Астрономия как наука

1. Астрономическая карта мира и ее творцы

На протяжении веков человек стремился разгадать тайну великого мирового ВлпорядкаВ» Вселенной, которую древнегреческие философы и назвали Космосом (в переводе с греческого - ВлпорядокВ», ВлкрасотаВ»), в отличие от Хаоса, предшествовавшего, как они считали, появлению Космоса.

Первые, дошедшие до нас естественнонаучные представления об окружающей нас Вселенной сформулировали древнегреческие философы в 7-5 вв. до н. э. Их натурфилософские учения, опирались на накопленные ранее астрономические знания египтян, шумеров, вавилонян, арийцев, но отличались существенной ролью объясняющих гипотез, стремлением проникнуть в скрытый механизм явлений.

Наблюдение круглых дисков Солнца, Луны, закругленной линии горизонта, а так же границы тени Земли, наползающей на луну при ее затмениях, правильная повторяемость дня и ночи, времен года, восходов и заходов светил - все это наводило на мысль, что в основе строения вселенной лежит принцип круговых форм и движений, ВлцикличностиВ» и равномерности изменений. Но вплоть до 2 в. до н. э. не существовало отдельного учения о небе, которое объединило бы все знания в этой области в единую систему. Представления о небесных явлениях, как и явлениях Влв верхнем воздухеВ» - буквально о Влметеорных явленияхВ», долгое время входили в общие умозрительные учения о природе в целом. Эти учения несколько позднее стали называть физикой (от греческого слова ВлфюзисВ» - природа - в смысле периоды, существа вещей и явлений). Главным содержанием этой древней полу философской ВлфизикиВ», или в нашем понимании - скорее натурфилософии, включавшей в качестве едва ли не главных элементов космологию и космогонию, были поиски того неизменного начала, которое, как думали, лежит в основе мира изменчивых явлений.

Все накопленные веками знания о природе вплоть до технического и житейского опыта были объединены, систематизированы, логически предельно развиты в первой универсальной картине мира, которую создал в 4 веке до н. э. величайший древнегреческий философ (и, по существу, первый физик) Аристотель (384 - 322 гг. до н. э.) большую часть жизни проведший в Афинах, где он основал свою знаменитую научную школу. Это было учение о структуре, свойствах и движении всего, что входит в понятие природы. Вместе с тем, Аристотель впервые отделил мир земных (вернее, ВлподлунныхВ») явлений от мира небесного, от собственно Космоса с его якобы особенными законами и природой объектов. В специальном тракте Вло небеВ» Аристотель нарисовал свою натурфилософскую картину мира.

Под Вселенной Аристотель подразумевал всю существующую материю (состоявшую, по его теории, из четырех обычных элементов - земли, воды, воздуха, огня и пятого - небесного - вечно движущегося эфира, который от обычной материи отличался еще и тем, что не имел не легкости, ни тяжести). Аристотель критиковал Анаксагора за отождествления эфира с обычным материальным элементом - огнем. Таким образом, Вселенная, по Аристотелю, существовала в единственном числе.

В картине мира Аристотеля впервые была высказана идея взаимосвязанности свойств материи, пространства и времени. Вселенная представлялась конечной и ограничивалась сферой, за пределами которой не мыслилось ничего материального, а потому не могло быть и самого пространства, поскольку оно определялось, как нечто, что было (или могло быть заполнено материей). За пределами материальной вселенной не существовало и времени, которое Аристотель с гениальной простотой и четкостью определил как меру движения и связал с материей, пояснив, что Влнет движения без тела физическогоВ». За пределами материальной Вселенной Аристотель помещал нематериальный, духовный мир божества, существование которого постулировалось.

Великий древнегреческий астроном Гиппарх (ок.190-125 г. до н. э.) первым попытался раскрыть механизм наблюдаемых движений светил. С этой целью он впервые использовал в астрономии предложенный за сто лет до него знаменитым математиком Аполлонием Пергским геометрический метод описания неравномерных периодических движений как результата сложения более простых - равномерных круговых. Между тем именно к раскрытию простой сущности наблюдаемых сложных астрономических явлений призывал еще Платон. Неравномерное периодическое движение можно описать с помощью кругового двумя способами: либо вводя понятие эксцентрика тАУ окружности, по которой смещен, относительно наблюдателя, либо разлагая наблюдаемое движение на два равномерных круговых, с наблюдателем в центре кругового движения. В этой модели по окружности вокруг наблюдателя движется не само тело, а центр вторичной окружности (эпицикла), по которой и движется тело. Первая окружность называется деферентом (несущей). В дальнейшем в древнегреческой астрономии использовались обе модели. Гиппарх же использовал первую для описания движения Солнца и Луны. Для Солнца и Луны он определил положение центров их эксцентриков, и впервые в истории астрономии разработал метод и составил таблицы для предвычисления моментов затмений (с точностью до 1-2 часов).

Появившаяся в 134 г. до н. э. новая звезда в созвездии Скорпиона навела Гиппарха на мысль, что изменения происходят и в мире звезд. Чтобы в будущем легче было замечать подобные изменения, Гиппарх составил каталог положений на небесной сфере 850 звезд, разбив все звезды на шесть классов и назвав самые яркие звездами первой величины.

Начатое математическое описание астрономических явлений спустя почти три века достигло своей вершины в системе мира знаменитого александрийского астронома, географа и оптика Клавдия Птолемея (? - 168 г.). Птолемей дополнил собственными наблюдениями до 1022 звезд каталог Гиппарха. Он изобрел новый астрономический инструмент тАУ стенной круг, сыгравший впоследствии существенную роль в средневековой астрономии Востока и в европейской астрономии XVI в., особенно в наблюдениях Тихо Браге.

Его фундаментальный труд тАУ ВлБольшое математическое построение астрономии в XVI книгахВ», по-гречески ВлМег але СинтаксисВ», еще в древности получил широкую известность под названием ВлМгистэВ» (ВлВеличайшееВ»). Европейцы узнали о нем от арабских астрономов тАУ под искаженным названием ВлАл МаджистиВ», или в латинизированой трактации, ВлАльмагестВ». В нем была представлена вся совокупность астрономических знаний древнего мира. В этом труде Птолемей математический аппарат сферической астрономии тАУ тригонометрию. В течение столетий использовали вычисленные им таблицы синусов.

Опираясь на достижения Гиппарха, Птолемей пошел дальше в изучении главных тогда для астрономов подвижных светил. Он существенно дополнил и уточнил теорию Луны, вновь переоткрыв эвекцию. Вычисленные Птолемеем на этом основании более точные таблицы положения Луны позволили ему усовершенствовать теорию затмений. Для определения географической долготы места наблюдения точное предсказание момента наступления затмений имело большое значение. Но подлинным научным подвигом ученого стало создание им первой математической теории сложного видимого движения планет, чему посвящено пять из тринадцати книг ВлАльмагестаВ».

2. Галактики

Галактики стали предметом космогонических исследований с 20-х годов нашего века, когда была надежно установлена их действительная природа и оказалось, что это не туманности, т.е. не облака газа и пыли, находящиеся неподалеку от нас, а огромные звездные миры, лежащие от нас на очень больших расстояниях от нас. В основе всей современной космологии лежит одна фундаментальная идея - восходящая к Ньютону идея гравитационной неустойчивости. Вещество не может оставаться однородно рассеянным в пространстве, ибо взаимное притяжение всех частиц вещества стремиться создать в нем сгущения тех или иных масштабов и масс. В ранней Вселенной гравитационная неустойчивость усиливала первоначально очень слабые нерегулярности в распределении и движении вещества и в определенную эпоху привела к возникновению сильных неоднородностей: "блинов" - протоскоплений. Границами этих слоев уплотнения служили ударные волны, на фронтах которых первоначально невращательное, безвихревое движение вещества приобретало завихренность. Распад слоев на отдельные сгущения тоже происходил, по-видимому, из-за гравитационной неустойчивости, и это дало начало протогалактикам. Многие из них оказывались быстро вращающимися благодаря завихренному состоянию вещества, из которого они формировались. Фрагментация протогалактических облаков в результате их гравитационной неустойчивости вела к возникновению первых звезд, и облака превращались в звездные системы - галактики. Те из них, которые обладали быстрым вращением, приобретали из-за этого двухкомпонентную структуру - в них формировались гало более или менее сферической формы и диск, в котором возникали спиральные рукава, где и до сих пор продолжается рождение звезд Протогалактики, у которых вращение было медленнее или вовсе отсутствовало, превращались в эллиптические или неправильные галактики. Параллельно с этим процессом происходило формирование крупномасштабной структуры Вселенной - возникали сверхскопления галактик, которые, соединяясь своими краями, образовывали подобие ячеек или пчелиных сот; их удалось распознать в последние годы.

В 20-30 гг. XX века Хаббл разработал основы структурной классификации галактик - гигантских звездных систем, согласно которой различают три класса галактик:

I. Спиральные галактики - характерны двумя сравнительно яркими ветвями, расположенными по спирали. Ветви выходят либо из яркого ядра (такие галактики обозначаются S), либо из концов светлой перемычки, пересекающей ядро (обозначаются - SB).

II. Эллиптические галактики (обозначаются Е) - имеющие форму эллипсоидов.

Представитель - кольцевая туманность в созвездии Лиры находится на расстоянии 2100 световых лет от нас и состоит из светящегося газа, окружающего центральную звезду. Эта оболочка образовалась, когда состарившаяся звезда сбросила газовые покровы и они устремились в пространство. Звезда сжалась и перешла в состояние белого карлика, по массе сравнимого с нашим солнцем, а по размеру с Землей.

III. Иррегулярные (неправильные) галактики (обозначаются I) - обладающие неправильными формами.

По степени клочковатости ветвей спиральные галактики разделяются на подтипы а, в, с. У первых из них - ветви аморфны, у вторых - несколько клочковаты, у третьих - очень клочковаты, а ядро всегда неярко и мало.

Плотность распределения звезд в пространстве растет с приближением к экваториальной плоскости спиральных галактик. Эта плоскость является плоскостью симметрии системы, и большинство звезд при своем вращении вокруг центра галактики остается вблизи нее; периоды обращения составляют 107 - 109 лет. При этом внутренние части вращаются как твердое тело, а на периферии угловая и линейная скорости обращения убывают с удалением от центра. Однако в некоторых случаях находящееся внутри ядра еще меньшее ядрышко ("керн") вращается быстрее всего. Аналогично вращаются и неправильные галактики, являющиеся также плоскими звездными системами.

Эллиптические галактики состоят из звезд второго типа населения. Вращение обнаружено лишь у наиболее сжатых из них. Космической пыли в них, как правило, нет, чем они отличаются от неправильных и особенно спиральных галактик, в которых поглощающее свет пылевое вещество имеется в большом количестве.

В спиральных галактиках поглощающее свет пылевое вещество имеется в большем количестве. Оно составляет от нескольких тысячных до сотой доли полной их массы. Вследствие концентрации пылевого вещества к экваториальной плоскости, оно образует темную полосу у галактик, повернутых к нам ребром и имеющих вид веретена.

Последующие наблюдения показали, что описанная классификация недостаточна, чтобы систематизировать все многообразие форм и свойств галактик. Так, были обнаружены галактики, занимающие в некотором смысле промежуточное положение между спиральными и эллиптическими галактиками (обозначаются Sо). Эти галактики имеют огромное центральное сгущение и окружающий его плоский диск, но спиральные ветви отсутствуют. В 60-х годах ХХ века были открыты многочисленные пальцеобразные и дисковидные галактики со всеми градациями обилия горячих звезд и пыли. Еще в 30-х годах ХХ века были открыты эллиптические карликовые галактики в созвездиях Печи и Скульптора с крайне низкой поверхностной яркостью, настолько малой, что эти, одни из ближайших к нам, галактик даже в центральной своей части с трудом видны на фоне неба. С другой стороны, в начале 60-х годов ХХ века было открыто множество далеких компактных галактик, из которых наиболее далекие по своему виду не отличимы от звезд даже в сильнейшие телескопы. От звезд они отличаются спектром, в котором видны яркие линии излучения с огромными красными смещениями, соответствующими таким большим расстояниям, на которых даже самые яркие одиночные звезды не могут быть видны. В отличие от обычных далеких галактик в которые, из-за сочетания истинного распределения энергии в их спектре и красного смещения выглядят красноватыми, наиболее компактные галактики (называющиеся также квазозвездными галактиками) имеют голубоватый цвет. Как правило, эти об'екты в сотни раз ярче обычных сверхгиганских галактик, но есть и более слабые. У многих галактик обнаружено радиоизлучение нетепловой природы, возникающее, согласно теории руссого астронома И.С.Шкловского, при торможении в магнитном поле электронов и более тяжелых заряженных частиц, движущихся со скоростями, близкими к скорости света (так называемое синхотронное излучение). Такие скорости частицы получают в результате грандиозных взрывов внутри галактик.

Компактные далекие галактики, обладающие мощным нетепловым радиоизлучением, называются N-галактиками.

Звездообразные источники с таким радиоизлучением, называются квазарами (квазозвездными радиоисточниками), а галактики обладающие мощным радиоизлучением и имеющие заметные угловые размеры, - радиогалактиками. Все эти объекты чрезвычайно далеки от нас, что затрудняет их изучение. Радиогалактики, имеющие особенно мощное нетепловое радиоизлучение, обладают преимущественно эллиптической формой, встречаются и спиральные.

Радиогалактики - это галактики, у которых ядра находятся в процессе распада. Выброшенные плотные части, продолжают дробиться, возможно, образуют новые галактики - сестры, или спутники галактик меньшей массы. При этом скорости разлета осколков могут достигать огромных значений. Исследования показали, что многие группы и даже скопления галактик распадаются : их члены неограниченно удаляются друг от друга, как если бы они все были порождены взрывом.

Галактики - сверхгиганты имеют светимости, в 10 раз превышающие светимость Солнца, квазары в среднем еше в 100 раз ярче; слабейшая же из известных галактик - карликов сравнимы с обычными шаровыми звездными скоплениями в нашей галактике. Их светимость составляет около 10 светимости солнца.

Размеры галактик весьма разнообразны и колеблются от десятков парсек до десятков тысяч парсек.

Пространство между галактиками, особенно внутри скоплений галактик, по-видимому, содержит иногда космическую пыль. Радиотелескопы не обнаруживают в них ощутимого количества нейтрального водорода, но космические лучи, пронизывают его насквозь так же, как и в электромагнитное излучение.

Галактика состоит из множества звезд различных типов, а также звездных скоплений и ассоциаций, газовых и пылевых туманностей и отдельных атомов и частиц, рассеянных в межзвездном пространстве. Большая часть их занимает об"ем линзообразной формы поперечником около 30 и толщиной около 4 килопарсек (соответственно около 100 тысяч и 12 тысяч световых лет). Меньшая часть заполняет почти сферический об"ем с радиусом около 15 килопарсек (около 50 тысяч световых лет).

Все компоненты галактики связаны в единую динамическую систему, вращающуюся вокруг малой оси симметрии. Земному наблюдателю, находящемуся внутри галактики, она представляется в виде Млечного Пути (отсюда и ее название - "Галактика") и всего множества отдельных звезд, видимых на небе.

Звезды и межзвездная газо-пылевая материя заполняют объем галактики неравномерно : наиболее сосредоточены они около плоскости, перпендикулярной оси вращения галактики и составляющейся плоскостью ее симметрии (так называемой галактической плоскостью). Вблизи линии пересечения этой плоскости с небесной сферой (галактического экватора) и виден Млечный Путь, средняя линия которого представляет собой почти большой круг, так как Солнечная система находится недалеко от этой плоскости. Млечный Путь представляет собой скопление огромного количества звезд, сливающихся в широкую белесую полосу; одноко звезды, проектирующиеся на небе рядом, удалены друг от друга в пространстве на огромные расстояния, исключающие их столкновения, несмотря на то, что они движутся с большими скоростями (десятки и сотни км/сек) в направлении полюсов галактики (ее северный полюс находится в созвездии Волос Вероники). Общее количество звезд в галактике оценивается в 100 миллиардов.

Межзвездное вещество рассеяно в пространстве также не равномерно, концентрируясь преимущественно вблизи галактической плоскости в виде глобул, отдельных облаков и туманностей (от 5 до 20 - 30 парсек в поперечнике), их комплексов или аморфных диффузных образований. Особенно мощные, относительно близкие к нам темные туманности представляются невооруженному глазу в виде темных прогалин неправильных форм на фоне полосы Млечного Пути; дефицит звезд в них является результатом поглащения света этими несветящимися пылевыми облаками. Многие межзвездые облака освещены близкими к ним звездами большой светимости и представляются в виде светлых туманностей, так как светятся либо отраженным светом (если состоят из космических пылинок) либо в результате возбуждения атомов и последующего испускания ими энергии (если туманности газовые).

Наши дни с полным основанием называют золотым веком астрофизики - замечательные и чаще всего неожиданные открытия в мире звезд следуют сейчас одно за другим. Солнечная система стала прследнее время предметом прямых экспериментальных, а не только наблюдательных исследований. Полеты межпланетных космических станций, орбитальных лабораторий, экспедиции на Луну принесли множество новых конкретных знаний о Земле, околоземном пространстве, планетах, Солнце. Мы живем в эпоху поразительных научных открытий и великих свершений. Самые невероятные фантазии неожиданно быстро реализуются. С давних пор люди мечтали разгадать тайны Галактик, разбросанных в беспредельных просторах Вселенной. Приходится только поражаться, как быстро наука выдвигает различные гипотезы и тут же их опровергает. Однако астрономия не стоит на месте : появляются новые способы наблюдения, модернизируются старые. С изобретением радиотелескопов, например, астрономы могут 'заглянуть' на расстояния, которые еще в 40-x. годах ХХ столетия казались недоступными. Однако надо себе ясно представить огромную величину этого пути и те колоссальные трудности, с которыми еще предстоит встретится на пути к звездам.

3. Млечный путь

Млечный путь (Греч. galaxias) - пересекающая звёздное небо серебристая туманная полоса. В Млечный Путь входит огромное количество визуально неразличимых звёзд, концентрирующихся к основной плоскости Галактики. Близ этой плоскости расположено Солнце, так что большинство звёзд Галактики проецируется на небесную сферу в пределах узкой полосы - Млечный Путь. Мысль о том, что Млечный Путь состоит из бесчисленного множества звёзд, первым высказал, по-видимому, Демокрит. Он считал, что Млечный Путь - это рассеянный свет множества звёзд, который, несомненно, был бы виден по всему небу, но оказался малозаметным в солнечных лучах. Аристотель опроверг последнее утверждение и сформулировал правильную концепцию, учитывающую движение Земли и форму земной тени, но затем отказался от неё и высказал предположение, что Млечный Путь - это скопление паров раскалённых небесных тел.

Ширина Млечного Пути различна: в наиболее широких местах - больше 15В°, в самых узких - всего несколько градусов.

Млечный Путь проходит по следующим созвездиям: Единорог, Малый Пёс, Орион, Близнецы, Телец, Возничий, Персей, Жираф, Кассиопея, Андромеда, Цефей, Ящерица, Лебедь, Лисичка, Лира, Стрела, Орёл, Щит, Стрелец, Змееносец, Южная Корона, Скорпион, Наугольник, Волк, Южный Треугольник, Центавр, Циркуль, Южный Крест, Муха, Киль, Паруса, Корма.

Неоднородность строения Млечного Пути вызвана, в основном, двумя причинами: 1) действительной неравномерностью распределения звёзд в Галактике, где звёздные облака можно рассматривать как своеобразные структурные детали; 2) наличием поглощающей среды, которая в виде тёмных туманностей самых разных форм и размеров придаёт причудливые очертания. Клочковатость хорошо заметна в созвездии Лебедя. Но особенно замечательно очень яркое и плотное звёздное облако в созвездии Щита. Несколько звёздных облаков есть в созвездии Стрельца.

Начиная от Денеба, Млечный Путь ниспадает к горизонту северного полушария неба двумя сияющими потоками. Тёмный промежуток между ними ("Великая щель"), по-видимому, вызван многочисленными и сравнительно близкими к нам тёмными туманностями, которые заслоняют области Млечного Пути. В южном полушарии неба, вблизи Южного Креста, находится Угольный мешок - чёрный провал в Млечный Путь, который наблюдатели XVII считали настоящим отверстием в небе.

Средняя линия внутри Млечного Пути. - галактический экватор.

Китайцы выделили Млечный Путь уже к VI в. до н.э. как некое явление неизвестной природы. Его называли "Молочным Путём", Серебряной Рекой, Небесной рекой и т.д.

4. Что такое звезды

В астрономическом смысле: небесные светила, являющиеся источником лучистой энергии, которая создаётся в их недрах и излучается в космическое пространство. В звездах сосредоточена основная масса видимого вещества галактик. Звезды - мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца. Звезды в космическом пространстве не распределены равномерно, они образуют звёздные системы. К ним относятся кратные звёзды, звёздные скопления и галактики.

Большинство звезд находится в стационарном состоянии, т.е. изменений их физ. характеристик не наблюдается. Это отвечает состоянию равновесия. Но существуют и такие звезды, свойства которых меняются видимым образом. Их называют переменными звёздами и нестационарными звёздами. Следует отметить звезды, в которых непрерывно или время от времени происходят вспышки, в частности - новые звёзды. При вспышках т.наз. сверхновых звёзд вещество звезды в некоторых случаях может быть полностью рассеяно в пространстве.

Характеристики звезд делятся на видимые (важнейшая - блеск, который принято выражать в логарифмической шкале видимых звёздных величин) и истинные (светимость, цвет звёзд, радиус, масса). Важнейшую информацию о свойствах звезды дают их спектры. Далее, существует классификация звезд по светимости. Простейший вид этой классификации заключается в разделении звезд на гиганты и карлики. При более подробной классификации выделяют сверхгиганты, субгиганты, субкарлики и т.п.

В качестве возможных источников огромной энергии звезд современная физика указывает гравитационное сжатие, приводящее к выделению гравитационной энергии, и термоядерные реакции, в результате которых из ядер лёгких элементов синтезируются ядра более тяжёлых элементов и выделяется большое количество энергии. Энергии гравитационного сжатия, как показывают расчёты, было бы достаточно для поддержания светимости Солнца в течение всего лишь 30 млн. лет, в то время как из геологических и др. данных следует, что светимость Солнца оставалась примерно постоянной в течение миллиардов лет. Гравитационное сжатие может служить источником энергии лишь для очень молодых звёзд. С другой стороны, термоядерные реакции протекают с достаточной скоростью лишь при температурах, в тысячи раз превышающих температуру поверхности звезды. В недрах звезд при температурах >10Е7 К и огромных плотностях газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях звезда может находиться в стационарном состоянии лишь благодаря тому, что в каждом её слое внутреннее давление газа уравновешивается действием сил тяготения. Такое состояние называется гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная звезда представляет собой газовый (точнее, плазменный) шар, находящийся в состоянии гидростатического равновесия. Если внутри звезды температура по какой-либо причине повысится, звезда должна раздуться, т.к. возрастёт давление в её недрах. Силы тяготения не смогут предотвратить расширение звезды, т.к. у поверхности расширяющейся звезды они уменьшатся. Отсюда вытекает, что для сохранения гидростатического равновесия звезды с большой температурой при прочих равных условиях должны иметь меньшие размеры. Всё сказанное относится к химически однородным (гомогенным) звёздным моделям, которые вполне пригодны для громадного большинства звезд. (такие звезды называются звёздами главной последовательности, к ним относится и наше Солнце). Но существуют звезды, процессы в которых описываются другими моделями (напр., красные гиганты). Стационарное состояние звезды характеризуется не только механическим, но и тепловым равновесием: процессы выделения энергии в недрах звезд, процессы теплоотвода энергии из недр к поверхности и процессы излучения энергии с поверхности должны быть сбалансированы. Поэтому звезды - устойчивые саморегулирующиеся системы.

Светимость звезды (за исключением самых массивных) пропорциональна массе в степени, превышающей единицу. Запас же ядерной энергии в звездах просто пропорционален массе. Следовательно, чем больше масса звезды, тем быстрее она должна израсходовать свои внутренние источники энергии. Сроки эволюции тем меньше, чем больше массы звезд. Для наиболее массивных звезд светимость пропорциональна массе. Время жизни таких звезд по мере увеличения их массы перестаёт уменьшаться и стремится к определённой величине порядка 3.5 млн. лет, очень малой по космическим масштабам. Таким образом, звезды с большими светимостями - это либо молодые звезды (голубые гиганты класса О), либо звезды, недавно вступившие в ту или иную стадию эволюции (красные сверхгиганты).

Относительную распространённость звезд разных типов в Галактике можно охарактеризовать так: на 10 млн. красных карликов приходится около 1 млн. белых карликов, примерно 1000 гигантов и только одна звезда-сверхгигант.

5. Рождение астрономии

АСТРОНОМИЯ (от астро.. и греч. nomos тАФ закон), наука о строении и развитии космических тел, образуемых ими систем и Вселенной в целом. Астрономия включает сферическую астрономию, практическую астрономию, астрофизику, небесную механику, звездную астрономию, внегалактическую астрономию, космогонию, космологию и ряд других разделов. Астрономия тАФ древнейшая наука, возникшая из практических потребностей человечества (предсказание сезонных явлений, счет времени, определение местоположения на поверхности Земли и др.). Рождение современной астрономии было связано с отказом от геоцентрической системы мира (Птолемей, 2 в.) и заменой ее гелиоцентрической системой (Н. Коперник, сер. 16 в.), с началом телескопических исследований небесных тел (Г. Галилей, нач. 17 в.) и открытием закона всемирного тяготения (И. Ньютон, кон. 17 в.). 18-19 вв. были для астрономии периодом накопления данных о Солнечной системе, Галактике и физической природе звезд, Солнца, планет и других космических тел. В 20 в. в связи с открытием мира галактик стала развиваться внегалактическая астрономия. Исследование спектров галактик позволило Э. Хабблу (1929) обнаружить общее расширение Вселенной, предсказанное А. А. Фридманом (1922) на основе теории тяготения, созданной А. Эйнштейном в 1915-16. Научно-техническая революция 20 в. оказала революционизирующее воздействие на развитие астрономии в целом и астрофизики в особенности. Создание оптических и радиотелескопов с высоким разрешением, применение ракет и искусственных спутников Земли для внеатмосферных астрономических наблюдений привели к открытию целого ряда новых видов космических тел: радиогалактик, квазаров, пульсаров, источников рентгеновского излучения и др. Были разработаны основы теории эволюции звезд и космогонии Солнечной системы. Крупнейшим достижением астрофизики 20 в. стала релятивистская космология тАФ теория эволюции Вселенной в целом.

6. Кометы и их природа

Кометы (от греч. kometes [aster] - "волосатая [звезда]") - малые тела Солнечной системы (наряду с астероидами и метеорными телами), движущиеся по сильно вытянутым орбитам и резко меняющие свой вид с приближением к Солнцу. Кометы - тела, образовавшиеся во внешней части Солнечной системы (включая область высших планет).

Кометы, находясь вдали от Солнца, выглядят как туманные, слабо светящиеся объекты (размытые диски со сгущением в центре). С приближением комет к Солнцу у них образуется "хвост", обычно направленный в противоположную от Солнца сторону. Внутри туманного пятна, называемого "головой" кометы или комой, иногда видно сравнительно яркое ядро, похожее на звезду, а вокруг головы - концентрические кольца-галосы. Ядро кометы представляет собой большую глыбу смёрзшихся газов, внутри которой находятся и твёрдые частицы - от мельчайшей пыли до крупных каменистых масс. Лёд этот не совсем обычный, в нём, кроме воды, содержатся аммиак и метан. Химический состав кометного льда напоминает состав Юпитера. Поперечники ядер кометы составляют предположительно 0.5 - 20 км и имеют массу порядка 1014 - 1019 г. Однако изредка появляются К. со значительно большими ядрами. Многочисленные ядра меньше 0.5 км порождают слабые кометы, практически недоступные наблюдениям. Видимые поперечники голов К. составляют обычно от 10 тыс. до 1 млн. км, изменяясь с расстоянием от Солнца. У некоторых комет максимальные размеры головы превышали размеры Солнца. Ещё большие размеры (свыше 10 млн. км) имеют оболочки из атомарного водорода вокруг головы. Как правило, хвосты бывают менее яркими, чем голова, и поэтому их удаётся наблюдать не у всех комет. Длина их видимой части составляет 106 -107 км, т.е. обычно они погружены в водородную оболочку. У некоторых комет хвост удавалось проследить до расстояния свыше 100 млн. км. В головах и хвостах К. вещество крайне разреженно; несмотря на гигантский объём этих образований, практически вся масса кометы сосредоточена в её твёрдом ядре. Плотность хвоста настолько ничтожна, что сквозь него просвечивают слабые звёзды.

Название " комета " объясняется тем, что яркие кометы похожи на голову с распущенными волосами. Ежегодно открывают 5-10 комет. Каждой из них присваивают предварительное обозначение, включающее фамилию открывшего комету, год открытия и букву латинского алфавита в порядке открытия. Потом его заменяют окончательным обозначением, включающим год прохождения через перигелий и римскую цифру в порядке дат прохождения через перигелий.

Кометы наблюдаются тогда, когда ядро кометы приближается к Солнцу ближе 4-6 а.е., нагревается его лучами и начинает выделять газ и пылевые частицы.

Большинство наблюдавшихся комет принадлежит Солнечной системе и обращается вокруг Солнца по вытянутым эллиптическим орбитам различных размеров, произвольно ориентированным в пространстве. Размеры орбит большинства К. в тысячи раз больше поперечника планетной системы. Вблизи афелиев своих орбит кометы находятся наибольшую часть времени, так что на далёких окраинах Солнечной системы существует облако комет - т.наз. облако Оорта (по имени датского астронома, предложившего данную теорию). Происхождение данного облака связано, по-видимому, с гравитационным выбросом ледяных тел из зоны планет-гигантов во время их образования. Облако Оорта содержит порядка 100 млрд. кометных ядер. У комет, удаляющихся до периферических частей облака Оорта (их расстояния от Солнца могут достигать 100 тыс. а.е., а периоды обращения вокруг Солнца - 1-10 млн. лет), орбиты меняются под действием притяжения ближайших звёзд. При этом некоторые кометы приобретают параболическую скорость по отношению к Солнцу (для столь далёких расстояний - порядка 0.1 км/с) и навсегда теряют связь с Солнечной системой. Другие (очень немногие) приобретают при этом скорости порядка 1 м/с, что приводит к их движению по орбите с перигелием вблизи Солнца, и тогда они становятся доступными для наблюдений. У всех комет при их движении в области, занятой планетой, орбиты изменяются под действием притяжения планет. При этом среди комет, пришедших с периферии облака Оорта, около половины приобретает гиперболические орбиты и теряется в межзвёздном пространстве, У других, наоборот, размеры орбит уменьшаются, и они начинают чаще возвращаться к Солнцу.

Кометы, принадлежащие Солнечной системе, время от времени (с периодами от 3.3 года, как у кометы Энке, до нескольких десятков тысяч лет) проходят вблизи Солнца и называются периодическими. Вдали от Солнца комета тускло освещается его лучами, не имеет хвоста и не доступна для наблюдений. По мере приближения к Солнцу, её освещение усиливается, замёрзшие газы ядра, нагреваемые солнечными лучами, испаряются и окутывают ядро газопылевой оболочкой, образующей голову кометы. Под действием светового давления со стороны солнечных лучей и элементарных частиц, выбрасываемых Солнцем, газ и пыль уходят от головы кометы, образуя хвост, который в большинстве случаев направлен в сторону от Солнца и, в зависимости от природы входящих в него частиц, может иметь различную форму, от почти идеально прямой (хвост состоит из ионизированных газовых молекул) до резко искривлённой (хвост из тяжёлых пылевых частиц). У некоторых комет наблюдаются небольшие аномальные хвосты, направленные к Солнцу. Некоторые кометы имеют два хвоста: один искривлённый, состоящий из частиц пыли; другой - прямой, газовый, вытянутый в направлении, точно противоположном направлению на Солнце. У ряда комет было замечено по нескольку пылевых хвостов. Наблюдались кометы, хвосты которых тянулись почти на полнеба.

Форма хвоста описывается следующей шкалой: 0 - хвост прямой; 1 - слегка отклоненный; 2 - заметно изогнут; 3 - резко изогнут; 4 - направлен к Солнцу.

Видимая длина кометного хвоста оценивается в градусах дуги. Если видно ядро кометы, то его блеск оценивается подобно блеску переменных звёзд.

Чем чаще комета подходит к Солнцу, тем быстрее она теряет своё вещество. Поэтому периодические К., которые уходят от Солнца сравнительно недалеко (например, до орбиты Юпитера или Сатурна) и часто к нему возвращаются (короткопериодические; их известно около 100), не могут быть яркими. Они не видны невооружённым глазом. Наоборот, долгопериодические К. с большими периодами обращения вокруг Солнца вблизи него обычно бывают весьма ярки и видны невооружённым глазом.

7. Календари.

Календарь (от лат. calendarium - "долговая книга": в римском лунном календаре первое число каждого месяца называлось "календами" - Calendae, и в этот день происходили уплаты процентов по долгам) - система, позволяющая согласовать продолжительность средних солнечных суток с другими, более длительными периодическими явлениями (сменой времен года, фазами Луны и т.п.), и обычно применяемая для счёта длительных промежутков времени. Календарь возник на заре становления цивилизации и генетически родственен астрологии. Уже в глубокой древности люди подметили, что промежутки времени, благоприятные для той или иной деятельности, повторяются с определённой периодичностью. Например, время, благоприятное для посева, повторяется приблизительно через 365 смен дня и ночи, а полнолуние, благоприятствующее ночной охоте, повторяется каждые 29-30 суток. Не менее важное значение имело точное определение моментов времени, наиболее благоприятных для совершения жертвоприношений богам, магических действий и т.п. Подобные функции календари схожи с функциями астрологии. Подтверждением этого является и то, что у некоторых народов астрология связана с календарями не меньше, чем с положениями план, а ино

Вместе с этим смотрят:

"Инкарнация" кватернионов

*-Алгебры и их применение

10 способов решения квадратных уравнений

РЖнварiантнi пiдпростори. Власнi вектори i власнi значення лiнiйного оператора

РЖнженерна графiка