Содержание

Введение_______________________________________________________ 3

Глава 1. Космологическая эволюция________________________________ 4

1.1. Философско-мировоззренческие проблемы космологической эволюции_____________________________________________________________ 4

1.2. Построение комологических моделей_________________________ 5

1.3. Раннее обоснование космологических моделей_________________ 8

Глава 2. Современные проблемы астрофизики______________________ 11

2.1. Использование спутниковых систем Земли для определения расстояния до звезд_______________________________________________________ 11

2.2. Космические телескопы (в оптическом диапазоне) и открытия сделанные с их помощью_________________________________________________ 18

Заключение____________________________________________________ 23

Список литературы____________________________________________ 24

Введение

Вселенная как целое является предметом особой астрономической науки — космологии, имеющей древнюю историю. Истоки ее уходят в античность. Космология долгое время находилась под значительным влиянием религиозного мировоззрения, будучи не столько предметом познания, сколько делом веры. Даже И. Кант, пробивший серьезную брешь в религиозном толковании предмета космологии, полностью не освободился от представления об активности сверхъестественного фактора — Творца материи. В XX в. ситуация изменилась кардинально: был достигнут существенный прогресс в научном понимании природы и эволюции Вселенной как целого.

В наши дни космологические проблемы — не дело веры, а предмет научного познания. Они решаются с помощью научных понятий, представлений, теорий, а также приборов и инструментов, позволяющих понять, какова структура Вселенной и как она сформировалась. Конечно, понимание этих проблем пока еще далеко от своего завершения, и, несомненно, будущее приведет к новым великим переворотам в принятых сейчас взглядах на картину мироздания. Тем не менее важно отметить, что здесь мы имеем дело именно с наукой, с рациональным знанием, а не с верованиями и религиозными убеждениями.

Цель астрофизики – изучение физической природы и эволюции отдельных космических объектов, включая и всю Вселенную. Таким образом, астрофизика решает наиболее общие задачи астрономии в целом. За последние десятилетия она стала ведущим разделом астрономии.

Глава 1. Космологическая эволюция

1.1. Философско-мировоззренческие проблемы космологической эволюции

Возникновение и развитие современной релятивистской космологии имеет большое мировоззренческое значение. Оно во многом изменило наши прежние представления о научной картине мира. Особенно радикальным было открытие так называемого красного смещения, свидетельствующего о расширении Вселенной. Этот факт нельзя было не учитывать при построении космологических моделей. Считать ли Вселенную бесконечной или конечной — зависит от конкретных эмпирических исследований и, прежде всего от определения плотности материи во Вселенной, что имеет решающее значение для оценки кривизны пространства — времени. Очевидно, что при нулевой или отрицательной кривизне модель должна быть открытой, при положительной— замкнутой. Однако оценка плотности распределения материи во Вселенной наталкивается на серьезные трудности, связанные с наличием так называемого скрытого (невидимого) вещества в виде темных облаков космической материи. Хотя никакого окончательного вывода о том, является ли Вселенная открытой или замкнутой, сделать пока еще нельзя, но многие свидетельства говорят, по-видимому, в пользу открытой бесконечной ее модели. Во всяком случае, такая модель лучше согласуется с неограниченно расширяющейся Вселенной[1]. Замкнутая же модель предполагает конец такого расширения и допущение ее последующего сжатия. Как мы уже отмечали выше, коренной недостаток такой модели состоит в том, что пока современная наука не располагает какими-либо фактами, подтверждающими подобное сжатие. К тому же сторонники замкнутой Вселенной признают, что эволюция Вселенной началась с "большого взрыва". Наконец, остается нерешенной и проблема оценки плотности распределения материи и связанной с ней величины кривизны пространства — времени.

Важной проблемой остается и оценка возраста Вселенной, который определяется по длительности ее расширения. Если бы расширение Вселенной происходило с постоянной скоростью, равной в настоящее время 75 км/с, то время, истекшее с начала "большого взрыва", составило бы 13 млрд. лет. Однако есть основания считать, что ее расширение происходит с замедлением. Тогда возраст Вселенной будет меньше. С другой стороны, если допустить существование отталкивающих космологических сил, тогда возраст Вселенной будет больше.

Значительные трудности связаны также с обоснованием первоначально "горячей" модели в сингулярной области, поскольку предполагаемые плотности и температуры никогда не наблюдались и не анализировались в современной астрофизике. Но развитие науки продолжается, и есть основания надеяться, что и эти труднейшие проблемы со временем будут разрешены.

1.2. Построение комологических моделей

К изучению «начала», то есть момента образования Вселенной можно подходить с разных точек зрения.

Одна из них сводится к тому, что изучаемых на Земле законов явно недостаточно для объяснения процессов, происходящих во Вселенной (исследователь Амбарцумян). В самом деле, если при переходе к микромиру, который в 10¹⁵раз больше нашего макромира, исследователи столкнулись с новыми силами и новыми явлениями, то что следует ожидать от Вселенной, которая в 10²⁶ раз больше (10 млрд. Световых лет или 10²⁸ см). Напрашивающийся вывод – необходимо допустить существование в Космосе новых законов.

С другой стороны, изучение ближних к нам галактик показывает, что они не сильно отличаются от нашей, их составляют те же объекты - туманности, звездные скопления, звезды и, вероятно, планеты. Поэтому «рабочую модель» допустимо строить на основе применения законов физики и химии.

Общие закономерности развития Вселенной изучаются с помощью космологических моделей. Очевидно, что для познания распределения вещества в пространстве и его движения во Вселенной нужно пользоваться законом всемирного тяготения, поскольку гравитационное взаимодействие главенствует во Вселенной. В этом случае в однородной вселенной с плотностью r галактики, находящиеся на границе сферы радиуса R, будут притягиваться к центру шара с силой, вызывающей ускорение . Чтобы Вселенная была устойчива, необходимо и отталкивание, которое уравновешивает притяжение .

Создание Эйнштейном общей теории относительности значительно продвинуло вперед разработки моделей развития Вселенной. Однако во время создания ОТО (1905 – 1915) Вселенная представлялась иначе, чем сейчас. Метагалактика и её расширение ещё небыли открыты, поэтому Эйнштейн исходил из представления о стационарной Вселенной, равномерно заполненной галактиками, находящимися на неизменных расстояниях. Такое представление даже в рамках теории Ньютона неизбежно вело к сжатию мира под действием притяжения, поэтому Эйнштейн для предотвращения этого произвольно ввёл в свои уравнения невероятно малую величину – космическое отталкивание: . Влияние столь малого фактора должно было проявляться только на огромных просторах Вселенной, так как он не зависит от массы тел, а определяется расстояниями между ними .

Ускорение, сообщаемое этим отталкиванием объектам, в стационарной модели должно уравновешиваться ускорением, создаваемым притяжением, то есть отличаться лишь знаком.

Для описания свойств расширяющегося мира каждой произвольной точке (для Вселенной точка – галактика) приписывают координату r(t) – расстояние от наблюдателя в любой заданный момент времени t, если известно расстояние r₀ в момент времени t₀. Затем вводят масштабный фактор, равный 1 в момент наблюдения, так что r(t) = r₀R(t). Это значит, что расстояние до заданной точки в любой момент времени равно произведению её расстояния и масштабного фактора на данный момент. При увеличении времени от t до t+dt расстояние до галактики изменится, и dr = r(t+dt) – r(t) = r₀dR, где dR = R(t+dt) – R(t)dt. Скорость взаимного удаления двух галактик находится как dr/dt = V = r₀(dR/dt). Если выразить из формулы r(t) = r₀R(t) и подставить r₀ в выражение скорости, то получим: V = (dR/dt)(r/R). Это выражение соответствует закону Хаббла, и тогда H = (1/R)(dR/dt). Отсюта можно заключить, что постоянная Хаббла Н в каждый момент времени одинакова во всей Вселенной. Время t = 1/H, называемое космологическим временем, позволяет сравнивать эволюцию объектов в разных частях Вселенной. Таким образом, построить модель Вселенной значит определить зависимость масштабного фактора R(t) от времени: (dR/dt)² = (8p/3)GR²r - k + LR²/3. (1)

Величина, обратная постоянной Хаббла Н, имеет размерность времени. Можно предположить, что за это время вещество, из которого состоят галактики, «разлетелось» из точки наблюдения. Значит, это время прошло с того момента, когда все вещество галактик было сконцентрировано в одной точке. Наблюдаемые скорости разлета достигают сотен тысяч километров в секунду, поэтому в момент «начала» должен был произойти взрыв, породивший современную Вселенную. Исправив значение постоянной Хаббла и взяв его как Н = 75 км/(с Мпк), ученые считают, что «сегодняшнее» время жизни Вселенной колеблется от 10 до 20 млрд. лет.

Советский ученый Фридман детально исследовал уравнения Эйнштейна и показал, что теория Эйнштейна, как и теория Ньютона, допускает в качестве математических моделей и развивающиеся системы – коллапсирующие. Стабильная Вселенная Эйнштейна является нестабильной при малейшем возмущении. Фридман выделил три возможности, соответствующие трем моделям Вселенной: 1) k = 0; расширяющееся евклидово пространство ; 2) k > 0; пульсирующая модель, пространство неевклидово (сферический мир); 3) k < 0; монотонно расширяющееся неевклидово пространство (гиперболический мир).

В первом случае при L = 0 уравнение, описывающее изменение масштабного фактора со временем имеет точное решение R(t) = (6Gpr(t₀)^1/3t^2/3 (модель Эйнштейна – де Ситтера). В ней начавшееся расширение может продолжаться неограниченно. В этой стационарной Вселенной, модель которой развивал Ф. Хойл, плотность, несмотря на расширение, поддерживается постоянной за счет непрерывного «творения» вещества из особого «энергетического поля».

Во втором случае при отрицательных космологических постоянных, то есть при наличии дополнительной силы притяжения, кроме ньютонова тяготения, в некоторый момент масштабный фактор становится равным нулю, и с t = 0 он начнет возрастать, достигнет максимума и снова уменьшится до нуля. Если выбрана закрытая модель пространства и лямбда-член равен некоторой критической величине, определяемой плотностью вещества во Вселенной, то масштабный фактор растет от нуля до определенного максимума, достигаемого в далеком будущем. Если космологическая постоянная становится больше этого критического значения, то масштабный фактор растет неограниченно, хотя и медленно.

В замкнутой Вселенной и при равенстве космологического члена своему критическому значению возможны два решения: стационарный мир Эйнштейна R(t) = const и модель Эддингтона – Леметра, в которой R(t) = R₁ в бесконечно удаленном прошлом и неограниченно растет в будущем.

Оказывается, что для выбора модели Вселенной не достаточно определения средней плотности вещества. Существует предположение, что межгалактическое пространство может быть заполнено водородом с температурой 1 млн. градусов. Вероятно, существуют и ещё какие-то массы во Вселенной, пока не обнаруженные (проблемы скрытой массы).

Бельгийский ученый и аббат Ж. Леметр связал релятивистские модели с данными астрономических наблюдений и сделал следующее предположение: коль скоро разбегание галактик соответствует расширению пространства, то при проектировании на прошлое нужно представить уменьшение объема и увеличение плотности. Эти рассуждения были привязаны к «началу», то есть к акту творения мира. Первоначальная плотность вещества, называемая Леметром протоатомом, достигала 10⁹⁶ кг/м³, и это значение плотности определило границы применимости понятий пространства и времени. Поэтому невозможно говорить ни о том, сколько длилось это состояние, ни о том, что было до него.

Итак, мы живем в расширяющейся Вселенной. Это расширение проявляется на уровне галактик, и не существует центра, от которого галактики «разбегаются». В общем случае постоянная Хаббла Н зависит от времени, а скорость расширения убывает из-за тормозящего воздействия гравитации. Возраст Метагалактики оценивается примерно в 13 млрд.лет, а её будущее, по современным представлениям, зависит от средней плотности r.

Рис. 1.

Путь кометы Хейя-Кутаки в роекции на созвездия северного неба

Рис.2.

К определению расстояния до звезды

1.3. Раннее обоснование космологических моделей

Построению научно обоснованных моделей космоса положила коперниканская революция, в ходе которой многие великие мыслители и исследователи пришли к выводу: мир бесконечен в пространстве и во времени. Ньютон вывел всеобщий закон управления Вселенной – гравитацию[2]. В ответ на это Галлей сформулировал космологический парадокс: бесконечный космос с конечной плотностью массы должен в каждой точке давать бесконечную силу притяжения. Поэтому стабильность и существование бесконечной Вселенной с ньютоновым тяготением составляет гравитационный парадокс космологии. Ньютон предсказывал распад Вселенной, основываясь на следующем: бесконечно возрастающее тяготение должно приводить к бесконечным ускорениям и бесконечным скоростям космических тел, то есть скорости тел должны возрастать с увеличением расстояний между ними. Однако этого не наблюдается, что говорит о временности такого состояния.

Эти парадоксальные следствия были исследованы в дальнейшем Кантом, который пришел к идее нестатичности космоса, и Ламбертом, который развил идею об островной структуре Вселенной (туманности – это далёкие «мировые острова»). Это были первые попытки получить эмпирические сведения с помощью статистических методов.

Нидерландский астроном Виллем де Ситтер (1872 – 1934) рассмотрел модель пустой Вселенной (1917), в которой два объекта расположены на столь большом расстоянии, что можно пренебречь притяжением между ними. Стационарность мира требовала нарушения равновесия – галактики должны начать удаляться друг от друга с ускорением. Фактически в решении де Ситтера содержалось предсказание расширения Вселенной, но до открытия Хаббла его теория представлялась неким казусом.

В заключении этой, на мой взгляд, очень интересной темы, хотелось бы задать такой вопрос: «Одиноки ли мы во Вселенной?»

За прошедшие 40 лет люди убедились, что рядом с Землёй нет цивилизаций, передающих сообщения по радио. И земляне решили сами послать весточку неведомым космическим братьям. В 70- гг. к звёздам были отправлены радиограммы к автоматические зонды с посылками на борту. Каково же было их содержание? Прежде всего предстояло решить вопрос в какой форме послать сообщение в форме текста или картинок т.е. воспользоваться понятиями или образами. Использовать линкор пока не решились. Все послания отправленные в космос по радио и на борту космических аппаратов содержат образы — рисунки, слайды, звуки речи, музыку. Краткий текст состоит из нескольких чисел необходимых для указания «обратного адреса» — положения нашей планеты в Галактике. 16 ноября 1974 г из обсерватории Аресибо было отравлено сообщение в направлении шарового звездного скопления М 13 в созвездии Геркулеса. В нем около миллиона звезд подобных Солнцу поэтому вполне вероятно, что сообщение будет кем то принято. Правда сигнал доберется туда только через 25 тыс. лет. Сообщение послано на волне длиной 12,6 см и содержит 1679 знаков. Как надеются земляне их инопланетные коллеги сообразят, что послание представляет собой кадр 23 х73. Пока землянам неизвестны быстрые способы межзвездных путешествий перелет даже к ближайшей звезде занял бы десятки тысяч лет. Для человека путь к звездам пока закрыт. Но автоматы уже устремились в межзвездное пространство четыре зонда покинули пределы Солнечной системы — это «Пионер 10, 11» запущенные в 1972 1973 гг. и «Вояджер 1, 2», запущенные в 1977 г. Пролетев мимо внешних планет они преодолели притяжение Солнца и теперь удаляются в глубины Галактики. Так почему бы не послать с ними весточки в другие миры? Есть шанс, что они когда-нибудь попадут в руки разумных существ. Поэтому каждый из зондов несет особое послание. Внутри «Пионеров» заложены не большие металлические пластинки, на которых выгравирована «визитная карточка» землян. На ней изображены люди на фоне силуэта космического аппарата (для того чтобы показать масштаб). Мужчина приветственно поднял руку. Внизу показана схема Солнечной системы: линия, протянувшаяся от третьей планеты к маленькому силуэту «Пионера», показывает траекторию полета. Вверху слева дважды изображен атом водорода. Кружок обозначает орбиту электрона, а палочка с точкой — направление спина (оси собственного вращения) электрона и протона. На правом рисунке спины частиц совпадают, а на левом они противоположны. Каждый физик (в том числе, наверное, и внеземной) знает, что при повороте спинов атом водорода излучает радиоимпульс с частотой 1420 МГц, т е. с длиной волны 21 см. Эти длина и частота (мера времени) служат единицами всех других расстояний и времён, указанных на рисунке. Самое важное сообщение зашифровано в «звездочке» слева от центра. Это наш «обратный адрес»: в середине — Солнце, а протянувшиеся от него лучи указывают направления и расстояния до «радиомаяков». Галактики — пульсаров. Это нейтронные звёзды, быстро вращающиеся и излучающие радиоимпульсы с определенным периодом. У каждого пульсара свой период, который в двоичном коде записан вдоль луча. Всем развитым цивилизациям эти пульсары должны быть известны. А зная их координаты в Галактике, легко найти и положение Солнца. Самый длинный горизонтальный луч указывает направление и расстояние до центра Галактики — «столицы» нашей «звездной империи». На « Вояджерах» отправлены уже целые посылки- к борту каждого из них прикрепили круглую алюминиевую коробку, положив гуда позолоченный видеодиск. Инструкция по его воспроизведению изображена на крышке коробки. На диске 115 изображении (слайдов), на которых собраны важнейшие научные данные, виды Земли, ее материков различные ландшафты, сцены из жизни животных и человека, их анатомическое строение и биохимическая структура, включая молекулу ДНК. Кроме изображений на диске записаны и звуки: шёпот матери и плач ребенка, голоса птиц и зверей (например, «песни» китов), шум ветра и дождя, грохот вулканов и землетрясении, шуршание песка и океанский прибой. Есть даже звук поцелуя, который умело воспроизвели создатели видеодиска.

Человеческая речь представлена на диске короткими приветствиями на 58 языках народов мира. По-русски сказано: «Здравствуйте, приветствую вас!» Особую главу послания составляют достижения мировой музыкальной культуры. На диске записаны произведения Баха, Моцарта, Бетховена, джазовые композиции Луи Армстронга, Чака Берри и народная музыка многих стран.

Получат ли это послание братья по разуму, сейчас сказать трудно Очень мала эта частичка Земли по сравнению с безбрежными космическими просторами. Но это лишь один из шагов, которые люди начали делать в поисках жизни и разума в космосе, и теперь они уже не остановятся, пока не найдут их.

Глава 2. Современные проблемы астрофизики

Как известно, за свою многовековую историю астрономия претерпела несколько революций, полностью изменивших ее характер. Одним из результатов этого процесса явилось возникновение и бурное развитие астрофизики. Особенно этому способствовало применение телескопа с начала XVII века, открытие спектрального анализа и изобретение фотографии в XIX веке, возникновение фотоэлектрии, радиоастрономии и внеатмосферных методов исследования в XX веке. Все это необычно расширило возможности наблюдательной или практической астрофизики, и привело к тому, что в середине XX века астрономия стала всеволновой, т.е. получила возможность извлекать информацию из любого диапазона спектра электромагнитных излучения.

Параллельно с развитием методов практической астрофизики, благодаря прогрессу в физике и особенно созданию теории излучения и строения атома, развилась теоретическая астрофизика. Ее цель – интерпретация результатов наблюдений, постановка новых задач исследований, а также обоснование методов практической астрофизики.

Оба раздела астрофизики в свою очередь подразделяются на более частные. Разделение теоретической астрофизики, как правило, производится по объектам исследований: физика звезд, Солнца, планет, туманностей, космических лучей, космологией и т.д. Разделы практической астрофизики обычно отражают те или иные применяемые методы: астрофотометрия, астроспектрометрия, астрофотография, колориметрия и т.д.

Разделы астрофизики, основание на применение принципиально новых методов, составившие эпоху в астрономии, и, как правило, включающие соответствующие разделы теоретической астрофизики получили такие названия, как радиоастрономия, баллонная астрономия, внеатмосферная астрономия (космические исследования), рентгеновская астрономия, гамма-астрономия, нейтринная астрономия.

2.1. Использование спутниковых систем Земли для определения расстояния до звезд

Определение расстояний до тел солнечной системы основано на измерении их горизонтальных параллаксов. Параллаксы, определенные по параллактическому смещению светила, называются тригонометрическими.

Зная горизонтальный экваториальный параллакс Pо светила, легко определить его расстояние от центра Земли (рисунок ). Действительно, если То=Ro есть экваториальный радиус Земли, ТМ=D - расстояние от центра Земли до светила М, a угол Р – горизонтальный экваториальный параллакс светила Ро, то из прямоугольного треугольника ТОМ имеем

(15)

Для всех светил, кроме луны, параллаксы очень малы. Поэтому формулу (15) можно написать иначе, положив

(16)

а именно,

(17)

Расстояние D получается в тех же единицах, в которых выражен радиус Земли Rо. По формуле (17) определяются расстояния до тел Солнечной системы. Быстрое развитие радиотехники дало астрономам возможность определять расстояние до тел Солнечной системы радиолокационными методами. В 1946 году была произведена радиолокация Луны, а в 1957 – 1963 годах – радиолокация Солнца, Меркурия, Венеры, Марса и юпитера. По скорости распространения радиоволн с=3*10⁵ км/сек и по промежутку времени t (сек) прохождения радиосигнала с земли до небесного тела и обратно легко вычислить расстояние до небесного тела

(18)

Расстояние до звезд определяются по их годичному параллактическому смешению, которое обусловлено перемещением наблюдателя (вместе с Землей) по земной орбите (рисунок ).

Угол, под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты при условии, что направление на звезду перпендикулярно к радиусу, называется годичным параллаксом звезды p. Если СТ=a есть средний радиус земной орбиты, МС=D - расстояние звезды М от солнца С, а угол p - годичный параллакс звезды, то из прямоугольного треугольника СТМ

(19)

годичные параллаксы звезд меньше 1¢¢, и поэтому

(20)

Расстояние D по этим формулам получается в тех же единицах, в которых выражено среднее расстояние а Земли от Солнца.

Если расстояние до небесных тел очень велики, то выражать их в километрах неудобно, так как получается очень большие числа, состоящие из многих цифр, поэтому в астрономии, помимо километров, приняты следующие единицы расстояний:

- астрономическая единица (а.е) – среднее расстояние Земли от Солнца;

- парсек (пс) – расстояние, соответствующее годичному параллаксу в 1¢¢;

- световой год – расстояние, которое свет проходит за один год, распространяясь со скоростью около 300000 км/сек. Если астрономическую единицу принять равной 149600000 км, то 1 пс=30,86*10¹² км= 206263 а.е.=3,26 светового года; 1 световой год=9,460*10¹² км=63240 а.е.=0,3067 пс.

В а.е. обычно выражаются расстояния до тел солнечной системы. Например, Меркурий находится от Солнца на расстоянии 0,387 а.е, а Плутон – на расстоянии 39,75 а.е.

Расстояние до небесных тел, находящихся за пределами солнечной системы, обычно выражаются в парсеках, кило парсеках (1000 пс) и мега парсеках (1000000 пс), а также в световых годах. В этих случаях

Ближайшая к Солнцу звезда «проксима Центавра» имеет годичный параллакс p=0¢¢,762. следовательно, она находится от нас на расстоянии 1,31 пс или 4,26 светового года.

Чтобы перейти от видимого положения звезд на небе к действительному их распределению в пространстве, необходимо знать расстояние до них.

Непосредственным методом определения расстояния до звезд является измерение их годичных параллаксов. Однако этим способом параллаксы могут быть найдены только для ближайших звезд. Действительно, предельные углы, которые удается измерить аксонометрическими методами, составляют около 0¢¢,01.

Следовательно, если параллакс звезды в результате наблюдений оказался равным p=0¢¢,02±0¢¢,01, то расстояние до нее по формуле

(21)

Получится в пределах от 30 до 100 пс, соответствующих возможным ошибкам в определении параллакса. Отсюда видно, что расстояние до сравнительно близких объектов, удаленных от нас не более, чем на несколько парсеков, определяются более или менее надежно. Так, например, расстояние до одной из ближайших звезд (a Центавра), равное 1,33 пс, известно с ошибкой, меньше 2 %. Однако для звезд, удаленных больше чем на 100 пс, ошибка в определении расстояния больше самого расстояния и метод тригонометрических параллаксов оказывается непригодным. В лучшем случае он позволяет сделать вывод, что расстояние превышает несколько сотен парсеков. Всего в настоящее время тригонометрические параллаксы измерены не более чем для 6000 звезд.

Расстояния до звезд могут быть найдены в тех случаях, когда каким-нибудь образом известны их светимости, так как разность между видимой и абсолютной звездными величинами равна модулю расстояния, который входит в формулу (22)

(22)

Наиболее надежно модуль расстояния удается найти для звезд, принадлежащих скоплениям. Однако при этом необходимо учитывать, что получаемые величины, как правило, бывают искажены влиянием межзвездного поглощения света.

Особенности спектров, лежащих в основе разделения звезд по классам светимости, могут быть использованы для определения абсолютных звездных величин, а, следовательно, и расстояний (метод спектральных параллаксов).

Важный метод определения параллаксов совокупности звезд основан на изучении их собственных движений. Оставшееся смещение звезды на небесной сфере за год называется собственным движением звезды m. Оно выражается в секансах дуги в год. Собственное же движение звезды m вычисляется по формуле

(23)

Собственное движение у разных звезд различны по величине и направлению. Только несколько десятков звезд имеют собственные движения больше 1¢¢ в год. Самое большое известное собственное движение m=10¢¢,27 (у «летящей» звезды Баркарда). Громадное же большинство измеренных собственных движений у звезд составляют сотые и тысячные доли секунды дуги в год. Из-за малости собственных движение изменение видимых положений звезд не заметно для невооруженного глаза.

Суть этого метода основано на том факте, что чем дальше находятся звезды, тем меньше видимые перемещения, вызываемые их действительными движениями в пространстве. Определенные таким путем параллаксы называются средними.

Для определения расстояния до группы звезд удается применить наиболее точный метод, основанный на том обстоятельстве, что, как и в случае метеоритов, общая точка пересечения направлений видимых индивидуальных движений, которые вследствие перспективы кажутся различными, а на самом деле в пространстве одинаковы, указывает истинное направление скорости общего движения – апекс. При известной лучевой скорости Vr, хотя бы одной из звезд имеется возможность вычислить годичный параллакс всего скопления, называемый адовым параллаксом, по формуле

(24)

Где m - собственное движение, а q – угол между направлением на данную звезду и апекс.

Определить суточный и годичный параллакс можно из наблюдений: пусть из двух точек О₁ и О₂ (рисунок ) на поверхности Земли, лежащих на одном географическом меридиане, измерены зенитные расстояния Z₁ и Z₂ одного и того же светила М в момент прохождения его через небесный меридиан. Предположим далее, что оба пункта наблюдения находятся в северном полушарии и светило наблюдалось в каждом из них к югу от зенита. Следовательно

z₁=j₁-s₁ и z₂=j₂-s₂

Где j₁ и j₂ – географические широты пунктов, а d₁ и d₂ – топоцентрические скопления светила, отличающиеся от его геоцентрического склонения d на величину

p₁=psinz₁ и p₂=psinz₂

В четырехугольнике О₁ТО₂М (рисунок ) угол О₁МО₂ равен (Р₁ – Р₂), угол МО₂Т тупой (больше 180º) и равен (180º+Z₂), угол О₁ТО₂ равен (j₁-j₂) и, наконец, угол ТО₁М равен (180º-Z₁). Так как сумма внутренних углов четырехугольника равна четырем прямым, то

360°=p₁-p₂+180°+z₂+j₁-j₂+180°-z

или

p₁-p₂=(j₂-z₂)-( j₁-z₁)

Принимая во внимание соотношения, написанные выше, имеем

P(sinz1-sinz2)={sin(j₁-s₁)-sin(j₂-s₂)}p=s₂-s₁

откуда горизонтальный параллакс светила

(25)

По значениям радиуса Земли R в месте наблюдения и экваториального радиуса Земли Rо вычисляется горизонтальный экваториальный параллакс

(26)

Горизонтальный параллакс светила можно определить и из измерений его прямого восхождения из одного и того же места на Земле, но в различные моменты времени. За промежуток времени между этими моментами вращения земли переносит наблюдателя из одной точки пространства в другую, что дает соответствующее параллактическое смещение светила. Таким образом, горизонтальный параллакс светила определяется из его топоцентрических координат, полученных из соответствующих и целесообразно выполненных наблюдений.

Аналогичным путем получается годичный параллакс звезд, только в этом случае определяются геоцентрические координаты звезды из наблюдений, произведенных в двух различных точках орбиты Земли и приблизительно через полгода одно после другого.

Наилучшие современные угломерные инструменты позволяют надежно определять годичное параллактическое смещение звезд до расстояния не свыше 100 пс (p=0¢¢,01). Поэтому тригонометрические годичные параллаксы известны лишь для сравнительно небольшого числа звезд (около 6000), наиболее близких к Солнцу. Расстояния до более далеких объектов определяются различными косвенными методами.

Как уже было сказано выше, если знать светимость звезды и, сравнивая ее с видимым блеском звезды, то легко рассчитать расстояние до нее.

Если пользоваться абсолютной М и видимой звездной величиной m, то расстояние в световых годах D находится легко из формулы

(27)

Как выяснили Адамс и Кольмюттер (США) два-три десятка лет назад, спектры звезд являются хорошими показателями светимости, а поэтому и расстояния, так как видимый блеск звезды m, нужный для сравнения, определить нетрудно.

Зная расстояния до некоторого числа звезд на основании других, весьма кропотливых методов их определения, можно было вычислить светимости и составить их со спектрами тех же звезд. Пока же достаточно сказать, что, например, обычным белым звездам определенного спектрального подкласса, допустимА₀, А₁, А₂ и т.д., соответствует довольно определенная светимость. Таким образом, достаточно определить точно спектральный подкласс обычной белой звезды, и мы уже приблизительно знаем ее светимость, а поэтому и расстояние. (Есть звезды класса А другой светимости, но и спектры у них несколько иные). Такие звезды встречаются редко).

С желтыми и красными звездами дело обстоит сложнее, хотя тоже достаточно определенно. Желтые и еще в большей степени красные звезды одного и того же спектрального класса резко делятся на две группы. Одни из них названы гигантами, у них очень большая светимость. Другие названы звездами-карликами – их светимость значительно меньше. Звезд с промежуточной светимостью не существует, и светимость как карликов, так и гигантов одного и того же спектрального подкласса является довольно определенной. Но есть некоторое различие. Одни и те же темные линии, в спектрах гигантов более тонки и резки, чем в спектрах карликов. Это помогает отличать их друг от друга.

Мало того, относительная интенсивность некоторых пар линий обнаруживает четкую зависимость от светимости звезды. Спектры-паспорта карликов и гигантов – не вполне одинаковы. Так, например, спектры оранжевых звезд 61 Лебедя и Альдебарана в общем одинаковы, почему их и относят к одному и тому же спектральному классу К5. но среди многочисленных одинаковых линий в их спектрах можно, что линии кальция с длиной волны 4454 Å в спектре звезды-карлика 61 Лебедя сильнее линии ионизированного стронция 4215 Å, а в спектре гиганта Альдебарана – наоборот. Нужен некоторый навык, чтобы отличать друг друга спектры гигантов и карликов. Удается установить зависимость между относительной интенсивностью пар линий и светимостью звезды, а затем использовать ею в дальнейшем. Тогда, сфотографировав спектр звезды, находящейся на неизвестном расстоянии и имеющей неизвестную светимость мы можем легко и быстро установить и то и другое.

Точность определения таким способом расстояний до звезд составляет около 20 %, независимо от того, близка к нам звезда или далеко. Быть может, точность в 20 % покажется недостаточно хорошей при измерении расстояния до звезд. Приходится с этим согласиться. Однако в большинстве случаев определить расстояние до звезды другим способом невозможно.

Если расстояние между излучающим телом наблюдателя меняется, то скорость их относительного движения имеет составляющую вдоль луча зрения, называемую лучевой скоростью. По линейным спектрам лучевые скорости могут быть измерены на основании эффекта Доплера, заключающегося в смещении спектральных линий на величину, пропорциональную лучевой скорости, вне зависимости от удаленности источника излучения. При этом если расстояние увеличивается (лучевая скорость положительна), то смещение линий происходит в красную сторону, а в противном случае – в синюю.

Объяснить это явление можно на основании следующих элементарных рассуждений. Вообразим наблюдателя, воспринимающего от объекта луч света. Предположим, что этот луч представляет собой отдельное непрерывное электромагнитное колебание (луч волн). Пусть за 1 секунду источник излучает n волн длиной l каждая. Так как n - частота, то n=с/l. Неподвижный относительно источника наблюдатель за ту же одну секунду воспримет столько же (т.е. n) волк. Теперь пусть источник или наблюдатель движутся с относительной скоростью Vr, на котором укладывается Vr/l волн. Таким образом, в случае движения вдоль луча зрения наблюдатель воспримет не n волн, а на Vr/l меньше, если расстояние увеличивается, и на Vr/l больше, если оно уменьшается. Следовательно, изменится частота наблюдаемого излучения n. Обозначая это изменение частоты через Dn и принимая, что положительным значением Vr соответствует увеличение расстояния, получим

Учитывая зависимость между n и l, мы видим, что при движении вдоль луча зрения изменяется не только частота воспринимаемого излучения, но и длина его волны соответственно на величину

Объединяя это выражение с предыдущим, найдем окончательную формулу для величины доплеровского смещения спектральных линий

(28)

Более строгий вывод формулы для доплеровского смещения требует применение теории относительности. При этом получается выражение, которое при Vr<<с очень мало отличается от формулы ( ). Кроме того, оказывается, что смещение спектральных линий вызывается не только движениями вдоль луча зрения, но и перпендикулярными к нему перемещениями (так называемый поперечный эффект Доплера). Однако он, как и релятивистская поправка к формуле ( ), пропорционален (V/c)² и должен приниматься во внимание только при скоростях, близких к скорости света.

Эффект Доплера играет исключительно важную роль в астрофизике, так как позволяет на основании измерения положения спектральных линий судить о движениях небесных тел и их вращении.

2.2. Космические телескопы (в оптическом диапазоне) и открытия сделанные с их помощью

Более 20 лет работают на околоземных орбитах специализированные спутники с УФ телескопами на борту, проводя астрономические наблюдения. Их инструменты достигли высокой разрешающей способности и совершенства. Это позволило решать многие проблемы современной астрофизики.

УФ излучение играет важнейшую роль как в существовании биологической жизни, в том, числе и человеческой, так и во всем комплексе процессов эволюции Вселенной. Изучать, что же происходит в глубинах космоса и как он устроен, интереснейшая задача и вечная цель человечества. Решая эту задачу, люди наталкиваются на фундаментальные природные ограничения, преодолевают их и ищут новые подходы для дальнейшего продвижения по пути познания. Одной из преград для проведения астрономических наблюдений служит непрозрачность атмосферы.

Земная атмосфера практически не пропускает весь УФ участок электромагнитного спектра. Однако именно в Уф диапазоне лежат длинны волн спектральных линий, соответствующих наиболее важным в астрофизике атомных и молекулярным переходам водорода и дейтерия. Там же находится множество резонансных линий большинства элементов, соответствующих, как правило, самому распространенному состоянию атомов. Из-за непрозрачности атмосферы исследовать Уф излучение небесных объектов можно только из космоса. Космическим телескопам атмосфера не мешает. Поэтому удается получать изображение объектов во Вселенной с предельно высоким угловым разрешением и резко увеличивать проницающую силу телескопа.

Изучение Вселенной в Уф диапазоне занимаются специальные космические аппараты. Уже проведены десятки космических экспериментов и несколько проектов находятся в стадии разработки. Важно отслеживать тенденции развития этой области науки, и, конечно, необходимо участвовать в перспективных проектах. Для России, имевшей здесь хорошие традиции, важно не потерять их. Особенно во время кризиса, когда необходимо искать различные способы сохранения высокой отечественной технологии, интеллектуального научно-технического потенциала, а в конечном итоге укрепления тающего авторитета развитой страны.

Уф участок электромагнитного спектра весьма широк, и потенциально он гораздо информативнее оптического. Создать эффективный универсальный инструмент, охватывающий весь этот диапазон, невозможно. Поэтому создаются астрономические инструменты, работающие в избранных участках спектра. Выбирают в каждом случае подходящую оптическую схему телескопа, технологию изготовления отражающих поверхностей. Обсерватория «Спектр-УФ» относится к числу крупных мировых проектов внеатмосферной астрономии. Его реализация позволит проводить наблюдения с высоким и даже рекордным разрешением в малоизученном, хотя и очень «богатом» линиями лаймановском участке спектра с временем непрерывной экспозиции до 30 ч.. В отдельных случаях экспозиция может достигать до 140 ч. при высоком пространственном и спектральном разрешении.

В состав космического аппарата «Спектр-УФ» входят служебный модуль, стандартный для всех научных спутников серии «Спектр», телескоп Т-170 и отсек с комплексом научной аппаратуры.

Условия наблюдения предъявляют жесткие требования к параметрам наведения и стабилизации инструментов. Поэтому космический аппарат снабжен системой управления пространственной ориентации в качестве первичного контура и системой точного гидирования телескопа Т-170 – вторичный контур. Первичный контур обеспечивает предварительное наведение телескопа с точностью 1-2¢. Затем изображение объекта приводится в заданное положение с более высокой точностью и стабилизируется. Во вторичном контуре малые смещения оптической оси телескопа компенсируются за счет наклонов вторичного зеркала. Это позволяет достигать весьма высокой точности стабилизации – около 0,1¢¢. Прототип такой сложности системы доказал свою работоспособность во время полета обсерватории «Астрон».

На участке запуска КА телескоп Т-170 закрыт пылезащитной крышкой. Телескоп оснащен блендой, защищающей зеркало от светового потока Земли, Луны и Солнца. После выхода на орбиту солнцезащитная бленда открывается и переводится в рабочее положение. В период выполнения наблюдений пылезащитная крышка открывается. С помощью микродвигателей управления аппарат наводится в сторону исследуемой части неба, и производятся его стабилизация в пространстве, гидирование и другие подготовительные операции.

Орбита для спутника «Спектр-УФ» выбиралась с учетом того, что телескоп должен работать на большом расстоянии от сильного источника засветки – земли, и параметры ее должны быть устойчивыми. Также важно, чтобы КА не пересекал околоземные радиационные пояса, влияющие на работу многих приборов, кроме того, параметры орбиты должны соответствовать задачам запуска обсерватории, а спутник необходимо наблюдать максимальное время. Как показали расчеты, выполненные в Институте астрономии РАИ, таким условиям удовлетворяет сильно вытянутая орбита со следующими начальными характеристиками: высота апогея – 300000 км, высота перигея – 500 км, наклонение – 51,5° и период обращения 7 суток. В течение 8 месяцев после запуска высота орбиты изменяется и становиться рабочей – 250000 x 40000 км, что позволит аппарату постоянно приходится находится вне радиационных поясов.

Интересно сравнить «HST» и «Спектр-УФ», «HST» из-за большего размера главного зеркала выигрывает на длинах волн более 140 нм и существенно проигрывает в более коротковолновом участке. Это связано с наличием «HST» четырех отражающих поверхностей – две дополнительные появились в результате ремонтных работ на орбите по коррекции оптического тракта телескопа. У телескопа Е-170 отражающих поверхностей только две. Поэтому низкоорбитальная обсерватория «HST» имеет не более половины общего наблюдательного времени, а у обсерватории «Спектр-УФ» этот показатель может достигать 0,85. количество квантов, собранных за достаточно длительный промежуток времени обсерваторией «Спектр-УФ», будет больше, чем у «HST».

В составе комплекса научной аппаратуры «Спектр-УФ» входят четыре основных инструмента:

1. Телескоп Т-170. построен по оптической схеме Ричи-Кретьена и имеет характеристики: диаметр главного зеркала – 170 см, фокусное расстояние – 17 м, поле зрения - 40¢ (20 см в фокальной плоскости), общая длина – 8,45 м и диаметр 2,01 м, расстояние между главным и вторичным зеркалами – 3,5 м, масса – 1700 кг.

2. Двойной эшельный спектрограф высокого разрешения (ДЭСВР) – предназначен для получения Уф спектров с высоким спектральным разрешением, позволяющим изучать контуры даже узких спектральных линий, ширина которых соответствует тепловым движениям в звездных атмосферах со скоростями около 5 км/сек. Основные параметры инструмента: спектральный диапазон – от 110 до 360 нм, разрешающая сила (R=l/Dl, Dl=1100-3500 Å) до 60000, при самом высоком разрешении чувствительности не хуже 16^m за 10 ч экспозиции (отношение сигнал/шум – S/N=10) или 11^m за то же время (S/N=100).

3. Роуландовский спектрограф (РС) – предназначен для регистрации спектров в лаймановском участке, а также для наблюдения предельно слабых объектов с низким разрешением в более длинноволновом участке до 450 нм. РС состоит из одной вогнутой решетки и имеет минимальные оптические потери. Параметры спектрографа: основной спектральный диапазон от 90 до 120 нм и разрешающая сила (R) достигает 10000 в участке 91,2-120 нм и 3000 – в участке 115-450 нм.

4. Камера поля (КП), или регистрации изображений объектов с высоким угловым разрешением. Работает в двух режимах (модах). Короткофокусная мода обеспечивает наблюдение предельно слабых объектов, а при работе в длиннофокусной моде обеспечивается высокое угловое разрешение. Параметры КП следующие: короткофокусная мода – рабочий диапазон длин волн от 91,2 до360 нм, поле зрения – 4, разрешение – не хуже 0,16¢¢, предельная звездная величина (V) объекта за 1 ч наблюдений – 29^m; длиннофокусная мода – поле зрения 24^m, разрешение в центральной области при применении специальных математических методов обработки изображения до 0,05^m, предельная величина (V) небесного объекта за 1 ч наблюдений - 24^m.

КА «Спектр-УФ» рассматривается как многоцелевая обсерватория, предназначенная для решения многих задач. Перечислим некоторые из них:

- газодинамические процессы, сопровождающие образование звезд;

- важнейшие показатели звезд – светимость и эффективную температуру;

- радиусы звезд, период пульсации, эволюция;

- химический состав звезд;

- межзвездная и межгалактическая среда;

- поиски областей звездообразования;

- галактики (исследование).

Космический телескоп нового поколения: ключевой компонент космической программы NASA – космический телескоп следующего поколения (NGST-Next Generation Spase Telescope). Работа над ним начата в 1995 году, запуск намечается на 2008 год – год 50-й годовщины создания NASA. В 2008 году также исполняется 60 лет с тех пор, как Лайман Спицер предложил идею космического телескопа. Проект № 65Т – логическое развитие темы космического телескопа имени Хаббла.

Новый телескоп будет выведен на гелиоцентрическую орбиту с фиксированным положением вблизи второй точки Лагранта (L₂) системы Солнце-Земля (1,5 млн. км от Земли в стороне, противоположной Солнцу), время полета до нее займет около 3 месяцев. Объектив нового телескопа – трех зеркальный анастигмат. Первичное зеркало диаметром 8 м сделано из бериллия. Оно состоит из центральной части диаметром 3,5 м и восьми лепестков, при выводе на орбиту лепестки сложены. Телескоп составлен из трех модулей: оптический, инструментальный (приемники излучения и управления), модуль поддержки, включающий защитный экран со стороны Солнца. В оптической части кроме основных зеркал имеются два небольших коррекционных зеркала для точной корректировки системы, исправления ошибок из-за гравитационных эффектов, градиентов температуры, краевых эффектов, старения. Телескоп будет охлаждаться до температуры ниже 50 К. он чувствителен к длинам волн от 0,6мм до более 10мм (от красного до среднего инфракрасного) с максимумом чувствительности от 1 мм до 5 мм (ближний инфракрасный свет). Инструментальный модуль содержит камеру ближнего инфракрасного света с полем зрения 4 x 4¢, охлаждаемую до 30 К, мультиобъектный спектрометр того же диапазона и камеру (спектрометр в диапазоне 5-28 мм, приемник излучения в которой охлажден до 6 К).

№6SТ сможет наблюдать первые поколения звезд и галактик, включая отдельные районы интенсивного формирования звезд, протогалактические фрагменты, суперновые при красном смещении Z=5-20. №6ST позволит увидеть отдельные звезды в близких галактиках, проникнет в пылевые облака вокруг районов зарождения звезд, обнаружит тысячи субзвезд и объектов пояса Койпера. Субзвезды – объекты с массой меньшими, чем минимальная звездная, излучающие в инфракрасном диапазоне за счет гравитационного сжатия).

Новый телескоп сможет:

- детектировать самые ранние фазы формирования звезд и галактик – конец «темных веков»;

- разрешить первые галактические субструктуры, порядка отдельных скоплений звезд (размер 300 пк для 0,5<Z<5). Здесь требуется разрешение 0,060¢¢ на длине волны 2 мм;

- выяснить основные спектральные свойства далеких галактик. Провести статистический анализ свойств галактик, с большим красным смешением на полях 4 x 4¢ (1 x 1 Мпк для 0,5<Z<5);

- обнаружить и исследовать запыленные районы, где скрыты области активного звездообразования и активные галактические ядра, в том числе для эпохи мощного звездообразования при Z=2;

- обнаруживать отдельные объекты, излучающие в среднем и дальнейшем инфракрасных диапазонах фона и получать их спектры вплоть до 28 мм.

Телескоп сможет исследовать все стадии формирования звезд и планетных систем от массивных оболочек вокруг протозвезд до пропланетных дисков вокруг молодых звезд главной последовательности. Он сможет наблюдать планеты типа Юпитера у всех одиночных звезд на расстояниях до 8 пк, получить первые прямые изображения и спектрограммы внесолнечных планет. Многие технические решения №6ST и технологии (сверхлегкая активная криогенная оптика, устройства для опознания формы и исправления волнового фронта излучения, широкоформатные высокочувствительные инфракрасные детекторы, сверхлегкие солнечные экраны) могут быть применены в науке и промышленности уже в ближайшее время.

О создании крупного орбитального оптического телескопа

Давно уже мечтали астрономы. Одним из первых и наиболее активных пропагандистов этой идеи стал в 40-50-х годах Л. Спицер из Принстонского университета. Еще в 1946 году он подготовил доклад (тогда секретный) о преимуществах космических наблюдений. В 1959, 1962 и 1965 годах на совещаниях астрономов США, посвященных выработке программы космических исследований, было рекомендовано начать работы по изучению проекта «Большой космический телескоп», а осенью 1971 года НАСА организовало комитет по разработке этого проекта, с которого и ведет свое начало программа Космического телескопа им. Хаббла.

Заключение

Рассказ о строении окружающего нас звездного и галактического мира, об управляющих им законах, о путях его эволюции мы в целом воспринимаем сегодня как что-то само собой разумеющееся. В этом, безусловно, проявление уже глубоко укоренившейся в каждом из нас веры в науку, в ее, как представляется, почти неограниченные возможности. При этом мы вспоминаем слова выдающегося французского ученого Репе Декарта (1596-1650): «Нет ничего столь удаленного от нас, чего бы мы не смогли открыть». А также слова его не менее видного соотечественника Блеза Паскаля (1623-1662): «Удивительно не то, что Вселенная бесконечна, а то, что человек способен раскрыть ее тайны …».

Но если мы сравниваем работу астронома с особенностями проведения исследований представителями других естественных наук, то не можем не отметить ее кардинальное отличие. Физик, химик, биолог или геолог изучает тот или другой образец, имея его непосредственно перед собой. Объект своего исследования он может «пощупать руками» в любой момент и в буквальном смысле этих слов. Астроном же, как принято говорить, сидит на дне протяженного воздушного океана и всего лишь улавливает слабые световые потоки, приходящие к нему от того или другого небесного объекта. И, тем не менее, совершается нечто чудесное. Не выходя из стен своего учреждения, астроном определяет расстояние до этого объекта, как будто измерил его своими шагами, говорит о температуре на его поверхности, как будто побывал на нем, о массе объекта, как будто своими руками укладывал его на какие-то огромные весы, о химическом составе, как будто ему удалось как-то «зачерпнуть» крупицу вещества из его атмосферы. Более того, астроном рассказывает о строении звездных недр, как будто ему удалось пробуравить хотя бы одну звезду до ее центра, он строит схемы развития звезд, галактик и Вселенной в целом на протяжении миллиардов лет, хотя не в состоянии проследить за этим развитием даже какую-нибудь одну сотню лет …

И хотя в своем продвижении к свету, к пониманию законов мироздания люди долго блуждали во мраке неизвестности, ошибались, горизонт их познания постепенно и неуклонно расширялся. А здание науки о небесных светилах – астрономия – становилось все прекрасней …

Список литературы

1. Журнал «Земля и Вселенная» №1, 2, - 2000 г., №5 – 2000 г.

2. П.И. Бакулин «Курс общей астрономии» М., «Наука» 1977 г.

3. В.Л. Гинзбург «Современная астрофизика» М., «Наука» 1970г.

4. Ф.Ю. Зигель «Астрономы наблюдают» М., «Наука» 1985 г.

5. Е.П. Левитан «Астрономия» учебник для 11 класса М., «Просвещение» 1994 г.

6. Б.А. Воронцов-Вельяминов «очерки Вселенной» М., «Наука» 1969 г.

7. П. Ходж «Революция в астрономии» М., «Мир» 1972 г.

8. К.Л. Баев «Создатели новой астрономии. Коперник, Бруно, Кеплер, Галилей» М., Учпедгиз 1948 г.

9. И.А. Климишин «Элементарная астрономия» М., «Наука» 1991 г.

10. Журнал «Астрономический вестник».

11. А. Томилин «Занимательно о космологии». Ленинград «Молодая гвардия» 1971 г.

12. Приложение к «1 Сентября» «Физика в школе».

13. Журнал «Космонавтика и астрономия», №11 1986 г. А.А. Токовинин «Орбитальные и оптические телескопы».

14. Журнал «Космонавтика и астрономия», №7 1987 г. Ф.С. Ортенберг «Методы инфракрасного зондирования Земли из космоса».

[1] Рузавин Г.И. «Концепции современного естествознания»/ Учебник для ВУЗов/ М.: Культура и спорт, ЮНИТИ,1997.с. 106.

[2] Кесарев «Эволюция вещества во вселенной», 1976. с. 222.