Астрономiчна карта

Змiст

1. АСТРОНОМИЧЕСКАЯ КАРТА СВРЖТА И ЕЕ ТВОРЦЫ

2. ГАЛАКТИКИ

3. МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ

4. ЧТО ТАКОЕ ЗВЕЗДЫ

5. РОЖДЕНИЕ АСТРОНОМИИ

6. КОМЕТЫ И ИХ ПРИРОДА

7. КАЛЕНДАРИ

8. СОЛНЦЕ И ЖИЗНЬ ЗЕМЛИ

9. СОЛНЦЕ тАУ БЛИЖНЯЯ ЗВЕЗДА

Список литературы

1. Астрономiчна карта свiту i ii творцi

Протягом столiть людина прагнула розгадати таiмницю великого свiтового ВлпорядкуВ» Всесвiту, який старогрецькi фiлософи i назвали Космосом (в перекладi з грецького - ВлпорядокВ», ВлкрасаВ»), на вiдмiну вiд Хаосу, що передував, як вони вважали, появi Космосу.

Першi, дiйшли до нас природничонауковi уявлення про навколишнiй нас Всесвiт сформулювали старогрецькi фiлософи в 7-5 вв. до н.е. РЗх натурфiлософскi навчання, спиралися на накопиченi ранiше астрономiчнi знання iгиптян, шумерiв, вавiлонян, арiйцiв, але вiдрiзнялися iстотною роллю пояснюючих гiпотез, прагненням проникнути в прихований механiзм явищ.

Нагляд круглих дискiв Сонця, Мiсяцi, закруглюючоi лiнii горизонту, а так само межi тiнi Землi, що наповзаi на мiсяць при ii затьмареннях, правильна повторюванiсть дня i ночi, пiр року, сходу i заходiв свiтил - все це наводило на думку, що в основi будови всесвiту лежить принцип кругових форм i рухiв, ВлциклiчностiВ» i рiвномiрностi змiн. Але аж до 2 в. до н.е. не iснувало окремого вчення про небо, яке об'iднало б всi знання в цiй областi в iдину систему. Уявлення про небеснi явища, як i явищах Влу верхньому повiтрiВ» - буквально про Влметеорнi явищаВ», довгий час входили в загальнi умогляднi вчення про природу в цiлому. Цi навчання дещо пiзнiше стали називати фiзикою (вiд грецького слова ВлфюзiсВ» - природа - в значеннi перiоди, iстоти речей i явищ). Головним змiстом цiii стародавньоi пiдлозi фiлософськоi ВлфiзикиВ», або в нашому розумiннi - швидше за натурфiлософiю, що включала в якостi навряд чи не головних елементiв космологiю i космогонiю, були пошуки того незмiнного початку, який, як думали, лежить в основi свiту мiнливих явищ.

Всi накопиченi столiттями знання про природу аж до технiчного i житейського досвiду були з'iднанi, систематизованi, логiчно гранично розвиненi в першiй унiверсальнiй картинi свiту, яку створив в 4 столiттi до н.е. найбiльший старогрецький фiлософ (i, по сутi, перший фiзик) Арiстотель (384 - 322 рр. до н. э.) велику частину життя що провiв в Афiнах, де вiн заснував свою знамениту наукову школу. Це було вчення про структуру, властивостi i рух всього, що входить в поняття природи. Разом з тим, Арiстотель вперше вiддiлив свiт земних (вiрнiше, ВлпiдмiсячнихВ») явищ вiд свiту небесного, вiд власне Космосу з його нiбито особливими законами i природою об'iктiв. В спецiальному трактi Влпро небоВ» Арiстотель намалював свою натурфiлософску картину свiту.

Пiд Всесвiтом Арiстотель мав на увазi всю iснуючу матерiю (полягаючу, по його теорii, з чотирьох звичайних елементiв - землi, води, повiтря, вогню i п'ятого - небесного - вiчно ефiру, який вiд звичайноi матерii вiдрiзнявся ще i тим, що не мав не легкостi, нi тяжкостi, що рухаiться). Арiстотель критикував Анаксагора за ототожнення ефiру iз звичайним матерiальним елементом - вогнем. Таким чином, Всесвiт, по Арiстотелю, iснував в однинi.

В картинi свiту Арiстотеля вперше була виказана iдея взаiмозв'язаноi властивостей матерii, простору i часу. Всесвiт представлявся кiнцевим i обмежувався сферою, за межами якоi не мислилося нiчого матерiального, а тому не могло бути i самого простору, оскiльки воно визначалося, як щось, що було (або могло бути заповнено матерiiю). За межами матерiального всесвiту не iснувало i часу, який Арiстотель з генiальною простотою i чiткiстю визначив як мiру руху i пов'язав з матерiiю, пояснивши, що Влнемаi руху без тiла фiзичногоВ». За межами матерiального Всесвiту Арiстотель помiщав нематерiальний, духовний свiт божества, iснування якого постулювалось.

Великий старогрецький астроном Гиппарх (ок.190-125 р. до н. э.) першим спробував розкрити механiзм спостережуваних рухiв свiтил. З цiiю метою вiн вперше використовував в астрономii запропонований за сто рокiв до нього знаменитим математиком Аполлонiiм Пергськiм геометричний метод опису нерiвномiрних перiодичних рухiв як результату складання бiльш простих - рiвномiрних кругових. Тим часом саме до розкриття простого iства спостережуваних складних астрономiчних явищ закликав ще Платон. нерiвномiрний перiодичний рух можна описати за допомогою кругового двома способами: або вводячи поняття ексцентрика тАУ кола, по якому змiщений, щодо спостерiгача, або розкладаючи спостережуваний рух на два рiвномiрних кругових, iз спостерiгачем в центрi кругового руху. В цiй моделi по колу навкруги спостерiгача рухаiться не саме тiло, а центр вторинного кола (епiцикла), по якому i рухаiться тiло. Перше коло називаiться деферентом (несучоi). Надалi в старогрецькiй астрономii використовувалися обидвi моделi. Гиппарх же використовував першу для опису руху Сонця i Мiсяця. Для Сонця i Мiсяця вiн визначив положення центрiв iх ексцентрикiв, i вперше в iсторii астрономii розробив метод i склав таблицi для передобчислювання моментiв затьмарень (з точнiстю до 1-2 годин).

Що з'явилася в 134 р. до н.е. нова зiрка в сузiр'i Скорпiона навела Гиппарха на думку, що змiни вiдбуваються i в свiтi зiрок. Щоб в майбутньому було легше помiчати подiбнi змiни, Гиппарх склав каталог положень на небеснiй сферi 850 зiрок, розбивши всi зiрки на шiсть класiв i назвавши найяскравiшi зiрками першоi величини.

Початий математичний опис астрономiчних явищ через майже три столiття досяг своii вершини в системi свiту знаменитого александрiйського астронома, географа i оптика Клавдiя Птолемея (? - 168 р.). Птолемей доповнив власними наглядами до 1022 зiрок каталог Гиппарха. Вiн винайшов новий астрономiчний iнструмент тАУ стiнний круг, що зiграв згодом iстотну роль в середньовiчнiй астрономii Сходу i в iвропейськiй астрономii XVI в., особливо в наглядах Тихо Бразi.

Його фундаментальна праця тАУ ВлВелика математична побудова астрономii в XVI книгахВ», по-грецьки ВлМег але СинтаксисВ», ще в старовинi здобув широку популярнiсть пiд назвою ВлМгистеВ» (ВлнайбiльшеВ»). РДвропейцi дiзналися про нього вiд арабських астрономiв тАУ пiд спотвореною назвою ВлЯскраво-червоний МаджiстiВ», або влатинiзованоi трактацii, ВлАльмагестВ». В ньому була представлена вся сукупнiсть астрономiчних знань стародавнього свiту. В цiй працi Птолемей математичний апарат сферичноi астрономii тАУ тригонометрiю. Протягом сторiч використовували обчисленi iм таблицi синусiв.

Спираючись на досягнення Гиппарха, Птолемей пiшов далi у вивченнi головних тодi для астрономiв рухомих свiтил. Вiн iстотно доповнив i уточнив теорiю Мiсяця, зновперевiдкривши евекцiю. Обчисленi Птолемiiм на цiй пiдставi бiльш точнi таблицi положення Мiсяця дозволили йому удосконалити теорiю затьмарень. Для визначення географiчноi довготи мiсця нагляду точний прогноз моменту настання затьмарень мав велике значення. Але справжнiм науковим подвигом ученого стало створення ним першоi математичноi теорii складного видимого руху планет, чому присвячено п'ять з тринадцяти книг ВлАльмагестаВ».

2. Галактики

Галактики сталi предметом космогонiчних дослiджень з 20-х рокiв нашого столiття, коли була надiйно встановлена iх дiйсна природа i виявилося, що це не туманностi, тобто не хмари газу i пилу, що знаходяться недалеко вiд нас, а величезнi зорянi свiти, що лежать вiд нас на дуже великих вiдстанях вiд нас. В основi всiii сучасноi космологii лежить одна фундаментальна iдея - висхiдна до Ньютона iдея гравiтацiйноi нестiйкостi. Речовина не може залишатися однорiдно розсiяною в просторi, бо взаiмне тяжiння всiх частинок речовини прагнути створити в ньому згущування тих або iнших масштабiв i мас. В ранньому Всесвiтi гравiтацiйна нестiйкiсть усилювала спочатку дуже слабкi нерегулярностi в розподiлi i русi речовини i в певну епоху привела до виникнення сильних неоднорiдностей: "млинцiв" - протоскоплений. Межами цих шарiв ущiльнення служили ударнi хвилi, на фронтах яких первинне необертальне, безобертовий рух речовини набувзавiхреность. Розпад шарiв на окремi згущування теж вiдбувався, мабуть, через гравiтацiйну нестiйкiсть, i це дало початок протогалактикам. Багато хто з них виявлявся тими, що швидко обертаються завдяки завихреному стану речовини, з якоi вони формувалися. Фрагментацiя протогалактичених хмар в результатi iх гравiтацiйноi нестiйкостi вела до виникнення перших зiрок, i хмари перетворювалися на зорянi системи - галактики. Тi з них, якi володiли швидким обертанням, придбавали через це двокомпонентну структуру - в них формувалися гало бiльш менш сферичноi форми i диск, в якому виникали спiральнi рукави, де i дотепер продовжуiться народження зiрок Протогалактiки, у яких обертання було повiльнiше або зовсiм було вiдсутнi, перетворювалися на елiптичнi або неправильнi галактики. Паралельно з цим процесом вiдбувалося формування великомасштабноi структури Вселеною - виникали надскоплення галактик, якi, з'iднуючись своiми краями, утворювали подiбнiсть осередкiв або бджолиних стiльникiв; iх вдалося розпiзнати останнiми роками.

В 20-30 рр. XX столiття Хаббл розробив основи структурноi класифiкацii галактик - гiгантських зоряних систем, згiдно якоi розрiзняють три класи галактик:

I. Спiральнi галактики - характернi двома порiвняно яскравими гiлками, розташованими по спiралi. Гiлки виходять або з яскравого ядра (такi галактики позначаються S), або з кiнцiв свiтлоi перемички, що перетинаi ядро (позначаються - SB).

II. Елiптичнi галактики (позначаються Е) - мають форму елiпсоiдiв.

Представник - кiльцева туманнiсть в сузiр'i Лiри знаходиться на вiдстанi 2100 свiтлових рокiв вiд нас i складаiться з свiтиться газу, що оточуi центральну зiрку. Ця оболонка утворилася, коли постарiла зiрка скинула газовi покриви i вони спрямувалися в простiр. Зiрка стиснулася i перейшла в стан бiлого карлика, по масi порiвнянного з нашим сонцем, а за розмiром iз Землею.

III. РЖррегулярнi (неправильнi) галактики (позначаються I) - володiючi неправильними формами.

По ступеню клочковатостi гiлок спiральнi галактики роздiляються на пiдтипи а, в, з. У перших з них - гiлки аморфнi, у других - дещо клочковатi, у третiх - дуже клочковаты, а ядро завжди неяскраве i мале.

Густина розподiлу зiрок в просторi росте з наближенням до екваторiальноi площини спiральних галактик. Ця площина i площиною симетрii системи, i бiльшiсть зiрок при своiму обертаннi навкруги центру галактики залишаiться поблизу неi; перiоди обiгу складають 107 - 109 рокiв. При цьому внутрiшнi частини обертаються як тверде тiло, а на периферii кутова i лiнiйна швидкостi обiгу убувають з видаленням вiд центру. Проте в деяких випадках те, що знаходиться, усерединi ядра ще менше ядро ("керн") обертаiться швидше за все. Аналогiчно обертаються i неправильнi галактики, що i також плоскими зоряними системами.

Елiптичнi галактики складаються iз зiрок другого типу населення. Обертання знайдено лише у самих стислих з них. Космiчного пилу в них, як правило, нi, нiж вони вiдрiзняються вiд неправильних i особливо спiральних галактик, в яких поглинаюча свiтло пилова речовина i у великiй кiлькостi.

В спiральних галактиках поглинаюча свiтло пилова речовина i в бiльшiй кiлькостi. Воно складаi вiд декiлькох тисячних до сотоi частки повноi iх маси. Унаслiдок концентрацii пиловоi речовини до екваторiальноi площини, воно утворюi темну смугу у галактик, повернених до нас ребром i мають вид веретена.

Подальшi нагляди показали, що описана класифiкацiя недостатня, щоб систематизувати все рiзноманiття форм i властивостей галактик. Так, були знайденi галактики, що займають в деякому розумiннi промiжне положення мiж спiральними i елiптичними галактиками (позначаються Sо). Цi галактики мають величезне центральне згущування i навколишнiй його плоский диск, але спiральнi гiлки вiдсутнi. В 60-х роках ХХ столiття були вiдкрито численнi пальцеподiбнi i дископодiбнi галактики зi всiма градацiями великоi кiлькостi гарячих зiрок i пилу. Ще в 30-х роках ХХ столiття були вiдкрито елiптичнi карликовi галактики в сузiр'ях Печi i Скульптора з украй низькою поверхневою яскравiстю, настiльки малою, що цi, однi з найближчих до нас, галактик навiть в центральнiй своiй частинi насилу виднi на фонi неба. З другого боку, на початку 60-х рокiв ХХ столiття була вiдкрита безлiч далеких компактних галактик, з яких найдальшi по своiму виду не вiдрiзнюванi вiд зiрок навiть в найсильнiшi телескопи. Вiд зiрок вони вiдрiзняються спектром, в якому виднi яскравi лiнii випромiнювання з величезними червоними зсувами, вiдповiдними таким великим вiдстаням, на яких навiть найяскравiшi одиночнi зiрки не можуть бути виднi. На вiдмiну вiд звичайних далеких галактик в якi, через поiднання iстинного розподiлу енергii в iх спектрi i червоного зсуву виглядають червонуватими, найкомпактнiшi галактики (що називаються також квазiзiрковими галактиками) мають голубуватий колiр. Як правило, цi об'екти в сотнi раз яскравiше за звичайнi надгiгантськi галактики, але i i бiльш слабкi. У багатьох галактик знайдено радiовипромiнювання нетепловоi природи, що виникаi, згiдно теорii руського астронома РЖ.С.Шкловського, при гальмуваннi в магнiтному полi електронiв i важчих заряджених частинок, що рухаються з швидкостями, близькими до швидкостi свiтла (так зване синхотроне випромiнювання). Такi швидкостi частинки одержують в результатi грандiозних вибухiв усерединi галактик.

Компактнi далекi галактики, що володiють могутнiм нетепловим радiовипромiнюванням, називаються N-галактиками.

Зiркоподiбнi джерела з таким радiовипромiнюванням, називаються квазарами (квазiзiрковими радiоджерелами), а галактики володiючi могутнiм радiовипромiнюванням i мають помiтнi кутовi розмiри, - радiогалактиками. Всi цi об'iкти надзвичайно далекi вiд нас, що утрудняi iх вивчення. радiогалактики, що мають особливо могутнi нетеплове радiовипромiнювання, володiють переважно елiптичною формою, зустрiчаються i спiральнi.

радiогалактики - це галактики, у яких ядра знаходяться в процесi розпаду. Викинутi щiльнi частини, продовжують дробитися, можливо, утворюють новi галактики - сестри, або супутники галактик меншоi маси. При цьому швидкостi розльоту осколкiв можуть досягати величезних значень. Дослiдження показали, що багато груп i навiть скупчення галактик розпадаються : iх члени необмежено вiддаляються один вiд одного, неначебто вони всi були породжено вибухом.

Галактики тАУ надгiганти мають свiтимостi, в 10 разiв перевищуючi свiтимiсть Сонця, квазари в середньому ще в 100 разiв яскравiше; сама слабка ж з вiдомих галактик - карликiв порiвняннi iз звичайними кульовими зоряними скупченнями в нашiй галактицi. РЗх свiтимiсть складаi близько 10 свiтимостi сонця.

Розмiри галактик вельми рiзноманiтнi i коливаються вiд десяткiв парсек до десяткiв тисяч парсек.

Простiр мiж галактиками, особливо усерединi скупчень галактик, мабуть, мiстить iнодi космiчний пил. Радiотелескопи не знаходять в них вiдчутноi кiлькостi нейтрального водню, але космiчне промiння, пронизують його наскрiзь так само, як i в електромагнiтне випромiнювання.

Галактика складаiться з безлiчi зiрок рiзних типiв, а також зоряних скупчень i асоцiацiй, газових i пилових туманностей i окремих атомiв i частинок, розсiяних в мiжзоряному просторi. Велика частина iх займаi об"ем лiнзоподiбноi форми поперечником близько 30 i товщиною близько 4 кiлопарсек (вiдповiдно близько 100 тисяч i 12 тисяч свiтлових рокiв). Менша частина заповнюi майже сферичний об"ем з радiусом близько 15 кiлопарсек (близько 50 тисяч свiтлових рокiв).

Всi компоненти галактики зв'язанi в iдину динамiчну систему, що обертаiться навкруги малоi осi симетрii. Земному спостерiгачу, що знаходиться усерединi галактики, вона представляiться у виглядi Чумацького Шляху (звiдси i ii назва - "Галактика") i всiii безлiчi окремих зiрок, видимих на небi.

Зiрки i мiжзоряна газо-пилова матерiя заповнюють об'iм галактики нерiвномiрно : найбiльш зосередженi вони бiля площини, перпендикулярноi осi обертання галактики i площиною ii симетрii, що складаiться (так званою галактичною площиною). Поблизу лiнii перетину цiii площини з небесною сферою (галактичного екватора) i видний Чумацький Шлях, середня лiнiя якого i майже великим кругом, оскiльки Сонячна система знаходиться недалеко вiд цiii площини. Чумацький Шлях i скупченням величезноi кiлькостi зiрок, що зливаються в широку бiлясту смугу; однак зiрки, що проектуються на небi поряд, видаленi один вiд одного в просторi на величезнi вiдстанi, що виключають iх зiткнення, не дивлячись на те, що вони рухаються з великими швидкостями (десятки i сотнi км/сек) у напрямi полюсiв галактики (ii пiвнiчний полюс знаходиться в сузiр'i Волосся веронiки). Загальна кiлькiсть зiрок в галактицi оцiнюiться в 100 мiльярдiв.

Мiжзоряна речовина розсiяна в просторi також не рiвномiрно, концентруючись переважно поблизу галактичноi площини у виглядi глобул, окремих хмар i туманностей (вiд 5 до 20 - 30 парсек в поперечнику), iх комплексiв або аморфних дифузних утворень. Особливо могутнi, вiдносно близькi до нас темнi туманностi представляються неозброiному оку у виглядi темних прогалин неправильних форм на фонi смуги Чумацького Шляху; дефiцит зiрок в них i результатом поглинання свiтла цими пиловими хмарами, що не свiтяться. Багато мiжзiркових хмар освiтлено близькими до них зiрками великоi свiтимостi i представляються у виглядi свiтлих туманностей, оскiльки свiтяться або вiдображеним свiтлом (якщо складаються з космiчних порошинок) або в результатi збудження атомiв i подальшого випуску ними енергii (якщо туманностi газовi).

Нашi днi з повною пiдставою називають золотим столiттям астрофiзики - чудовi i частiше за все несподiванi вiдкриття в свiтi зiрок слiдують зараз одне за iншим. Сонячна система стала останнiй час предметом прямих експериментальних, а не тiльки наглядових дослiджень. Польоти мiжпланетних космiчних станцiй, орбiтальних лабораторiй, експедицii на Мiсяць принесли безлiч нових конкретних знань про Землю, навколоземний простiр, планети, Сонце. Ми живемо в епоху вражаючих наукових вiдкриттiв i великих звершень. Найнеймовiрнiшi фантазii несподiвано швидко реалiзуються. З давнiх пiр люди мрiяли розгадати таiмницi Галактик, розкиданих в безмежних просторах Всесвiту. Доводиться тiльки вражатися, як швидко наука висуваi рiзнi гiпотези i тут же iх спростовуi. Проте астрономiя не стоiть на мiсцi : з'являються новi способи нагляду, модернiзуються старi. З винаходом радiотелескопiв, наприклад, астрономи можуть ВлзаглянутьВ» на вiдстанi, якi ще в 40-х. роках ХХ сторiччя здавалися неприступними. Проте треба собi ясно представити величезну величину цього шляху i тi колосальнi труднощi, з якими ще належить зустрiнеться на шляху до зiрок.

3. Чумацький шлях

Чумацький шлях (Греч. galaxias) - перетинаюча зоряне небо срiбляста туманна смуга. В Чумацький Шлях входить величезна кiлькiсть вiзуально невиразних зiрок, що концентруються до основноi площини Галактики. Поблизу цiii площини розташовано Сонце, так що бiльшiсть зiрок Галактики проектуiться на небесну сферу в межах вузькоi смуги - Чумацький Шлях. Думка про те, що Чумацький Шлях складаiться з незлiченноi безлiчi зiрок, першим виказав, мабуть, Демокрiт. Вiн вважав, що Чумацький Шлях - це розсiяне свiтло безлiчi зiрок, яке, поза сумнiвом, було б видне по всьому небу, але виявився малопомiтним в сонячному промiннi. Арiстотель спростував останнi твердження i сформулював правильну концепцiю, що враховуi рух Землi i форму земноi тiнi, але потiм вiдмовився вiд неi i виказав припущення, що Чумацький Шлях - це скупчення пари розжарених небесних тел.

Ширина Чумацького Шляху рiзна: в найширших мiсцях - бiльше 15В°, в найвужчих - всього декiлька градусiв.

Чумацький Шлях проходить по наступних сузiр'ях: Однорогий, Малий Пес, Орiон, близнюки, Телець, Вiзничий, Персей, Жираф, Касiопея, Андромеда, Цефей, Ящiрка, Лебiдь, Лисичка, Лiра, Стрiла, Орел, Щит, Стрiлець, Змiiносець, Пiвденна Корона, Скорпiон, Наугольник, Вовк, Пiвденний Трикутник, Центавр, Циркуль, Пiвденний Хрест, Муха, Кiль, Вiтрила, Корми.

неоднорiднiсть будови Чумацького Шляху викликана, в основному, двома причинами: 1) дiйсною нерiвномiрнiстю розподiлу зiрок в Галактицi, де зорянi хмари можна розглядати як своiрiднi структурнi деталi; 2) наявнiстю поглинаючого середовища, яке у виглядi темних туманностей самих рiзних форм i розмiрiв додаi химернi контури. Клочковатость добре помiтна в сузiр'i Лебедя. Але особливо чудова дуже яскрава i щiльна зоряна хмара в сузiр'i Щита. Декiлька зоряних хмар i в сузiр'i Стрiльця.

Починаючи вiд Денеба, Чумацький Шлях спадаi до горизонту пiвнiчноi пiвкулi неба двома сяючими потоками. Темний промiжок мiж ними ("велика щiлина"), мабуть, викликаний численними i порiвняно близькими до нас темними туманностями, якi затуляють областi Чумацького Шляху. В пiвденнiй пiвкулi неба, поблизу Пiвденного Хреста, знаходиться Вугiльний мiшок - чорний провал в Чумацький Шлях, який спостерiгачi XVII вважали справжнiм отвором в небi.

Середня лiнiя усерединi Чумацького Шляху. - галактичний екватор.

Китайцi видiлили Чумацький Шлях вже до VI в. до н.е. як якесь явище невiдомоi природи. Його називали "Молочним Шляхом", Срiбною Рiчкою, Небесною рiчкою i т.д.

4. Що таке зiрки

В астрономiчному значеннi: небеснi свiтила, що i джерелом променистоi енергii, яка створюiться в iх надрах i випромiнюiться в космiчний простiр. В зiрках зосереджена основна маса видимоi речовини галактик. Зiрки - могутнi джерела енергii. Зокрема, життя на Землi зобов'язано своiм iснуванням енергii випромiнювання Сонця. Зiрки в космiчному просторi не розподiленi рiвномiрно, вони утворюють зорянi системи. До них вiдносяться кратнi зiрки, зорянi скупчення i галактики.

Бiльшiсть зiрок знаходиться в стацiонарному станi, тобто змiн iх фiз. характеристик не спостерiгаiться. Це вiдповiдаi стану рiвноваги. Але iснують i такi зiрки, властивостi яких мiняються видимим чином. РЗх називають змiнними зiрками i нестацiонарними зiрками. Слiд зазначити зiрки, в яких безперервно або час вiд часу вiдбуваються спалахи, зокрема - новi зiрки. При спалахах т.наз. найновiших зiрок речовина зiрки в деяких випадках може бути повнiстю розсiяне в просторi.

Характеристики зiрок дiляться на видимi (найважливiша - блиск, який прийнято виражати в логарифмiчнiй шкалi видимих зоряних величин) i iстиннi (свiтимiсть, колiр зiрок, радiус, маса). Найважливiшу iнформацiю про властивостi зiрки дають iх спектри. Далi, iснуi класифiкацiя зiрок по свiтимостi. Найпростiший вид цiii класифiкацii полягаi в роздiленнi зiрок на гiганти i карлики. При бiльш докладнiй класифiкацii видiляють надгiганти, субгiганти, субкарлики i т.п.

Як можливi джерела величезноi енергii зiрок сучасна фiзика указуi гравiтацiйне стиснення, що приводить до видiлення гравiтацiйноi енергii, i термоядернi реакцii, в результатi яких з ядер легких елементiв синтезуються ядра важчих елементiв i видiляiться велика кiлькiсть енергii. Енергii гравiтацiйного стиснення, як показують розрахунки, було б достатньо для пiдтримки свiтимостi Сонця протягом всього лише 30 млн. рокiв, тодi як з геологiчних i iн. даних витiкаi, що свiтимiсть Сонця залишалася приблизно постiйною протягом мiльярдiв рокiв. Гравiтацiйне стиснення може служити джерелом енергii лише для дуже молодих зiрок. З другого боку, термоядернi реакцii протiкають з достатньою швидкiстю лише при температурах, в тисячi раз перевищуючих температуру поверхнi зiрки. В надрах зiрок при температурах >10Е7 До i величезнiй густинi газ володii тиском в мiльярди атмосфер. В цих умовах зiрка може знаходитися в стацiонарному станi лише завдяки тому, що в кожному ii шарi внутрiшнiй тиск газу врiвноважуiться дiiю сил тяжiння. Такий стан називаiться гiдростатичною рiвновагою. Отже, стацiонарна зiрка i газовою (точнiше, плазмовий) кулею, що знаходиться в станi гiдростатичноi рiвноваги. Якщо усерединi зiрки температура з якоi-небудь причини пiдвищиться, зiрка повинна роздутися, оскiльки зросте тиск в ii надрах. Сили тяжiння не зможуть запобiгти розширенню зiрки, оскiльки у поверхнi зiрки, що розширяiться, вони зменшаться. Звiдси витiкаi, що для збереження гiдростатичноi рiвноваги зiрки з великою температурою за iнших рiвних умов повиннi мати меншi розмiри. Все сказане вiдноситься до хiмiчно однорiдних (гомогенним) зоряних моделей, якi цiлком придатнi для величезноi бiльшостi зiрок. (такi зiрки називаються зiрками головноi послiдовностi, до них вiдноситься i наше Сонце). Але iснують зiрки, процеси в яких описуються iншими моделями (напр., червонi гiганти). Стацiонарний стан зiрки характеризуiться не тiльки механiчною, але i тепловою рiвновагою: процеси видiлення енергii в надрах зiрок, процеси тепловiдводу енергii з надр до поверхнi i процеси випромiнювання енергii з поверхнi повиннi бути збалансованi. Тому зiрки - стiйкi саморегульованi системи.

Свiтимiсть зiрки (за винятком наймасивнiших) пропорцiйна масi в ступенi, що перевищуi одиницю. Запас же ядерноi енергii в зiрках просто пропорцiйний масi. Отже, чим бiльше маса зiрки, тим швидше вона повинна витратити своi внутрiшнi джерела енергii. Термiни еволюцii тим менше нiж бiльше маси зiрок. Для наймасивнiших зiрок свiтимiсть пропорцiйна масi. Час життя таких зiрок у мiру збiльшення iх маси перестаi зменшуватися i прагне певноi величини порядка 3.5 млн. рокiв, дуже малоi по космiчних масштабах. Таким чином, зiрки з великим сяянням - це або молодi зiрки (голубi гiганти класу Про), або зiрки, еволюцii, що недавно вступили в ту або iншу стадiю (червонiнадгiганти).

Вiдносну поширенiсть зiрок рiзних типiв в Галактицi можна охарактеризувати так: на 10 млн. червоних карликiв доводиться близько 1 млн. бiлих карликiв, приблизно 1000 гiгантiв i лише одна зiрка-надгiгант.

5. Народження астрономii

АСТРОНОМРЖЯ (вiд астро.. i грец. nomos тАФ закон), наука про будову i розвиток космiчних тiл, утворюваних ними систем i Всесвiту в цiлому. Астрономiя включаi сферичну астрономiю, практичну астрономiю, астрофiзику, небесну механiку, зоряну астрономiю, позагалактичну астрономiю, космогонiю, космологiю i ряд iнших роздiлiв. Астрономiя тАФ якнайдавнiша наука, що виникла з практичних потреб людства (прогноз сезонних явищ, рахунок часу, визначення мiсцеположення на поверхнi Землi i iн.). Народження сучасноi астрономii було пов'язано з вiдмовою вiд геоцентричноi системи свiту (Птолемей, 2 в.) i замiною ii гелiоцентричною системою (Н. Коперник, сiрий. 16 в.), з початком телескопiчних дослiджень небесних тiл (Р. Галiлей, поч. 17 в.) i вiдкриттям закону всесвiтнього тяжiння (РЖ. Ньютон, кон. 17 в.). 18-19 ст. були для астрономii перiодом накопичення даних про Сонячну систему, Галактику i фiзичну природу зiрок, Сонця, планет i iнших космiчних тел. В 20 в. у зв'язку з вiдкриттям свiту галактик стала розвиватися позагалактична астрономiя. Дослiдження спектрiв галактик дозволило Э. Хабблу (1929) знайти загальне розширення Всесвiту, передбачене А. А. Фридманом (1922) на основi теорii тяжiння, створеноi А. Эйнштейном в 1915-16. Науково-технiчна революцiя 20 в. надала те, що революцiонiзувало дiю на розвиток астрономii в цiлому i астрофiзики особливо. Створення оптичних i радiотелескопiв з високим дозволом, вживання ракет i штучних супутникiв Землi для позаатмосферних астрономiчних наглядiв привели до вiдкриття цiлого ряду нових видiв космiчних тiл: радiогалактик, квазарiв, пульсарiв, джерел рентгенiвського випромiнювання i iн. Були розробленi основи теорii еволюцii зiрок i космогонii Сонячноi системи. Найбiльшим досягненням астрофiзики 20 в. стала релятивiстська космологiя тАФ теорiя еволюцii Всесвiту в цiлому.

6. Комети i iх природа

Комети (вiд грец. kometes [aster] - "волохата [зiрка]") - малi тiла Сонячноi системи (разом з астероiдами i метеорними тiлами), що рухаються по сильно витягнутих орбiтах i рiзко мiняючi свiй вигляд з наближенням до Сонця. Комети - тiла, що утворилися в зовнiшнiй частинi Сонячноi системи (включаючи область вищих планет).

Комети, знаходячись оддалiк Сонця, виглядають як туманнi, слабо свiтяться об'iкти (розмитi диски iз згущуванням в центрi). З наближенням комет до Сонця у них утворюiться "хвiст", звичайно направлений в протилежну вiд Сонця сторону. Усерединi туманноi плями, званоi "головою" комети або комою, iнодi видно порiвняльне яскраве ядро, схоже на зiрку, а навкруги голови - концентричнi кiльца-галоси. Ядро комети i великою глибою змерзлих газiв, усерединi якоi знаходяться i твердi частинки, - вiд найдрiбнiшого пилу до крупних кам'янистих мас. Лiд цей не зовсiм звичайний, в ньому, окрiм води, мiстяться амiак i Метан. Хiмiчний склад кометного льоду нагадуi склад Юпiтера. Поперечники ядер комети складають iмовiрно 0.5 - 20 км i мають масу порядка 1014 - 1019 р. Проте зрiдка з'являються До. iз значно великими ядрами. Численнi ядра менше 0.5 км породжують слабкi комети, практично неприступнi наглядам. Видимi поперечники голiв До. складають звичайно вiд 10 тис. до 1 млн. км, змiнюючись з вiдстанню вiд Сонця. У деяких комет максимальнi розмiри голови перевищували розмiри Сонця. Ще бiльшi розмiри (понад 10 млн. км) мають оболонки з атомарного водню навкруги голови. Як правило, хвости бувають менш яскравими, нiж голова, i тому iх вдаiться спостерiгати не у всiх комет. Довжина iх видимоi частини складаi 106 -107 км, тобто звичайно вони зануренi у водневу оболонку. У деяких комет хвiст вдавалося прослiдити до вiдстанi понад 100 млн. км. В головах i хвостах До. речовина украй розрiджений; не дивлячись на гiгантський об'iм цих утворень, практично вся маса комети зосереджена в ii твердому ядрi. Густина хвоста настiльки нiкчемна, що крiзь нього просвiчують слабкi зiрки.

Назва " комета " пояснюiться тим, що яскравi комети схожi на голову з розбещеним волоссям. Щорiчно вiдкривають 5-10 комет. Кожну з них привласнюють попереднi позначення, що включаi прiзвище вiдкрив комету, рiк вiдкриття i букву латинського алфавiту в порядку вiдкриття. Потiм його замiнюють остаточним позначенням, що включаi рiк проходження через перигелiй i римську цифру в порядку дат проходження через перигелiй.

Комети спостерiгаються тодi, коли ядро комети наближаiться до Сонця ближче 4-6 а.о., нагрiваiться його промiнням i починаi видiляти газ i пиловi частинки.

Бiльшiсть комет, що спостерiгалися, належить Сонячнiй системi i звертаiться навкруги Сонця по витягнутих елiптичних орбiтах рiзних розмiрiв, довiльно орiiнтованим в просторi. Розмiри орбiт бiльшостi До. в тисячi раз бiльше поперечника планетноi системи. Поблизу афелiiв своiх орбiт комети знаходяться найбiльшу частину часу, так що на далеких околицях Сонячноi системи iснуi хмара комет - т.наз. хмара Оорта (на iм'я данського астронома, що запропонував дану теорiю). Походження даноi хмари зв'язано, мабуть, з гравiтацiйним викидом крижаних тiл iз зони планет-гiгантiв пiд час iх освiти. Хмара Оорта мiстить порядка 100 млрд. кометних ядер. У комет, що вiддаляються до периферичних частин хмари Оорта (iх вiдстанi вiд Сонця можуть досягати 100 тис. а.о., а перiоди обiгу навкруги Сонця - 1-10 млн. рокiв), орбiти мiняються пiд дiiю тяжiння найближчих зiрок. При цьому деякi комети придбавають параболiчну швидкiсть по вiдношенню до Сонця (для таких далеких вiдстаней - порядка 0.1 км/с) i назавжди втрачають зв'язок з Сонячною системою. РЖншi (дуже небагато) придбавають при цьому швидкостi порядка 1 м/с, що приводить до iх руху по орбiтi з перигелiiм поблизу Сонця, i тодi вони стають доступними для наглядiв. У всiх комет при iх русi в областi, зайнятою планетою, орбiти змiнюються пiд дiiю тяжiння планет. При цьому серед комет, що прийшли з периферii хмари Оорта, близько половини придбаваi гiперболiчнi орбiти i втрачаiться в мiжзоряному просторi, У iнших, навпаки, розмiри орбiт зменшуються, i вони починають частiше повертатися до Сонця.

Комети, що належать Сонячнiй системi, час вiд часу (з перiодами вiд 3.3 року, як у комети Енке, до декiлькох десяткiв тисяч рокiв) проходять поблизу Сонця i називаються перiодичними. Оддалiк Сонця комета тьмяно освiтлюiться його промiнням, не маi хвоста i не доступна для наглядiв. У мiру наближення до Сонця, ii освiтлення посилюiться, замерзлi гази ядра, що нагрiваються сонячним промiнням, випаровуються i закутують ядро газопиловою оболонкою, створюючою голову комети. Пiд дiiю свiтлового тиску з боку сонячного промiння i елементарних частинок, що викидаються Сонцем, газ i пил йдуть вiд голови комети, утворюючи хвiст, який в бiльшостi випадкiв направлений убiк вiд Сонця i, залежно вiд природи вхiдних в нього частинок, може мати рiзну форму, вiд майже iдеально прямiй (хвiст складаiться з iонiзованих газових молекул) до рiзко викривленоi (хвiст з важких пилових частинок). У деяких комет спостерiгаються невеликi аномальнi хвости, направленi до Сонця. Деякi комети мають два хвости: один викривлений, складався з частинок пилу; iнший - прямий, газовий, витягнутий в напрямi, точно протилежному напряму на Сонцi. У ряду комет було помiчено по декiлька пилових хвостiв. Спостерiгалися комети, хвости яких пнулися майже на пiвнеба.

Форма хвоста описуiться наступною шкалою: 0 - хвiст прямий; 1 - злегка вiдхилюючий; 2 - помiтно зiгнутий; 3 - рiзко зiгнутий; 4 - направлений до Сонця.

Видима довжина кометного хвоста оцiнюiться в градусах дуги. Якщо видне ядро комети, то його блиск оцiнюiться подiбно блиску змiнних зiрок.

Чим частiше комета пiдходить до Сонця, тим швидше вона втрачаi свою речовину. Тому перiодичнi До., якi йдуть вiд Сонця порiвняно недалеко (наприклад, до орбiти Юпiтера або сатурна) i часто до нього повертаються (короткоперiодичнi; iх вiдомо близько 100), не можуть бути яскравими. Вони не виднi неозброiним оком. Навпаки, довгоперiодичнi До. з великими перiодами обiгу навкруги Сонця поблизу нього звичайно вельми яскравi i виднi неозброiним оком.

7. Календарi

Календар (вiд лат. calendarium - "боргова книга": в римському мiсячному календарi перше число кожного мiсяця називалося "календами" - Calendae, i цього дня вiдбувалися сплати вiдсоткiв по боргах) - система, що дозволяi погоджувати тривалiсть середнiх сонячних дiб з iншими, бiльш тривалими перiодичними явищами (змiною пiр року, фазами Мiсяця i т.п.), i звичайно вживана для рахунку тривалих промiжкiв часу. Календар виник на зорi становлення цивiлiзацii i генетично спорiднений астрологii. Вже в глибокiй старовинi люди помiтили, що промiжки часу, сприятливi для тiii або iншоi дiяльностi, повторюються з певною перiодичнiстю. Наприклад, час, сприятливий для посiву, повторюiться приблизно через 365 змiн дня i ночi, а повний мiсяць, що сприяi нiчному полюванню, повторюiться кожнi 29-30 дiб. Не менше важливе значення мало точне визначення моментiв часу, найсприятливiших для здiйснення жертвопринесень богам, магiчних дiй i т.п. Подiбнi функцii календарi схожi з функцiями астрологii. Пiдтвердженням цього i i те, що у деяких народiв астрологiя пов'язана з календарями не менше нiж з положеннями план, а iнодi i зовсiм заснована тiльки на календарi. Основна проблема, з якою зiткнулися вже стародавнi творцi календаря, полягаi в тому, що нi тривалiсть тропiчного року, нi тривалiсть сiнодичного мiсяця не рiвнi цiлому числу доби. Бiльш того, неможливо пiдiбрати яке-небудь цiле число тропiчних рокiв (або сiнодичних мiсяцiв, в якому б мiстилося цiле число доби). В старовинi ця проблема ускладнювалася ще i тим, що не були точно вiдомi тривалiсть тропiчного року i сiнодичного мiсяця.

Календарi, в яких використовувався тропiчний рiк (сонячнi календарi), складалися перш за все в сiльськогосподарських цiлях для визначення сезонiв польових робiт. Основною проблемою при розробцi цих календарiв була проблема високосiв, яка дозволила б зробити календар наскiльки можливо точним. В даний час найширше поширення набув григорiанський календар з досить зручною системою високосних рокiв. Погрiшнiсть в 1 доби в ньому нагромаджуiться приблизно за 3300 рокiв. Сонячними календарями i також юлiанський календар i Хайяма кален

Вместе с этим смотрят:

Aerospace industry in the Russian province

РЖсторiя астрономii

РЖсторiя ракетобудування Украiни

РЖсторiя спостереження НЛО

Авиационно-космические отрасли в российской провинции