однородны и белы, но в ультрафиолетовых отчетливо видна структура облачного слоя (рис. 53), говорящая о происходящих движениях газа в верхних слоях атмосферы. Скорость ветров, составляющая всего несколько метров в секунду в нижних слоях атмосферы, на высотах около 50 км достигает 60 м/с. Через облака Венеры (состоящие, по- видимому, из капелек серной кислоты с небольшой примесью других химических соединений) поверхность планеты не видна. Радиолокационные исследования, проводимые как с Земли, так и с борта автоматических межпланетных станций, позволили составить карты рельефа поверхности Венеры. Оказалось, что поверхность планеты в основном гладкая, хотя на ней найдены горные хребты и кратеры.

Телевизионные камеры советских автоматических станций, опу- щенные на поверхность планеты, впервые в мире передали на Землю панорамы окружающей их безжизненной каменистой местности (в 1975 г. — в черно-белом изображении («Венера-9 и -10»), а в 1982 г. — в цветном («Венера-13 и -14»)).

2. Марс.
По размеру планета за- нимает промежуточное положение между Землей и Луной. Марс вдвое меньше Земли по диаметру. Его орбита имеет значительный эксцент- риситет, поэтому, когда Марс нахо- дится в противостоянии вблизи пери- гелия, он сияет на небе, уступая по яркости только Венере. Такие про- тивостояния называются велики- ми и повторяются через 15 и 17 лет.

В небольшой телескоп легче всего заметить белые полярные шапки на полюсах планеты, состоящие из льда и замерзшего углекислого газа. Из- редка на Марсе происходят мощные пылевые бури иногда длящиеся месяцами, поднимающие в воздух

колоссальнейшие количества мельчайших пылинок. Таким образом, подтверждается существование там песчаных пустынь, определив- ших собой оранжевый цвет Марса в целом. Судя по пылевым бурям, на Марсе могут быть сильные ветры, дующие со скоростями в десятки метров в секунду.

Марс, подобно Луне и Меркурию, усеян кратерами (рис. 54). Как и на Луне, они в основном образуются от ударов метеоритов. Форма марсианских кратеров свидетельствует о явлениях выветри- вания и выравнивания его поверхности.

Существование на Марсе атмосферы было установлено уже дав- но. Однако эта атмосфера очень разрежена, и ее давление пример- но в 100 раз меньше земного. В основном она состоит из углекис- лоты. Кислорода и водяного пара в ней крайне мало, но иногда можно наблюдать редкие белые облака и туман, чаще над поляр- ными шапками.

Вода на Марсе из-за низкого атмосферного давления в основ- ном может существовать только в виде льда.

Рис. 54. Сравнение кратеров (слева направо) на Марсе, Луне и Меркурии.

Рис. 53. Фотография Венеры, оку- танной облаками, полу- ченная космической стан- цией.

Год Марса почти вдвое длиннее земного, есть там и смена вре- мен года, так как ось суточного вращения Марса наклонена к плоскости его орбиты, почти как земная.

На поверхности Марса заметны темные пятна на общем оранже- вом фоне (см. форзац). Темные пятна на Марсе назвали «морями», а оранжевые пространства — «пустынями». По видимому пе- ремещению пятен на диске установлена продолжительность сол- нечных суток на Марсе 24 ч 37,4 мин, почти как на Земле.

Суточные температурные изменения на Марсе достигают 80—100 °С.

На экваторе температура редко поднимается даже летом до 0°С, а к ночи она падает до жестокого мороза (—70; —100 °С), особенно холодно на полюсах (до —130 °С).

Суровые условия на Марсе являются следствием того, что Марс в 1,5 раза дальше от Солнца, чем Земля, и получает энергии от него в два с лишним раза меньше, а ночью грунт из-за разреженности атмосферы остывает очень быстро. "

Объем наших сведений о Марсе резко возрос благодаря исполь- зованию автоматических станций-лабораторий, выведенных на орби- ту вокруг Марса в качестве его искусственных спутников. По ко- манде с Земли они производили фотографирование поверхности пла- неты. Несколько космических аппаратов опускалось на поверхность Марса. Получены тысячи фотографий планеты с разного расстоя- ния, на основе которых составлены подробные карты планеты. На Марсе обнаружено несколько гигантских, по-видимому, давно потухших вулканов. Высота самого большого из них составляет 27 км. Между отдельными участками поверхности планеты, как и на Земле, имеются большие перепады высот. Обнаружены на Марсе и каньоны, которые по своим масштабам напоминают земные русла высохших рек.

Несмотря на крайне суровые физические условия, Марс явля- ется единственной планетой нашей Солнечной системы, на которой можно было ожидать существование примитивных форм жизни. Биологические эксперименты по обнаружению следов органической жизни (хотя бы в форме бактерий), проведенные автоматическими космическими аппаратами «Викинг-1 и -2», не привели к положи- тельному результату.

15 1- С Земли на Луне в телескоп видны объекты размером 1 км. Каков наи- меньший размер деталей, видимых с Земли на Марсе в такой же телескоп во время противостояния (на расстоянии 55 млн. км)?

2. Пользуясь таблицей V приложения, определите по цветным рисункам Марса (см. форзац) примерное значение диаметра его полярной шапки (в км), сравнивая ее размеры с диаметром изображения Марса на рисунке (его можно измерить с помощью циркуля и линейки).

.ПЛАНЕТЫ-ГИГАНТЫ

Из четырех гигантских планет лучше всего изучен Юпитер — самая большая планета этой груп- пы и ближайшая из планет-ги- гантов к нам и Солнцу. Период его обращения вокруг Солнца около 12 лет. Ось вращения Юпи- тера почти перпендикулярна к пло- скости его орбиты, поэтому смены времен года на нем нет.

У всех планет-гигантов враще- ние вокруг оси довольно быст- рое, а плотность мала. Вследствие этого они значительно сжаты.

Все планеты-гиганты окружены мощными протяженными атмо- сферами, и мы видим лишь плавающие в них облака, вытянутые полосами, параллельными экватору. Полосы облаков видны на Юпи- тере даже в слабый телескоп (см. форзац). Юпитер вращается зонами — чем ближе к полюсам, тем медленнее. На экваторе пе- риод вращения 9 ч 50 мин, а на средних широтах на несколько минут больше. Аналогичным образом вращаются и другие планеты- гиганты.

Поскольку планеты-гиганты находятся далеко от Солнца, их температура (по крайней мере над их облаками) очень низка: на Юпитере —145 °С, на Сатурне —180 °С, на Уране и Нептуне еще ниже.

Атмосферы планет-гигантов содержат в основном молекулярный водород, есть там метан СН4 и, по-видимому, много гелия, а в атмосфере Юпитера и Сатурна обнаружен еще и аммиак NH3. От- сутствие полос NH3 в спектрах более далеких планет объясняется тем, что он там вымерз. При низкой температуре аммиак конден- сируется, и из него, вероятно, состоят видимые облака Юпитера.

Теоретически построены модели массивных планет, состоящих из водорода и гелия. В центре планеты температура может дости- гать нескольких тысяч градусов. Плотность газовой атмосферы у основания около 100 кг/м3. Малая средняя плотность планет-ги- гантов может объясняться тем, что она получается делением мас- сы на видимый объем, а объем мы оцениваем по непрозрачному слою обширной атмосферы. Малая плотность и обилие водорода от- личают планеты-гиганты от остальных планет.

Исключительным образованием в Солнечной системе казалось яр- кое кольцо толщиной не более чем в несколько километров, окру- жающее Сатурн (см. форзац). Оно расположено в плос- кости экватора Сатурна, которая наклонена к плоскости его орби- ты на 27°. Поэтому в течение 30-летнего оборота Сатурна вокруг Солнца кольцо видно нам то довольно раскрытым, то точно с реб

Рис. 55. Изменения Сатурна.

вида кольца

pa, когда его можно разглядеть в виде тонкой линии лишь в боль- шие телескопы (рис. 55). Ширина этого кольца такова, что по не- му, будь оно сплошное, мог бы катиться земной шар.

Русский ученый А. А. Белопольский,
изучив спектр кольца, подтвердил теоретический вывод о том, что кольцо у Сатурна дол- жно быть не сплошным, а состоять из множества мелких частиц. По спектру, используя принцип Доплера — Физо, он установил, что внутренние части кольца вращаются быстрее, чем наружные, в соот- ветствии с III законом Кеплера.

Фотографии, переданные автоматическими станциями, запущен- ными к (Сатурну, показали, что его кольцо состоит из многих сотен отдельных узких «колечек», разделенных темными промежутками. Предполагается, что такая структура колец связана с гравитаци- онным влиянием многочисленных спутников планеты на движение частиц вещества, образующего кольца.

Система колец Сатурна либо возникла при разрушении некогда существовавшего спутника планеты (например, при его столкнове- нии с другим спутником или астероидом), либо же представляет остаток того вещества, из которого в далеком прошлом образова- лись спутники Сатурна и которое из-за приливного воздействия планеты не смогло «собраться» в отдельные спутники.

Недавно были обнаружены очень слабые и тонкие кольца вокруг Урана и Юпитера. Эти кольца значительно уступают по яр- кости кольцам Сатурна. Существование колец вокруг больших пла- нет было предсказано ранее советским ученым С. К. Всехсвятским.

Из остальных данных о плане- тах заслуживает упоминания факт осевого вращения Урана в направ- лении, противоположном тому, в ко- тором вращаются почти все пла- неты. Ось его образует с плоскостью орбиты угол всего лишь 8°, так что он вращается как бы лежа на боку. Вследствие этого на планете про- исходит крайне резкая смена времен года. Год на Уране продолжается 84 земных года. Только Уран и Венера вращаются вокруг своей оси не в ту сторону, в которую вращаются все остальные планеты.

16 Кольцо Сатурна кажется нам эллипсом. Измерив отношение осей любого эл- липса (рис. 55), найдите (с помощью таблиц тригонометрических функций) угол, который плоскость кольца составляет с лу- чом зрения.

▲. Белопольский (1854—1934).

Советский астроном, один из осно- вателей современных методов спектральных исследований астро- номических объектов. Эксперимен- тально подтвердил принцип Доп- лера — Физо и оценил лучевые ско- рости большого количества звезд. Исследовал вращение колец Сатур- на и доказал, что они состоят- из мелких космических тел.

18.ДВИЖЕНИЕ ЛУНЫ И СПУТНИКОВ ПЛАНЕТ. ЗАТМЕНИЯ

1. Спутники планет и Луна.
У Меркурия и Венеры спутников нет. У остальных планет, за исключением Земли и Плутона, спутники неизмеримо меньше своих планет. У Земли имеется лишь один ес- тественный спутник — Луна. Она меньше Земли по диаметру всего лишь в 4 раза. У Плутона обнаружен единственный спутник — X а- р о н, который по размерам всего лишь вдвое меньше, чем са- ма планета. Самые крупные спутники: Титан (спутник Сатур- на) иГанимед (третий спутник Юпитера). Они в 1,5 раза больше Луны по диаметру и немного больше Меркурия. Титан — единствен- ный спутник, обладающий мощной атмосферой. По температуре и содержанию различных газов атмосфера Титана значительно отлича- ется от земной, хотя она также в основном состоит из азота.

С помощью автоматических межпланетных станций удалось полу- чить с близкого расстояния четкие фотографии спутников Марса и многих спутников Юпитера и Сатурна. На них хорошо видны многочисленные детали поверхности: кратеры, трещины, отдельные неровности. Спутники Юпитера и более далеких планет покрыты слоем льда с пылью в десятки километров толщиной. На спут- нике Юпитера — И о было сфотографировано несколько действую- щих вулканов. Кратерами, главным образом ударного (метеоритно- го) происхождения, оказались покрыты все спутники, даже столь малые, как спутники Марса размером около 20 км (рис. 56).

Все спутники, для которых удалось установить вращение вокруг оси, в том числе и Луна, повернуты к своей планете всегда одной и той же стороной. Поэтому их звездные периоды вращения равны периодам их обращения вокруг своих планет, вследствие чего ни с одной планеты нельзя видеть обратную сторону этих спутников.

Четыре наибольших спутника Юпитера иногда можно разглядеть даже в призменный бинокль. В телескоп за несколько часов можно проследить, как спутники заметно перемещаются (рис. 57), иногда проходят между Юпитером и Землей, а иногда уходят за диск Юпи- тера или в его тень. Наблюдая периодичность этих затмений спутни- ков, Ремер в XVII в. открыл, что скорость распространения света конечна, и установил ее числовое значение.

Многие из спутников планет интересны своим движением; на- пример, Фобос обращается вокруг Марса втрое быстрее, чем сама планета вращается вокруг оси. Поэтому для наблюдателя на Мар- се он дважды в сутки восходит на западе и дважды полностью ме- няет все фазы, проносясь по небосклону навстречу суточному вра- щению звезд. Спутники Марса близки к его поверхности. Фобос находится от поверхности Марса на расстоянии меньшем, чем диаметр планеты.

Далекие спутники Юпитера и Сатурна очень малы, и некоторые из них обращаются в сторону, противоположную вращению самой планеты. У всех спутников Урана плоскости орбит почти перпен- дикулярные плоскости орбиты Урана и близки к плоскости эквато- ра планеты.

Ъ7

2. Движение Луны.
Луна движет- ся вокруг Земли в ту же сторону, в какую Земля вращается вокруг своей оси.

Звездный, или сидерический, ме- сяц — это период обращения Луны вокруг Земли относительно звезд; синодический месяц — это период об- ращения Луны вокруг Земли относи- тельно Солнца. Синодический ме- сяц — это промежуток времени меж- ду одинаковыми фазами Луны.
Звездный месяц равен 27,3 сут,а синодический месяц—29,5 сут.

Луна L (рис. 58) проходит за сутки по своей орбите 360°: 27,3«13°. За 27,3 сут Земля Т вместе с Луной пройдет по своей орбите относи- тельно Солнца дугу ТТЬ почти 27°. Луне, следовательно, понадобится

еще около 27°: 13° «2 сут, чтобы прийти в прежнее положение относительно Земли и Солнца. Так и получается, что синодический месяц, иначе солнечные сутки Луны, составляет около 29,5 земных суток. Следовательно, на Луне продолжительность дня равна двум земным неделям и две наши недели составляют там ночь.

Ближайшая к Земле точка эллиптической лунной орбиты назы- вается перигеем, а наиболее удаленная — апогеем.

Схема, поясняющая смену фаз Луны, показана на рисунке 59. Когда Луна видна нам как узкий серп, остальная часть ее диска тоже слегка светится. Это явление называется пепельным светом и объясняется тем, что Земля освещает ночную сторону Луны отраженным солнечным светом.

Рис. 57. Примеры изменения расположения четырех главных спутников Юпитера за три последующих дня.

Рис. 56. Фотография Фобоса — спутника Марса, сделанная с одного из искусствен- ных спутников.

3. Лунные и солнечные затмения.
Земля и Луна, освещенные Солн- цем, отбрасывают конусы тени (сходящиеся) и конусы полутени (расходящиеся). Они изображены на рисунке 60. Когда Луна попа- дает в тень Земли полностью или частично, происходит полное или частное затмение Луны С Земли оно видно одновременно отовсюду, где Луна над горизонтом. Фаза полного затмения Луны продолжается, пока Луна не начнет выходить из земной тени, и мо-

жет длиться до 1 ч 40 мин. Сол- нечные лучи, преломляясь в атмо- сфере Земли, попадают в конус зем- ной тени. При этом атмосфера сильно поглощает голубые и соседние с ними лучи (вспомните спектр), а пропу- скает внутрь конуса преимуществен- но красные лучи, которые она погло- щает слабее. Вот почему Луна при большой фазе затмения окрашива- ется в красноватый цвет, а не пропа- дает совсем. В старину затмения Луны боялись как страшного пред- знаменования, считали, что «месяц обливается кровью». Лунные затме- ния бывают до трех раз в году, раз- деленные почти полугодовыми про- межутками, и, конечно, лишь в п о л- н о л у н и е.

Солнечное затмение как полное видно только там, где на Землю падает пятно лунной тени.
Диаметрпятна не превышает 250 км, и по-этому одновременно полное затмение

Легко понять, что фазы Земли и Луны взаимно противоположны. Когда Луна почти полная, Земля с Луны видна как узкий серп. На рисунке 31 представлена фотография неба и лунного горизонта с Землей, у которой видна лишь ее освещенная часть — меньше полукруга.

17 1. Серп Луны вечером обращен вы- пуклостью вправо и близок к горизонту. В какую сторону горизонта вы смотрите?

Сегодня верхняя кульминация Луны произошла в полночь. Когда верхняя кульминация Луны повторится завтра?

Через какие промежутки времени звез- ды кульминируют на Луне?

Рис. 58. Различие между звездным месяцем и синодическим месяцем.

Рис. 59. Смена лунных фаз (сол- нечные лучи падают снизу, вверху изображены лун- ные фазы, видимые с Земли).

I 1 ч

Рис. 60. Схема затмений Луны и Солнца (масштаб рисунка не соблюдается).

Солнца видно лишь на малом участке Земли. Когда Луна пере- мещается по своей орбите, ее тень движется по Земле с запада на восток, вычерчивая последовательно узкую полосу полного затмения (рис. 61).

Там, где на Землю падает полутень Луны, наблюдается част- ное затмение Солнца
(рис. 62).

Вследствие небольшого изменения расстояний Земли от Луны и Солнца видимый угловой диаметр Луны бывает то больше, то меньше солнечного, то равен ему. В первом случае полное затмение Солнца длится до 7 мин 40 с, в третьем — только одно мгновение, а во втором случае Луна вообще не закрывает Солнца целиком, наблю- дается кольцеобразное затмение. Тогда вокруг темного диска Луны виден сияющий ободок солнечного диска.

На основе точного знания законов движения Земли и Луны вы- числены на сотни лет вперед моменты затмений и то, где и как они будут видны. Составлены карты, на которых показаны полоса полного затмения, линии, где затмение будет видно в одинаковой фазе (изофазы), и линии, относительно которых для каждой мест- ности можно отсчитать моменты начала, конца и середины затме- ния. Солнечных затмений в году для Земли может быть от двух до пяти, в последнем случае непременно частных. В среднем в одном и том же месте полное солнечное затмение бывает видно чрез- вычайно редко — лишь однажды в течение 200—300 лет.

Особый интерес для науки представляют полные затмения Солнца, наводившие ранее суеверный ужас на невежественных лю- дей. Их считали предзнаменованием войны, конца света.

Астрономы предпринимают экспедиции в полосу полного затме- ния, чтобы в течение секунд, редко минут полной фазы изучать внешние разреженные оболочки Солнца, невидимые непосредственно вне затмения. Во время полного солнечного затмения небо темне- ет, по горизонту горит заревое кольцо — свечение атмосферы, ос-

Рис. 61. Перемещение пятна лун- Рис. 62. Последовательность фаз частного

ной тени по Земле. затмения Солнца (снизу вверх из

ряда в ряд).

вещенной лучами Солнца в местностях, где затмение неполное, вокруг черного солнечного диска простираются жемчужные лучи так называемой солнечной короны (см. рис. 76).

Если бы плоскость лунной орбиты совпадала с плоскостью эклиптики, каждое новолуние происходило бы солнечное, а каждое полнолуние — лунное затмение. Но плоскость лунной орбиты пе- ресекает плоскость эклиптики под углом 5°9/. Поэтому Луна обыч- но проходит севернее или южнее плоскости эклиптики, и затмений не происходит. Лишь в течение двух периодов в году, разделен- ных почти полугодом, когда в полнолунии и новолунии Луна находится вблизи эклиптики, возможно наступление затмения.

Дело осложняется тем, что плоскость лунной орбиты вращает- ся в пространстве (это один из видов возмущений в движении Луны относительно Земли, производимых притяжением Солнца). За 18 лет плоскость лунной орбиты делает полный поворот и периоды возможных затмений смещаются по датам года. Ученые древности подметили периодичность в затмениях, связанную с этим 18-лет- ним периодом, и могли поэтому приближенно предсказывать наступ- ление затмений. Сейчас ошибки предвычисления моментов затмений составляют менее 1 с.

Сведения о предстоящих затмениях и об условиях их видимбс- ти даются в «Школьном астрономическом календаре».

181. Вчера было полнолуние. Может ли быть затмение Солнца завтра? через неделю?

Послезавтра будет солнечное затмение. Будет ли сегодня лунная ночь?

Можно ли с Северного полюса Земли наблюдать солнечное затмение 15 ноября? 15 апреля?

Можно ли с Северного полюса Земли видеть лунные затмения, происхо- дящие в июне и ноябре?

Как отличить фазу затмения Луны от одной из ее обычных фаз?

Какова продолжительность солнечных затмений на Луне по сравнению с продолжительностью их на Земле?

. АСТЕРОИДЫ И МЕТЕОРИТЫ

Астероиды.
Малые планеты, или астероиды, обращаются между орбитами Марса и Юпитера и невооруженным глазом неви- димы. Первая малая планета была открыта в 1801 г., и по традиции ее назвали одним из имен греко-римской мифологии — Церерой. Вскоре были найдены и другие малые планеты, названные П а л л а- да, Веста и Юнона. С применением фотографии стали откры- вать все более слабые астероиды. В настоящее время из- вестно более 2000 астероидов. Возможно астероиды возникли по- тому, что веществу по какой-то причине не удалось собраться в одно большое тело — планету. На протяжении миллиардов лет астеро- иды сталкиваются друг с другом. На эту мысль наводит то, что ряд астероидов имеет не шарообразную, а неправильную форму. Суммарная масса астероидов оценивается всего лишь в 0,1 массы Земли.

Самый яркий астероид — Веста не бывает ярче 6-й звездной величины. Самый крупный астероид — Церера. Его диаметр около 800 км, и за орбитой Марса даже в сильнейшие телескопы на столь малом диске ничего нельзя рассмотреть. Самые мелкие из известных астероидов имеют диаметры лишь около километра (рис. 63). Ко- нечно, у астероидов нет атмосферы. На небе малые планеты выглядят как звезды, отчего их и назвали астероидами, что в переводе с древнегреческого означает «з в е з д о п о д о б н ы е». Они отлича- ются от звезд лишь характерным для планет петлеобразным пере- мещением на фоне звездного неба. Орбиты некоторых астероидов имеют необычайно большие эксцентриситеты, вследствие чего в пери- гелии они подходят к Солнцу ближе, чем Марс и даже Земля (рис. 64) .Икар подходит к Солнцу ближе, чем Меркурий. В 1968 г. Икар подошел к Земле почти в 10 раз ближе, чем Марс, но его ничтожное притяжение никакого влияния на Землю не имело. По временам близко подходят к Земле Гермес, Эрот и другие малые планеты.

Болиды и метеориты.
Болидом называется довольно р'едкое явление — летящий по небу огненный шар (рис. 65). Это явление вызывается вторжением в плотные слои атмосферы крупных метеор- ных тел, окруженных обширной оболочкой раскаленных газов и частиц, образующихся при нагревании вследствие торможения в атмосфере. Болиды часто имеют заметный угловой диаметр в !/ю — 1/2 видимого диаметра Луны и бывают видны даже днем. Суеверные люди принимали такие огненные шары за летящих драконов с огнедышащей пастью. От сильного сопротивления воздуха метеорное тело нередко раскалывается и с грохотом выпадает на Землю в виде осколков. Упавшее на Землю тело называется метеоритом.

Метеорит, имеющий небольшие размеры, иногда целиком испаря- ется в атмосфере Земли. В большинстве случаев масса метеорита за время полета сильно уменьшается. До Земли долетают лишь остатки метеорита, обычно успевающие остыть, когда космическая скорость его уже погашена сопротивлением воздуха. Иногда выпа-

Рис. 63. Размер одного из наименьших Рис. 64. Орбиты некоторых астеро- известных астероидов в сравне- идов с большим эксцентриси-

нии со зданием МГУ. тетом орбит.

дает целый метеоритный дождь. При полете метеориты оплавляются и покрываются черной корочкой (рис. 66). Один такой «черный ка- мень» в Мекке вделан в стену храма и служит предметом религиоз- ного поклонения

Бывает три вида метеоритов: каменные, железные и желез о-к аменные. Иногда метеориты находят через много лет после их падения. Особенно много находят железных метеоритов. В СССР метеорит — собственность государства и подлежит сдаче в музеи для изучения. По содержанию радиоактивных элементов и свинца определяют возраст метеоритов. Он различен, но самые ста- рые метеориты имеют возраст 4,5 млрд. лет.

Некоторые наиболее крупные метеориты при большой скорости падения взрываются и образуют метеоритные кратеры, напоминаю- щие лунные. Самый большой кратер из хорошо изученных находится в Аризоне (США) (рис. 67). Его диаметр 1200 м и глубина 200 м.

Рис. 65. Полет болида Рис. 66. Железный метеорит.

Этот кратер возник, по-видимо- му, около 5000 лет назад. Найдены следы еще больших и более древ- них метеоритных кратеров. Все метеориты — это члены Солнечной системы.

Судя по тому, что число асте- роидов растет с уменьшением их размеров, и по тому, что откры- то уже много мелких астероидов, пересекающих орбиту Марса, мож- но думать, что метеориты — это очень мелкие астероиды с орбита- ми, пересекающими орбиту Земли. Структура некоторых метеоритов свидетельствует о том, что они подвергались высоким температу- рам и давлениям и, следовательно,

могли существовать в недрах разрушившейся планеты или круп- ного астероида.

Метеориты содержат только известные на Земле химические элементы, что снова показывает материальное единство Вселенной. Соединения, входящие в состав метеоритов, отличаются от земных пород и дают сведения о начальном этапе формирования планет Солнечной системы.

20.КОМЕТЫ И МЕТЕОРЫ

1. Открытие и движение комет.
Находясь в пространстве вдали от Солнца, кометы имеют вид очень слабых, размытых, светлых пятен с ядром в центре. Большинство, комет остаются такими и вблизи Солнца Очень яркими и «хвостатыми» становятся лишь не- которые кометы, которые проходят сравнительно близко от Солнца.

Вид кометы с Земли зависит и от

Рис. 68. Орбиты комет Галлея и УСЛОВИЙ ее ВИДИМОСТИ — раССТОЯ-

Энке
ния до нее, углового расстояния

от Солнца, света Луны и т. п. Большие кометы — туманные об- разования с длинным бледным хвостом — считались вестниками разных несчастий, войн и т. п. Еще в 1910 г. в царской России слу- жили молебны, чтобы отвести «бо- жий гнев в образе кометы».

Впервые И. Ньютон
вычислил орбиту кометы из наблюдений ее перемещения на фоне звезд и убе- дился, что она, подобно плане- там, двигалась в Солнечной си-

Рис. 67. Аризонский кратер.

метеоритный

стеме под действием тяготения Солнца. Позднее английский уче- ный Галлей
вычислил орбиты уже многих наблюдавшихся комет и установил, что кометы, наблюдавшиеся в 1531, 1607 и 1682 гг.,— это одно и то же светило, периодически возвращающееся к Солнцу. В афелии комета уходит за орбиту Нептуна (рис. 68) и через 75,5 лет возвращается вновь к Земле и Солнцу. Галлей впервые предсказал появление кометы в 1758 г. Через много лет после его смерти она действительно появилась. Ей присвоили название кометы Г а л л е я и видели ее еще в 1835 и в 1910 гг. В следующий раз она приблизится к Солнцу в 1985—1986 гг.

Комета Галлея относится к числу периодических комет. Теперь известно много периодических комет с периодами обращения от трех (комета Э н к е) до десяти лет. Их афелии лежат около орбиты Юпитера Приближение комет к Земле и их будущий види- мый путь по небу вычисляют заранее с большой точностью. Наряду с этим есть кометы, двигающиеся по очень вытянутым орбитам с большими периодами обращения. Мы принимаем их орбиты за пара- болы, хотя в действительности они, по-видимому, являются очень вытянутыми эллипсами, но различить эти кривые, зная лишь малый отрезок пути комет вблизи Земли и Солнца, нелегко. Большинство таких неожиданно появляющихся комет, как и большинство перио- дических, не имеют хвоста и видны лишь в телескоп.

Каждый год появляются сведения об открытии нескольких не- известных ранее комет. В каталоги занесено около тысячи наблю- давшихся комет. При открытии комета получает название по фами- лии обнаружившего ее ученого.

Периодические кометы

имеют орбиты, мало наклоненные к плос- кости эклиптики и с небольшими эксцентриситетами. Например, ко- мета Швассмана — Вахмана движется даже по почти круго- вой орбите, мало отличающейся от орбит астероидов. С другой сто- роны, у таких астероидов, как Икар и Гермес, орбиты скорее комет- ногб, чем планетного, типа (вытянутые). У кометы Швассмана — Вахмана и у некоторых других комет туманная оболочка (кома) на время исчезала, и они становились совершенно неотличимы от астероидов.

2. Физическая природа комет.
Маленькое ядро диаметром в несколько километров является единственной твердой частью кометы, и в нем практически сосредоточена вся ее масса. Масса комет крайне мала и нисколько не влияет на движение планет. Планеты же про- изводят большие возмущения в движении комет.

Ядро кометы, по-видимому, состоит из смеси пылинок, твер- дых кусочков вещества и замерзших газов, таких, как углекислый газ, аммиак, метан. При приближении кометы к Солнцу ядро про- гревается и из него выделяются газы и пыль. Они образуют вокруг ядра газовую оболочку, которая вместе с ядром составляет голову кометы. Газы и пыль, выбрасываемые из ядра в голову кометы, отталкиваются действием давления солнечного излучения и корпускулярных потоков прочь от Солнца и создают хвост коме- ты, всегда направленный в сторону, противоположную Солнцу

7 5

(рис. 69). Чаще всего он прямой, тонкий, струйчатый. У больших и ярких комет иногда наблюдается широкий, изогнутый веером хвост (рис. 70).

Чем ближе к Солнцу подходит комета, тем она ярче и тем длин- нее ее хвост (рис. 69), вследствие большего ее облучения и интен- сивного выделения газов. Хвост ко- меты иногда достигает в длину рас- стояния от Земли до Солнца, а го- лова кометы — размеров Солнца. С удалением от Солнца вид и яр- кость кометы меняются в обратном порядке и комета исчезает из вида, достигнув орбиты Юпитера.

Спектр головы и хвоста кометы имеет обычно яркие полосы. Анализ спектра показывает, что голова ко-

меты состоит в основном из паров углерода и циана, а в составе ее хвоста имеются ионизованные молекулы оксида углерода (II) (угарного газа). Спектр ядра кометы является копией солнечно- го спектра, т. е. ядро светится отраженным солнечным светом. Кома, голова и хвост светятся холодным светом, поглощая и за- тем переизлучая солнечную энергию (это разновидность флуорес- ценции). На расстоянии Земли от Солнца комета не горячее, чем Земля.

Выдающийся русский ученый Ф. А. Бредихин разработал способ

определения по кривизне хвоста си- лы, действующие на его частицы. Он установил классификацию ко- метных хвостов и объяснил ряд наблюдаемых в них явлений зако- нами механики и физики. В послед- ние годы стало ясно, что движе- ние газов в прямых хвостах и из- ломы в них вызваны взаимодей- ствием ионизованных молекул газов такого хвоста с налетающим на них потоком частиц (корпускул), летящих от Солнца, который назы- вают солнечным ветром. Эти потоки несут с собой магнитное поле. Ионы не могут двигаться поперек магнитных линий, и магнитное поле отбрасывает ионы газа в хвост ко- меты. В таких случаях воздействие солнечного ветра превосходит тяго-

Рис. 69. Хвост кометы растет с при- ближением ее к Солнцу и всегда направлен от Солнца.

Ф. А. Бредихин (1831—1904). Рус- ский астроном. Главное направле- ние исследований — изучение ко- мет. Создал теорию, объясняю- щую движение вещества в хвостах комет.

тение к Солнцу в тысячи раз. Вспышки горячих газов на Солнце сопровождаются усилением коротковолновой радиации и корпуску- лярных потоков. Это вызывает внезапные вспышки яркости комет.

И в наше время иногда среди населения высказываются опасения, что Земля столкнется с кометой. В 1910 г. Земля прошла сквозь хвост кометы Галлея. Хотя .в хвосте кометы есть угарный газ, он так разрежен, что никакими анализами не удалось обнаружить его при- месь в приземном воздухе. Газы даже в голове кометы чрезвычайно разрежены. Столкновение Земли с ядром кометы крайне маловеро- ятное событие. Возможно такое столкновение наблюдалось в 1908 г. как падение Тунгусского метеорита. При этом на высоте нескольких километров произошел мощный взрыв, воздушная волна которого по- валила лес на огромной площади.

3. Происхождение комет и их распад на метеорные потоки.
Кометы входят в состав Солнечной системы. Следовательно, они родились вместе с ней или в ней, хотя пока еще неизвестно, как именно. По гипотезе голландского ученого Оорта, кометы образуют огром- ное облако, простирающееся далеко за пределы орбиты Плутона. Большая часть комет находится на периферии Солнечной системы. Притяжение Юпитера может превратить некоторые кометы, перво- начально двигавшиеся на очень большом расстоянии от Солнца и имевшие очень большой период, в короткопериодические, которые будут двигаться внутри планетной системы и постепенно раз- рушаться.

Рис. 70. Фотография кометы Мркоса 1957 г. с изогнутым хвостом II типа и пря- мым хвостом I типа вверху.

Давно замечено, что ядра периодических комет истощаются, с каждым оборотом они светятся все слабее. Не раз наблюдалось де- ление кометных ядер на две части и более. Это разрушение произ- водили либо солнечные приливы, либо столкновения с метеорным потоком. Комета, открытая чешским ученым Билым (Биэлой) еще в 1772 г., наблюдалась при повторных возвращениях с семилетним периодом. В 1846 г. ее ядро распалось, и она превратилась в две слабые кометы, которые после 1852 г. не наблюдались. Ког- да в 1872 г., по расчетам, исчезнувшие кометы должны были пройти вблизи Земли, наблюдался дождь «падающих звезд». С тех пор 27 ноября это явление повторяется ежегодно, хотя и менее эффектно. Мелкие твердые частички распавшегося ядра бывшей ко- меты Б и л о г о растянулись вдоль ее орбиты (рис. 71), и, когда Зем- ля пересекает их поток, они влетают в ее атмосферу. Эти частички вызывают в атмосфере явление метеоров и полностью раз- рушаются, не долетая до Земли. Известен ряд других метеорных потоков, ширина которых, как правило, неизмеримо больше, чем размер породивших их ядер комет.

Фотографируя путь одного и того же метеора на звездном небе, как он проецируется для наблюдателей, отстоящих друг от друга на 20—30 км, определяют высоту, на которой появился метеор. Чаще всего метеорные тела начинают светиться на высоте 100— 120 км и полностью испаряются уже на высоте 80 км. В их спект- рах видны яркие линии железа, кальция, кремния и др. Фотогра-

Рис. 71. Схема превращения распадающегося ядра кометы в поток метеорных частиц.

фируя полет метеора камерой, объектив которой перекрывается вращающимся затвором, получают прерывистый след, по которому можно оценить торможение метеора воздухом. Отсюда определяют плотность метеорных тел. Она составляет лишь около 100 кг/м3. Вероятно, метеорные тела — это пористые частицы, поры которых заполнены кометным льдом, который испаряется первым. По расче- там, масса метеорных тел — порядка миллиграммов, а размер — доли миллиметров.

Раскаленные газы, оставляемые метеорным телом, образуют светящийся след. Метеорная частица при своем движении ионизу- ет воздух. След из ионизованного воздуха отражает радиоволны. Это позволило применить для изучения метеоров радиолокатор. Удается определить и скорость метеоров. Метеорные тела, дого- няющие Землю, имеют скорости, с которыми они влетают в атмосфе- ру, не более 11 км/с, а летящие навстречу Земле — до 60—70 км/с.

Метеоры иногда кажутся вылетающими из некоторой области на небе, называемой радиантом метеорного потока (рис. 72). Это эффект перспективы (рис. 73). Пути метеоров, летящих по параллель- ным направлениям, будучи про^лжены, кажутся сходящимися вда- ли, как рельсы железной дороги. Радиант находится на небе в том направлении, откуда летят данные метеорные тела. Всякий радиант занимает определенное положение среди созвездий и участвует в суточном вращении неба. Положение ра'дианта определяет назва- ние метеорного потока. Например, метеоры, наблюдающиеся 10—12

Рис. 72. Дождь метеоров из радианта. Рис. 73. Перспективное схождение

параллельных линий.

августа, радиант которых находится в созвездии Персея, называются персеидами.

Наблюдение метеорных потоков — важная научная задача, вполне посильная для школьников. Она способствует изучению на- шей атмосферы и вещества распавшихся комет

Знание тех дней, когда метеорные потоки встречаются с Землей, уменьшает опасность встречи космонавтов с ними и позволяет учи- тывать их при назначении дат космических полетов.

19 1. После захода Солнца на западе находится комета. Как относительно го- ризонта направлен ее хвост?

2. Какова большая ось орбиты кометы Галлея, если период ее обращения 76 лет?

3. Как можно доказать, что действительно звезды с неба не падают?

4. Предположим, что рисунок 70 есть десятикратное увеличение фотографии, полученной камерой с фокусным расстоянием объектива 10 см. Оцените длину прямого луча в хвосте кометы в градусах, зная, что изображения Луны и Солнца (0,5°) на фотопленке равны Vim Д°ле фокусного расстояния объектива.

-СОЛНЦЕ — БЛИЖАЙШАЯ ЗВЕЗДА1

1- Энергия Солнца.
Солнце — центральное и самое массивное тело Солнечной системы. Его масса в 333 000 раз больше массы Земли и в 750 раз превышает массу всех других планет, вместе взятых. Солнце — мощный источник энергий, постбянно излучаемой им во всех участках спектра электромагнитных волн — от рентге- новских и ультрафиолетовых лучей до радиоволн. Это излучение оказывает сильное воздействие на все тела Солнечной системы: нагревает их, влияет на атмосферы планет, дает свет и тепло, необходимые для жизни на Земле.

Вместе с тем Солнце — ближайшая к нам звезда, у которой в отличие от всех других звезд мы можем наблюдать диск и при помощи телескопа изучать на нем мелкие детали, размером даже до нескольких сотен километров. Солнце — типичная звезда, а по- тому его изучение помогает понять природу звезд вообще. Види- мый угловой диаметр Солнца незначительно меняется из-за эллип- тичности орбиты Земли. В среднем он составляет около 32' или 1/107 радиана, т. е. диаметр Солнца равен 1/107 а. е., или при- близительно 1 400 000 км, что в 109 раз превышает диаметр Земли.

На площадку в 1 м2, поставленную перпендикулярно сол- нечным лучам за пределами земной атмосферы (например, на ИСЗ), приходится 1,36 кВт лучистой энергии Солнца. Умножив это чис- ло на площадь поверхности шара радиусом, равным расстоянию от Земли до Солнца, получим мощность полного излучения Солнца (его светимость), которая составляет около 4 • 1023 кВт. Так излучает тело солнечных размеров, нагретое до температуры около 6000 К (эффективная температура Солнца). Поток энергии, получаемой Землей от Солнца, равен примерно 1/2 000 000 000 от его полной энергии.

■ СОЛНЦЕ И ЗВЕЗДЫ

201- Какая энергия поступает за 1 мин от Солнца в озеро площадью 1 км2 в ясную погоду, если высота Солнца над горизонтом 30°, а атмосфера пропускает 80% излучения?

2. Какая мощность излучения в среднем приходится на 1 кг солнечного ве- щества?

1 Материал этого параграфа написан при участии Э. В. Кононовича.

2. Строение Солнца.
Как и все звезды, Солнце — раскаленный газовый шар. В основном оно состоит из водорода с примесью 10% (по числу атомов) гелия. Количество атомов всех остальных элемен- тов вместе взятых, примерно в 1000 раз меньше, Однако по массе на эти более тяжелые элементы приходится 1—2% массы Солнца.

На Солнце вещество сильно ионизовано, т. е. атомы лишены внешних своих электронов, которые становятся свободными части-., цами ионизованного газа — плазмы.

Для определения средней плотности солнечного вещества надо массу Солнца поделить на егообъем:

это значение соизмеримо с плотностью воды и в тысячу раз боль- ше плотности воздуха у поверхности Земли. Однако в наружных слоях Солнца плотность в миллионы раз меньше, а в центре — в 100 раз больше, чемq
.

Под действием сил гравитационного притяжения, направлен- ных к центру Солнца, в его недрах создается огромное давление. Если бы вещество внутри Солнца было распределено равномерно и плотность всюду равнялась средней, то рассчитать внутреннее давление было бы легко. Сделаем приближенно такой расчет для глубины, равной половине радиуса.

Сила тяжести на этой глубине будет определяться только притяжением масс, находящихся внутри сферы радиусом УгЯ©- Объем этой сферы составляет 1/8 от объема всего Солнца, и при постоянстве плотности в нем заключена l/sMe. Следовательно, по закону всемирного тяготения гравитационное ускорение на рас- стоянии /2R
q от центра «однородного» Солнца составит:

Сила давления на данной глубине складывается из силы тяжести всех вышележащих слоев. Само же давление будет (численно) рав- но силе тяжести радиального столбика вещества высотой l/2RQ> расположенного над площадью S = 1 м2 в рассматриваемой точке. В этом столбике заключена масса

Поэтому давление

Отсюда получаем, что

Согласно газовым законам давление пропорционально темпе- ратуре и плотности. Это дает возможность определить темпера- туру в недрах Солнца. Для средней плотности солнечного веще- ства давление в 1015 Па получится при температуре порядка 5 000 000 К

Точные расчеты показывают, чтохв центре Солнца плотность

газа составляет около 1,5 • 105 кг/м3 (в 13 раз больше, чем у свинца!), давление — около 2 • 1018 Па, а температура — около 15 000 000 К.

При такой температуре ядра атомов водорода (протоны) име- ют очень высокие скорости (сотни километров в секунду) и могут сталкиваться друг с другом, несмотря на действие электростатичес- кой силы отталкивания между ними. Некоторые из таких столкнове- ний завершаются ядерными реакциями, при которых из водорода образуется гелий и выделяется большое количество теплоты. Эти реакции являются источником энергии Солнца на современном эта- пе его эволюции. В результате количество гелия в центральной области Солнца постепенно увеличивается, а водорода — уменьша- ется. В самом центре Солнца за 4—5 млрд. лет, которые прошли с момента его образования, примерно половина водорода уже прев- ратилась в гелий.

Поток энергии, возникающей в недрах Солнца, передается во внешние слои и распределяется на все большую и большую площадь. Вследствие этого температура1^солнечных газов убывает по мере удаления от центра Сначала температура уменьшается медленно, а в наружных слоях очень быстро. В зависимости от значения тем- пературы и характера определяемых ею процессов все Солнце условно можно разделить на 4 области (рис. 74):

Рис. 74. Схема строения Солнца.

Рис. 75. Фотосфера с грануляцией и пятнами.

внутренняя, центральная область (ядро), где давление и температура обеспечивают протекание ядерных реакций, она про- стирается от центра до расстояния примерно ;

«лучистая» зона (расстояние от — до —/?е), в которой

3 3

энергия передается наружу от слоя к слою в результате последо- вательного поглощения и излучения квантов электромагнитной энергии;

конвективная зона — от верхней части «лучистой» зоны почти до самой видимой границы Солнца. Здесь температура быстро уменьшается по мере приближения к видимой границе Солнца, в результате чего происходит перемешивание вещества (конвек- ция), подобное кипению жидкости в сосуде, подогреваемом снизу;

атмосфера, начинающаяся сразу за конвективной зоной и простирающаяся далеко за пределы видимого диска Солнца. Нижний слой атмосферы включает тонкий слой газов, который воспринима- ется нами как поверхность Солнца. Верхние слои атмосферы непосредственно не видны и могут наблюдаться либо во время полных солнечных затмений, либо при помощи специальных приборов.

21 Какова средняя молекулярная масса смеси полностью ионизованного газа, состоящего на 90% из водорода и 10% гелия (по числу атомов)?

3. Солнечная атмосфера и солнечная активность.
Солнечную атмо- сферу также можно условно разделить на несколько слоев (рис. 74).

Самый глубокий слой атмосферы, толщиной 200—300 км, назы- вается фотосферой (сфера света). Из него исходит почти вся та энергия Солнца, которая наблюдается в видимой части спектра.

В фотосфере, как и в более глубоких слоях Солнца, темпе- ратура убывает по мере удаления от центра, изменяясь примерно

от 8000 до 4000 К: сильное охлаждение наружных слоев фотосферы происходит из-за ухода излучения в межпланетное пространство.

На фотографиях фотосферы (рис. 75) хорошо заметна ее тонкая структура в виде ярких «зернышек» — гранул размером в среднем около 1000 км, разделенных узкими темными промежутками. Эта структура называется грануляцией. Она оказывается следст- вием движения газов, которое происходит в расположенной под фотосферой конвективной зоне.

Убывание температуры в наружных слоях фотосферы приводит к тому, что в спектре видимого излучения Солнца, почти целиком возникающего в фотосфере, наблюдаются темные линии поглощения. Они называются фраунгоферовыми, в честь немецкого оптика Фраунгофера, впервые в 1814 г. зарисовавшего несколько сотен таких линий. По той же причине (падение температуры от центра Солнца) солнечный диск к краю кажется более темным.

В самых верхних слоях фотосферы температура достигает зна- чения, близкого к 4000 К. При такой температуре и плотности Ю-3 — 10~4 кг/м3 водород оказывается практически нейтральным. Ионизовано только около 0,01% атомов, принадлежащих главным образом металлам. Однако выше в атмосфере температура, а вместе с ней и ионизация снова начинают ра-

сти, сначала медленно, а затем очень быстро. Область солнечной атмосфе- ры, в которой температура растет вверх и происходит последователь- ная ионизация водорода, гелия и дру- гих элементов, называется хромо- с ф е р о й. Ее температура составля- ет десятки и сотни тысяч градусов. Она в виде блестящей розовой ка- емки видна вокруг темного диска Луны в редкие моменты полных сол- нечных затмений. Выше хромосферы температура солнечных газов дости- гает 106 — 2 • Ю6 К и далее на про- тяжении многих радиусов Солнца почти не меняется. Эта разреженная и горячая оболочка называется сол- нечной короной (рис. 76). В виде лучистого жемчужного сия- ния ее можно увидеть при полной фазе затмения Солнца, тогда она представляет собой поразительно красивое зрелище. «Испаряясь» в межпланетное пространство, газ ко- роны образует постоянно текущий от Солнца поток горячей разреженной плазмы, называемый солнечным

Рис. 76. Вид солнечной короны:

1 — в годы, когда пятен на Сол- нце много;

2— в промежуточную эпоху; 3 — в годы, когда пятен мало.

Причиной нагрева верхних слоев солнечной атмосферы явля- ются волновые движения вещества, возникающие в конвективной зоне Эти волны проходят через фотосферу и переносят в хромо- сферу и корону небольшую долю той механической энергии, которой обладают газы в конвективной зоне.

Лучше всего хромосферу и корону наблюдать со спутников и орбитальных космических станций в ультрафиолетовых и рентге- новских лучах.

Временами в отдельных областях фотосферы темные промежут- ки между гранулами увеличиваются, образуются небольшие округ- лые поры, некоторые из них развиваются в большие темные пятна, окруженные полутенью, состоящей из продолговатых, радиально вытянутых фотосферных гранул.

Впервые солнечные пятна наблюдал в телескоп Галилей. Он за- метил, что они перемещаются по видимому диску Солнца. На этом основании он сделал вывод, что Солнце вращается вокруг своей оси.

Угловая скорость вращения Солн-Рис. 77. Изменения видимого поло- ца
убывает от экватора к полюсам,жения пятен на Солнце ТОЧКИ
На ЭКВаторе СОВершаЮТ ПОЛ-при его вращении.
НЫЙ оборот За 25 Сут, а вблИЗИ

полюсов звездный период враще- ния Солнца увеличивается до 30 сут. За 25 сут Земля проходит дугу своей орбиты около 25° в том же направ- лении, в котором происходит вра- щение Солнца. Поэтому относитель- но земного наблюдателя период вра- щения Солнца почти на двое суток больше и пятно, находившееся в центре солнечного диска, снова прой- дет через центральный меридиан Солнца через 27 сут.

Пятна — непостоянные образова- ния. Число и форма пятен на Солнце непрерывно меняются (рис. 77). Обычно солнечные пятна появляют- ся группами.

Около края солнечного диска вокруг пятен видны светлые обра- зования, почти незаметные, когда пятна близки к центру солнечного диска. Эти образования называются факелами Они гораздо конт- растнее и видны по всему диску, если Солнце фотографировать не в белом свете, а в лучах, соответ- ствующих спектральным линиям во- дорода, ионизованного кальция и некоторых других элементов. Такие

фотографии называются спектрогелиограммами. По ним изу- чается структура более высоких слоев солнечной атмосферы и чаще всего хромосферы.

Количество активных областей и групп пятен на Солнце пе- риодически меняется со временем в среднем в течение примерно 11 лет. Это явление называется циклом солнечной активности В начале цикла пятен почти нет, затем их количество увеличивает- ся сначала вдали от экватора, а затем все ближе к нему. Через несколько лет наступает максимум количества пятен, или, как говорят, максимум солнечной активности, а после него происходит ее спад.

Главной особенностью пятен, а также факелов является при- сутствие магнитных полей. В пятаах индукция магнитного поля велика и достигает иногда 0,4—0,5 Тл, в факелах магнитное поле слабее.

Как правило, в группе пятен присутствуют два особенно крупных пятна — одно на западной, а другое на восточной сторо- не группы, которые имеют противоположную магнитную полярность, подобно двум полюсам подковообразного магнита.

Магнитные поля играют очень важную роль в солнечной ат- мосфере, оказывая сильное влияние на движение плазмы, ее плот- ность и температуру. В частности, увеличение яркости фотосфе- ры в факелах и значительное ее уменьшение (до 10 раз) в об- ласти пятен вызвано соответственно усилением конвективных дви- жений в слабом магнитном поле и сильным их ослаблением при большой индукции магнитного поля.

Черными пятна кажутся лишь по контрасту с более горячей и оттого более яркой фотосферой. Температура пятен составляет около 3700 К, поэтому в спектре пятна есть полосы поглощения простейших двухатомных молекул: СО, TiO, СН, CN и др., ко- торые в более горячей фотосфере распадаются на атомы.

Хромосфера над факелами ярче благодаря большей температуре и плотности. Во время значительных изменений, происходящих в группах пятен, в небольшой области иногда возникают хромо- сферные вспышки: внезапно, за каких-нибудь 10—15 мин, яр- кость хромосферы сильно увеличивается, происходят выбросы мощ- ных сгустков газа, ускоряются потоки горячей плазмы. В некоторых случаях отдельные заряженные частицы ускоряются до очень высо- ких значений энергии. Мощность солнечного радиоизлучения при этом обычно увеличивается в миллионы раз (всплески радиоиз- лучения) .

В короне наблюдаются еще более грандиозные по размерам активные образования — протуберанцы. Они представляют собой исключительно разнообразные по форме и характеру своего движения облака более плотных газов по сравнению с веществом короны (рис. 78). Форма протуберанцев и их движение связаны с магнитными полями, проникающими из фотосферы в корону.

Солнце оказывает огромное влияние на явления, происходя- щие на Земле Коротковолновое его излучение определяет важней-

шие физикохимические процессы в верхних слоях земной атмосферы. Видимые и инфракрасные лучи явля- ются основными «поставщиками» тепла для Земли. В различных стра- нах мира, в том числе и в нашей стране, проводятся работы по более широкому использованию солнечной энергии для хозяйственных и про- мышленных целей (выработка электро- энергии, отопление зданий и др.). В будущем употребление энергии пря- мого солнечного излучения неизбеж- но возрастет.

Солнце не только освещает и со- гревает Землю. Проявлениям сол- нечной активности сопутствует воз- никновение целого ряда геофизиче- ских явлений. Важнейшие из них тес- но связаны с хромосферными вспыш- ками. Потоки заряженных частиц, ускоренные во вспышках, влияют на магнитное поле Земли и вызывают магнитные бури, которые приводят к проникновению заряженных частиц в более низкие слои атмосферы, отчего и возникают полярные сияния. Коротковолновое излу- чение Солнца усиливает ионизацию заряженных верхних слоев земной атмосферы (ионосферы), что сильно влияет на условия распространения радиоволн, иногда нарушая радио-

связь Оказалось, что активные процессы на Солнце, влияя на атмосферу и магнитное поле Земли, косвенным образом воздей- ствуют и на сложные процессы органического мира — как живот- ного, так и растительного. Эти воздействия и их механизм в настоящее время исследуются учеными.

Рис. 78. Изменения протуберанца (1 ч 41 мин — нижнйй ри- сунок, 2 ч 57 мин — сред- ний, 5 ч 33 мин — вер- хний).

22 1. Можно ли заметить невооруженным глазом (через темный фильтр) на Солнце пятно размером с Землю, если глаз различает предметы, видимые под углом не менее 2—3'?

Определите площадь солнечного пятна (рис. 75. Темный круг слева внизу от пятна соответствует размеру Земли в масштабе фотографии.)

Определите скорость подъема протуберанца (выразите ее в км/с), измеряя его положение на трех фотографиях (рис. 78. Для определения мас- штаба фотографии оцените радиус Солнца по его сегменту, видимому на рисунке ). Является ли движение этого протуберанца равномерным?

4. Считая, что яркость пропорциональна четвертой степени температуры и что температура фотосферы 6000 К, определите температуру солнечного пятна, если его яркость в 10 раз меньше, чем яркость фотосферы.

• СПЕКТРЫ, ТЕМПЕРАТУРЫ, СВЕТИМОСТИ ЗВЕЗД И РАССТОЯНИЯ ДО НИХ

Изучая звезды, наука выяснила их громадное разнообразие, хотя все они сходны с Солнцем в том отношении, что являются самосветящимися, раскаленными газовыми шарами, черпающими из своих недр колоссальные запасы энергии. С одной стороны, это по- казывает, что наше Солнце во Вселенной не уникально, а од- но из бесчисленных солнц и ничем особым из них не выделяется. С другой стороны, установлено, что в многообразии звезд сущест- вуют определенные - закономерности, обусловленные физическими причинами.

В звездных каталогах содержатся координаты и оценка звезд- ной величины не только всех 6000 звезд, видимых невооруженным глазом, но и множества более слабых — до 11-й звездной величины. Их число составляет около миллиона. На широко используемом астрономами фотографическом атласе неба видны звезды до 21-й звездной величины. Их на всем небе около 2 млрд.1. Спектры, цвет и температура звезд.
Спектры звезд крайне разнообразны. Почти все они спектры поглощения. Это результат поглощения света во внешних оболочках звезд. Изучение спект- ров позволяет определить химический состав атмосфер звезд.

В атмосферах всех звезд преобладающими являются водород
и гелий.
Характер* спектров звезд зависит от температур и дав- лений в их атмосферах. При высокой температуре происходит раз- рушение молекул на атомы. При еще более высокой температуре разрушаются менее прочные атомы, они превращаются в ионы, те- ряя электроны. Ионизованные атомы многих химических элементов, как и нейтральные атомы, излучают и поглощают энергию определен- ных длин волн. Путем сравнения интенсивности линий поглощения атомов и ионов одного и того же химического элемента теорети- чески определяют их относительное количество. Оно является функцией температуры. Так по темным линиям спектров звезд можно определить температуру их атмосфер. Это дополняет воз- можность определения температур звезд по распределению энергии в их непрерывном спектре и по измерению получаемой от них энергии на Земле.

Спектры звезд разделены на классы, обозначаемые латински- ми буквами и цифрами (см. рис. 88 и табл. IV в приложении).

Цвет и спектр звезд связаны с их температурой. В сравнитель- но холодных звездах преобладает излучение в красной области спектра, отчего они и имеют красный цвет. Температура красных звезд низкая. Она растет последовательно при переходе от красных звезд к оранжевым, затем к желтым, желтоватым, белым и голубо-

ватым. В такой последовательности меняется цвет накаляемого тела. В спектрах холодных красных звезд класса М с температурой около 3000 К видны полосы поглощения простейших двухатомных молекул, чаще всего оксиды титана. В спект- рах других красных звезд преобла- дают оксиды углерода или циркония. Красные звезды первой величины класса М — Антарес, Бетельгейзе.

В спектрах желтых звезд класса G, к которым относится и Солнце (с температурой 6000 К на поверх- ности), преобладают тонкие линии металлов: железа, кальция, натрия и др. Звездой типа Солнца по спект- ру, цвету и температуре является яркая Капелла в созвездии Возничего.

В спектрах белых звезд класса А, как Сириус, Вега и Денеб, наиболее сильны линии водорода. Есть много слабых линий иони- зованных металлов. Температура таких звезд около 10 000 К.

В спектрах наиболее горячих, голубоватых звезд с темпера- турой около 30 000 К видны линии нейтрального и ионизованного гелия. Температуры большинства звезд заключены в пределах от 3000 до 30 000 К. У немногих звезд встречается температура око- ло 100 000 К-

Источником энергии, получаемой большинством звезд и Солн- цем, служат ядерные реакции превращения водорода в гелий, происходящие в их недрах при температуре свыше 10 000 000 К. (Подробнее об этом см. в § 30.)

2. Годичный параллакс и расстояния до звезд.
Радиус Земли ока- зывается слишком малым, чтобы служить базисом для измерения параллактического смещения звезд и для определения расстояний до них. Еще во времена Коперника было ясно, что если Земля действительно перемещается в пространстве, обращаясь вокруг Солнца, то видимые положения звезд на небе должны меняться. Земля за полгода перемещается на величину диаметра своей ор- биты. Направления на звезду с двух концов диаметра этой орби- ты должны различаться на величину параллактического смещения. Иначе говоря, у звезд должен быть заметен годичный параллакс. Годичным параллаксом звезды р называют угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), если она перпендикулярна лучу зрения (рис. 79). Чем больше расстояние D до звезды, тем меньше ее парал- лакс (рис. 79). Параллактическое смещение положения звезды на небе в течение года происходит по маленькому эллипсу или кругу, если звезда находится в полюсе эклиптики (см. рис. 79).

Рис. 79. Годичные параллаксы звезд.

Для определения годичного параллакса измеряют направле- ние на звезду в различные моменты времени, когда Земля нахо- дится в разных точках своей орбиты. Параллакс легче всего из- мерить, если моменты наблюдений разделены примерно полугодом. За это время Земля переносит наблюдателя на расстояние, равное диаметру ее орбиты.

Параллакс звезд долго не могли обнаружить, и Коперник пра- вильно утверждал, что звезды слишком далеки от Земли, чтобы существовавшими тогда приборами можно было обнаружить парал- лактическое смещение звезд при базисе, равном диаметру земной орбиты. (Подсчитайте, во сколько раз он больше, чем диаметр Земли.) В настоящее время способ определения годичного парал- лакса является основным при определении расстояний до звезд, и уже измерены параллаксы для нескольких тысяч звезд.

Впервые годичный параллакс звезды был надежно измерен вы- дающимся русским ученым В. Я- Струве
в 1837 г. Он измерил го- дичный параллакс звезды Веги. Почти одновременно в других странах измерили параллаксы еще у двух звезд. Одной из них бы- ла а Центавра. Эта звезда южного полушария неба и в СССР не видна. Она оказалась ближайшей к нам звездой с годич- ным параллаксом р = 0,75". Под таким углом невооруженному глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Не- удивительно, что так долго не могли заметить у звезд подобные столь малые угловые смещения

Расстояние до звезды D = ——, где а — большая полуось

sin р

земной орбиты. Если принять а за единицу и учесть, что при малых углах sin р = 206^5„, то получим:

Расстояние до ближайшей звезды а Центавра D= 206 265": 0,75" = 270 000 а. е. Свет проходит расстояние до а Центавра за 4 года, тогда как от Солнца до Земли он идет только 8 мин, а от Луны около 1 с.

Расстояния до звезд удобно выражать в парсеках (пк).

Парсек — расстояние, с которого большая полуось земной орби- ты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом в 1". Расстоя- ние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса, выраженного в секундах дуги.
Например, расстояние до звездыа Центавра равно 0,75" (3/4") или 4/3 пк.

1 парсек = 3,26 светового года = 3 • 1013 км.

Измерением годичного параллакса можно надежно установить расстояние до звезд, находящихся не далее 100 пк, или 300 све- товых лет. Расстояния до более далеких звезд в настоящее вре- мя определяют другими методами (см. § 24.1).3. Видимая и абсолютная звездная величина. Светимость звезд.

Вспомним, что разность в 5 видимых звездных величин со-

ответствует различию яркости ровно в 100 раз (см. § 3.2). Следо- вательно, разность видимых звездных величин двух источников равна единице,
когда один из них ярче другого ровно в ^100 раз (эта величина примерно равна 2,512). Чем ярче источник, тем его видимая звездная величина считается меньшей. В общем случае отношение видимой яркости двух любых звезд 1{:12 свя- зано с разностью их видимых звездных величин тх и т2 прос- тым соотношением:

Абсолютной звездной величиной М называется та видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на стандартном расстоянии D0 = 10 пк.

Светимостью звезды L называется мощность излучения све- товой энергии по* сравнению с мощностью излучения света Солн- цем.

Величины L и М легко вычислить, если известно расстоя- ние до звезды D или ее параллакс р (так как D обратно про- порционально р) Пусть т — видимая звездная величина звезды, находящейся на расстоянии D. Если бы она наблюдалась с расстояния D0 = 10 пк, ее видимая звездная величина т0 по опреде- лению была бы равна абсолютной звездной величине М. Тогда ее кажущаяся яркость изменилась бы в

(о

Кажущаяся яркость звезды меняется обратно пропорционально квадрату расстояния до нее. Поэтому

(2)

Следовательно,

(3)

Логарифмируя, находим:

(5)

Эти формулы дают абсолютную звездную величину М по извест- ной видимой звездной величине
т при реальном расстоянии до звезды D. Наше Солнце с расстояния 10 пк выглядело бы примерно как звезда 5-й видимой звездной величины, т. е. для Солнца М =М@«5.

Зная абсолютную звездную величину М какой-нибудь звезды, можно вычислить ее светимость L. По определению

Величины М и L в разных единицах выражают мощность излуче- ния звезды независимо от расстояния до нее.

Абсолютные величины
очень ярких звезд отрицательны и до- ходят до М = — 9. Такие звезды называются гигантами и сверх- гигантами Звезда S Золотой Рыбы ярче нашего Солнца в 500 000 раз, ее светимость L= 500 000, но видно ее в южном полуша- рии неба лишь в сильный бинокль. А наше Солнце считается звез- дой-карликом! Наименьшую мощность излучения имеют красные карлики сМ = + 17 и L = 0,000013.

Существуют звезды одинаковой температуры и цвета, но с разной светимостью. У таких звезд спектры в общем одинаковы, однако можно заметить различия в относительных интенсивностях некоторых линий. Это происходит от того, что при одинаковой температуре давление в их атмосферах несколько различно. В атмосферах звезд-гигантов давление меньше, они разреженнее. Ес- ли для подобных звезд построить график, показывающий, как ме- няется отношение интенсивности определенных пар спектральных линий в зависимости от абсолютной величины звезд, то мы сможем по интенсивности линий из графика найти абсолютную величину М звезды. Подстановка найденного значения М в выведенную нами формулу (4) дает возможность определить расстояние до звезды.

Во сколько раз Сириус ярче, чем Альдебаран? Солнце ярче, чем Сириус?

Одна звезда ярче другой в 16 раз. Чему равна разность их звездных величин?

^ Параллакс Веги 0,11". Сколько времени свет от нее идет до Земли?

Сколько лет надо было бы лететь по направлению к созвездию Лиры со скоростью 30 км/с, чтобы Вега стала вдвое ближе?

Во сколько раз звезда 3,4 звездной величины слабее, чем Сириус, имеющий видимую звездную величину —1,6? Чему равны абсолютные величины этих звезд, если расстояние до обеих составляет 3 пк?

Какова светимость звезды Скорпиона, если ее видимая звездная величина 3, а расстояние до нее 7500 св. лет?

Назовите цвет каждой из звезд таблицы IV приложения по приведенному их спектральному классу.

23.ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ, МАССЫ ЗВЕЗД

1. Визуально-двойные звезды.
Массу — одну из важнейших физи- ческих характеристик звезд — можно определить по ее воздействию на движение других тел. Такими другими телами являются спутники некоторых звезд (тоже звезды), обращающиеся с ними вокруг общего центра масс.

Если вы посмотрите на Ј Большой Медведицы, вторую звезду с конца «ручки» ее «ковша», то при нормальном зрении вы увидите совсем близко от нее вторую слабую звездочку Ее заметили еще древние арабы и назвали А л ь к о р (Всадник). Яркой звезде они да- ли название М и ц а р. Их можно назвать двойной звездой. Мицар и Алькор отстоят друг от друга на 1Г. В бинокль таких звездных пар можно найти немало. Так, е Лиры состоит из двух одинако- вых звезд 4-й звездной величины с расстоянием между ними 5'

Двойные звезды называются ви- зуально-двойнымн, если их двойст- венность может быть замечена при непосредственных наблюдениях в телескоп.

В телескоп е Лиры — визуаль- но-четверная звезда. Системы с чис- лом звезд п>3 называются крат- ными.

Многие из визуально-двойных
звездоказываются оптически-двойными,
т. е.

близость таких двух звезд является результатом случайной проекции их на небо. На самом деле в простран- стве они далеки друг от друга. И в течение многолетних наблюдений можно убедиться, что одна из них проходит мимо другой, не меняя направления с постоянной скоро- стью. Но иногда при наблюдении звезд выясняется, что более сла- бая звезда-спутник обращается во- круг более яркой звезды. Система- тически меняются расстояния между ними и направление соединяющей их

линии. Такие звезды называются физическими двойными,
они об- разуют единую систему и обращаются под действием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс.

Множество двойных звезд открыл и изучил известный русский ученый В. Я. Струве. Самый короткий из известных периодов обраще- ния визуально-двойных звезд — 5 лет. Изучены пары с периодами обращения в десятки лет, а пары с периодами в сотни лет изучат в будущем. Ближайшая к нам звезда а Центавра является двой- ной. Период обращения ее составляющих (компонентов) 70 лет. Обе звезды в этой паре по массе и температуре сходны с Солнцем.

Главная звезда обычно не находится в фокусе видимого эллипса, описываемого спутником, потому что мы видим его орбиту в проекции искаженной (рис. 80). Но знание геометрии позволяет восстановить истинную форму орбиты и измерить ее большую полуось а в секун- дах дуги. Если известно расстояние D до двойной звезды в пар- секах и большая полуось орбиты звезды-спутника в секундах дуги, равная ато в астрономических единицах (поскольку 1 :р" = D пк) она будет равна:

Важнейшей характеристикой звезды наряду со светимостью яв- ляется ее масса. Прямое определение массы возможно лишь для двойных звезд. По аналогии с § 9.4, сравнивая движение спутника

Рис. 80. Орбита спутника двойной звезды (v Девы) относи- тельно главной звезды, расстояние которой от нас составляет 10 пк. (Точки отмечают измеренные положения спутника в ука- занные годы. Их отклоне- ния от эллипса вызваны погрешностями наблюде- ний.)

звезды с движением Земли вокруг Солнца (для которой период обращения 1 год, а большая полуось орбиты 1 а. е.), мы по треть- ему закону Кеплера можем написать:

где ш, и /п2 — массы компонентов в паре звезд, Ме и М @ — массы Солнца и Земли, а Т — период обращения пары в годах Пренеб- регая массой Земли в сравнении с массой Солнца, мы получаем сумму масс звезд, составляющих пару, в массах Солнца:

Чтобы определить массу каждой звезды отдельно, надо изучить движение каждой из них относительно окружающих звезд и вычис- лить их расстояния Л, и Л2 от общего центра масс. Тогда имеем второе уравнение:

и из системы двух уравнений находим обе массы отдельно.

Двойные звезды в телескоп нередко представляют собой кра- сивое зрелище: главная звезда желтая или оранжевая, а спутник белый или голубой. Вообразите себе богатство красок на планете, обращающейся вокруг одной из пары звезд, где на небе сияет то красное Солнце, то голубое, то оба вместе.

Определенные описанными методами массы звезд различаются гораздо меньше, чем их светимости, примерно от 0,1 до 100 масс Солнца. Большие массы встречаются крайне редко. Обычно звезды обладают массой меньше пяти масс Солнца. Мы видим, что с точки зрения светимости и температуры наше Солнце является рядовой, средней звездой, ничем особым не выделяющейся.

24 1- У двойной звезды период обращения 100 лет. Большая полуось видимой орбиты а = 2,0", а параллакс р = 0,05". Определите сумму масс и массы звезд в отдельности, если звезды отстоят от центра масс на расстояниях, отно- сящихся как 1 : 4.

Если бы по орбите Земли двигалась звезда с такой же массой, как у Солнца, каков был бы период ее обращения?

По рисунку 80 оцените период обращения спутника, большую полуось орбиты и вычислите сумму масс компонентов. Считать, что большая полуось орбиты лежит в плоскости рисунка.

2. Спектрально-двойные звезды.
Если звезды при взаимном обра- щении подходят близко друг к другу, то даже в самый сильный телескоп их нельзя видеть раздельно, в этом случае двойствен- ность может быть определена по спектру. Если плоскость орбиты такой пары почти совпадает с лучом зрения, а скорость обраще- ния велика, то скорость каждой звезды в проекции на луч зрения будет быстро меняться. Спектры двойных звезд при этом накла- дываются друг на друга, а так как разница в скоростях этих

Рис. 81. Объяснение раздвоения, или колебания, линий в спектрах спектрально- двойных звезд.

звезд велика, то линии в спектре каждой из них будут смещаться в противоположные стороны Величина смещения меняется с перио- дом, равным периоду обращения пары Если яркости и спектры звезд, составляющих пару, сходны, то в спектре двойной звезды наблюдается периодически повторяющееся раздвоение спектральных линий (рис. 81). Пусть компоненты занимают положения Ах и Вх или А3 и В3, тогда один из них движется к наблюдателю, а дру- гой— от него (рис. 81, I, III). В этом случае наблюдается раз- двоение спектральных линий. У приближающейся звезды спектраль- ные линии сместятся к синему концу спектра, а у удаляющейся — к красному. Когда же компоненты двойной звезды занимают поло- жения А2 и
В2 или
А4 и
В4 (рис 81, II, IV), то оба они движутся под прямым углом к лучу зрения и раздвоения спектральных линий не получится.

Если одна из звезд светится слабо, то будут видны линии только другой звезды, смещающиеся периодически.

Один из компонентов Мицара сам является спектрально-двой- ной звездой.

3. Затменно-двойные звезды — алголи.
Если луч зрения лежит почти в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, то звезды такой пары будут поочередно загораживать друг друга. Во время затмений общая яркость пары, компонентов которой мы по отдельности не видим, будет ослабевать (положения В и D на рис. 82). В остальное же время в промежутках между затме- ниями она почти постоянна (положения А и С) и тем дольше, чем короче длительность затмений и чем больше радиус орбиты. Если спутник большой, но сам дает мало света, то, когда яркая

звезда затмевает его, суммарная яркость системы будет умень шаться лишь ненамного.

Минимумы яркости затменно-двойных звезд происходят при дви жении их компонентов поперек луча зрения. Анализ кривой изме- нения видимой звездной величины в функции времени позволяет установить размеры и яркость звезд, размеры орбиты, ее форму и наклон к лучу зрения, а также массы звезд Таким образом, затменно- двойные звёзды, наблюдаемые также и в качестве спектрально- двойных, являются наиболее хорошо изученными системами. К со жалению, таких систем известно пока сравнительно мало

Затменно-двойные звезды называются еще алголями, по наз- ванию своего типичного представителя р Персея. Древние арабы назвали р Персея Алголем (испорченное эль гуль), что значит «дьявол». Возможно, что они заметили ее странное поведение: в течение 2 дней 11 ч яркость Алголя постоянна, затем за 5 ч она ослабевает от 2,3 до 3,5 звездной величины, а затем за 5 ч яркость ее возвращается к прежнему значению.

Периоды известных спектрально-двойных звезд и алголей в основном короткие — около нескольких суток. В общей сложности двойственность звезд очень распространенное явление. Статистика показывает, что до 30% всех звезд, вероятно, являются двойными Получение разнообразных данных об отдельных звездах и их системах из анализа спектрально-двойных и затменно-двойных звезд — примеры неограниченной возможности человеческого по- знания

Рис. 82. Изменения видимои яркости (5 Лиры и схема движения ее спутника (Форма звезд, близко расположенных друг к другу, вследствие их при ливного воздействия может сильно отличаться от сферической )

1. Переменные звезды.
Для на- блюдателей на Земле изменения яркости в системах алголей вызва- ны периодическими затмениями звезд. Из точек пространства, откуда пло- скость орбиты данной пары видна под большим углом, никаких затме- ний и изменений яркости не будет. Но существует множество физиче- ских переменных звезд, у которых яркость меняется физически, реаль- но меняется светимость. Светимость одних меняется строго периодически, других — неправильным образом или с периодичностью, часто нарушае- мой. Для всех физических перемен- ных звезд типично, что вместе с из- менением яркости происходят те или

иные изменения в спектре, т. е. в состоянии их атмосферы.

Из периодических переменных звезд замечательны цефеиды. Цефеиды характеризуются амплитудами изменения яркости не более 1,5 звездной величины при периодах от десятков минут до не- скольких десятков суток. Этот период у них долгие годы постоя- нен с точностью до долей секунды.

Цефеиды — белые или желтоватые звезды. Их яркость плавно поднимается до максимума и затем более медленно спадает, тоже плавно или с одной волной на спуске кривой изменения яркости.

Название цефеиды получили по своей типичной представитель- нице — звезде б Цефея. Период ее переменности 5,37 сут и амплитуда изменения яркости от 4,6 до 3,7 звездной величины.

На рисунке 83 представлены изменения яркости и сопутствую- щие им изменения температуры и лучевой скорости цефеид.

С изменением температуры несколько меняется и спектральный класс цефеиды. Причина этого состоит в том, что цефеиды — пульсирующие звезды. Период их пульсации обратно про- порционален корню квадратному из их плотности. Они периодически расширяются и сжимаются. Расширения фотосферы, дающей свет, и хромосферы, вызывающей соответствующий сдвиг линий в спектре, происходят неодновременно. Сжатие наружных слоев вызывает их нагрев, а наивысшая температура соответствует наибольшей ско- рости приближения обращенной к нам части хромосферы. Колебания лучевой скорости в спектрах цефеид впервые изучил А. А. Бело- польский.

Цефеиды делятся на две группы: короткопериодические цефе- иды, иначе звезды типа RR Лиры, с периодами меньше 1 сут и

24. ПЕРЕМЕННЫЕ И НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

Рис. 83. Примерные кривые яркости, лучевой скорости и темпе- ратуры цефеиды.

классические с периодами больше 2 сут. Первые из них горячее и имеют одинаковую абсолютную величину М = 0,5.

Классические цефеиды желтее, холоднее и обладают следую- щей замечательной особенностью: классические цефеиды — сверх- гиганты, и их светимость плавно возрастает с увеличением периода. Наиболее медленно меняющиеся цефеиды — самые яркие. При периоде около 50 сут их светимость в 10 000 раз больше, чем у Солнца. Установив светимость цефеиды по периоду изменения ее яркости, который легко определяется прямыми наблюде- ниями даже у предельно слабых цефеид, можно из сравнения ее абсолютной звездной величины М с видимой звездной величиной т определить расстояние до нее по формуле lg D = 0,2 (т — М) + 1, что следует из формулы (4). Поэтому зависимость светимости от периода цефеид необычайно важна для установления расстояний и размеров нашей звездной системы.

Яркие цефеиды-гиганты видны нам, как маяки Вселенной, издалека. По ним мы намечаем контуры нашей звездной системы, т. е. как далеко она простирается по разным направлениям.

Периодической или неправильной пульсацией объясняют колеба- ния яркости и других переменных звезд.

2. Новые звезды.
Название «новые звезды» сохранилось с древних времен за звездами, которые считались действительно новыми. Накопленные коллекции фотографий показали, что на самом деле так называемая новая звезда в действительности существовала и раньше, но внезапно вспыхнула, вследствие чего ее яркость за корот- кое время увеличилась в десятки тысяч раз. После вспышки звезда постепенно возвращается к прежнему состоянию. Амплитуда из- менения яркости новых звезд от 7 до 14 звездных величин, т. е. их светимость может изменяться до 400 000 раз. В максимуме они бы- вают от —6 до —9 абсолютной звездной величины. Возможно, что у новых звезд вспышки повторяются с промежутками в тысячи лет. Яркие новые звезды, которые в максимуме достигали первой звездной величины, наблюдались редко, например в 1901, 1918, 1925 гг.

Ввиду неожиданности такого рода вспышек открытие но- вых звезд происходит случайно. Их открывают по большей части любители астрономии, иногда школьники. Для этого надо чаще ос- матривать созвездия вблизи Млечного Пути. Но не примите плане- ту за новую звезду!

Вспышка новой звезды происходит обычно за несколько дней — катастрофически, а возврат к прежней светимости длится годами и сопровождается колебаниями яркости (рис. 84).

Катастрофическая вспышка звезды, при которой освобождает- ся энергия, равная энергии, излучаемой Солнцем за миллион лет, происходит вследствие внутренних процессов. Такое состояние не- устойчивости накапливается годами или веками, а затем происхо- дит взрыв.

Изменения в спектре новой звезды показали следующее: яркость звезды увеличивается потому, что вздувается фотосфера —

Рис. 84. Кривые изменения видимой яркости трех новых звезд

растет ее поверхность. В момент максимума светимости диаметр новой звезды больше диаметра земной орбиты. В момент наи- большей яркости со звезды срывается внешний слой и со скоростью около 1000 км/с, расширяясь, устремляется в пространство. Вспы- хивают как новые только некоторые очень горячие звезды умерен- ных светимостей, так что нашему Солнцу вспышка не угрожает.3. Сверхновые звезды.
Некоторые особые звезды, невидимые ранее, неожиданно вспыхивают и угасают подобно новым звездам. Однако в максимуме светимости они бывают в тысячи раз ярче, чем новые звезды. Их называют сверхновыми звездами. Ско- рость выброса газов из них тоже во много раз больше, чем у обыч- ных новых звезд. Сверхновые звезды мало изучены, поскольку после изобретения телескопа «поблизости» от нас не вспыхивала ни одна сверхновая звезда. Наблюдались только очень далекие сверх- новые звезды, для которых, кроме изменения яркости и спектра вблизи максимума, ничего установить обычно нельзя.

Вследствие колоссальной светимости, в максимуме превосхо- дящей в десятки тысяч раз светимость ярчайших из обычных звезд, мы видим сверхновые звезды на громадных расстояниях от нас, в других звездных системах (рис. 85). Измерение яркости сверхно- вых звезд используют для оценки этих расстояний. Вспышки сверх- новых звезд крайне редки — в среднем одна вспышка за несколько столетий в системе, содержащей миллиарды звезд.

Еще до изобретения телескопа в нашей звездной системе на- блюдалось несколько звезд, несомненно бывших сверхновыми На месте, где одна из них вспыхнула в 1054 г. в созвездии Тель- ца, находится особенная, слабо светящаяся туманность, назван- ная Крабовидной (рис. 86). Она содержит ионизованный газ в виде прожилок, пронизывающих ее основную аморфную массу. Из сравнения фотографий, сделанных в разные годы, выяснилось, что туманность расширяется со скоростью 1000 км/с. Ее расширение

100

началось с момента вспышки сверхновой звезды. Газ, образующий туманность, был выброшен ею при вспышке. Позднее оказалось, что Крабовидная туманность является одним из мощнейших источ- ников радиоизлучения. Оно вызывается тем, что имеющееся в туманности магнитное поле тормозит электроны, рожденные при взрыве звезды и движущиеся со скоростью, близкой к скорости света. Такое радиоизлучение электронов в магнитном поле назы- вается нетепловым или синхротронным. Крабовидная туман- ность оказалась также и одним из наиболее мощных космиче- ских источников рентгеновских лучей. На месте вспышек других «близких» сверхновых звезд также найдены радиоизлучающие и расширяющиеся туманности. Вспышки сверхновых звезд — гранди- ознейшие и редчайшие из катастроф, происходящих с небесными телами (о них мы узнаем еще из § 30).

Изучение всех переменных и новых звезд крайне важно для понимания природы и эволюции звезд вообще, так как переменные и особенно новые звезды находятся в неустойчивых состояниях на поворотных этапах своего развития. Кроме того, происходя- щие у этих звезд изменения легко наблюдаемы, а у обычных звезд нет, так как их изменения слишком медленны.

25 1. у новых звезд яркость обычно возрастает при постоянной температуре вследствие вздутия фотосферы. Если изменение яркости новой звезды соста- вляет 10 звездных величин, то во сколько раз изменился радиус звезды?

2. На каком расстоянии от центра галактики в проекции на небо находится сверхновая звезда (рис. 85), если видимый диаметр галактики 2', а расстояние от нее 107 пк?

Рис. 85. Фотография (негатив) да- лекой звездной системы — галактики со сверхновой звездой, отмеченной

стрелкой (указан угловой масштаб фотографии).

Рис. 86 Крабовидная туманность — остаток вспышки сверхновой звезды.

25.РАЗНООБРАЗИЕ ЗВЕЗДНЫХ ХАРАКТЕРИСТИК И ИХ ЗАКОНОМЕРНОСТИ

1. Диаметры и плотности звезд.
Покажем на простом примере, как можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры, например Солнца и Капеллы (а Возничего). Эти звезды имеют одинаковые спектры, цвет и температуру, но светимость Капеллы равна 120 (в единицах светимости Солнца). Так как при одинако- вой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одина- кова, то, значит, поверхность Капеллы больше, чем поверхность Солнца в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше солнечных в VT20 ~ И раз.

В физике установлено, что полная энергия, излучаемая в еди- ницу времени с 1 м2 поверхности нагретого тела, равна: i = б Г4, где б — коэффициент пропорциональности, а Т — абсолютная темпе- ратура. Относительный линейный диаметр звезд, имеющих известную температуру 7 находят из формулы:

102

Отсюда

в радиусах Солнца

Результаты таких вычислений размеров светил полностью под- твердились, когда стало возможным измерять угловые диаметры звезд при помощи особого оптического прибора (звездного интер- ферометра).

Звезды очень большой светимости называются сверхгиган- тами. Красные сверхгиганты оказываются такими и по размерам (рис. 87). Бетельгейзе и Антарес в сотни раз больше Солнца по диаметру. Более далекая от нас W Цефея настолько велика, что внутри нее поместилась бы Солнечная система с орбитами планет до орбиты Юпитера включительно! Между тем массы сверх- гигантов больше солнечной всего лишь в 30—40 раз. В результате даже средняя плотность красных сверхгигантов в тысячи раз меньше, чем плотность комнатного воздуха.

При одинаковой светимости размеры звезд тем меньше, чем эти звезды горячее- Самыми малыми среди обычных звезд являются красные карлики. Массы их и радиусы — десятые доли солнечных, а средние плотности в 10—100 раз вы- ше, чем плотность воды. Еще меньше красных белые карли- ки — это уже необычные звезды.

У близкого к нам и яркого Сириуса (имеющего радиус, пример- но вдвое больше солнечного) есть спутник, обращающийся вокруг него с периодом 50 лет. Для этой двойной звезды расстояние, орбита и массы хорошо известны. Обе звезды белые, почти одина- ково горячие. Следовательно, поверхности одинаковой площади

Рис. 87. Сравнительные размеры Солнца и звезд разных типов (масштабы в трех

излучают у этих звезд одинаковое количество энергии, но по све- тимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Зна- чит, его радиус меньше в -/Ю000 = 100 раз, т. е. он почти та- кой же, как Земля. Между тем масса у него, почти как у Солнца! Следовательно, белый карлик имеет громадную плотность — около 109 кг/м3. Существование газа такой плотности было объяснено сле- дующим образом: обычно предел плотности ставит размер атомов, являющихся системами, состоящими из ядра и электронной оболоч- ки. При очень высокой температуре в недрах звезд и при полной ионизации ядра и электроны становятся независимыми друг от друга. При колоссальном давлении вышележащих слоев это «кроше- во» из атомов может быть сжато гораздо сильнее, чем нейтраль- ный газ. Теоретически допускается возможность существования при некоторых условиях звезд с плотностью, равной плотности атомных ядер. (О них и об эволюции звезд подробнее мы узнаем из § 30.)

Мы еще раз видим на примере белых карликов, как астро- физические исследования* расширяют представления о строении ве- щества; пока создать в лаборатории такие условия, какие есть внутри звезд, еще нельзя. Поэтому астрономические наблюдения помогают развитию важнейших физических представлений. Напри- мер, для физики громадное значение имеет теория относительнос- ти Эйнштейна. Из нее вытекает несколько следствий, которые можно проверить по астрономическим данным. Одно из следствий теории состоит в том, что в очень сильном поле тяготения све- товые колебания должны замедляться и линии спектра смещаться к красному концу, причем это смещение тем больше, чем сильнее поле тяготения звезды. Красное смещение было обнаружено в спектре спутника Сириуса. Оно вызвано действием сильного поля тяготения на его поверхности. Наблюдения подтвердили предска-

частях рисунка различны).

103

зания теории относительности и тем самым подтвердили саму те- орию. Астрономы нашли и несколько других подтверждений этой теории. Это пример взаимодействия физики и астрономии и удиви- тельного многообразия природы.

26 1. Во сколько раз Арктур больше Солнца, если светимость Арктура 100, а температура 4500 К?

2. Какова средняя плотность красного сверхгиганта, если его диаметр в 300 раз больше солнечного а масса в 30 раз больше, чем масса Солнца?

2. Важнейшие закономерности в мире звезд.
Мы видели, что су- ществуют и одиночные, и двойные, и кратные звезды, переменные звезды различных типов, новые и сверхновые, сверхгиганты и карлики, звезды разнообразнейших размеров, светимостей, темпе- ратур и плотностей. Но образуют ли они хаос физических харак- теристик? Оказывается, что гет. Обобщая полученные данные о звездах, установили ряд закономерностей между ними.

Сопоставляя известные массы и светимости звезд, можно убе- диться, что с увеличением массы быстро растет светимость звезд:
L «т3,9. По этой так называемой зависимости «масса — свети-
мость»
можно определить массу одиночной звезды, зная ее све- тимость (белые карлики этой зависимости не подчиняются). Для наиболее распространенных типов звезд справедлива формула L « /?5,2, где R — радиус звезды. Во всех случаях берется полная светимость. Эти формулы показывают, что входящие в них физи- ческие характеристики звезд взаимосвязаны.

Исключительно большой интерес представляет сопоставление светимости звезд с их температурой и цветом. Эта зависимость представлена на диаграмме «цвет — светимость» (Ц
—С) (д и- аграмма Герцшпрунга — Рессела, рис. 88). На этой диаграмме по оси ординат откладывают логарифмы светимостей или абсолютные звездные величины Af, а по оси абсцисс — спек- тральные классы, или соответствующие им логарифмы температур, или величину, характеризующую цвет. Точки, соответствующие звездам с известными характеристиками, располагаются на диа- грамме не хаотично, а вдоль некоторых линий — последова- тельностей. Большинство звезд располагаются вдоль наклонной линии, идущей слева сверху вправо вниз. В этом направлении уменьшаются одновременно светимости, радиусы и температуры звезд. Это главная последовательность.
На ней* крестиком отмечено положение Солнца как звезды — желтого карлика. Параллельно главной последовательности располагается последовательность
субкарликов,
которые на одну звездную величину слабее звезд главной последовательности с такой же температурой.

Вверху параллельно оси абсцисс расположены самые яркие

Рис. 88. Диаграмма «цвет — светимость» (Ц — С) для звезд.

105

звезды — последовательность сверхгигантов.
У них цвет и темпе- ратура различны, а светимость почти одинакова.

От середины главной последовательности вправо вверх отходитпоследовательность красных гигантов.
Наконец, внизу располага- ются белые карлики
с различными температурами. Бело-голубую
последовательность
составляют звезды, вспыхивающие как новые, и другие типы горячих звезд, смыкающихся на диаграмме «цвет — светимость» с белыми карликами.

Эта диаграмма показывает нам связь основных физических характеристик звезд. Заметим, что принадлежность звезды к той или иной последовательности можно распознать по некоторым де- талям в ее спектре (§ 23).

3. Мы видим, что в природе не существует произвольных комби- наций массы, светимости, температуры и радиуса. Теория показы- вает, что место звезды на диаграмме Ц—С определяется прежде всего ее массой и возрастом, следовательно, диаграмма отражает эволюцию звезд. Важным завоеванием науки является выяснение связи между принадлежностью звезд к той или иной последователь- ности и их расположением в пространстве. Плоская часть больших звездных систем (галактик) состоит из звезд главной последова- тельности, спиральные ветви в них включают горячие сверхгиганты и цефеиды, а субкарлики и гиганты образуют в галактиках сфери- ческую систему. Это отражает различия условий и времени образо- вания звезд.

Сверхгигантов и белых карликов везде очень мало. Звезд же главной последовательности тем больше, чем меньше их светимость.

27 1. По данным таблицы IV приложения вычислите абсолютные величины и светимости некоторых звезд. Нанесите звезды по этим данным на диаграмму Ц—С (рис. 88).

2. Оцените массы тех же звезд по их светимости.

V Ш СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ

. НАША ГАЛАКТИКА

1. Млечный Путь и Галактика.
Долгий путь прошла наука, прежде чем была установлена структура окружающей нас Вселенной

Английский ученый Вильям Гершель
первым указал правиль- ный путь для решения задачи о строении мира звезд, состоящий в подсчете звезд в одинаково малых участках, выбранных в раз- личных областях неба

Гершель предполагал, что все звезды подобны Солнцу не толь- ко по своей природе, но и по светимости. Если бы все звезды были одинаковой светимости и их плотность в пространстве была бы везде одинакова, то, переходя к звездам на одну видимую звездную величину, т. е. в 2,512 раза более слабым, мы переходи- ли бы к объему сферы радиусом, в д/2,512 = 1,6 раза большем. А ее объем и, следовательно, число звезд в ней должны быть тогда примерно в 4 раза больше предыдущего. Но фактический подсчет показывает, что в разных направлениях этот прирост разный и с ослаблением яркости звезд он уменьшается.

Но у звезд разная светимость, число звезд разной светимости неодинаково, да еще существует ослабление света звезд меж- звездной космической пылью. Оно тем больше, чем звезда дальше от нас, и по разным направлениям различно. В. Я. Струве впервые обнаружил это поглощение света и доказал, что с приближением к светлой полосе Млечного Пути плотность звезд в пространстве растет. Полоса Млечного Пути опоясывает все небо по большому кругу. Значит, мы находимся вблизи его плоскости, которую на- зывают галактической. В Млечном Пути наблюдаются отдель- ные облакообразные сгущения (рис. 89). Отчасти это обуслов- лено реальным облакообразным расположением слабых (т. е. дале- ких) звезд, из которых он состоит, отчасти тем, что местами Млечный Путь закрывают облака космической пыли. Такое темное облако можно заметить около звезды Денеб в созвездии Лебедя. Как раз в этом созвездии начинается разделение Млечного Пути на две ветви, соединяющиеся снова в южном полушарии неба. Это раздвоение кажущееся. Оно вызвано скоплением космической пыли,

107

заслоняющей часть самых ярких мест Млечного Пути, в том числе находящихся в созвездиях Скорпиона и Стрельца (рис. 90).

Постепенно выяснилось, что звезды Млечного Пути составляют основную часть нашей сильно сплющенной звездной системы — Га- лактики Дальше всего Галактика простирается вдоль плоскости Млечного Пути. В перпендикулярном к ней направлении плот- ность звезд быстро падает, следовательно, Галактика в этом на- правлении простирается не так далеко.

Иногда неудачно говорят, что Млечный Путь — это и есть наша Галактика. Млечный Путь — это видимое нами на небе светлое коль- цо, а наша Галактика — это гигантский звездный остров. Большин- ство ее звезд в полосе Млечного Пути, но ими она не исчерпыва- ется. В Галактику входят звезды всех созвездий.

Подсчитано, что число звезд
21-й величины и всех более яр-
ких на всем небе составляет около
2 • 109.
Конечно, это далеко не исчерпывает звездное «население» нашей звездной системы — Га- лактики. Масса Галактики
оценивается по ее вращению (см. § 29) и составляет около
2 • 1011 масс Солнца.

Размеры Галактики были намечены по расположению в прост- ранстве звезд, которые можно видеть на больших расстояниях. Это — цефеиды и горячие сверхгиганты.

В центре Галактики находится ядро диаметром 1000—2000 пк— огромное уплотненное скопление звезд. Оно расположено от нас на расстоянии почти 10 000 пк (30 000 световых лет) в направлении созвездия Стрельца, но почти целиком скрыто от нас завесой облаков космической пыли (рис. 90). В состав ядра Галактики

входит много красных гигантов и короткопериодических цефеид. Звез- ды верхней части главной последо- вательности, а особенно сверхгиган- ты и классические цефеиды, состав- ляют более молодое население. Оно располагается дальше от центра и образует сравнительно тонкий слой, или диск. Среди звезд этого диска расположена пылевая материя и об- лака газа.

Звезды, принадлежащие к после- довательности субкарликов на диаг- рамме «цвет — светимость», обра- зуют разреженную корону вокруг ядра и диска Галактики2. Звездные скопления и ассоциа-
ции.
Различают два вида звездных скоплений: рассеянные и ша- ровые. Сопоставим их свойства. Рассеянные скопления (рис 91) со- стоят обычно из десятков или сотен звезд главной последовательности v>

Вильям Гершель (1738—1822)

Английский астроном и оптик. Построил несколько крупнейших для своего времени телескопов. Открыл планету Уран. Обнаружил движение Солнца в пространстве. Исследовал закономерности строе- ния окружающего звездного мира.

108

Рис. 91. Рассеянное звездное скоп- Рис. 92. Шаровое звездное скопление

ление Плеяды (его главные в созвездии Геркулеса,

звезды освещают окружа- ющую их космическую пыль).

сверхгигантов со слабой концентрацией к центру. Шаровые скопления (рис. 92) состоят из десятков или сотен тысяч звезд главной последовательности и красных гигантов. Иногда они содержат короткопериодические цефеиды.

Размер рассеянных скоплений — несколько парсеков. Пример их — скопления Гиады и Плеяды в созвездии Тельца. Если на скопление Плеяды навести телескоп, то вместо группы из 6 звезд, ви- димых невооруженным глазом, в поле зрения телескопа мы увидим бриллиантовую россыпь звезд. Размер шаровых скоплений с силь- ной концентрацией звезд к центру — десятки парсеков. Они все да- леки от нас и в слабый телескоп выглядят как туманные пятна.

Диаграммы «цвет — светимость» для звезд шаровых и рассеян- ных скоплений различны. Это и помогает различать тип звездного скопления.

Расстояния до ближайших шаровых скоплений определяют по находящимся в их составе короткопериодическим цефеидам, сравни- вая их видимую звездную величину с известной для них абсолют- ной звездной величиной.

Расстояния до рассеянных скоплений определяют, строя для их звезд диаграмму «цвет — видимая звездная величина» и сопос- тавляя ее с диаграммой «цвет — абсолютная звездная величина». Это позволяет найти разность между видимой и абсолютной величи- нами для звезд одного и того же цвета, отсюда — и расстояние до звезд скопления (см. формулу (4)).

Известно более 100 шаровых и сотни рассеянных скоплений, но в Галактике последних должно быть десятки тысяч. Мы видим лишь ближайшие из них.

110

Рис. 93. Схематическое изображение Га- лактики с системой шаровых звездных скоплений (вид с ребра, положение Солнечной системы отмечено крестиком).

Рис. 94. Спиральные ветви Галак- тики (схематическое изо- бражение Галактики в пло- скости, вид плашмя).

Рассеянные скопления лежат вблизи галактической плоскости, вблизи полосы Млечного Пути. Звезды рассеянных скоплений назы- вают населением I типа. Они располагаются в диске Галактики. Шаровые скопления имеют сферическое распределение, концентриру- ясь к центру Галактики (рис. 93). Самые далекие из них находятся на границах Галактики. По ним-то вместе с наиболее далекими цефеидами и определяют размер Галактики.

За диаметр Галактики можно принять округленно 30 000 пк, или 100 000 световых лет, но четкой границы у нее нет. Звезд- ная плотность в Галактике постепенно сходит на нет.

По аналогии с другими звездными системами, о которых будет рассказано в § 29, можно считать, что в диске нашей Галактики должны существовать спиральные ветви, выходящие из ядра и схо- дящие на концах на нет (рис. 94). Для населения таких" вет- вей характерны горячие сверхгиганты, рассеянные скопления, осо- бенно содержащие горячие звезды, и классические цефеиды.

Однако на таком расстоянии, на каком от центра Галактики находится Солнечная система, спиральная структура в плоскости Галактики должна теряться. Расположение населения I типа извест- но только до расстояния в 2—3 тыс. парсеков от Солнечной системы, и поэтому положение спиральных ветвей в нашей Галактике с надежностью еще не установлено.

На небе наблюдаются рассеянные группы горячих сверхгиган- тов, которые советский ученый академик В. А. Амбарцумян
назвал О-ассоциациями. Звезды их далеки друг от друга и не удержива- ются взаимным тяготением, как в звездных скоплениях. О-ассоци- ации также характерное население спиральных ветвей.

281- Каково расстояние до шарового звездного скопления, если в нем видно несколько короткопериодических цефеид? Их видимая звездная величина 15,5, а абсолютная 0,5. Каков линейный диаметр скопления, если его угловой диаметр Г?

Какую видимую звездную величину имело бы Солнце если бы оно находилось от нас на том же расстоянии, что и указанное скопление?

2. На фотографии звездного скопления Плеяды (рис. 91) угловой масштаб 1,2' в 1 мм. Параллакс скопления р = 0,15". Определите линейное расстояние между двумя ярчайшими звездами этого скопления в проекции на небо.

27. ДИФФУЗНАЯ МАТЕРИЯ

1. Межзвездная пыль и темные туманности.
Мы упоминали, что В. Я. Струве более ста лет назад указал на существование межзвезд- ного поглощения света. Окончательно его существование было дока- зано только в 1930 г Межзвездное поглощение света ослабляет яркость звезд тем больше, чем они дальше от нас, и тем сильнее, чем короче длина волны. Поэтому далекие звезды выглядят крас- нее, чем они есть. Такой эффект должна вызывать мелкая пыль, размеры частичек которой сравнимы с длиной световой волны.

Исследования показали, что межзвездная пыль сосредоточена в узком слое толщиной около 200—300 пк вдоль галактической плоскости. Этот слой состоит из сплошной разреженной среды и из плавающих в ней облаков газа и пыли. В среднем на расстоянии в 1000 пк свет в плоскости Галактики ослабляется на 1,5 звездной величины. Некоторые облака из-за присутствия пыли непрозрачны для света и наблюдаются как темные туманности. Примером темной туманности может служить туманность «Конская голова» в созвездии Ориона (рис. 95).

Рис. 95. Темная пылевая туманность «Конская голова», окаймленная светлой пы- левой туманностью.

Уменьшение видимой яркости далеких звезд затрудняет точ- но определить расстояние до них путем сравнения их абсолютной звездной величины с видимой звездной величиной. Приходится изучать неравномерное распределение космической пыли, темных туманностей и учитывать их влияние.

Светлые пылевые диффузные туманности.
Если вблизи от боль- шого пылевого облака находится яркая звезда-гигант, то она ос- вещает это облако. Оно, отражая излучение звезды, выглядит светлой туманностью. Спектр такой туманности совпадает со спект- ром освещающей его звезды. Достаточно ярко освещена звездами всего лишь малая доля всех темных, пылевых туманностей. Существуют туманности, в которых освещаемая звездой пыль перемешана со светящимся разреженным газом. Такие туман- ности называют газопылевыми.

Диффузные газовые туманности.
В созвездии Ориона находится в типичная газопылевая туманность (рис. 96). Ее видно (зимой) в

сильный бинокль, но только фотография выявляет ее структуру. Га- зопылевых и чисто газовых разреженных диффузных туманностей из- вестно много. Все они клочковаты, неправильной формы, без чет- ких очертаний. Спектр газовых туманностей состоит из ярких ли- ний водорода, кислорода и других легких газов. Некоторые газы находятся в таком состоянии, что дают спектр, никогда не наблюдавшийся в земных условиях. Две самые яркие зеленые линии спектра туманностей долго приписывали предполагаемому химичес- кому элементу «небулию» (что значит «туманный»), имеющемуся только в туманностях. Но потом выяснилось, что эти линии принад- лежат атому кислорода, потерявшему два электрона и светящемуся в условиях такой разреженности, какая в лаборатории неосущест-

Рис. 96. Диффузная газопылевая туманность в созвездии Ориона.

вима. Действительно, плотность газовых туманностей около 10 18 — Ю-20 кг/м3.

Водород в туманностях почти полностью ионизован. Все газы туманности светятся только в том случае, если в ней или побли- зости от нее есть очень горячая голубая звезда с температурой не ниже 25000 К. Излучение звезды ионизует водород и другие газы туманностей и заставляет их светиться. Газ поглощает ультра- фиолетовые лучи, а излучает в красных, зеленых и других линиях спектра. Если бы горячая звезда вдруг угасла, туманность бы тоже вскоре перестала светиться.

Газовые диффузные туманности образуют в галактической плос- кости слой толщиной всего лишь около 200 пк. Они тоже принадле- жат к населению I типа, характерному для спиральных ветвей Га- лактики. Размеры туманностей — несколько парсеков или несколько десятков парсеков, так что в них обычно бывает погружено несколько звезд. Внутри них происходят медленные хаотические движения газа Много сведений о межзвездном газе приносит изучение его радиоизлучения.

4. Нейтральный водород.
Водород в светлых туманностях ионизу- ется и светится, только если поблизости есть горячие звезды. Но основная масса водорода в Галактике нейтральна. Нейтральный водород в космосе не светится и невидим. Однако он излучает радиоволну длиной 0,21 м. По интенсивности излучения на этой длине волны определяют массу и плотность водорода, а по отличию фактической длины волны от 0,21 м по принципу Доплера — Физо определяют скорость водородного облака. В настоящее время вы- яснена общая картина распределения водорода в Галактике (рис. 97). Он расположен преимущественно в тонком слое вблизи галактической плоскости Облака водорода можно наблюдать на расстояниях, гораздо больших, чем те, на которых возможно наблю- дать в телескоп отдельные звезды. Температура облаков нейтраль-

ного водорода в среднем менее 100 К, а температура ионизованных све- тящихся облаков (туманностей) око- ло 10000 К. В плотных газовых об- лаках атомы водорода объединяют- ся в молекулы Н2. Полная масса межзвездного водорода составляет несколько процентов от общей массы Галактики, а масса космической пы- ли еще в 100 раз меньше. Плот- ность нейтрального водорода в пло- скости Галактики составляет в сред- нем около 10~21 кг/м3.

В межзвездном пространстве по- мимо водорода находятся гелий, а также атомы и некоторые простей- шие молекулы других химических элементов в количестве, малом срав-

Рис. 97. Распределение плотности нейтрального водорода в плоскости Галактики на различных расстояниях от ее центра.

114

нительно с водородом и гелием. Многие молекулы обнаружены радиометодами (по излучению и поглощению радиоволн) Среди них ОН, Н20, СО, С02, NH3 и некоторые более сложные мо- лекулы.

5. Магнитное поле, космические лучи и радиоизлучение.
В Галак- тике существует общее магнитное поле. Линии индукции этого поля в основном параллельны галактической плоскости. Изгибаясь, они идут вдоль спиральных ветвей Галактики. Индукция магнитного поля Галактики около 10~10 Тл, но в облаках газа она выше.

При вспышках сверхновых звезд, кроме быстрых атомных ядер (в основном, протонов), составляющих космические лучи, выбрасы- вается много электронов со скоростями, близкими к скорости света. Магнитное поле Галактики тормозит быстрые электроны, и это вызы- вает нетепловое (синхротронное) радиоизлучение на метровых и бо- лее длинных волнах. Оно приходит к нам со всех сторон, но наиболее сильное радиоизлучение принимается из области Млечного Пути. Это радиоизлучение рождается в межзвездном пространстве вблизи плоскости нашей Галактики, где плотность космических лучей и индукция межзвездного магнитного поля достигают наиболее высоких значений.

. ДВИЖЕНИЯ ЗВЕЗД В ГАЛАКТИКЕ

Собственные движения звезд.
Звезды в
древности считались неподвижными друг относительно друга. Однако в XVIII
в. было об- наружено очень медленное перемещение Сириуса по небу. Оно заметно лишь при сравнении точных измерений его положения, сде- ланных с промежутком времени в десятилетия.

Собственным движением звезды ц называется ее видимое угло- вое смещение по небу за один год. Оно выражается долями секун- ды дуги в год.

Только звезда Барнарда проходит за год дугу в 10", что за 200 лет составит 0,5°, или видимый поперечник Луны. За это звезду Барнарда назвали «летящей». Но если расстояние до звезды неизвестно, то ее собственное движение мало что говорит об ее истинной скорости.

Например, пути, пройденные звездами за год (рис. 98), могут быть разные: SXA, S2C, а соответствующие им собственные дви- жения (р,) одинаковые.

Компоненты пространственной скорости звезд.
Скорость звез- ды в пространстве можно представить как векторную сумму двух компонент, один из которых направлен вдоль луча зрения, другой перпендикулярен ему. Первый компонент представляет собой луче- вую, второй — тангенциальную скорость. Собственное дви- жение звезды определяется лишь ее тангенциальной скоростью и не зависит от лучевой. Чтобы вычислить тангенциальную скорость Vx в километрах в секунду, надо р, выраженное в радианах в год, умножить на расстояние до звезды Ј), выраженное в километрах,

115

Рис. 98. Собственное движение ja, лу- чевая
Vr, тангенциальная VT и полная пространственная ско- рость звезды V0.

Рис. 99. Изменение видимого распо- ложения ярких звезд со- звездия Большой Медведицы вследствие их собственных движений: сверху—50 тыс. лет назад; в середине — в на- стоящее время; внизу — че- рез 50 тыс. лет.

и разделить на число секунд в году. Но так как на практике |л всегда определяется в секундах дуги, a D в парсеках, то для вы- числения Vx в километрах в се- кунду получается формула:

Vx = 4,74 iD.

Если определена по спектру и лучевая скорость звезды Vr, то пространственная скорость ее V будет равна:

к = VWTTT.

Скорости звезд относительно Солнца (или Земли) обычно со- ставляют десятки километров в секунду.

Собственные движения звезд определяют, сравнивая фотогра- фии выбранного участка неба, сде- ланные на одном и том же телеско- пе через промежуток времени, из- меряемый годами или даже десяти- летиями. Из-за того, что звезда движется, ее положение на фоне более далеких звезд за это вре- мя немного изменяется. Смещение звезды на фотографиях измеря- ют с помощью специальных микро- скопов Такое смещение удается оценить лишь для сравнительно близких звезд.

В отличие от тангенциальной скорости лучевую скорость можно измерить, даже если звезда очень далека, но яркость ее достаточна для получения спектрограммы.

Звезды, близкие друг к другу на небе, в пространстве могут быть расположены далеко друг от друга и двигаться с различ- ными скоростями. Поэтому по ис- течении тысячелетий вид созвез- дий должен сильно меняться вслед- ствие собственных движений звезд (рис. 99).

3. Движение Солнечной системы.

В начале XIX в. В. Гершель

116

установил по собственным движениям немногих близких звезд, что по отношению к ним Солнечная система движется в направлении соз- вездий Лиры и Геркулеса. Направление, в котором движется Сол- нечная система, называется апексом движения. Впоследствии, когда стали определять по спектрам лучевые скорости звезд, вывод Гершеля подтвердился. В направлении апекса звезды в среднем приближаются к нам со скоростью 20 км/с, а в противоположном направлении с такой же скоростью в среднем удаляются от нас.

Итак, Солнечная система движется в направлении созвездий Лиры и Геркулеса со скоростью 20 км/с по отношению к соседним звездам Задавать вопрос о том, когда мы долетим до созвездия Лиры, бессмысленно, так как созвездие не является пространственно ограниченным образованием. Одни звезды, которые сейчас мы отно- сим к созвездию Лиры, мы минуем раньше (на огромном от них расстоянии), другие будут всегда оставаться практически так же далеки от нас, как и сейчас.

29 1. Собственное движение звезды составляет 0,1" в год. Расстояние до нее 10 пк. Какова ее тангенциальная скорость?

У звезды (см. предыдущую задачу) лучевая скорость 10 км/с. Какова ее пространственная скорость?

Сравнивая на рисунке относительное положение первой и третьей слева звезд ручки ковша Большой Медведицы (рис. 99), примерно оцените (в долях мм) их относительный сдвиг за 50 лет, если масштаб фотографии больше, чем на этом рисунке, в 10 раз.

Если звезда (см. задачу 1) приближается к нам со скоростью 100 км/с, то как изменится ее яркость за 100 лет?

4. Вращение Галактики.
Все звезды Галактики обращаются вокруг ее центра. Угловая скорость обращения звезд во внутренней области Галактики (почти до Солнца) примерно одинакова, а внешние ее части вращаются медленнее. Этим обращение звезд в Галактике отличается от обращения планет в Солнечной сис- теме, где и угловая, и линейная скорости быстро уменьшаются с увеличением радиуса орбиты. Это различие связано с тем, что ядро Галактики не преобладает в ней по массе, как Солн- це в Солнечной системе.

Солнечная система совершает полный оборот вокруг центра Галактики примерно за 200 млн. лет со скоростью 250 км/с.

. ЗВЕЗДНЫЕ СИСТЕМЫ — ГАЛАКТИКИ. МЕТАГАЛАКТИКА

1. Нормальные галактики.
Гершель в XVIII
в. открыл и занес в каталоги тысячи наблюдаемых на небе туманных пятен (туман- ностей). У многих из них впоследствии была обнаружена спираль- ная структура.

Американский астроном Хаббл
в XX в получил фотографии ту- манности в созвездии Андромеды, на которых было видно, что

117

Рис. 100. Спиральная галактика М31 в созвездии Андромеды и ее спутник — малая эллиптическая галактика (справа).

это туманное пятно состоит из множества звезд (рис. 100). Он обна- ружил в туманности вспышки новых звезд, рассеянные и шаровые скопления и цефеиды. Определив периоды переменности и видимую звездную величину этих цефеид, Хаббл установил, что все они находятся очень далеко за пределами нашей Галактики. Таким обра-

118

Рис. 101. Спиральная галактика МЗЗ в созвездии Треугольника, видимая почти плашмя. Ее ярчайшие звезды в спиральных ветвях расположены менее тесно, чем в М31, и поэтому заметнее.

зом, вся спиральная туманность в созвездии Андромеды находится вне пределов нашей Галактики и уже этим отличается от газовых и пылевых туманностей нашей звездной системы. Зная расстояние до этой туманности и ее угловой диаметр, легко вычислить его в линейных единицах (см. § 12, рис. 38).

Оказалось, что спиральная туманность в созвездии Андромеды — огромная звездная система, примерно такая же, как и наша Галакти- ка. Мы знаем теперь, что расстояние до нее 2 млн. световых лет. В ней есть газовые и пылевые туманности, как и в нашей Галактике. Вследствие того что галактику в созвездии Андромеды мы видим под некоторым углом к ее оси, она имеет продолговатую форму. Галак- тика в созвездии Треугольника тоже спиральная, менее наклонена к лучу зрения и имеет поэтому иной вид (рис. 101).

Астрономы нашли великое множество гигантских звездных систем за пределами нашей Галактики, им дали нарицательное название галактик в отличие от нашей Галактики.

Хаббл выяснил, что в спектрах галактик, расстояния до ко- торых были оценены по видимой яркости их ярчайших звезд, линии смещены к красному концу спектра. Это красное смещение возрас-
тает пропорционально расстоянию до галактики
(рис. 102). В соот- ветствии с эффектом Доплера — Физо (см. § 13), красное смещение означает удаление источника от наблюдателя. Скорость удаления пропорциональна величине смещения, поэтому красное смещение

119

можно выразить в единицах скорости (км/с). Наблюдаемая пропор- циональность между расстоянием D до галактик и скоростью v носит название закона Хаббла:

v = HD.

Коэффициент пропорциональности Н называют постоянной Хаббла. Установлено, что величина постоянной Хаббла1 Н со- ставляет примерно 100——— , т. е. на каждый миллион парсеков

с • Мпк

скорость удаления возрастает на 100 км/с. Поэтому расстояние до далекой галактики можно определить по величине красного смещения линий в ее спектре:

где v — скорость, определенная по красному смещению. Если, например, сдвиг линии спектра соответствует 10 000 км/с, то до галактики 100 Мпк, т. е. 100 млн. пк. Этот способ используется в тех случаях, когда в далеких галактиках цефеиды или даже яр- чайшие сверхгиганты не видны.

По своему внешнему виду галактики делятся на спираль- ные, неправильные и эллиптические Большинство наблюдаемых галактик — спиральные. Наша Галактика и галактика в созвездии Андромеды относятся к числу спиральных галактик очень большого размера. Все спиральные галактики вращаются с периодами в несколько сот миллионов лет. Массы их составляют 10 — 10й масс Солнца.

Ветви спиральных галактик, как и у нашей Галактики, состоят из горячих звезд, цефеид, сверхгигантов, рассеянных звездных скоп- лений и газовых туманностей. Радиотелескопы обнаруживают в спи- ральных галактиках нейтральный водород в количестве до 10% от массы галактики. Есть в галактиках и пыль. Ее присутствие осо- бенно хорошо заметно в тех из них, которые повернуты к нам ребром, поэтому похожи на веретено или чечевицу (рис. 103). Вдоль них проходит темная полоса — скопление пылевых туманнос- тей — в экваториальной плоскости.

Во время экспедиции Магеллана в XVI в. наблюдаемые в южном полушарии неба два больших звездных облака назвали Боль- шим и Малым Магеллановыми Облаками (рис. 104). Эти галактики по их бесформенному виду относят к типу неправильных. Они являются спутниками нашей Галактики. Расстояние до них около 150 000 световых лет. Их звездный состав такой же, как и у ветвей спиральных галактик, а ядра нет. Неправильные галактики (рис. 105, а) значительно меньше спиральных и встречаются редко.

Эллиптические галактики наблюдаются часто. По виду они похожи на шаровые звездные скопления (рис. 105, б), но гораздо

1 Значение этой величины все уточняется.

120

Рис. 102. Красное смещение в спектрах галактик возрастает с расстоянием до них (на фотографии спектра заметнее всего две главные линии погло- щения ионизованного кальция). Ширина спектра зависит от видимого размера и яркости галактики. Яркие линии — спектр земного источника света.

Рис. 103. Спиральная галактика, видимая с ребра, с темными пылевыми туман- ностями, скрывающими от нас ее ядро.

Рис. 104. Большое Магелланово Облако — ближайшая к нам галактика. Относится к типу неправильных галактик.

больше их по размерам. Они вращаются крайне медленно и потому почти не сплюснуты в отличие от быстро вращающихся спиральных галактик (рис. 105, в). Эллиптические галактики не содержат ни звезд-сверхгигантов, ни темных, или светлых диффузных туман- ностей.

Разнообразны светимости галактик.

У гигантских галактик абсолютная звездная величина около —21. Существуют галактики-карлики, в тысячи раз более слабые, с абсолютной звездной величиной около —13.

Академик В. А. Амбарцумян первым показал, что в центральных областях многих спиральных и эллиптических галактик — их яд- рах — происходят взрывоподобные явления, сопровождающиеся вы- делением очень большого количества энергии.

Мир галактик так же разнообразен, как и мир звезд.

30 1. Линии спектра далекой галактики оказались сдвинуты на величи у, соответ- ствующую скорости удаления от нас в 15 000 км/с Каково расстояние до нее? Каков ее размер, если она видна как пятнышко 20" в диаметре?

В галактике, у которой красное смещение линий в спектре соответствует 2000 км/с, вспыхнула сверхновая звезда. Ее яркость в максимуме соответ- ствовала 18-й видимой звездной величине. Каковы ее абсолютная звездная величина и светимость?

По фотографии (рис. 100) оцените угол наклона спиральной галактики к лучу зрения.

На каком расстоянии (в парсеках) от центра галактики (рис. 85) находится в проекции на небо сверхновая звезда, если красное смещение в их спектрах 10 000 км/с, а видимый диаметр галактики 2'?

2. Радиогалактики и квазары.
Галактики излучают радиоволны. Радиоизлучение исходит от нейтрального водорода на длине вол- ны 21 см, а также от ионизованного горячего водорода в свет-

122

лых туманностях. Кроме того, га- лактики служат источниками не- теплового (синхротронного) радио- излучения, происходящего от тормо- жения очень быстрых электронов магнитным полем галактик. Радио- галактики отличаются очень мощ- ным синхротронным излучением. За- мечательно, что чаще всего радио- галактика имеет два очага радио- излучения, расположенные по обе стороны от оптически видимой га- лактики.

На месте некоторых радиоисточ- ников нашли объекты, неотличимые на фотографиях от очень слабых звезд. В их спектре имеются яркие линии со значительным красным сме- щением. В некоторых случаях это линии, обычно наблюдаемые в ультра- фиолетовой области спектра, сме- щенные в его видимую часть. Красное смещение их так велико, что ему соответствуют расстояния в миллиарды световых лет. Эти объ- екты, названные квазизвездны- м и (звездоподобными) источниками радиоизлучения или квазарами, являются самыми далекими небесны- ми телами, расстояние до которых удалось определить. Ярчайший из квазаров выглядит как звезда 13-й звездной величины, но по светимо- сти квазары оказываются в сотни раз ярче, чем гигантские галактики. Остается неясным происхождение колоссальных потоков энергии, из- лучаемой ими в виде света и в виде радиоволн. Наблюдения свидетельст- вуют, что квазары сходны по своей природе с активными ядрами галак- тик и, вероятно, являются ядрами очень далеких звездных систем.

Рис. 105. Основные типы галактик (масштабы фотографий различны): а — неправильная; 6 — эллипти- ческая; в — спиральная.

123

3. Метагалактика и космология. Галактики,
подобно звездам, быва- ют двойными, кратными, образуют
группы и скопления. Большинство галактик сосредоточено в скоплениях (рис. 106). Скопления галак- тик, как и скопления звезд, бывают рассеянными и шарообразными и содержат десятки, иногда тысячи членов. Ближайшее к нам скопле- ние галактик находится в созвездии Девы на расстоянии около 20 млн. пк (20 Мпк).

Наблюдениям доступно гигантское количество галактик.

Самый большой каталог (составленный в СССР) содержит 30000 галактик ярче 15-й звездной величины.

При помощи сильного телескопа можно сфотографировать много миллионов галактик до 22—23-й звездной величины, из которых са- мые далекие с трудом отличимы от слабых звезд и отстоят от нас на несколько миллиардов световых лет. Распределение скоплений галактик в пространстве, по-видимому, равномерно, и нет приз- наков уменьшения плотности распределения скоплений на больших расстояниях.

Вся наблюдаемая система галактик и их скоплений называется
Метагалактикой.
Чтобы яснее представить себе масштабы Вселенной, рассмотрите внимательно рисунок 107.

В Метагалактике действует закон красного смещения Хаббла, и признано, что это смещение действительно отражает движение

Рис. 106. Часть скопления галактик в созвездии Девы.

галактик. А это означает, что галактики удаляются от нас (и друг от друга) во все стороны, и тем быстрее, чем они от нас дальше. Этот процесс захватывает всю наблюдаемую часть Вселен- ной, а возможно, и всю Вселенную, и потому его назвали расши- рением Вселенной. На возможность расширения Вселенной впервые указал в своих теоретических работах советский ученыйА. А. Фридман
на основании общей теории относительности А. Эйнштейна. Сделано это было за несколько лет до открытия закона Хаббла.

Наука, которая изучает Вселенную, рассматривая ее как еди-
ное целое, а Метагалактику — как часть безграничной Вселенной,
называется космологией.
Большинство существующих космологичес- ких теорий базируется на общей теории относительности. Один из выводов этой теории заключается в том, что массивные небес- ные тела меняют свойства окружающего пространства, «искривля- ют» его, делая не совсем точными для него аксиомы и теоремы евклидовой геометрии. Совокупное действие всех тел Вселенной приводит к появлению кривизны пространства, которую можно из- мерить, наблюдая очень далекие объекты. Она очень мала и из- вестна еще недостаточно точно.

В космологии широко используется метод моделирования, ученые ищут теоретические модели Вселенной, которые бы наглядно представляли наблюдаемые явления. Реальная Вселенная, как ока- залось, хорошо описывается моделями расширяющейся Вселенной, в которой средняя кривизна пространства медленно уменьшается со временем.

Расширение Вселенной говорит о том, что раньше галактики были в среднем ближе друг к другу, чем сейчас, а около 10—15 млрд. лет назад средняя плотность материи во Вселенной, по- видимому, была такой высокой, что вещество в ней не могло су- ществовать в форме звезд и галактик. Оно представляло собой плотный и быстро расширяющийся газ, состоящий в основном из водорода и гелия. Из этого газа потом и возникли галактики и звезды.

Что представляла собой Вселенная до начала расширения, на самых ранних его этапах, и сменится ли в будущем расширение сжатием? Это очень сложные вопросы, над решением которых уче- ные работают сейчас.

Идеалисты и богословы спешат воспользоваться тем, что природа указанного явления пока еще не изучена. Они торопятся сделать угодный религии вывод о том, что начало расширения Вселенной порождено было сверхъестественным, «божественным актом». Такое заявление является ничем не обоснованной вы- думкой. Она нужна противникам материализма для якобы научного подтверждения библейской легенды о сотворении мира. Однако все огромное многообразие качественных изменений материи, наблюдаемых в процессе расширения Метагалактики, происходит без нарушения законов сохранения и не требует никаких сверхъесте- ственных сил. Открытие эволюции нашей Метагалактики представля-

126

ет грандиозную победу человеческого разума. Это достижение означает проникновение человека в глубь мироздания, в его далекое прошлое и разбивает миф об ограниченности челове- ческого познания.

Раздел астрономии, занимающийся вопросами происхождения и развития небесных тел, называется космогонией.

Материалистическая космогония считает бессмысленным воп- рос о начале мира и о происхождении Вселенной. Весь опыт чело- вечества показывает, что материя несозидаема и неуничтожаема. Она лишь меняет форму своего существования. Закон сохранения вещества и закон сохранения и превращения энергии лежат в ос- нове научной космогонии. Космогония опирается не только на всю совокупность наук о природе, но и на философию.

Основная трудность решения вопросов космогонии состоит в том, что небесные тела развиваются и меняются чрезвычайно мед- ленно. В сравнении с возрастом науки возраст небесных тел не- обычайно велик. Земля существует около 5 • 109 лет, а есть све- тила еще более старые, хотя известны и совсем молодые.

ВОЗРАСТ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ. ВОЗНИКНОВЕНИЕ И РАЗВИТИЕ ГАЛАКТИК И ЗВЕЗД

1. Возраст небесных тел.
Возраст Земли определяют разными ме- тодами. Самый точный из них состоит в определении возраста гор- ных пород. Он заключается в подсчете отношения количества ра- диоактивного урана к количеству свинца, находящихся в данной породе. Дело в том, что свинец является конечным продуктом са- мопроизвольного распада урана. Скорость этого процесса извест- на точно, и изменить ее нельзя никакими способами. Чем меньше урана осталось и чем больше свинца накопилось в породе, тем больше ее возраст. Самые древние горные породы в земной коре имеют возраст несколько миллиардов лет. Земля в целом возник- ла, очевидно, несколько раньше, чем земная кора. Изучение ока- менелых Ъстатков животных и растений показывает, что за послед- ние сотни миллионов лет излучение Солнца существенно не изме- нилось. По современным оценкам возраст Солнца составляет около 5 млрд. лет. Солнце старше Земли

Есть звезды, которые много моложе, чем Земля, например — горячие сверхгиганты. По темпу расходования энергии горячими сверхгигантами можно судить о том, что возможные запасы их энергии позволяют им расходовать ее так щедро лишь короткое время. Значит, горячие сверхгиганты молоды — им 106—107 лет.

Молодые звезды находятся в спиральных ветвях галактики, как и газовые туманности, из вещества которых возникают звез- ды. Звезды, не успевшие рассеяться из ветви, молоды. Выходя из ветви, они стареют.

Звезды шаровых скоплений, по современной теории внутрен- него строения и эволюции звезд, самые старые. Им может быть

127

более 1010 лет. Ясно, что звездные системы — галактики должны быть старше, чем звезды, из которых они состоят. Возраст боль- шинства из них должен быть не меньше чем Ю10 лет

В звездной Вселенной происходят не только медленные из- менения, но и быстрые, даже катастрофические. Например, за время порядка года обычная на вид звезда вспыхивает, как «сверх- новая» (§ 24.3), и примерно за то же время ее яркость спадает.

В результате она, вероятно, превращается в крохотную звез- ду, состоящую из нейтронов и вращающуюся с периодом по- рядка секунды и быстрее, (нейтронную звезду). Ее плотность воз- растает до плотности атомных ядер (1016 кг/м ), и она становится мощнейшим излучателем радио- и рентгеновских лучей, которые, как и ее свет, пульсируют с периодом вращения звезды. Примером та- кого пульсара, как их называют, служит слабая звездочка в центре расширяющейся Крабовидной радиотуманности (§ 24.3). Остатков вспышек сверхновых звезд в виде пульсаров и радиотуман- ностей, подобных Крабовидной, известно уже много.

Вопрос о происхождении Солнечной системы должен решаться вместе с проблемой происхождения и развития звезд. Пожалуй, ее трудно решить правильно без знания того, как формируются и развиваются галактики.

2. Возникновение галактик и звезд.
Академик В. А. Амбарцумян высказал предположение, что галактики образовались из какого-то сверхплотного «дозвездного вещества». По его мысли, оно обладает способностью самопроизвольно дробиться и образует галактики. Ядра их путем дальнейшего дробления порождают ассоциации «дозвездных» тел, а те, дробясь, порождают и звезды, и диф- фузную материю. Галактики с активными ядрами, с которыми свя- зано мощное радиоизлучение и из которых происходит выброс боль- ших масс газа, в рамках этого предположения считаются моло- дыми.

Большинство ученых придерживаются более подробно разрабо- танной гипотезы о том, что звезды и галактики возникали из во дородно-гелиевой среды Метагалактики путем ее распада на отдельные облака. За этим следовало сжатие этих облаков за счет тяготения. Они распадались на множество сгустков, имеющих почти сферическое распределение. Так возникли шаровые скопления, эллиптические галактики и ядра спиральных галактик.

В эллиптических системах повышенная плотность газа бла- гоприятствовала конденсации его в звезды. Процесс образования звезд в шаровых и эллиптических системах давно закончился. Их звезды являются самыми старыми звездами.

В 1931 г. автором этого учебника было доказано и теперь признано всеми, что звезды в процессе эволюции выбрасывают столь- ко газа, что его достаточно для формирования новых поколений звезд.

В недрах звезд, особенно сверхновых, в процессе ядерных реакций вырабатываются тяжелые элементы. Поэтому выбрасы- ваемый звездами газ уже обогащен ими. Так возникали и возника-

128

Рис. 108. Глобулы — маленькие, черные, очень плотные газопылевые туманности.

ют путем конденсации вторично накопившегося газа звезды ново- го поколения, более молодого. Они отличаются от прежних своим химическим составом: содержат больше химических элементов тя- желее гелия, чем старые звезды шаровых скоплений.

Во Вселенной идет непрерывное развитие и изменение не только органического, но и неорганического вещества — вечный круговорот его, а не простое повторение уже пройденных эта- пов.

3- Развитие звезд.
В пользу возникновения звезд путем грави- тационной конденсации (т. е. взаимного тяготения частиц) из облаков газовой или газопылевой среды говорят многие факты. Молодые звезды почти всегда наблюдаются в таких областях, где плотность холодного межзвездного газа особенно высока. На фоне светлых туманностей были открыты очень маленькие, но плотные пылевые туманности, названные глобулами (рис. 108). Возмож- но, что они являются зародышами звезд. Наряду с этим Аро (Мексика) и Хербиг (США) в пылевых туманностях созвездия Ориона обнаружили крохотные, крайне слабые сгустки (рис. 109). В одном из них позднее появилась туманная звездочка, которой раньше здесь не видели. Может быть, это зародилась звезда. За- рождающиеся звезды называются протозвездами

129

Рис. 109. Звезды Аро-Хербига. Объекты, появившиеся на правом снимке (1954 г.)

и отсутствовавшие на левом снимке (1947 г.), может быть, являются возникающими звездами.

Протозвезды на диаграмме Ц—С (рис. 88) находятся правее главной последовательности, так как их температура еще ниже, чем у звезд, которые из них возникнут.

Сжимаясь, звезда «движется» горизонтально влево по диаграм- ме Ц—С, пока в недрах звезды температура не поднимется до нескольких миллионов градусов. Тогда начнутся ядерные реакции с участием легких элементов и выделением энергии. Пе- ременность яркости молодых звезд — знак того, что они еще не стали устойчивыми. Нагрев вводит в действие реакцию превращения во- дорода в гелий и останавливает сжатие. Давление газа изнутри уравновешивает тяготение к центру. Звезда становится устойчи- вой и попадает на главную последовательность. Звезда с массой такой, как у Солнца, сжалась и появилась на главной последова- тельности за 108 лет. Место прихода звезды на главную последо- вательность тем выше, чем больше ее масса. Чем массивнее звез- да, тем температура в ее недрах выше и быстрее «выгорает» во- дород, превращаясь в гелий. Голубые звезды «сжигают» водород, находясь на главной последовательности, за 106 — 107 лет, а та- кие, как Солнце,— лишь за Ю10 лет. Внутренней энергии Солнца хватит еще на миллиарды лет.

С выгоранием водорода в ядре звезды начинается третья стадия эволюции. Звезда движется по диаграмме Ц—С вправо и вверх, превращаясь в красный гигант. В конце этой стадии в красных гигантах идет реакция выгорания гелия и превращения его в углерод. С уменьшением запасов гелия эта реакция прекраща- ется. Звезда сжимается, приходит в состояние белого, крайне плот- ного карлика. При малой поверхности (и поэтому малом расходе энергии) белый карлик может светить очень долгое время.

130

ВОЗНИКНОВЕНИЕ ПЛАНЕТНЫХ СИСТЕМ И ЗЕМЛИ

Решение вопроса о происхождении Солнечной системы встре- чает основную трудность в том, что иные подобные системы в других стадиях развития мы не наблюдаем. Нашу Солнечную систе- му не с чем пока еще сравнивать, хотя системы, подобные нашей Солнечной системе, должны быть достаточно распространены и их возникновение должно быть не делом случая, а закономерным явлением.

Для развития материалистического мировоззрения огромную роль играли первые научные предположения о происхождении Сол- нечной системы. Первой была гипотеза немецкого философа Канта. В середине XVIII в. он изложил идею о возникновении Солнечной системы из облака холодных пылинок, находящихся в хаотическом движении. В 1796 г. французский ученый Лаплас подробно описал гипотезу образования Солнца и планет из уже вращающейся газо- вой туманности. Лаплас учел основные характерные черты Солнеч- ной системы, которые должна объяснить любая гипотеза о ее происхождении: основная масса системы сосредоточена в Солнце; орбиты планет и спутников почти круговые и лежат почти в од- ной плоскости; расстояния между ними возрастают по определен- ному закону; почти все планеты не только обращаются вокруг Солнца, но и вращаются вокруг своих осей в одном направлении.

В настоящее время ученые пришли к выводу о том, что Зем- ля никогда не была ни газовой, ни огненно-жидкой.

В данный период наиболее разработанной является гипотеза, основы которой были заложены работами советского академика О. Ю. Шмидта.

По гипотезе Шмидта, планеты возникли из вещества огром- ного холодного газопылевого облака, вращавшегося вокруг Солн- ца. Со временем облако неизбежно должно было сплющиваться. Это вызывалось столкновением частиц и обменом энергий между ними. Постепенно вещество распределилось в виде диска, имею- щего толщину, в тысячу раз меньшую его диаметра. Орбиты час- тиц стали круговыми с движениями в одном направлении. Крупные частицы присоединяли к себе мелкие. Возникали сгустки вещества. Быстрее всего росла масса крупнейших сгустков. Затем из большого числа первоначально образовавшихся «рыхлых» комков вещества всевозможных размеров возникло несколько крупных тел — планет (рис. 110). Расчеты показывают, что Земля выросла до ее совре- менной массы за несколько сот миллионов лет. Земля, холодная на поверхности, стала разогреваться за счет распада радиоактивных элементов. Это привело к расплавлению земных недр. Тяжелые элементы продиффундировали вниз, образовав ядро, а легкие обра- зовали кору. В рое частиц, окружавшем зародыши планет, повто- рялся процесс слипания частиц, и возникли спутники планет. В частях газопылевого диска, удаленных от Солнца, царила низкая температура, и водород при формировании больших планет не уле- тучился. Сильный нагрев облака вблизи Солнца ускорял рассеяние

131

В противоположность религии, которая приписывает все происхо- дящее воле бога и утверждает, что мир непознаваем, наука шаг за ша- гом познает Вселенную, опираясь на добытые знания, а не на догму или слепую веру. Наука строго разгра- ничивает известное и предполагае- мое, предполагаемое и неизвестное. Сила науки в* ее движении вперед. Она постепенно заменяет предпо- лагаемое твердо установленным, а неизвестное заменяет предполагае- мым. Этим наука постоянно доказы- вает возможность неограниченного познания природы.

Вселенная в свете научных данных оказывается бесконечной во времени, т. е. вечной и вечно меняющейся. Она никогда не имела начала и никогда не будет иметь конца, она всегда сущест- вовала и будет существовать. Все это касается Вселенной в це- лом, точнее, материи, из которой она состоит. Отдельные же ее части, например Земля, Солнечная система, звезды и даже звездные системы — галактики, возникают, совершают долгий путь разви

водорода, и в планетах земной груп- пы его почти не сохранилось Шмид- ту удалось также впервые теорети- чески вывести наблюдаемый закон планетных расстояний от Солнца Большую трудность представляет объяснение того, как первоначаль- ное газопылевое облако, окружавшее молодое Солнце, сохранило свои большие размеры и получило быстрое вращение.

Теоретические расчеты, учиты- вающие наличие магнитного поля и ряд других факторов, позволяют объяснить происхождение планетной системы, но отдельные моменты этой теории все еще нуждаются в про- верке и уточнении.

32. МАТЕРИАЛИСТИЧЕСКАЯ КАРТИНА МИРОЗДАНИЯ. ПРОБЛЕМА ВНЕЗЕМНЫХ ЦИВИЛИЗАЦИЙ

Рис. 110. Этапы возникновения Земли и планет из газо- пылевого облака по ги- потезе О. Ю. Шмидта.

132

тия и, наконец, прекращают свое существование, с тем чтобы образующая их материя приняла новую форму. Медленно меня- ется и вся окружающая нас Вселенная. Об этом говорит, напри- мер, происходящее увеличение расстояний между галактиками. На смену отжившим мирам возникают новые. На них с течением вре- мени при благоприятных условиях может возникнуть жизнь, путем постепенного усложнения воспроизводящая свое высшее выраже- ние — разумные мыслящие существа.

В настоящее время мы не можем еще даже приблизительно оценить, у какого количества звезд есть планеты, на скольких из них могла зародиться жизнь, где жизнь успела воспроизвести разумные существа и технику, допускающую возможность обмена по радио информацией с другими цивилизациями. Мы знаем, что центральное тело нашей планетной системы — Солнце является обычной звездой. И Солнце, и Земля, и другие члены Солнечной системы состоят из тех же химических элементов и подчиняются тем же законам физики, что и другие тела, наблюдаемые на самых различных расстояниях. Поэтому условия, которые когда-то привели к зарождению жизни на Земле, должны реализовываться и в других областях Вселенной, даже если эти условия связаны с редким стечением обстоятельств. Очаги жизни, а тем более ра- зумной жизни, могут быть отделены друг от друга очень большим расстоянием, что сильно затрудняет их поиск. Развитие науки и техники позволит в будущем ответить на вопрос о распростра- ненности жизни во Вселенной, а может быть, и установить кон- такт с иными цивилизациями.

ПРИЛОЖЕНИЯ

I. ПРИБЛИЖЕННЫЕ ЧИСЛОВЫЕ ЗНАЧЕНИЯ (ЖЕЛАТЕЛЬНЫЕ ДЛЯ ЗАПОМИНА-
НИЯ) НАИБОЛЕЕ ВАЖНЫХ ВЕЛИЧИН, ВСТРЕЧАЮЩИХСЯ В АСТРОНОМИИ

Видимый угловой диаметр Солнца и Луны 1/2°

Наклон эклиптики к экватору 23 1/2°

Средний радиус Земли 46370 км

Разность экваториального и полярного радиусов Земли 21 км

Продолжительность года 365 сут 5 ч 49 мин

Продолжительность синодического месяца (промежу- ток между двумя одинаковыми лунными фазами). 29 1/2 сут Продолжительность звездного (сидерического) меся-

ца (период обращения Луны вокруг Земли) . . . 271/3 сут Масса Солнца по сравнению с массой Земли .... 330 ООО Самый короткий период обращения планеты (Мер- курия) 3 месяца (88 сут)

Самый большой период обращения планеты (Плу- тона) . . . 250 лет

Диаметр самой большой планеты (Юпитера) .... 11 диаметров Земли

Среднее расстояние Луны от Земли 384 ООО км

Среднее расстояние Земли от Солнца, или 1 астро- номическая единица ;150 ООО ООО км

1 парсек 206 265 а. е., или

3 1/4 св. год

Расстояние от Солнца до ближайшей планеты (Мер- курия) по сравнению с расстоянием Земли от

Солнца 0,4 а. е.

Среднее расстояние от Солнца до самой далекой

планеты (Плутона) 40 а. е.

Расстояние от Солнечной системы до ближайшей

звезды
(а Центавра) 4 св. год, или

11/3 пк, или 270 000 а. е.

Поперечник нашей звездной системы — Галактики. , . 100 000 св. лет Расстояние до ближайшей спиральной звездной си- стемы — галактики в созвездии Андромеды ... 2 000 000 св. лет Число звезд, видимых невооруженным глазом около 6000 Диаметр Луны по сравнению с диаметром Земли . . _1/4_ Диаметр Солнца по сравнению с диаметром Земли 109

Температура поверхности Солнца 6000 К

Средний период изменения числа солнечных пятен 11 лет

Температура звезд ... от 3000 (красные звез-
ды) до 30 000 К (го-
лубоватые звезды)

Возраст земной коры около 5 млрд. лет

Весеннее равноденствие . . . . , " 21 марта

Летнее солнцестояние " 22 июня

Осеннее равноденствие " 23 сентября

Зимнее солнцестояние " 22 декабря

134

II. ГРЕЧЕСКИЙ АЛФАВИТ а — альфа р — бета у — гамма б — дельта е — эпсилон Ј — дзета т) — эта ■О— тэта i — йота х— каппа X— ламбда JUL МИ (мю) V— ни (ню) Ј — кси о — омикрон л— пи Q— ро о — сигма т — тау v — ипсилон ф — фи Х — хиг\|)— пси о)— омега III. НАИБОЛЕЕ УПОТРЕБИТЕЛЬНЫЕ НАЗВАНИЯ ЯРКИХ ЗВЕЗД Алголь — р Персея Альдебаран — а Тельца Альтаир — а Орла Антарес — а Скорпиона Арктур — а Волопаса Беллятрикс —у Ориона Бетельгейзе — а Ориона Вега — а Лиры Денеб — а Лебедя Капелла — а Возничего Основные данные об этих звездах см Кастор Мицар Поллукс Полярная Процион Регул Ригель Сириус Спика Фомальгаут • приложении IV. а Близнецов Ј Б. Медведицы -р Близнецов а М. Медведицы а М. Пса а Льва р Ориона а Б. Пса • а Девы а Южной Рыбы IV. СПИСОК НЕКОТОРЫХ ЯРКИХ ЗВЕЗД, ВИДИМЫХ В СССР В таблице обозначение спектра в то же время служит указанием цвета: О, В — голубые звезды, А — белые, F — желтоватые, G — желтые, К — оран- жевые, М — красные, а, 8 медленно меняются вследствие перемещения земной оси. Звезда		Звездная величина	Прямое восхождение а		Склонение 6		Спектр, класс**	Расстоя- ние в парсеках
га	ч	мин	о
а	Тельца	1,06	4	33,0	+16	25	к	20,8
и	Ориона	0,34	5	12,1	- 8	15	В	330
а	Возничего	0,21	5	13,0	+45	57	G	13,7
а	Ориона	0,92*	5	52,5	+ 7	24	М	200
а	Б. Пса	—1,58	6	42,9	-16	39	А	2,7
а	Близнецов	1,99	7	31,4	+32	00	А	13
а	М. Пса	0,48	7	36,7	+ 5	21	F	3,5
р	Близнецов	1,21	7	42,3	+ 28	09	к	10,7
а	Льва	1,34	10	05,7	+ 12	13	А	25,6
а	Девы	1,21	13	22,6	-10	54	В	47,7
а	Волопаса	0,24	14	13,4	+ 19	27	к	11,1
а	Скорпиона	1,22*	16	26,3	-26	19	М	52,5
а	Лиры	0,14	18	35,2	+38	41	А	8,1
а	Орла	0,89	19	48,3	+ 8	44	F	5,0
а	Лебедя	1,33	20	39,7	+45	06	А	290
а	Южной Рыбы	1,28	22	54,9	-29	53	А	7,0
V	Слегка меняют свою яркость. **			Грубая классификаци		я.

135 V. ТАБЛИЦА СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ	Звезд- ный пе- риод об- ращения, годы	Синоди- ческий период обраще- ния, сутки	Среднее рас- стояние от Солнца		Накло- нение орби- ты к эклип- тике	Масса (масса Земли = = 1)
135 V. ТАБЛИЦА СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ	Звезд- ный пе- риод об- ращения, годы	Синоди- ческий период обраще- ния, сутки	а. е.	млн. км	Накло- нение орби- ты к эклип- тике	Масса (масса Земли = = 1)
Меркурий	0,2411	116	0,387	58	7° 00'	0,06
Венера	0,6152	584	0,723	108	3 24	0,82
Земля	1,000	—	1,000	150	—	1,00
Марс	1,881	780	1,524	228	1 51	0,11
Юпитер	11,86	399	5,203	778	1 18	318
Сатурн	29,46	378	9,539	1426	2 29	95,1
Уран	84,01	370	19,18	2869	0 46	14,5
Нептун	164,8	368	30,06	4496	1 46	17,3
Плутон	247,7	367	39,44	5900	17 08	0,02:
Солнце	—	—	—	—	—	333 000

Или 88 сут.

Или 225 сут.

VI. УКАЗАНИЯ К НАБЛЮДЕНИЯМ

Наблюдения основных небесных явлений каждым учащимся крайне необхо- димы. Однако наблюдать небесные светила можно только в ясную, безоблачную погоду. Все светила, кроме Солнца и иногда Луны, не бывают видны днем. Некоторые явления происходят под утро или только в определенные редкие 1 моменты, например затмения, и мы не можем увидеть их в другое, удобное для нас время. Поэтому наблюдения ни в коем случае нельзя откладывать. Их надо выполнять при первой же возможности, используя ясные вечера и не пытаясь приурочить наблюдения к изучению соответствующих вопросов про- граммы на уроке. Достигнуть такого согласования невозможно по условиям по- годы.

Надо стремиться выполнить как можно больше наблюдений в течение сентября и октября, пока еще часто бывают ясные вечера и не так холодно. В ноябре и зимой ясная погода бывает довольно редко, а холода затрудняют наблюдения. С марта погода чаще бывает ясной, но темнота наступает все позже и позже.

Наблюдать следует в защищенном от света фонарей и окон домов месте. Звезды надо наблюдать, когда не мешает свет Луны. Желательно иметь при себе фонарик, не дающий яркого света и позволяющий в нужное время по- смотреть на звездную карту, сделать запись или зарисовку.

В течение сентября и октября рекомендуется провести такие наблю- дения.

1. Приблизительно через каждые 2 недели (в зависимости от погоды) заме- чать время и зарисовывать (по отношению к окружающим предметам) на види-

136

Средняя плот- ность, 103 кг/м3	Экваториальный диаметр		Сжатие	Звездный период вращения вокруг оси	Наклон экватора к плос- кости орбиты	Число известных спутников планет
Средняя плот- ность, 103 кг/м3	Земли = = 1	км	Сжатие	Звездный период вращения вокруг оси	Наклон экватора к плос- кости орбиты	Число известных спутников планет
5,4	0,38	4 900	0	58,65 сут	7°
5,2	0,95*	12 100*	0	243,0 сут**	177°	—
5,5	1,00	12 756	1/298	23 ч 56 м 4 с	23°27'	1
4,0	0,53	6 800	1/150:	24 ч 37 м 23 с	25°	2
1,3	11,2	142 000	1/16	9 ч 50 м***	3°,1	не менее 14
0,6	9,5	120 000	1/10	10 ч 14 м***	26°,4	не менее 15
1.3	3,9	50 000	1/40:	10,8 ч:**	98°	6
1,6	3,9	50 000	1/60	15,8 ч:	29°	2?
1-1,5	0,2	2800:	?	6,4 сут	?	?
1,4	109,1	1 392 000	0	25,4 сут	7° 15'	1

* Диаметр твердой поверхности. *** На экваторе.

** Вращение обратное. Двоеточие (:) означает неточность числа.

мом горизонте место захода или восхода Солнца. Зарисовку делать всякий раз с одного и того же места. Убедиться в изменении со временем точки восхода или захода Солнца.

Желательно выполнить то же в отношении Луны. Такие наблюдения Луны надо вести уже ежедневно, отметив 3—4 ее восхода (или захода).

Проследить (изо дня в день) полный цикл изменения фаз (вида) Луны. При этом сделать не менее двух зарисовок в смежные дни вида и положения Луны среди звезд на копии, снятой со звездной карты. Эти зарисовки надо делать, когда Луна светит не слишком сильно и поэтому видны неяркие звезды. Если же замечать положение Луны относительно лишь самых ярких звезд, то (поскольку их мало на небе) движение Луны на 13° в сутки мы можем и не заметить. Эти наблюдения покажут нам, как Луна перемещается к востоку на фоне звезд.

Осенью с помощью подвижной звездной карты найти и запомнить созвездия Большой и Малой Медведицы, Полярную звезду и некоторые другие созвездия и яркие звезды. Чтобы не забыть созвездия, каждый ученик должен сам время от времени находить их на небе. При этом в тетради необходимо записывать, какие созвездия были видны вечером в южной стороне неба.

Весной (а лучше еще и зимой) посмотреть, какие созвездия видны в южной части неба, и узнать на небе знакомые околополярные созвездия. При отыскании созвездий нужно звездную карту держать так, чтобы пометки севера, востока и т. д. на ней соответствовали расположению этих точек горизонта на местности. Надо обращать внимание на различие яркости звезд, изображенных на карте, и мысленно соединять их прямыми линиями. Найдя одно созвездие, переходить от него к другому.

137

При наблюдении созвездий надо обратить внимание на цвет ярких звезд, соответствующий температуре этих звезд.

В самом начале и в конце вечера наблюдения созвездий заметить место каких-либо ярких звезд относительно горизонта и их перемещение вследствие суточного вращения неба и в зависимости от расстояния звезд от полюса мира.

Желательно сфотографировать вращение неба около полюса так, как это описано в учебнике.

Заметить во время изучения созвездий, как летят по небу метеоры.

Пользуясь астрономическим календарем и звездной картой, самостоятельно или с помощью учителя найти на небе планеты, которые в данном месяце видны. Это наблюдение надо сделать в сентябре и точно зарисовать положение планеты среди звезд того созвездия, в котором планета видна. Через 1—2 ме- сяца повторить эту зарисовку и выяснить, как планета переместилась.

Каждый ученик должен уметь находить Полярную звезду, а по ней основные точки горизонта.

Показать несколько созвездий и планеты, видимые в данный вечер.

По фазе и по положению Луны относительно горизонта указать приблизи- тельное положение основных точек горизонта.

Наблюдения в телескоп или бинокль. Бинокль лучше брать призменный, дающий шестикратное увеличение. В него можно увидеть: 1) крупные солнечные пятна, если они будут на Солнце (через темное стекло); 2) неровности границы дня и ночи на Луне и крупнейшие горы на ней; 3) много звезд в Млечном Пути и в звездном скоплении Плеяды, в котором невооруженный глаз видит при нормальном зрении 6 звезд; 4) газовую туманность Ориона (зимой) и ту- манное пятно — галактику в Андромеде (осенью), едва видимые глазом; 5) двой- ные звезды в Большой Медведице, в Лире; 6) иногда спутники Юпитера (они очень близки к нему).

В телескоп или в подзорную трубу можно видеть гораздо больше. Вместо телескопа можно использовать трубу теодолита или дальномера.

Экскурсии в планетарий или обсерваторию очень полезны, но они не должны заменять собой самостоятельные наблюдения явлений природы.

ПРЕДМЕТНО-ИМЕННОЙ УКАЗАТЕЛЬ

Алголь 97

Амбарцумян В. А. 111, 112, 128 Апекс 117 Апогей 68

Ассоциации звездные 111 Астероиды 22, 72 Астрограф 48

Астрономическая единица 26, 42 Астрономия 3 Афелий 24

Базис 37

Белолольский А. А. 66, 98 Болид 72

Бредихин Ф. А. 76 Бруно «Джордано 35

Венера 60—62 Возмущения 30 Высота 5

Галактика 107 Галактики 117, 120 Галактическая плоскость 107 Галилей Г. 34, 35
Гершель В. 30, 107, 108 Глобулы 129 Год солнечный 20 Гранулы 85

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

(«цвет — светимость») 105 Доплера-Физо принцип 47

Зависимость «масса — светимость» 105 Затмения 69

Звездная величина 10, 92 Звездные скопления 108 Звезды 10, 89

белые карлики 102, 106, 130

визуально-двойные 93

затменно-двойные 96

красные гиганты 106, 130

красные карлики 93, 102

нейтронные 128

новые 99

переменные 98

сверхновые 100

сверхгиганты 102

спектрально-двойные 95

цефеиды 98 Земля 36

Зенит 11

Ионосфера 52

Календарь 20

григорианский 21

юлианский 21 Квазары 123
Кеплер И. 24

движение 68 Луноход 58

Магнитная буря 54 Марс 60, 63, 64 Межзвездная пыль 112 Межзвездное поглощение 112 Месяц сидерический 68

синодический 68 Меркурий 60, 61 Метагалактика 124 Метеорит 72 Мётеор 78

Млечный Путь 107, 108 Надир 11

Небесная сфера 11 Небесный меридиан 13

экватор 13 Нейтральный водород 114 Нептун 65, 66

Обсерватория 49 Орбиты планет 25 Ось мира 12

Параллакс 42

годичный 90

горизонтальный 42

Луны 42

Солнца 42 Параллактическое смещение 41 Парсек 91

Пепельный свет 68 Перигей 68 Перигелий 24

Период обращения планет звездный (сидерический) 24

синодический 28

Планеты 14, 15, 22

внутренние 27

гиганты 65

земной группы 52

околосолнечные 60 Плутон 65, 66 Полдень истинный 12, 19 Полуденная линия 12 Полюс мира 11 Полярное сияние 54, 88 Последовательности звездные 105 Пояс зодиака 16

Приливное ускорение 31 Приливы 31 Противостояние 28 Протозвезды 129 Протуберанцы 87 Прямое восхождение 17 Птолемей К. 34 Пульсары 128

Равноденствие (весеннее и осеннее) 15 Радиант 79

Радиационный пояс 53 Радиогалактика 122 Радиотелескоп 49 Расширение Вселенной 126

Сатурн 65, 66

Синхронное излучение 10f, 115, 123 Система мира гелиоцентрическая (Коперника) 34

геоцентрическая (Птолемея) 34

Склонение 17 Скорости космические 25 Скорость лучевая 47, 115

пространственная 115

тангенциальная 115 Собственное движение звезд 115 Соединение 27

Созвездия 9

зодиакальные 16 Солнечная корона 85

Солнечная система 22 Солнечные пятна 86 Солнечный ветер 76, 85 Солнце 22, 21

Солнцестояние (летнее, зимнее) Спектр 46

звезд 89 Спектральный анализ 45 Спутники планет 67 Стратосфера 52

Струве В. Я. 37—39, 91, 112 Сутки солнечные 19 Суточное движение 13

Телескоп 7

менисковый 8

рефлектор 7

рефрактор 7 Терминатор 56 Триангуляции метод 37 Тропосфера 52 Туманности 112

диффузные газопылевые 113

светлые пылевые 113

темные пылевые 112 Туманность Андромеды 117

Крабовидная 100

Угловое расстояние 5 Уран 65, 66

Факелы 86 Фотометр 49 Фотосфера 84

Хаббла закон 120

т- постоянная 120 Хромосфера 85

Шмидт О.
Ю. 131

Эклиптика 14, 15

Эксцентриситет 24

Юпитер 65, 66

ОГЛАВЛЕНИЕ

I- ВВЕДЕНИЕ

Предмет астрономии 3

Астрономические наблюдения и телескопы 4

Особенности астрономических наблюдений —

Ваши наблюдения 6

Телескопы 7

Созвездия. Видимое движение звезд 9

Созвездия —

Яркость и цвет звезд 10

Видимое суточное движение звезд. Небесная сфера —

Определение географической широты 13

Суточное движение светил на различных широтах —

Кульминации 14

Эклиптика и «блуждающие» светила — планеты —

Звездные карты, небесные координаты и время 17

Карты и координаты —

Высота светил в кульминации 18

Точное время 19

Счет времени. Определение географической долготы. Календарь . . 20

II- СТРОЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

Состав Солнечной системы 22

Законы движения планет и искусственных небесных тел .24

Форма орбиты и скорость движения —

Второй и третий законы Кеплера 25

Конфигурации и синодические периоды обращения планет 27

Конфигурации планет —

Синодические периоды 28

Возмущения в движении планет. Понятие о приливах. Определение

масс небесных тел 29

Возмущения в движении планет —

Открытие Нептуна -»0

Понятие о теории приливов . . 31

Определение масс небесных тел 32

141

Борьба за научное мировоззрение . . 34

Земля, ее размер, форма, масса, движение . . 36

Размер и форма Земли —

Масса и плотность Земли 39

Доказательство суточного вращения Земли опытом Фуко ,. . —

Доказательство обращения Земли вокруг Солнца 40

Определение расстояний и размеров тел в Солнечной системе ... —

Определение расстояний ... —

Определение размеров светил 43

III- ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

Методы изучения физической природы небесных тел 45

1. Применение спектрального анализа —

2; Оптические и радионаблюдения 48

Обсерватории 49

Исследования с помощью космической техники ... .... 50

Общие характеристики планет земной группы и Земли ... 51

Изучение физической природы планет —

Характеристика планет земной группы 52

Земля. Атмосфера —

Земля. Магнитное поле 53

Физические условия на Луне и ее рельеф 55

Физические условия на Луне —

Рельеф Луны —

Планеты Меркурий, Венера и Марс 60

Околосолнечные планеты —

Марс 63

Планеты-гиганты 65

Движение Луны и спутников планет. Затмения 67

Спутники планет и Луна —

Движение Луны 68

Лунные и солнечные затмения 69

Астероиды и метеориты 72

Астероиды —

Болиды и метеориты —

Кометы и метеоры 74

Открытие и движение комет —

Физическая природа комет 75

Происхождение комет и их распад на метеорные потоки ... 77

IV. СОЛНЦЕ И ЗВЕЗДЫ

Солнце — ближайшая звезда 81

Энергия Солнца —

Строение Солнца 82

Солнечная атмосфера и солнечная активность 84

Спектры, температуры, светимости звезд и расстояния до них ... 89

Спектры, цвет и температура звезд ....... . . —

Годичный параллакс и расстояния до звезд 90

Видимая и абсолютная звездная величина. Светимость звезд ... 91

Двойные зрезды. Массы звезд 93

Визуально-двойные звезды —

Спектрально-двойные звезды ... .... 95

Затменно-двойные звезды — алгоэти 96

Переменные и новые звезды 98

Переменные iBe3flbi —

Новые звезды 99

Сверхновые звезды 100

Разнообразие звездных характеристик и их закономерности ... 102

Диаметры и плотности звезд —

Важнейшие закономерности в мире звезд 105

V. СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ

Наша Галактика 107

Млечный Путь и Галактика —

Звездные скопления и ассоциации 108

Диффузная материя 112

Межзвездная пыль и темные туманности —

Светлые пылевые диффузные туманности .... 113

Диффузные газовые туманности —

Нейтральный водород 114

Магнитное поле, космические лучи и радиоизлучение 115

Движения звезд в Галактике —

Собственные движения звезд —

Компоненты пространственной скорости звезд ... —

Движение Солнечной системы 116

Вращение Галактики 117

Звездные системы — галактики. Метагалактика . . —

Нормальные галактики —

Радиогалактики и квазары 122

Метагалактика и космология 124

Возраст небесных тел. Возникновение и развитие галактик и

звезд 127

Возраст небесных тел —

Возникновение галактик и звезд ... 128

Развитие звезд 129

Возникновение планетных систем и Земли 131

Материалистическая картина мироздания. Проблема внеземных циви-

лизаций 132

Приложения 134

Предметный указатель 139

143

СВЕДЕНИЯ О ПОЛЬЗОВАНИИ УЧЕБНИКОМ	Состояние учебника
№	Фамилия и имя ученика	Учебный
			год	в начале года	в конце года

Борис Александрович Воронцов-Вельяминов

АСТРОНОМИЯ Учебник для 10 класса

Спец. редактор А. В. Засов. Редактор Л. С. Мордовцева.
Редактор карт В. И. Коблер. Художник-картограф ▲. В. Макарова.
Художественный редактор В. М. Прокофьев.
Художники М. Л. Фрам, П. И. Ефименков, В. Ф. Громов.
Технические редакторы Н. Н. Махова, В. В. Новоселова.
Корректоры О. С. Захарова, К. ▲. Иванова.

ИБ 6940

Сдано в набор 20.04.82. Подписано к печати 29.09.82. А 13207. Формат 60X 907i6- Бум. офсетная № 2. Гарнит. Литературная. Печать офсетная. Усл. печ. л. 9 -f вкл. 0,22 + форз. 0,31. Усл. кр. отт. 19,5. Уч.-изд. л. 11,14 +вкл. 0,19 + форз. 0,35. Тираж 3 193 000 (1—2 193 000) экз. Заказ 1245. Цена 30 коп.

Ордена Трудового Красного Знамени издательство

«Просвещение» Государственного комитета РСФСР по делам издательств, полиграфии и книжной торговли. Москва, 3-й проезд Марьиной рощи, 41.

Отпечатано с диапозитивов Саратовского ордена Трудового Красного Знамени полиграфического комбината Росглавполиграфпрома
Государственного комитета РСФСР по делам издательств, полиграфии и книжной
торговли, Саратов ул. Чер-

Слов:	40846
Символов:	310015
Размер:	605.50 Кб.

Название реферата: Астрономия 10 класс Воронцов-Вельяминов