Астрофизика книга для чтения по астрономии 8-10 класс Дагаев Чаругин

На сайте Учебник-скачать-бесплатно.ком ученик найдет электронные учебники ФГОС и рабочие тетради в формате pdf (пдф). Данные книги можно бесплатно скачать для ознакомления, а также читать онлайн с компьютера или планшета (смартфона, телефона).
Астрофизика книга для чтения по астрономии 8-10 класс Дагаев Чаругин - 2014-2015-2016-2017 год:


Читать онлайн (cкачать в формате PDF) - Щелкни!
<Вернуться> | <Пояснение: Как скачать?>

Текст из книги:
Skaning, Djvuing Lykas M. M. ДАГАЕВ B. M. ЧАРУГИН КНИГА ДЛЯ ЧТЕНИЯ ПО АСТРОНОМИИ АСТРОФИЗИКА Учебное пособие для учащихся 8—10 классов Рекомендовано Главным учебно-методическим управлением общего среднего образования Госкомитета СССР по народному образованию МОСКВА. «ПРОСВЕЩЕНИЕ» 198 8 глава 'Т1 МЕТОДЫ mV4i Hi ФИЗИЧЕОСОЙ ШТПЧ НЕБЕС НЫХ ТЕЛ у\ л ИЗУЧЕНИЕ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ Современное молодое поколение человечества с детства привыкает к радио- и телевизионным передачам и знает, что нажатием клавиш и поворотом рукояток радиоприемника можно настраивать его на прием радиоволн различной длины, хотя само это понятие детям пока еще неизвестно. И лишь значительно позже, при изучении физики в старших классах средней школы учащиеся узнают, что радиоволны, инфракрасные лучи, свет, рентгеновские лучи (широко применяемые в медицине и технике), гамма-излучение имеют одинаковую природу и представляют собой электромагнитные колебания (быстрые периодические взаимосвязанные изменения электрического и магнитного полей), распространяющиеся с предельной в природе скоростью с 300 000 км/с (3-10^ км/с = 3'10® м/с). Их называют электромагнитными волнами. Электромагнитные волны отличаются друг от друга различной частотой колебаний, т. е. числом колебаний в одну секунду времени. Единицей частоты колебаний служит 1 герц (Гц)* — одно колебание в секунду; используются и производные от него: 1 килогерц (кГц) = 10^ Гц и 1 мегагерц (МГц) = 10® Гц. В астрофизике частота колебаний обычно обозначается греческой буквой V (ню). Промежуток времени, за который происходит одно электромагнитное колебание, называется периодом колебаний. Очевидно, период колебаний ^=Т’ он выражается в секундах. За один период колебаний электромагнитная волна распространяется на расстояние, называемое длиной волны Х = ст = — , (1.1) Названа в честь немецкого физика Генриха Герца (1857—1894), обнаружившего в 1888 г радиоволны на лабораторных опытах. которая в зависимости от своих размеров может быть выражена различными единицами длины; километрами (км), метрами (м), дециметрами (дм), сантиметрами (см), миллиметрами (мм), микрометрами (I мкм = 10~® м = 10“‘^ мм) и нанометрами (1 нм=10“^ м = = 10~® мм=10“^ мкм). В астрофизике для измерения длины световых волн, рентгеновских лучей и гамма-излучения используется еще одна единица, равная стомиллионной доле сантиметра; она называется ангстремом и обозначается символом А (I А =10“'^^ м = = 10 -8 СМ = 10' мкм : = 0,1 нм)* Электромагнитные волны образуют непрерывную последовательность, называемую электромагнитным спектром или шкалой электромагнитных волн. Электромагнитные волны различной длины воспринимаются разными приемниками энергии. Так, радиоволны (длина волны >1 от 10 км до 0,2 мм и частота v от 30 кГц до 1,5-10® МГц) воспринимаются радиоприемными контурами разных конструкций; инфракрасное тепловое излучение (i от 0,2 мм до 7600 А и V от 1,5 • 1 о® МГц до 4 • 1 о® МГц) регистрируется термоэлементами, электронными преобразователями, фотоэлементами, специальными (чувствленными) фотопленками и фотопластинками; световые, или оптические, лучи (к от 7600 А до 4000 А и V от 4 • 1 о® МГц до 8-10® МГц) воспринимаются глазом, фотоэлементами и фотоэмульсиями; примыкающие к световым ультрафиолетовые лучи (>1 от 4000 А до 100 А и V от 8-10® МГц до 3-10‘® МГц) рентгеновские лучи (>, от 100 А до 0,1 А и V от 3-10*® МГц до 3-10*^ МГц) и гамма-излучение (к^ОЛ А и v>3-10*^ МГц) обнаруживаются фотоэмульсиями, люминофорами (особыми составами, светящимися под воздействием лучей) и специальной аппаратурой. Указанные здесь границы диапазонов электромагнитного спектра являются несколько условными, так как по обе стороны от них имеются волны, принадлежащие смежным диапазонам. С помощью зрения воспринимается лишь ничтожно малый интервал существующих в природе электромагнитных волн, и, чтобы всесторонне изучить физическую природу небесных тел, одного этого интервала недостаточно. В самом деле, Солнце и звезды представляют собой огромные шарообразные тела из горячей плазмы. Они излучают электромагнитные волны всевозможной длины, от гамма-лучей до длинных радиоволн. Планеты и их спутники отражают солнечный свет и сами в различной степени излучают инфракрасные лучи и радиоволны. Разреженные газовые туманности — колоссальной протяженности газовые облака — * Эта единица длины названа в честь шведского физика и астронома Андерса Ангстрема (1814—1874), впервые применившего ее в 1868 г при изучении солнечного спектра. 5 в зависимости от их физического состояния излучают электромагнитные волны строго определенной частоты. Поэтому одни туманности, излучающие в визуальном диапазоне, видны, а другие обнаруживаются лишь по их радиоизлучению. В частности, невидимые межзвездные холодные водородные облака испускают радиоволны \ = = 21 см, возможность обнаружения которых предсказал в 1948 г. советский астрофизик И. С. Шкловский (1918—1985). Эти радиоволны впервые обнаружены в 1951 г. X. Юэном и Э. Перселлом (США). Электромагнитные волны порождаются также при торможении движущихся электрически заряженных частиц (электронов и ионов) в магнитном поле. Такое излучение называется магнитотормозным (или синхротронным). Оно обладает некоторыми особенностями, позволяющими определить его природу. Вот поэтому современная астрофизика применяет разнообразную и часто технически очень сложную аппаратуру, предназначенную для регистрации различных диапазонов электромагнитных волн. Земная атмосфера пропускает далеко не все электромагнитные волны, излучаемые небесными телами. Она поглощает все смертоносное гамма-излучение, рентгеновские лучи и ультрафиолетовые лучи с длиной волны >1<:3000 А, значительную долю инфракрасного излучения с А,>1000 нм (оно поглощается, главным образом, водяными парами и углекислым газом) и радиоволны с Х< I мм и Х>20 м. Излучение небесных тел, недоходящее до земной поверхности, исследуется с космических аппаратов — с искусственных спутников и орбитальных научных станций, обращающихся вокруг Земли, а также с автоматических межпланетных станций, направляемых к пла-нетам Солнечной системы. Излучение, проходящее сквозь земную атмосферу, изучается непосредственно с поверхности Земли. Для этого созданы астрономические инструменты — телескопы (от греч. «теле» — вдаль и «скопео» — смотрю). Телескопы для наблюдений в световых лучах называются оптическими, а для приема радиоволн—радиотелескопами. ОПТИЧРСКИЕ ТЕЛЕСКОПЫ Существует два основных бирающий световые лучи, изготовлен из стеклянных линз, а у рефлекторов объективом служит вогнутое зеркало* ‘ Экскурсанты, увидевшие в вида оптических телескопов — линзовые, или рефракторы, и зеркальные, или рефлекторы. У рефракторов объектив, со- * Рефрактор — от лат refractus — преломленный, так как линзы преломляют световые лучи; рефлектор — от лат. refleclcre — отражать, поскольку зеркало отражает лучи. б Рис. 1. Восприятие свеговсяо потока невооруженным ij;iu)m {а) и телескопом (б) астрономической обсерватории крупный телескоп, обычно спрашивают, во сколько раз он увеличивает, и с удивлением слышат в ответ, что основное назначение телескопов состоит не в достижении большого увеличения, а в том, чтобы собрать как можно больше световой энергии от небесного тела. От небесных тел к Земле приходят параллельные лучи света, из которых в глаз попадает лишь ничтожная доля, поскольку диаметр зрачка очень мал и не превышает 6—7 мм (рис. 1, а). Объектив телескопа, имея значительные размеры, воспринимает больший световой поток и, концентрируя его, позволяет видеть слабые небесные объекты, недоступные невооруженному глазу (рис. 1,6). Так как учащиеся средних школ при наблюдениях небесных светил пользуются в основном телескопа ми-рефракторами, то мы опишем их доста- точно подробно, чтобы наблюдатели смогли самостоятельно определить основные характеристики и возможности своих телескопов. Любые оптические линзы обладают рядом недостатков. Чтобы их значительно снизить, объектив телескопа-рефрактора изготавливают из двух (реже — из трех) линз небольшой кривизны, одной — двояковыпуклой и второй — плоско-вогнутой, исправляющей оптические недостатки первой линзы (рис. 2). Прямая линия (ОФ), проходящая через центр объектива и перпендикулярная поверхностям линз, называется оптической осью объектива (телескопа). Падающие на объектив световые лучи (С), параллельные оптической оси, преломляются в нем и сходятся в фокусе (Ф) объектива — точке, лежащей на оптической оси и отстоящей от центра объектива на определенном расстоянии. Рис. 2. Перевернутое изображение небесного об1.скта в фокальной плоскости телескопа. называемом фокусным расстоянием объектива (Р=^ОФ) или телескопа. Параллельные лучи (Л, В), падающие на объектив под некоторым углом к его оптической оси, тоже преломляются и сходятся, но уже не в фокусе, а в точках (а, 6), расположенных в фокальной плоскости, проходящей через фокус перпендикулярно оптической оси. Поэтому изображения (аЬ) протяженных объектов (ЛВ) с ощутимыми угловыми размерами (р) лежат в фокальной плоскости телескопа и получаются перевернутыми. Одной из основных харак теристик телескопа является фокусное расстояние F его объектива, от которого зависят линейные разтмеры / изображения протяженных небесных объектов (Солнца, Луны, планет, туманностей и др.) в фокальной плоскости телескопа, так как согласно рисунку 2 l = 2Fig^, & 2 угловое расстояние между объектами (например, между звездами), то та же формула (1.2) дает линейное расстояние между их изображениями в фокальной плоскости телескопа. Но видимые, угловые размеры небесных объектов незначительны, например у Солнца и Луны не превышают 33' Из математики известно, что тангенсы малых углов (до 3°) близки к самим углам, выраженным в радианах (ррал). Поскольку 1 радиан = 3440'=206265" то ^2 2 ___f) ____________ Ррад — 2 3440' — — _L Г 2 206265" ’ где р' обозначает угловые размеры в минутах дуги, а р" — угловые размеры в секундах дуги. Отсюда следует, что (1.2) / = 2В = (1.3) 206265" где {) — угловые размеры объекта (определяемые лучами АВ). Если же р представляет собой причем / выражено в тех же линейных единицах, что и фокусное расстояние F. Такие же линейные размеры получаются на пластинке при фотографировании объектов в фокальной плоскости телескопа. Отсюда легко определяется масштаб фотонегатива (фотоснимка) 3440' F 206265" или (1.4) показывающий число минут или секунд дуги, соответствующее 1 мм на снимке, при условии, что фокусное расстояние F выражено в миллиметрах. Вторая основная характеристика телескопа — это диаметр D объектива, так как световой поток, собираемый объективом, пропорционален квадрату его диаметра. Весьма существенна третья характеристика телескопа, его относительное отверстие (часто неправильно называемое светосилой) yl=-^=l:(f/D). (1.5) Чем меньше отношение F/D, тем более ярким получается изображение ^ протяженного объекта в фокальной плоскости телескопа. Действительно, с уменьшением фокусного расстояния объектива линейные размеры изображения протяженного объекта тоже уменьшаются, а при неизменном диаметре объектива воспринимаемый им световой поток остается прежним, поэтому изображение объекта становится более ярким. Однако уменьшать фокусное расстояние объектива можно до разумных пределов так, чтобы размеры изображе- ния были не очень малы и различимы. Для детального изучения протяженных объектов желательны длиннофокусные телескопы, дающие большее увеличение. Но тогда для сохранения достаточной яркости изображения необходимо увеличить диаметр объектива, что возможно лишь в определенных пределах из-за трудностей его изготовления. Поэтому у крупных телескопов-рефракторов диаметр объектива обычно не превышает 70 см, а относительное отверстие заключено в пределах от 1:16 до 1:10. При визуальных наблюдениях фокальное изображение светила рассматривается в окуляр (от лат. ocularis — глазной и oculus — глаз), состоящий из двух небольших короткофокусных линз, поэтому протяженное светило представляется увеличенных размеров. Увеличение телескопа U7 = -^, (1.6) где F — фокусное расстояние объектива, а / — фокусное расстояние окуляра. К каждому телескопу прилагается несколько окуляров для наблюдений с различными увеличениями, которые необходимо подбирать в зависимости от условий. Слабо светящиеся объекты, например кометы, туманности и звездные скопления, следует наблюдать с наименьшим увеличением, чтобы они выглядели яркими. Планеты и Луну можно наблюдать с наибольшим увеличением, допустимым атмосферными условиями. Однако часто бывает так, что при неспокойной или перенасыщенной влагой земной атмосфере планеты и Луна видны значительно лучше с меньшим увеличением. Но даже при исключительно хороших атмосферных условиях невозможно добиться от телескопа произвольно большого увеличения путем применения окуляров с очень малым фокусным расстоянием, так как начнут отрицательно сказываться оптические недостатки линз. Поэтому каждый телескоп обладает наибольшим допустимым, или предельным, увеличением Wn.=2D, (1.7) где диаметр объектива D выражен в миллиметрах, но считается безразмерной величиной. Диаметр объектива определяет разрешение (или разре- шающую способность) телескопа, показывающее наименьшее угловое расстояние, четко различимое в телескоп, в частности возможность видеть раздельно две звезды, расположенные на небе очень близко друг к другу (тесные пары звезд) Разрешение телескопа обозначается греческой буквой ь (тэта). Из физики известно, что разрешающая способность телескопа обратно пропорциональна диаметру объектива и прямо пропорциональна длине электромагнитных волн, воспринимаемых телескопом. Вычисленное в секундах дуги разрешение ^ = 251640" (1-8) где длина волны X и диаметр объектива D выражены в одинаковых единицах. Оптические телескопы, предназначенные для визуальных наблюдений, рассчитаны на восприятие световых волн длиной Х=550 нм =5500 А, которые наиболее эффективно воздействуют на человеческие глаза. Так как диаметры объективов оптических телескопов обычно выражают в миллиметрах, то и длину световой волны следует представить в тех же единицах, помня, что 1 А=10“^ мм. Тогда разрешение телескопа 5500-10 <> = 251640" D и окончательно ^=- 140" D где D — диаметр* объектива (в мм), а А — разрешение (в секундах дуги). В астрономии видимая яркость, или блеск, небесных светил выражается в звездных величинах, причем чем меньше блеск светила, тем больше его звездная величина, обозначаемая латинской буквой т (подробнее см. с. 20). В идеальных условиях, т. е. в темную безоблачную и безветренную ночь, невооруженный человеческий глаз различает звезды 6'”, а в телескоп же видны более слабые звезды, большей звездной величины. Поэтому каждый астроном-наблюдатель обязан знать наименьший блеск звезд, различимых в его телескоп при идеальных условиях. Этот предельный (наименьший) блеск 10 звезд характеризует проницающую способность телескопа (аПт), часто называемую его оптической мощью, которая вычисляется по формуле mT = 2,l+5lgD, (1.9) где D — диаметр объектива (в мм). Наблюдателю необходимо также знать поле зрения теле- скопа, т. е. угловые размеры участка неба, видимого в телескоп. Эти размеры зависят от применяемого увеличения W Опытным путем установлено, что диаметр поля зрения телескопа, выраженный в минутах дуги. N = 2000^ W (1.10) Покажем вычисление характеристик телескопа-рефрактора с объективом диаметром D = 20 см и фокусным расстоянием F = Ъ м (3000 мм) при двух окулярах с фокусными расстояниями /^|==7,5 мм и /г = 50 мм, для чего воспользуемся формулами (1.3) —(1.10) Относительное отверстие телескопа Л =0:^=1: (300 см/20 см) = 1:15; предельное увеличение = 2-D = 2•200 = 400’' (крат); увеличение при малом окуляре Ий', = f;f, =3000:7,5 = 400’' (как раз предельно допустимое); увеличение 140" при большом окуляре Ий^г = /^:Ь = 3000:50 = 60’‘; разрешение 0= ■ ^ = 140" *.200 = 0,7"; проницающая способность (оптическая мощь) тт = 2,14--|-5 Ig D = 2,1 4-5 Ig 200 = 2,1 4-5-2,3= 13,6"' (на пределе могут быть различимы звезды до 13,6 звездной величины); диаметр поля зрения при малом окуляре 90ПП' 2000' yV, = = 5^ (диски Солнца и Луны, диаметры которых близки W\ 400 2000' к 30', в поле зрения не помещаются), а при большом окуляре = 33' (диски Солнца и Луны видны полностью); в фокальной плоскости телескопа линейные изображения Луны и Солнца имеют диаметр = f .^i^=3000 ммХ 30' X 3440 7=26 мм, и такие же диаметры получатся на фотопластинке, экспони- рованной в фокусе телескопа. Масштаб фотонегатива 3440' 3440' ЗООО мм 4,15'/мм (или 69"/мм). Теперь читатель сможет самостоятельно найти основные характеристики и возможности находящегося в его распоряжении телескопа. Если сведений о диаметре и фокусном расстоянии объектива не имеется, то их легко определить. Диаметр объектива можно измерить обычной миллиметровой линейкой. Для определения фокусного расстояния объектива нужно навести телескоп на удаленный земной предмет, вынуть из телескопа окуляр и вместо него приставить матовое стекло или листок кальки. Затем медленно отодвигать его от телескопа до гех пор, пока на нем не появится резкое пере- Рис. 3. Телескоп-рефрактор Главной (Пулковской) обсерватории Академии наук СССР вернутое изображение предмета. Измерив расстояние от объектива до полученного изображения предмета, вы найдете искомое фокусное расстояние объектива. На окулярах же всегда проставляется их фокусное расстояние. Нужно твердо помнить, что наблюдать Солнце непосредственно в телескоп без защиты глаз нельзя, так как сконцентрированный телескопом солнечный свет мгновенно их сожжет. При наблюдениях Солнца необходимо укрепить перед объективом очень темный светофильтр (темное стекло). Но лучше и безопаснее всего наблюдать Солнце на белом экране, укрепленном за окуляром; тогда светофильтр не нужен. Необходимость изучения слабых небесных светил заставляет делать линзовые объективы больших размеров. Но изготовление крупных линз настолько сложно, что из всех существующих в мире рефракторов только один имеет объектив диаметром D=102 см {F = = 1940 см), а у второго по величине — Ь = 91 см (F = = 1730 см) Оба объектива изготовлены американским оптиком А. Кларком (соответственно в 1897 и в 1886 гг.) и установлены в Йерксской и Ликской обсерваториях (США). Все дальнейшие попытки изготовить линзовые объективы хотя бы таких же размеров окончились неудачей. В Советском Союзе самый крупный телескоп-рефрактор установлен в Глав- 12 ной астрономической обсерватории Академии наук; диаметр его объектива D = 65 см, а фокусное расстояние /^=1040 см (рис. 3). Рефракторы, предназначенные для фотографирования небесных объектов, называются астрографами. Фотографирование ведется в фокальной плоскости объектива, поэтому в окулярной части телескопа вместо окуляра укрепляется фотографическая кассета. Астрографы используются, как правило, для фотографирования небесных объектов с целью определения их видимых положений на небе и последующего изучения их движения. Существуют и двойные астрографы, с двумя раздельными объективами, позволяющими одновременно фотографировать с различными экспозициями (рис. 4). Для исследования физической природы небесных тел предпочтительнее телескопы-рефлекторы, у которых объективом служит вогнутое параболическое зеркало небольшой кривизны, изготовленное из толстого стекла и покрытое тонким слоем порошкообразного алюминия, напыляемого на стекло под большим давлением. Световые лучи, отраженные от зеркала, собираются в его фокальной плоскости, где изображения объектов тоже получаются перевернутыми. Фокальная плоскость выводится в сторону окуляра посредством дополнительного небольшого либо плоского (предложено Ньютоном в 1671 г.; рис. 5, а), либо выпуклого зеркала (предложено Кассегреном в 1672 г.; Рис. 4. Двойной астрограф Китабской станции Астрономического института Академии наук УзССР рис. 5, б), которое значительно удлиняет фокусное расстояние зеркального объектива. Советский оптик Д. Д. Максутов (1896— 1964) создал рефлектор, известный под названием менискового телескопа. В нем зеркальный объектив имеет сферическую форму (проще в изготовлении), а его оптические недостатки исправляются тонкой линзой малой кривизны (мениском), установленной впереди объектива. Роль дополнительного зеркала выполняет небольшое алюминиевое пятно, напыленное на внутренней поверхности мениска (рис. 5, в). Телескопы Максутова изготовлены в нескольких вариантах — от школьного типа с объективом диаметром 70 мм 13 Рис. 6. Менисковый фотографический телескоп-рефлектор Абастумайской астрофизической обсерватории Академии наук ГССР. Рис. 7. Шести метровый телескоп-рефлектор. ^ до крупных инструментов диаметром до 1 м (рис. 6). Изготовление крупных зеркальных объективов тоже требует колоссального труда. Зеркала, в отличие от линз, практически не поглощают света, что особенно ценно при изучении физической природы небесных тел. Поэтому современные крупные телескопы снабжаются зеркальными объективами диаметрами, как правило, от 1,5 до 4 м и фокусным расстоянием от 9 до 12 м. Самый крупный в мире телескоп-рефлектор (D = 6 м и f = 24 м) изготовлен в СССР по проекту и под руководством Б. К. Иоан-нисиани. Зеркало весит 420 кН, а стеклянная ’заготовка, из которой оно изготовлено, весила 700 кН и после отливки при температуре в 1600 °С охлаждалась 736 суток! Этот уникальный телескоп, общим весом в 8500 кН, установлен осенью 1974 г. в Специальной астрофизической обсерватории Академии наук СССР на горе Пастухова (Ставропольский край) высотой 2070 м над уровнем моря (рис. 7). Система дополнительных зеркал дает возможность увеличивать фокусное расстояние этого телескопа до 350 м. Разрешение телескопа составляет 0,02", и он позволяет фотографировать звезды до 24"*, т. е. в 4 млрд, раз более слабые, чем яркие звезды, видимые невооруженным глазом. Телескопы-рефлекторы с зеркалами диаметром 2,6 м и фокусным расстоянием 10,0 м установлены в Крымской астрофизической обсерватории Академии наук СССР и в Бюракан- ской астрофизической обсерватории Академии наук Армянской ССР. Небольшие телескопы- рефлекторы с успехом изготавливают любители астрономии. В частности, учащиеся школы № 5 г. Углича под руководством своего учителя астрономии Ю. А. Гришина построили очень хороший телескоп и школьную астрономическую обсерваторию (рис. 8 и 9). Характеристики зеркальных телескопов тоже определяются по формулам (1.3—1.10), но их оптическая мощь на 1—2'” выше, чем у рефракторов. В настоящее время визуальные наблюдения в большие оптические телескопы почти не проводятся, а световое излучение воспринимается установленными в фокальной плоскости Рис. 8. Самодельный 165-мм телескоп-рефлектор школы № 5 в г. Угличе. Рис. 9. Астрономическая обсерватория школы № 5 в г Угличе. Рис. 10. Башня вращаюишмся ПО.ПОМ. телескопа фотопластинками (в кассетах), фотоэлементами, фотосопротивлениями, элек-тронно'оптическими преобразователями, спектральной аппаратурой, счетчиками фотонов и другими современными приемниками энергии. Все большие оптические телескопы смонтированы на специальных установках, в башнях, покрытых куполами с открывающимися створками (рис. 10), и во время наблюдений медленно поворачиваются электромоторами в направлении суточного вращения неба, с той же скоростью (15° за 1 ч), что позволяет проводить длительные экспозиции. Контроль за равномерным поворотом телескопа осуществляется специальными счетно-аналитическими устройствами. 16 РАДИОТЕЛЕСКОПЫ Космическое радиоизлучение впервые было обнаружено в 1931 г. американским инженером Карлом Янским (1905— 1950) при изучении им атмосферных радиопомех. В апреле 1933 г. Янский установил, что это радиоизлучение исходит от Млечного Пути (рис. 11). В те годы на открытие Янского никто не обратил внимания, кроме американского радиоинженера Троута Рёбера, который вскоре построил самодельный радиотелескоп диаметром 9,5 м и подтвердил открытие Янским радиоизлучения Млечного Пути. В 1942 г. Рёбер опубликовал первую радиокарту неба, указав на ней расположение радиоисточников, а в 1944 г. сообщил об открытии им радиоизлучения Солнца. И лишь с 1946 г. началось строительство и установка в астрономических обсерваториях радиотелескопов для приема радиоизлучения небесных объектов. Радиотелескопы состоят из антенны и чувствительного радиоприемника с усилителем (радиометра). Доходящее до Земли радиоизлучение подавляющего большинства небесных тел настолько мало, что для его приема необходимы антенны с полезной площадью в тысячи и десятки тысяч квадратных метров. Конструкции антенн весьма разнообразны. Так, сравнительно небольшими антеннами (до 100 м в диаметре) служат металлические вогнутые зеркала, а также каркасы параболической и цилиндрической формы, покрытые металлической сеткой (рис.12). Они отражают сфокусированные радиоволны на облучатель, и наведенные в нем электрические токи передаются по проводам на усилитель и далее на самопишущие регистрационные приборы. Антенны устанавливаются на колоннах или решетчатых опорах, могут быть на- Рис. II. Участок Млечного Пути вблизи созвездия Орла. Рис. J2. Радиотелескоп диаметром 66 м. 17 Рис. 13. РадиотелеаСоп РАТАН-600 (радиотелескоп Академии наук диаметром 600 м) правлены на различные участки* неба и автоматически поворачиваться за ними. Эти радиотелескопы могут служить и радиолокаторами, направляющими к Луне и планетам мощные импульсы радиосигналов. Отражатели наиболее крупных радиотелескопов собираются из плоских металлических зеркал, расположенных сплошной полосой параболического сегмента. Такие радиотелескопы неподвижны (стационарны), а их облучатели способны перемещаться в небольших пределах. Однако это не ограничивает возможностей радиотелескопов, так как в суточном вращении неба каждый небесный объект обязательно проходит в поле их обзора, а радиотелескопы способны принимать радиоизлучение в любое время суток. Самый крупный стационарный радиотелескоп изготовлен в Советском Союзе и установлен вблизи станции Зеленчукской Ставропольского края. Его отражатель собран из 900 плоских металлических зеркал размерами 2X7,4 м и имеет вид замкнутого кольца диаметром 600 м (рис. 13). У крупного стационарного радиотелескопа диаметром 300 м, установленного в Ареси-бо (Пуэрто-Рико), антенной параболической формы служит кратер потухшего вулкана; кратер забетонирован и сверху покрыт металлическим слоем. Разрешающая способность радиотелескопов тоже зависит от диаметра их антенн и длины воспринимаемых радиоволн. Однако она всегда ниже, чем у оптических телескопов, так как 18 длина радиоволн значительно больше длины световых волн. Но если два радиотелескопа установлены на значительном расстоянии друг от друга, одновременно воспринимают радиоизлучение одного и того же источника и подают сигналы на общий радиометр, то разрешение резко повышается. Два та- ких спаренных радиотелескопа называются радиоинтерферометром*, а при расстоянии между радиотелескопами в тысячи километров — радиоинтерферометром со сверхдлинной базой. Разрешение такого радиоинтерферометра достигает 0,0001", т. е. в сотни раз превышает разрешение оптических телескопов. БЛЕСК И ЦВЕТ НЕБЕСНЫХ СВЕТИЛ Даже при беглом обзоре звездного неба заметно, что видимая яркость звезд различна: одни звезды очень яркие и четко выделяются среди остальных, другие — менее яркие, третьи — очень слабые и еле видны невооруженным глазом. Подавляющее же большинство звезд доступно наблюдениям лишь в телескопы. Изучение видимой яркости небесных светил позволяет установить многие их физические характеристики. Видимая яркость небесных светил называется их блеском. По своей физической сущности видимая яркость, или блеск, небесного светила представляет собой освещенность, создаваемую этим светилом на приемнике световой энергии, например в нашем глазу. В физике освещенность измеряется световой энергией, падающей на единицу поверхности за одну секунду времени. В Международной системе единиц (СИ) освещенность измеряется люк- сами (лк). Но для измерения блеска небесных светил эта единица освещенности (люкс) совершенно не приемлема, так как она слишком велика в сравнении с ничтожными световыми потоками, приходящими к Земле от небесных светил (кроме Солнца, конечно). Достаточно сказать, что полная Луна, находясь в зените, создает на местности освещенность, близкую к 0,3 лк, а даже самые яркие звезды в сотни тысяч и миллионы раз слабее полной Луны. Поэтому блеск небесных светил до сих пор выражают в очень удобной условной шкале звездных величин, подробное описание которой содержится в предыдущей части нашей книги (см.: Да га ев М. М. Книга для чтения по астрономии.— М.: Просвещение, 1980). У ярких звезд звездная величина близка к Г", а у звезд, видимых на пределе нормального зрения, т=6'” Звезды до 8-й звездной величины видны в бинокли, а более слабые * Название происходит от лат inter — между, tereritis — несущий и греч. «метрео» — измеряю. Интерференция — это взаимное усиление (или ослабление) волн одинаковой длины при их наложении друг на друга. 19 {т>9'^)—лишъ в телескопы. У наиболее же ярких светил (Солнце, Луна, планеты Венера и Юпитер и др.) звездная величина отрицательна. Шкала звездных величин — логарифмическая. Принято считать, что если видимая яркость (блеск) £i и £2 двух светил различается ровно в 100 раз (£i:£2=100), то разность их звездных величин m2 —mi =5, так что всегда lg|^ = 0,4 (1.11) Это равенство, называемое формулой Погсона*, позволяет определять блеск светил в звездных величинах с точностью до 0,01"* Звездные величины, оцениваемые непосредственно глазом, в том числе и с применением фотометров, называются визуальными звездными величинами (от лат. visualis — зрительный). Но зрение разных наблюдателей имеет свои особенности, которые снижают точность определения блеска светил. Поэтому в настоящее время визуальные наблюдения применяются лишь для приближенной оценки блеска, особен но при изучении переменных звезд (меняющих блеск) и метеоров. Измерения, позволяющие определять блеск с точностью до 0,01"* (звездной величины), осуществляются по изображениям светил на фотонегативах, для чего применяются фотопластинки (и фотопленки) различных сортов. На фотопластинки с бромо- серебряной эмульсией красный свет совсем не действует, желтый действует весьма слабо, зато синие, фиолетовые и ультрафиолетовые лучи действуют необычайно сильно. Поэтому звезды красноватого цвета, например Антарес (а Скорпиона) или Бетельгейзе (аОриона), получаются на таких фотопластинках более слабыми, чем воспринимаются зрением, а голубовато-белые звезды, например Спика (а Девы) или Белят-рикс (у Ориона),— наоборот, более яркими. Звездные величины, измеренные по изображениям светил на таких фотопластинках, получили названия фотографических звездных величин (гпр). Визуальные звездные величины (rriv) измеряются по изображениям на специальных фотопластинках, реагирующих на световые лучи почти так же, как человеческий глаз. Разность между фотографической и визуальной звездными величинами светила называется его обычным показателем цвета C = mn — mv (1.12) И характеризует цвет светила. Принято считать, что у светил чисто белого цвета обе звездные величины почти одинаковы и показатель цвета близок к нулю. У светил желтого и красного цвета фотографическая звездная величина гПр больше визуальной т^, т. е. обычный показатель цвета положителен (С = тр — ту > 0). Так, у желтой звезды Капеллы (а Возничего) тр= 1,08"*, Формула получена английским астрономом Р. Погсоном (1829—1891). 20 т. = 0,2Г и С=+0,87'”, а у красноватого Антареса гпр = = 2,96"', т.= 1,22"' и С = = + 1,74"' У светил голубоватого цвета, наоборот, фотографическая звездная величина гпр меньше визуальной rriv и показатель цвета отрицателен (С = = АПр —АПу<0), но не менее — 0,50"' Так, у голубоватой звезды Спики (а Девы) обычный показатель цвета С = = -0,44. Обычный показатель цвета позволяет сравнивать между собой визуальное и фотографическое Ер излучения светила, так как, согласно формуле Погсона (1.11), Ig 4^ =0,4 {mp — rriv) = = 0,4С. (1.13) В настоящее время для изучения блеска небесных светил широко применяются фотоэлементы, генерирующие под действием света электрический ток (фототок)—явление, открытое еще в 1888—1890 гг. выдающимся русским физиком А. Г Столетовым (1839—1896). Современные чувствительные фотоэлементы дают слабый электрический ток под воздействием ничтожно малого освещения, но специальные приборы усиливают его до значений, доступных измерению с большой точностью. Фотоэлектрические измерения блеска небесных светил проводят сквозь светофильтры раздельно в различных лучах, как правило, в желто-зеленых (визуальных), синих и ультрафиолетовых, а чтобы фотоэлектрические звездные величины не спутать с полученными другими способами, их обозначают буквами V (визуальные), В (синие) и и (ультрафиолетовые). Фотоэлектрическая система звездных величин предложена в 1953 г. американскими астрономами Г. Джонсоном, У. Морганом и Д. Хэррисом и с 1955 г. по международному соглашению, принята за основную для измерения блеска звезд. В этой системе разность (B — V) звездных величин В W V называется основным показателем цвета, а разность {U—V) — ультрафиолетовым показателем цвета* Основной показатель цвета дает различие излучения в желто-зеленых и синих лучах, а ультрафиолетовый — различие в желто-зеленых и ультрафиолетовых лучах, вычисляемое по формулам, аналогичным формуле (1.13). Для светил чисто белого цвета принято считать звездные величины U = B = Vy т. е. показатели цвета {В — V) = = (U—V)=0\ у светил желтого и красноватого цвета (B-V)>0 и ((У-К)>0, а у голубоватых — оба фотоэлектрических показателя цвета отрицательны. Поскольку восприятие световых лучей у фотоэлементов и фотографических пластинок неодинаково, то и фотоэлектрические звездные величины светил несколько отличаются от их * Существуют и другие показатели цвета, например (/—1^), связывающий инфракрасное излучение / с визуальным V. 21 визуальной и фотографической величин. Современные высокоточные приборы болометры (от греч. «боле» — луч и «метрео» — измеряю) позволяют измерять суммарное излучение в ультрафиолетовых, визуальных и инфракрасных лучах. Получаемые по этим измерениям звездные величины называются болометрическими (т^). Может быть, у читателя возникнет вопрос: а для чего астрономам нужно знать блеск в разных лучах и показатели цвета звезд с большой точностью? Оказывается, для того, что блеск звезд позволяет вычислять их истинную светимость, а показатели цвета — температуру и размеры звезд, т. е. обе эти характеристики служат основой для изучения физической природы звезд и их эволюции. Но об этом — в главе V СПЕКТРЫ И СПЕКТРАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ Электромагнитные волны длиной примерно от 4000 до 7600 А, воздействуя на человеческое зрение, вызывают ощущение цветовых оттенков от темно-фиолетового (Х = = 4000 А)„ до темно-красного (Х = 7600 А), между которыми лежат все оттенки синего, голубого, желтого и оранжевого цвета, примыкающие к соседним без резких границ. Совместное действие на зрение всех этих световых волн вызывает ощущение белого света. Однако белый свет можно разложить на составные части, пропустив его сквозь узкую щель и затем — сквозь стеклянную трехгранную призму (рис. 14). В призме составляющие белый свет лучи преломляются на различные углы, зависящие от их длины волны: наибольшее преломление испытывают коротковолновые лучи (фиолетовые), а наименьшее — длинноволновые лучи (красные). Поэтому из призмы выходит расходящийся пучок лучей, распо- ложенных в порядке увеличения их длины волны, и образует цветную полоску, называемую спектром (от лат. spectrum — видимое или вйдение). I Виды спектров бывают различными. Плотное раскаленное вещество излучает всевозможные электромагнитные волны, поэтому его спектр получается сплошным, или непрерывным, в виде разноцветной полоски (см. цветную вклейку I)J Разре-‘ женные светящиеся газы однородной химической природы излучают волны строго определенной длины, поэтому их спектры состоят из отдельных ярких тонких линий, число и положение которых зависит от химической природы газа. Такие спектры называются линейчатыми (см. цветную вклейку I). В частности, светящийся водород излучает серию спектральных линий, называемую серией Бальмера, по имени швейцарского физика И. Бальмера (1825—1898), который в 1885 г. нашел зависимость меж- 22 Рис. 14. Схема спектрографа — прибора для фотографирования спектров. ду длинами волн четырех линий этой серии, расположен-нцх в видимой части спектра. Эти четыре линии обозначаются такими символами: На — красная линия (Я. = 6563 А)^ —зеленая линия (Х = = 4861 А), Ну —синяя линия (А. = 4340 А) и Нь — фиолетовая линия (>. = 4103 А). Светящиеся газы, состоящие из сложных молекул, Вызывают в спектре сравнительно широкие полосы, представляющие набор спектральных линий, свойственных химическим элементам, входящим в состав молекул. Если же свет от горячего плотного вещества проходит сквозь менее нагретые разреженные газы, то непрерывный спектр перерезается тонкими темными линиями (или темными полосами), расположенными в тех местах, где должны быть яркие линии, присущие данному газу (или полосы— для сложных молекул). Объясняется это тем, что газы поглощают из непрерывного спектра именно те световые волны, которые они сами способны излучать,— закон, открытый в 1859 г. немецким физиком Р. Кирхгофом (1824— 1887). Объясняется он тем, что поглощение и излучение света атомами происходит порциями (квантами) со строго определенными частотами, свойственными каждому химическому элементу. Непрерывный спектр, перерезанный темными линиями (или полосами), называется спектром поглощения (см. цветную вклейку I). Таким образом, по виду спектров излучения и поглощения можно судить о химическом составе вещества. Впервые несколько четких темных линий поглощения в спектре Солнца обнаружил в 1802 г. английский физик Г Волластон (1766—1828). В 1815 г. известный немецкий оптик Й. Фраунгофер (1787— 1826) получил и зарисовал спектр Сириуса (а Большого Пса) и других ярких звезд Кастора (а Близнецов), Капеллы (а Возничего), Процио-на (а Малого Пса) и Бетель- 23 гейзе (а Ориона) и в них тоже нашел темные линии поглощения. В том же году он зарисовал спектр Солнца и открыл в нем около 600 линий поглощения, наиболее интенсивные из которых обозначил буквами латинского алфавита. Эти линии поглощения называются фраунго-феровыми и сохраняют свои буквенные обозначения. Так как планеты освещаются Солнцем, то их спектры почти идентичны солнечному, а небольшие отличия являются следствием частичного поглощения солнечных лучей поверхностями планет. Если же планеты окружены атмосферой, то в их спектрах появляются линии и полосы поглощения, свойственные ее основному химическому составу. Длины волн, соответствующие спектральным линиям всех нейтральных и ионизованных химических элементов, хорошо изучены в физических лабораториях, теперь их безошибочно отождествляют в любых спектрах и тем самым устанавливают химический состав газовых оболочек небесных тел. По интенсивности и резкости линий судят о плотности и состоянии излучающего или поглощающего газа. В спектрах небесных светил, полученных наземной аппаратурой, присутствуют линии и полосы поглощения, свойственные химическому составу земной атмосферы, но их легко распознать, так как состав атмосферы хорошо известен. В настоящее время спектры небесных тел изучают по фотографиям. Фотографические изображения спектров называются спектрограммами.^ На спектрограмме можно получать участки спектра, образованные лучами, непосредственно не воспринимаемым человеческим глазом: ультрафиолетовый, с^ длинами волн >,<:4000 А примыкающий к фиолетовому участку, и инфракрасный, с длинами волн от 7000 до 12 000 А, расположенный за красным участком спектра. Спектрограммы обычно бывают черно-белыми, так как при астрофизических иссле-аованиях необходимо знать не цвет, а длины световых волн, которые измеряют специальными приборами;^ ^ Степень почернения различных участков непрерывного фона спектрограммы Солнца или звезды неодинакова и сильнее всего там, куда пришла световая волна с наибольшей энергией. В физике известен закон, открытый в 1893 г. немецким физиком В. Вином (1864—1928), согласно которому длина электромагнитной волны, переносящей наибольшую энергию, связана с абсолютной температурой Т излучающего тела равенством Х,,,. 7' = 2,9-10\ (1.14) где выражается в анг- стремах, а Т — в кельвинах (рис. 15). (В СИ Т = = 2,9.10- м-К.) Определив длину волны л,,,,,, в месте наибольшего почернения спектрограммы, нетрудно по закону Вина вычислить температуру Т Солнца и звезд, под которой подразумевается средняя температура внешнего 24 ■'jf Рис. 15. Закон Вина; ~ длина волны, соответствующая наибольшей энергии ПЛОТНОГО слоя этих светил, излучающего энергию в пространство. Такой слой называется фотосферой (от греч. «фо-тос» — свет и «сфаира» — шар) и принимается за поверхность Солнца и звезд, ограничивающую их размеры. У звезд, представляющихся с Земли светящимися точками, фотосфера, естественно, не видна, зато солнечная фотосфера хорошо видна в форме яркого диска. В спектрограмме Солнца наибольшее почернение находится на участке с длиной вол-ны около =4800 А. поэто-му температура солнечной фотосферы близка к Т = 2.9-10- А-К 2800 == 10 400 К. 2,9-10^ А-К 4800 А :6000 К. В спектрограмме звезды Сириус (а Большого Пса) максимум энергии приходится на длину волны =2800 А, следовательно, температура фотосферы Сириуса близка к Отметим, что вычислять температуру звезд с большей точностью не имеет смысла, так как реальная температура разных участков горячей фотосферы может различаться на десятки и сотни кельвинов. Все линии в спектрах звезд и других небесных объектов могут быть несколько сдвинуты от своих обычных (нормальных) положений либо в одну, либо в другую сторону. Причиной такого сдвига, теоретически предсказанного в 1842 г. австрийским физиком X. Доплером (1803—1853) и подтвержденного в 1899 г. лабораторными опытами выдающегося русского астрофизика А. А. Белопольского (1854— 1934), служит движение источника света в направлении к приемнику световой энергии (к наблюдателю) или от него. Пусть звезда S движется в 25 R S X 0> a « X > c: Земля Рис. 16. Пространственная v и лучевая Vr скорости звезды. пространстве со скоростью v относительно Земли £, удаляясь от нее (рис. 16). Проекция Vr ЭТОЙ скорости на луч зрения ES наблюдателя называется лучевой скоростью. Если звезда излучает электромагнитные волны частотой v (т. е. v колебаний в 1 с), то первая из этих волн, вышедшая в начале секунды, придет с расстояния г к Земле через секунд (где с — скорость света), а последняя, вышедшая в конце той же секунды,— через /г = = секунд, так как за протекшую секунду звезда удалится на расстояние, численно равное лучевой скорости Vr- Следовательно, последняя световая волна придет к Земле с опозданием на доли секунды. Поэтому излученные звездой за 1 с V колебаний будут восприняты на Земле за секунды. Таким образом, воспринятая на Земле частота колебаний v' = v:(l+f) (1.15) несколько отличается от испущенной и соответствующая ей спектральная линия в спектре сдвинется относительно своего нормального положения. Заменяя частоту колебаний согласно формуле (1.1) длиной волны, получим наблюдаемую длину волны у = и смещение спектральной линии Д?, = Г-?1 = Х —. (1.16) с где X — длина волны несмещенной спектральной линии. Следовательно, измерив в спектре светила смещение АХ спектральной линии с известной длиной волны X, можно вычислить лучевую скорость светила Vr = C \х (1.17) Согласно формулам (1.15)— (1.17), при удалении светила воспринимаемая частота излучаемых им электромагнитных колебаний уменьшается (v'c Х) Vi линии в спектре светила смещаются в сторону длинноволнового (красного) конца спектра (ДХ>0), а поэтому лучевая скорость светила считается положительной (ur>0). При приближении светила частота воспринимаемых колебаний увеличивается (v'> >v), длина волны уменьша- 26 ется (X'г осп.) 2 . 1841 М М Ла1агн 33 щадь с(^еры радиусом ао равна 5 = 4яао, то светимость Солнца = 4ла?)£о = 4.3Л4(1,496Х X 10“)' 1,37 кВт = 3,85Х X10'^ кВт, или Iq ;^4-10'’^ кВт. Если принять, что мощность современных атомных электростанций близка к 10^ кВт, то Солнце излучает в 4«10'^ раз больше энергии, чем производит каждая такая электростанция. На долю Земли приходится всего лишь одна двухсотмиллиардная доля энергии, излучаемой Солнцем, но и ее достаточно для расцвета многообразной жизни на нашей планете. СПЕКТР И ТЕМПЕРАТУРА СОЛНЦА В физике имеется понятие абсолютно черного тела, под которым подразумевается тело, полностью поглощающее весь падающий на него поток излучения и само способное излучать энергию во всех диапазонах электромагнитных волн. Излучение абсолютно черного тела характеризуется непрерывным, или сплошным, спектром. Солнце излучает энергию во всех длинах волн, от гамма-излучения до радиоволн. Видимая, или визуальная, часть солнечного спектра представляет собой спектр поглощения, непрерывный фон которого создается излучением солнечной фотосферы. Следовательно, к Солнцу применимы законы излучения абсолютно черного тела. Это позволяет установить многие характеристики Солнца, в частн.ости температуру его фотосферы. По одному из таких законов, закону Вина (см. с. 24), температура солнечной фотосферы Г = 6000 К. Наиболее обоснованная оценка температуры фотосферы получается из закона Стефана — Больцмана, который гласит: мощность излучения с единицы поверхности абсолютно черного тела пропорциональна четвертой степени его абсолютной температуры, т. е. i = oT\ (2.1) гдеа = 5,67-10-'’Вт/(м2.К") — постоянная величина. Так как радиус Солнца =6,96х ХЮ® км = б,96'10® м, то площадь всей солнечной поверхности -Se =4nR% С этой поверхности мощность излучения энергии = = 4 • 10^® Вт; отсюда следует, что температура солнечной фотосферы V 4 л/? 0 а подставив в эту формулу указанные выше значения величин, получим, что 7 = 5800 К. Вычисленная по закону Стефана — Больцмана температура называется эффективной температурой. Она несколько отличается от найденной по закону Вина, в котором используется узкий участок спектра. Однако такое различие несущественно, так как при столь высокой температуре фотосфера находится в газообразном состоянии и бурное перемешивание в ней газа приводит к непостоянству температуры различных ее участков. Поэтому среднее значение температуры солнечной фотосферы можно считать близкой к 6000 К. Темные линии поглощения в спектре Солнца (фраунго-феровы линии) вызываются поглощением света в нижних слоях разреженной газовой оболочки, окружающей фотосферу. Эта газовая оболочка хорошо видна невооруженным глазом при полных солнечных затмениях (рис. 21), когда Луна полностью заслоняет солнечный диск-фотосферу. Эта оболочка поднимается над фотосферой на высоту почти до 10 000 км, имеет красновато-розоватый цвет и поэтому называется хромосферой (от греч. «хроматос» — цвет). Наблюдения показали, что в момент покрытия Луной солнечного диска непрерывный фон солнечного спектра, создаваемый излучением фотосферы, исчезает, а темные фраунгоферовы линии п|зевращаются в яркие линии излучения — спектр вспышки. Такое поведение солнечного спектра вполне объясняется законом Кирхгофа (см. с. 23). Яркие линии излучения образуются горячим разреженным I азом хромосферы. Вне полных солнечных затмений свет от фотосферы проходит сквозь разреженный газ хромосферы, а так как температура ее нижних слоев меньше температуры фотосферы и близка к 4800 К, то на месте линий излучения фотосферы появляются линии поглощения. С) Рис. 21. Полное солнечное затмение 31 июля 1981 г Внутренняя корона, хромосфера и протуберанцы. Атомы поглощают и излучают энергию квантами. При поглощении квантов атомы получают энергию, возбуждаются, а затем излучают ее и переходят в обычное состояние. Энергия каждого^ кванта пропорциональна частоте, т. е. Е = = Av, причем постоянная величина А = 6,62-10“ Дж-с называется постоянной Планка, по имени немецкого физика М. Планка (1858—1947), впервые применившего ее в 1900 г. В зависимости от условий атомы разных химических элементов излучают и поглощают кванты только со строго определенными значениями частоты, а им соответствуют определенные длины волн. Так, в визуальной части солнечного спектра хорошо видны линии, соответствующие излучению атомов нейтрального водорода (линии серии Бальмера, см. с. 22), а также линии нейтрального гелия (Х = 5876 А (желтая линия), 1 = 4922 А (зеленая 2* 35 линия) и др. в ультрафиолетовом диапазоне солнечного спектра расположены линии серии Бальмера с меньшей длиной волны (вплоть до ее границы с Х = 3646 А), а за этой серией находятся линии нейтрального водорода серии Лаймана с длинами волн от 1216 А до 912 А (граница серии). Для излучения серии Лаймана атомы водорода должны получить извне значительно большую энергию, чем для излучения серии Бальмера. Ультрафиолетовый диапазон солнечного спектра поглощается земной атмосферой, но он неоднократно фотографировался с орбитальных научных станций. Оказалось, что на его коротковолновом участке с длиной волны менее 1680 А непрерывный фон становится очень слабым и спектр состоит преимущественно из многочисленных ярких (эмиссионных) линий (рис. 22). Если энергия, полученная атомом, достаточно велика, то атом частично или даже полностью ионизируется. Температура, при которой начинается однократная ионизация, называется температурой ионизации, и для различных хими- ^ 'll 1' о 1Z0DA , ;,‘vc тА 800А Рис. 22. Ультрафиолетовый спектр Солнца. (Греческими буквами обозначены линии серии Лаймана.) 36 ческих элементов она разная. Так, ионизация водорода начинается при температуре около 15 000 К, ионизация гелия — при 30 000 К, а кальция — даже при 4000 К. Поэтому в спектре Солнца присутствуют линии водорода, нейтрального гелия и однократно ионизованного кальция, причем очень интенсивные, так как все атомы кальция, присутствующие в солнечной хромосфере, уже ионизованы. В спектре Солнца присутствуют линии свыше 70 химических элементов, известных на Земле, в том числе углерода, кислорода, натрия, калия, алюминия, железа и др. Интересна история открытия гелия. В 1868 г. во время полного солнечного затмения французский астроном П. Жансен (1824—1907) обнаружил в спектре вспышки (в спектре хромосферы) яркую желтую линию неизвестного на Земле химического элемента. В том же году такое же открытие независимо сделал английский астроном Дж. Локьер (1836— 1920), который назвал этот химический элемент гелием, т. е. солнечным (от греч. «гелиос» — солнце) И только в 1895 г. английский химик У Рамзай (1852—1916), наблюдая спектр излучения газов, выделившихся из редкого минерала клевейта, обнаружил в нем желтую линию гелия. В дальнейшем из этих газов гелий был выделен в чистом виде. Таким образом, уже тогда методы спектрального анализа подтвердили свою силу. Теперь они позволили с большой точностью определить химический состав Солнца. В настоящее время установлено, что масса Солнца состоит на 70% из водорода, на 28% из гелия, а оставшаяся доля принадлежит более тяжелым химическим элементам. А поскольку атомы водорода наиболее интенсивно излучают красный свет, а атомы гелия — желтый, то состоящая из этих разреженных газов хромосфера имеет красновато-розовый цвет. СТРОЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ Все виды излучений, которые мы воспринимаем от Солнца, образуются в его самых внешних слоях, в атмосфере. Самый глубокий и плотный слой атмосферы — фотосфера — имеет толщину около 200— 300 км, плотность вещества в ней около 10“^ кг/м^, значительно меньше плотности земной атмосферы, которая у поверхности Земли равна 1 кг/м^ Несмотря на, казалось бы, малое значение тоЛ^щины и плот- ности, фотосфера непрозрачна для всех видов излучений, образующихся в более глубоких слоях Солнца, поэтому мы не можем заглянуть в его под-фотосферные слои. Температура фотосферы растет с глубиной и в среднем составляет 6000 К. Именно эта температура принимается за температуру поверхности Солнца. В фотосфере видна зернистая структура, получившая название грануляции (рис. 23). 37 Рис. 23. Фотосфера: грануляция и пятно с полутенью. Характерные угловые размеры гранул, напоминающих по виду рисовые зерна, составляют 1—2\ но линейные их размеры достигают тысячи и более километров. Наблюдения показывают, что грануляция находится в непрерывном движении и изменении: одни гранулы исчезают, а взамен им тут же появляются новые. Средняя продолжительность жизни различных гранул от 5 до 10 мин. Смещение спектральных линий в спектре центральной, более яркой и горячей части гранулы указывает на подъем горячего вещества из-под фотосферы; противоположное смещение линии R спектре более темного и холодного вещества, окаймляющего гранулу, указывает на опускание вещества под фотосферу. Скорость подъема и опускания газа составляет около 1 км/с, а разница между температурой горячего и холодного вещества близка к 300 К. Картина грануляции во многом напоминает картину на поверх- ности кипящей воды — конвекцию. Горячая вода, как более легкая, поднимается снизу вверх, на поверхности она отдает свою энергию в окружающее пространство и, охладившись, опускается вниз. Специальные измерения показали, что поверхность кипящей воды разбивается на ячейки и в каждой горячее вещество поднимается, а по краям более холодное опускается. Таким образом, грануляция на Солнце указывает на то, что энергия в фотосферу поступает из более глубоких и горячих слоев Солнца путем конвекции. На ярком фоне фотосферы наблюдаются темные пятна. На рисунке 23 показан участок фотосферы с пятном. Хорошо видно, что пятно представляет собой довольно сложное образование, состоящее из центральной темной области, называемой тенью, и окаймляющей ее более светлой области с вытянутыми вдоль радиуса пятна темными и светлыми образованиями, получившей название полутени. Размеры солнечных пятен крайне разнообразны. В небольшие телескопы примерно с 50-кратным увеличением уже можно видеть пятна с угловым поперечником в 4—5" Они выглядят небольшими черными точками без признаков полутени, но в действительности их линейные размеры близки к 3000—3500 км. Линейные поперечники пятен с угловыми размерами около 18" сравнимы с диаметром нашей Земли (примерно 13 000 км). У наиболее же крупных, но редко появляю- 38 щихся пятен угловые диаметры достигают т. е. 0,13 диаметра Солнца, и следовательно, их линейные размеры приближаются к 180 000 км! Такие крупные пятна хорошо видны даже невооруженным глазом (конечно, только сквозь темный светофильтр) . На фоне ослепительно яркой фотосферы пятно нам кажется черным. Однако измерения показали, что яркость пятен в 5—10 раз меньше яркости окружающей горячей фотосферы, а их реальный цвет — красноватый. Эти измерения позволили оценить температуру Гп вещества в тени пятен. Поскольку поверхность пятен площадью 1 м^ излучает в 5—10 раз меньше энергии, чем такой же участок фотосферы с температурой Т = 6000 К, то, используя закон Стефана — Больцмана (см. с. 34), можно записать = 5 и Р:Рп=\0, откуда следует, что температура пятен заключена в пределах от до т 6000 6000 1.50 _г 6000 _ 6000 ^0 ~ ^\0 1.78 :3400 К. На рисунке 23 отчетливо заметна структура распределения темных и светлых областей в полутени пятна, похожая на распределение железных опилок в магнитном поле, причем темные области вытянуты вдоль магнитных линий. Наличие сильного магнитного поля в пятнах подтверждается и спектральными наблюдениями. В некоторых пятнах магнитная индукция достигает 0,5 Тл и выше, в то время как в среднем в фотосфере она составляет 10“'^—10“^ Тл. В центре пятна вектор магнитной индукции направлен перпендикулярно к поверхности Солнца, а на краях, в полутени он идет вдоль поверхности и его значение меньше. Сильное магнитное поле пятен является причиной их низкой температуры. Это объясняется тем, что вещество фотосферы представляет собой плазму, состоящую из заряженных частиц. Сильное магнитное поле тормозит движение плазмы, замедляет ее конвенцию и тем самым ослабляет поступление энергии из внутренних слоев Солнца. В результате температура вещества в области пятен уменьшается и пятна выглядят темными на фоне яркой фотосферы. Обычно пятна появляются группами. В группе самое большое головное пятно расположено впереди по направлению вращения Солнца; оно имеет полярность магнитного поля, противоположную полярности следующего за ним меньшего пятна. Кроме того, головное пятно в северном полушарии Солнца имеет полярность, противоположную полярности головного пятна южного полушария. Наряду с пятнами на фотосфере, вблизи края солнечного диска сравнительно часто видны факелы — светлые образования довольно сложной волокнистой структуры. Некоторые факелы живут неделями. Их яркость незначительно превышает яркость фотосферы, а тем- 39 пература всего лишь на 200— 300 К выше ее температуры. На рисунке 21 показана фотография Солнца, полученная авторами во время полного солнечного затмения 31 июля 1981 г. Экспозиция подобрана таким образом, что заметен тонкий слой хромосферы и внутренняя часть внешней оболочки солнечной атмосферы — короны, имеющей вид лучистого жемчужного сияния, яркость которого в миллион раз меньше яркости фотосферы. На фотоснимках, полученных с большой экспозицией, солнечная корона прослеживается до расстояний в десять и более радиусов Солнца. На данном снимке видна самая яркая часть солнечной короны. Обращают на себя внимание несколько ярких образований, похожих на выбросы, которые получили название протуберанцев. Температура атмосферы Солнца сначала убывает от 6000 К в фотосфере до 4800 К в нижних слоях хромосферы, а затем начинает резко возрастать в ее верхних слоях и в короне. Средняя температура вещества хромосферы около 20 000 К. Именно благодаря такой высокой температуре в хромосфере возбуждается свечение атомов гелия. Изучение солнечной короны показало, что она состоит из сильно разреженной плазмы с температурой, близкой к двум миллионам кельвинов (2- 10®К). Плотность ее вещества в сотни миллиардов раз меньше плотности воздуха у поверхности Земли. В таких условиях нейтральные атомы химических элементов существовать не могут, так как их скорость настолько велика, что при взаимных столкновениях они теряют электроны и многократно ионизуются. Поэтому солнечная корона состоит в основном из протонов, ядер гелия и свободных электронов с незначительными примесями ионов других химических элементов. Этим и объясняется своеобразный спектр солнечной короны: в нем отсутствуют линии водорода, гелия, натрия (свойственные спектру хромосферы), а необычайно слабый, еле заметный непрерывный фон спектра создается электронами, рассеивающими свет фотосферы. С высокой температурой короны и разреженностью ее вещества связана разгадка наблюдаемых в ее спектре двух ярких линий — зеленой = 5303 А и красной Л = 6374 А Сравнение положений этих линий со спектрами излучения известных химических элементов, полученных в лабораториях, не давало положительных результатов. Астрономы уже имели дело с аналогичной ситуацией, приведшей к открытию гелия. Поэтому сначала ученые предположили существование нового химического элемента, который назвали ко-ронием. Но потом возникло предположение о принадлежности этих линий известному химическому элементу, который, находясь в условиях сильно разреженной короны с высокой температурой, излучает волны, соответствующие наблюдаемым спектральным линиям. Теоретическое исследова- 40 ние состояний ионизации и возбуждения атомов химических элементов в физических условиях солнечной короны, проведенное к началу 40-х годов нашего столетия, показало, что эти две загадочные спектральные линии соответствуют длинам волн, которые излучают атомы железа, находясь в высокой степени ионизации. Зеленая линия принадлежит атому железа, у которого оторвано 13 внешних электронов, а красная линия принадлежит атому железа, у которого оторвано 9 внешних электронов. Дальнейшие исследования показали, что большинство линий излучения короны принадлежит различным элементам, находящимся в состоянии высокой степени ионизации. Основное число линий излучения короны находится в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах спектра, а для их наблюдений используют специальные (ультрафиолетовые и рентгеновские) телескопы, установленные на космических научных станциях. Обширный материал по ультрафиолетовому излучению Солнца получен советской солнечной обсерваторией на борту космической станции «Салют». Как всякая разреженная горячая плазма, солнечная корона интенсивно излучает дециметровые и метровые радиоволны. Радиоизлучение короны было впервые обнаружено во время второй мировой войны. Известный астрофизик Д. Г Мензел в своей книге «Наше Солнце» так описывает это открытие: «Однажды после полудня в 1942 г. все британские радиолокационные станции кругового обзора вышли из строя. Интенсивное высокочастотное радиоизлучение заглушило обычный сигнал локатора. Вначале операторы заподозрили новую контрмеру врага. Но проверка показала, что все радиолокаторы на побережье были направлены в сторону заходящего Солнца». Детальные исследования радиоизлучения солнечной короны установили ее протяженность до расстояний в несколько десятков радиусов Солнца. Далее она постепенно рассеивается в межпланетном пространстве. Эти исследования подтвердили ничтожную плотность и высокую температуру короны. Каким же образом вещество солнечной короны нагревается до столь высокой температуры? Оказывается, к нагреванию короны имеет непосредственное отношение конвекция, наблюдаемая в фотосфере. Здесь опять полезна аналогия конвекции на Солнце с процессами, происходящими в кипящей воде. Если прислушаться к кипящей воде, то можно услышать шум — звуковые волны, которые возбуждаются в воздухе на границе с поверхностью воды ее конвективными движениями. Такие же волны, но в еще больших масштабах возбуждаются конвекцией в фотосфере. Затем эти волны распространяются наружу в хромосферу и корону, унося с собой часть механической энергии конвективных движений. Как и любой волновой процесс, эти 41 волны по мере распространения затухают и особенно эффективно— в короне. Энергия, которую они переносят, и нагревает солнечную корону до высокой температуры в два миллиона кельвинов. Во время полных солнечных затмений во внутренних слоях солнечной короны наблюдаются протуберанцы — струи горячего вещества, имеющие вид выступов и фонтанов. Плотность вещества протуберанцев значительно больше плотности короны, а температура близка к 10 000 К. В настоящее время астрономы имеют возможность наблюдать протуберанцы и вне солнечных затмений. Для этого они применяют специальный инструмент — внезатменный коронограф, в котором солнечное затмение искусственно создается заслонкой (искусственной луной). Так как протуберанцы излучают много света в красной водородной линии (На), которая практически отсутствует в спектре короны, то внутреннюю область короны фотографируют сквозь специальный светофильтр, пропускающий только излучение, длина волны которого соответствует этой линИи спектра. На таких фотографиях корона почти не видна, а протуберанцы, наоборот, видны отчетливо. Некоторые протуберанцы, конденсирующиеся в нижних слоях солнечной короны, подолгу, в течение многих часов висят над хромосферой, медленно меняют свой вид и постепенно исчезают, подобно тому как рассеиваются легкие облака в прогретой земной атмосфере в летнее время года. Такие протуберанцы получили название спокойных. Другой вид протуберанцев — эруптивные. Они внезапно, с большой скоростью взлетают над хромосферой, быстро поднимаются до высоты в несколько десятков и даже сотен тысяч километров и также быстро падают обратно. На рисунке 24 представлена серия фотографий одного из самых грандиозных протуберанцев, который когда-либо наблюдался. Он даже получил имя «Дедушка». Всего почти за 30 мин он поднялся на высоту около 400 000 км, что соответствует скорости вещества примерно в 200 км/с. Наблюдались протуберанцы, которые удалялись на 1,5-10^ км от поверхности Солнца. В конце концов вещество протуберанцев или рассеивается в солнечной короне, или падает в хромосферу. Солнечная корона находится в динамическом равновесии. В нее постоянно поступает плазма из хромосферы, а из короны истекает в межпланетное пространство непрерывный поток частиц (протонов, ядер гелия, ионов, электронов), называемый солнечным ветром. Частицы солнечного ветра покидают солнечную корону со скоростью около 800 км/с, поэтому мощное притяжение Солнца не может их удержать. Вблизи Земли скорость солнечного ветра достигает 500 км/с. Существование такого потока частиц от Солнца предполагали еще в середине XIX в. для объяснения 42 Рис. 24. Развитие крупного протуберанца. природы кометных хвостов, ра впервые были проведены с Прямые измерения состава и борта советской космической скорости частиц солнечного вет- станции «Луна-3» в 1959 г ИСТОЧНИКИ ЭНЕРГИИ СОЛНЦА Для поддержания наблюдаемой светимости Солнца в течение длительного времени необходимы достаточные запасы его внутренней энергии и процессы, перерабатывающие эту энергию в излучение. На первый взгляд, энергия, выделяемая одним килограммом солнечного вещества в секунду, равная 4-10^^ Вт _2 Ю"'* Вт м. 2-10’'" кг — величина небольшая, она примерно равна количеству теплоты, выделяемому одним килограммом гниющих листьев. Но химической энергии, запасенной в листьях, при таком энерговыделении едва хватает на год. Солнце, по современным данным, существует около 5 млрд, лет, причем его светимость за это время существенно не изменилась, следовательно, запасов внутренней энергии солнечного вещества должно хватить еще на миллиарды лет Зная светимость Солнца = = 4•10^® Вт и продолжительность его жизни / 10^ лет = 43 = 1,5-10‘^ с, легко найти энергию, выделенную Солнцем за этот промежуток времени: /о/ = 4.Ю^® Вт. 1,5-10'' с = = 6.10''^ Дж. Поделив эту энергию на массу Солнца, получим, что за это время жизни Солнца каждый килограмм его вещества выделил 3-10'^ Дж энергии. Удельная теплота сгорания самого калорийного химического горючего — бензина — равна 4,6-10' Дж/кг, что значительно меньше внутренней энергии, выделяемой I кг солнечного вещества. Поэтому идея о свечении Солнца за счет химических реакций, высказанная в середине XIX в., была несостоятельной. Если бы это было так, то запасов энергии хватило бы только на 800 лет. Примерно в то же время известный немецкий физик Г Гельмгольц (1821 —1894) выдвинул гипотезу, которой пытался объяснить энерговыделение Солнца за счет его гравитационного сжатия; сжатие приводит к выделению тепла и к уменьшению запасов потенциальной энергии солнечного вещества. Однако простые подсчеты показывают, что при современной светимости Солнца запасов его потенциальной энергии хватило бы всего на несколько миллионов лет. Единственным приемлемым источником энергии, поддерживающим излучение Солнца, может служить термоядерная энергия, выделяемая при образовании (синтезе) ядер атомов гелия, из ядер водорода. Оценим эту энергию. Масса протона, из которого состоит ядро атома водорода, Шн = 1.673• 10“^" кг, четыре отдельных протона -имеют массу 4-Шн = = 6,692-10 кг Ядро атома гелия состоит из двух протонов и двух нейтронов, массы которых одинаковы, однако масса ядра гелия т^е =6,644-10“^^ кг, т. е. она меньше массы четырех протонов на Лт=4шн —шне =4,8•10“^^ кг. Эта величина получила название дефекта массы. Согласно теории относительности А. Эйнштейна, уменьшение массы при термоядерных реакциях связано с выделением энергии Л£ = Аш-с^, где с — скорость света. Таким образом, при синтезе одного ядра гелия выделяется энергия ^£ = 4,8-10 кг-(3-10® м/с)^ = = 4,3-10 Дж, называемая энергией связи. Для протекания ядерных реакций необходима температура в несколько миллионов кельвинов, при которой участвующие в реакции частицы с одинаковым электрическим зарядом смогли бы получить достаточную энергию для взаимного сближения, преодоления электрических сил отталкивания и слияния в одно новое ядро. 44 Ядерные реакции, протекающие при высоких температурах, получили название термоядерных реакций. Именно такие реакции протекают в недрах Солнца. Расчеты показывают, что в результате термоядерных реакций синтеза из водорода массой 1 кг образуется гелий массой 0,99 кг и выделяется около 9-10''' Дж энергии. Если срав- нить эту величину с энергией (3-10‘^ Дж), которую Солнце уже выделило каждым килограммом водорода за 5 млрд, лет своей жизни, то оставшегося в нем водорода должно было бы хватить почти на 150 млрд. лет. Но так как реакции синтеза протекают только в ядре Солнца, содержащем примерно десятую долю всей его массы, то запасов ядер-ного горючего хватит еще на 10 млрд. лет. ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА Мы не можем непосредственно заглянуть внутрь Солнца, поэтому представление о его строении получаем только на основе теоретического анализа, используя наиболее общие законы физики и такие характеристики Солнца, как масса, радиус, светимость. Солнце не расширяется и не сжимается, оно находится в равновесии, так как силе гравитации, стремящейся сжать Солнце, препятствует сила газового давления изнутри. Для оценок представим, что Солнце состоит из двух равных половинок, центры масс которых находятся на расстоянии порядка радиуса Солнца (рис. 25). Считая, что все параметры, характеризующие вещество Солнца, одни и те же в различных его частях, можно, вос-пользуясь законом Менделеева — Клапейрона, определить давление газа на границе между двумя половинками: p = R-i^T, (2.2) ность и температура внутри Солнца меняются с расстоянием от его центра. В расчетах мы положим их равными средним значениям. Средняя плотность солнечного вещества Ро =1,4-10^ кг/м^, а так как оно состоит в основном из атомарного водорода, то р,0 = = 10~^ кг/моль. (Однако следует помнить, что внутри Солнца водород ионизован, поэтому молярная масса будет в два раза меньше.) Согласно закону тяготения Ньютона, сила притяжения между двумя половинками, стремящаяся сжать Солнце, Мо где газовая постоянная /? = = 8,31 Дж/(К-моль), р—молярная масса вещества, р — его плотность иТ — абсолютная температура. В действительности и плот- 2 Рис. 25. Схема для расчета температуры в недрах Солнца. препятствующему Солнца, получим сжатию GM^; 4^ (2.3) Т: И© GiM© р0 ~~жг~ м^с-2- где G =6,7• 10" кг гравитационная постоянная, ^ © —2 • 10^“ кг — масса Солнца и /?ф=7-10* м — радиус Солнца. Так как поверхность, разграничивающая обе половинки, имеет площадь S = л/?| , то создаваемое на нее силой притяжения давление откуда средняя температура солнечного вещества •у__ 1 G ^ ___ Т R ~ 1 6,7. IQ-" мУ(кг.с^) ^ 8,31 Дж/(К-моль) 10“'^ кг/моль-2• 10'*'^ кг ^ 7 ^10® м ~ =8-10® К. То, что средняя температура Солнца близка к 8* 10® К, а на поверхности Солнца она равна 6000 К, означает, что температура Солнца меняется с глубиной. Более точные расчеты показывают, что температура в центре Солнца достигает значения 15 млн. кельвинов (Гц = = 1,5-10^ К), на расстоянии 0,7Rq температура падает до 10® К. Плотность вещества в центре Солнца 1,5*10® кг/м®, что более чем в 100 раз выше его средней плотности. Термоядерные реакции идут наиболее эффективно в центральной области Солнца радиусом, равным 0,3/?© Эта область получила название ядра. В более внешних слоях температура не достаточна для протекания термоядерных реакций. Энергия, выделившаяся в ядре Солнца, переносится наружу, к поверхности двумя способами: лучистым и конвективным. В первом случае энергия переносится излучением: во втором — при механических движениях нагретых масс вещества. м. X _ F, GM% P^^ - S - АяН* • (2.4) Но масса Солнца = =-^л/?0 р© , поэтому знаменатель 4л/?© в формуле (2.4) может быть представлен в виде /?© 4 3^.|-л/?®©р© = Р0 тогда давление ЗУ?0 Mq р© Ра GMq Р0 . (2.5) Подставляя в выражение (2.5) значения параметров, найдем Рд __6,7>10 м у (кг. с^). 2» 10®" кг у 3-7.10® м ^ X 1,4.10' кг/м' = 8,9.10" Па, что в 900 млн. раз больше нормального атмосферного давления. Приравнивая гравитационное давление газовому (2.2), 46 Лучистый перенос энергии происходит в ядре и далее вплоть до расстояния (0,6— 0,7) ^0 от центра Солнца, далее к поверхности энергия переносится конвекцией (см. цветную вклейку I). Интересен сам механизм лучистого переноса. Гамма-излучение, возникающее при термоядерных реакциях, сразу поглощается атомами окружающего вещества. Атом при этом возбуждается, а затем быстро излучает гамма-квант, переходя в исходное состояние. Излученный атомом квант уже движется в другом направлении. Далее это излучение поглощается и переизлучается другими атомами; направление излучения все время меняется. Таким образом, излучение движется наружу не по прямой вдоль радиуса, а по ломаной, длина которой значительно больше радиуса Солнца. Пройти радиус Солнца по прямой излучение может почти за 2 с, в действительности путь излучения настолько удлиняется, что энергия, переносимая им, выходит наружу за 10 млн. лет. Кроме этого, на своем долгом пути наружу излучение претерпевает такие изменения, что гамма-лучи, которые возникли в центре Солнца, выходят наружу в форме излучения видимого диапазона длин волн. Конечно, астрономы ищут способы заглянуть внутрь Солнца и проверить теоретические представления о его строении. На этом пути им на помощь пришли физики, изучающие элементарные частицы. Дело в том, что при термоядерных ре- акциях синтеза гелия из водорода наряду с выделением энергии происходит рождение элементарных частиц — нейтрино. Выяснилось, что в отличие от излучения нейтрино практически не задерживается веществом. Возникая в недрах Солнца и распространяясь со скоростью света, они через 2 с покидают поверхность Солнца и через 8 мин достигают Земли. Если бы удалось измерить этот поток нейтрино от Солнца, то мы смогли бы непосредственно судить о физических процессах, протекающих внутри Солнца. Для наблюдения солнечных нейтрино советский академик Б. Понтекорво предложил способ их обнаружения по наблюдениям ядер атомов аргона, образующихся при взаимодействии хлора с нейтрино. Для этого был изготовлен большой резервуар объемом 400 м^, наполненный жидким веществом, в состав которого входили атомы хлора. Так как атомы аргона могут образовываться из атомов хлора при их взаимодействии с быстрыми частицами, проникающими из космического пространства, то во избежание этого резервуар поместили в глубокой шахте. Для нейтрино .толстый слой Земли не помеха, а космические частицы поглощаются им. На что же рассчитывали астрономы, ставя такой эксперимент? Ожидаемый у Земли поток солнечных нейтрино легко оценить по солнечной светимости. Так как при образовании одного ядра атома гелия выделяется энергия связи А£ = = 4,3'10“‘^ Дж и излучаются 47 два нейтрино, то легко подсчитать число ядер атомов гелия, образующихся в недрах Солнца каждую секунду. Для этого достаточно светимость Солнца /q =4•10^® Вт разделить на энергию связи. Умножая полученное частное на два, найдем число нейтрино, ежесекундно излучаемых Солнцем со всей его поверхности: N = 2-/, 2.4.10^" Вт 4,3.10-'2 Вт-с “ = 2-10^^ нейтрино/с. Эти нейтрино распространяются от Солнца во все стороны, и так как расстояние от Земли до Солнца Оо=1 а. е. = 1,5Х Х10“ м, то следует ожидать, что на земную поверхность площадью 1 м^ каждую секунду должно попадать число нейтрино N 2-10^' 4ла,^ 4.3,14.(1,5.10")- ' В результате взаимодействия этого потока нейтрино с хлором в резервуаре должно образоваться всего несколько десятков атомов аргона, которые и следует обнаружить химическим путем. Отсюда понятны трудности «вылавливания» этих десятков атомов аргона среди колоссального числа атомов, содержащихся в резервуаре. Исследования последних лет показали, что обнаруженный поток солнечных нейтрино в два-три раза меньше ожидаемого, но это пока не опровергает наших основных представлений о внутреннем строении Солнца. Во многом эти расхождения, по-видимому, оп редел я ются недостаточ ной изученностью свойств нейтрино (например, в последние годы появились теоретические и экспериментальные указания на отличие массы покоя нейтрино от нуля), а также неопределенностью наших знаний о тонких деталях физических процессов, протекающих в солнечном ядре. СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНЫЕ СВЯЗИ Наблюдения показывают, что число солнечных пятен меняется со временем. Мерой пятнообразовательной деятельности Солнца служат числа Вольфа, названные так по имени швейцарского астронома Р. Вольфа (1816—1893), который ввел их в практику наблюдений Солнца. Если обозначить через g число групп пятен, а через f — общее число пятен, то число Вольфа W=\0g-{-f. Так, если на Солнце пятна отсутствуют, то fl^ = 0; если имеется одно пятно, то U^=ll, так как одно пятно считается также за группу. Если же имеется три группы пятен с общим их числом, равным 17, то U^ = = 47. Многолетние наблюдения пятен показали, что в их появлении имеется закономерность с несколько меняющимся периодом, близким к 11 годам. 48 w w Годы Годы Рис. 26. Изменение среднегодовых чисел Вольфа. Поэтому правильнее называть этот промежуток времени не периодом, а циклом солнечной активности. В начале каждого цикла пятна появляются вдали от солнечного экватора, на гелиографических широтах ±40°, затем по мере увеличения числа пятен зона пятно-образования приближается к экватору, и где-то на широте ±15° наблюдается наибольшее число пятен, соответствующее максимуму солнечной активности. Цикл солнечной активности заканчивается вблизи солнечного экватора. Интересно отметить, что пятна, как правило, не появляются на широтах выше 40° и в узкой полосе (±3°) экваториальной зоны, хотя иногда они наблюдаются и на широтах до ±50° С началом нового цикла солнечной активности вектор магнитной индукции в группах пятен меняет свое направление на противоположное. Поэтому многие астрономы считают основным 22-летний цикл, связанный с изменением полярности магнитного поля в пятнах. Закономерность 11 -летнего цикла солнечной активности была найдена в 1844 г. немецким любителем астрономии Г Швабе (1789—1875). Мечтая открыть неизвестную планету внутри земной орбиты, он надеялся увидеть ее проецирующейся черным кружком на диске Солнца и для этого на протяжении 25 лет отмечал появление и число солнечных пятен. Планеты он не открыл, но зато обнаружил И-летний период изменения числа сол- нечных пятен. После этого Р. Вольф, используя данные телескопических наблюдений солнечных пятен за длительный период, начавшийся в 1610 г., уточнил обнаруженную закономерность. На рисунке 26 показано изменение чисел Вольфа с середины XIX в. до настоящего времени. В каждом цикле солнечной активности ее подъем продолжается примерно 4 года, а затухание — около 7 лет. В годы максимума солнечной активности значительно возрастает число мощных протуберанцев и факелов. В изучение солнечной активности большой вклад вносят любители астрономии, чьи систематические наблюдения Солнца часто существенно дополняют результаты, полученные астрономами-профессиона-лами. В такт с активностью меняется и вид солнечной короны (рис. 27). В максимуме солнечной активности, когда пятен на Солнце много, корона выглядит однородной, имеет округлую, почти сферичную форму и ее лучи направлены более или менее симметрично в разные стороны. В минимуме солнечной активности корона очень неоднородна и обычно вытянута вдоль экваториальной зоны Солнца. Это объясняется тем, что электрически заряженные частицы корональной плазмы движутся от Солнца вдоль линий индукции магнитного поля. В максимуме солнечной активности, когда пятна расположены по всей зоне пятнообразо-вания, линии индукции их магнитных полей направлены в 50 Рис. 27. Солнечная корона в максимуме (слева) и в минимуме (справа) солнечной активности. разные стороны от солнечной поверхности. В годы минимума пятен очень мало и они расположены лишь вблизи экваториальной зоны, поэтому их магнитные поля тоже сосредоточены в этой же зоне. Одним из самых значительных проявлений солнечной активности являются солнечные вспышки — резкие увеличения яркости небольших участков хромосферы над группами солнечных пятен. Длительность солнечных вспышек различна и зависит от их мощности. Сравнительно небольшие вспышки длятся от 5 до 40 мин, но в годы максимума солнечной активности возникают грандиозные вспышки, продолжающиеся до трех и более часов. При этом выделяется колоссальная энергия, значение которой иногда доходит до 10^^ Дж, что равносильно взрыву примерно миллиона ядерных бомб. Наблюдениями с искусственных спутников Земли установлено, что во время солнечных вспышек происходит резкое увеличение ультрафиолетового из- лучения, появляется мощное рентгеновское и гамма-излучение. Датчики быстрых заряженных частиц, установленные на искусственных спутниках, показали, что при мощных солнечных вспышках в межпланетное пространство выбрасываются с огромными скоростями, иногда доходящими до 100 000 км/с, мириады частиц, обладающих большой кинетической энергией и получивших название солнечных космических лучей. Их основной состав — ядра атомов водорода и гелия, а также электроны. Однако в них обнаружено и достаточное число дейтронов (ядер тяжелого водорода — дейтерия) и тритонов (ядер сверхтяжелого водорода — трития), которые образуются при ядерных реакциях. Следовательно, во время мощных солнечных вспышек происходит ускорение элементарных частиц до таких высоких скоростей, что при столкновении между ними возникают ядерные реакции синтеза химических элементов. 51 Связь вспышек с солнечными пятнами доказывает огромную роль магнитных полей в возникновении вспышек. Наблюдения движений пятен и изменений их магнитных полей во время вспышек указывает на то, что источником вспышек служит магнитная энергия, сосредоточенная в области вспышек. При взаимном движении пятен происходит изменение потока магнитной индукции в пространстве между ними, которое возбуждает сильное электрическое поле. Это поле ускоряет заряженные частицы солнечной плазмы до огромных скоростей и приводит к нагреву вещества в области вспышки до высокой температуры. Следовательно, по своей физической природе солнечные вспышки — это сильные взрывы, порождаемые резким сжатием солнечной плазмы под действием давления магнитных полей. Большой интерес, проявляемый учеными к изучению солнечных вспышек и других активных процессов на Солнце, связан с тем, что они оказывают значительное влияние на биологические земные явления, на физические условия в земной атмосфере и околоземном космическом пространстве. Особенно этот интерес возрос в связи с проникновением человека в космическое пространство. Ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение, солнечные космические лучи (порождаемые солнечными вспышками) в основном задерживаются атмосферой и магнитным полем Земли. И все же жителям Земли в своей прак- тической деятельности приходится сталкиваться с негативными проявлениями солнечных вспышек, во время которых прерывается коротковолновая радиосвязь, увеличивается опасность для полета высотных самолетов, возникают магнитные бури, резко ухудшаются условия навигации кораблей и самолетов. Космические аппараты и станции, а также находящиеся на их борту космонавты и научная аппаратура подвержены прямому воздействию солнечных космических лучей и жесткой радиации от солнечных вспышек. Предсказать возникновение солнечных вспышек, предупредить находящихся на орбите космонавтов и тем самым защитить их и научную аппаратуру от вредного воздействия солнечных вспышек — вот что входит в настоящее время в одну из задач современной астрономии. Поэтому в настоящее время имеется специальная патрульная служба, которая с Земли и с космических станций непрерывно следит за солнечной активностью. В СССР организована специальная служба Солнца, в которой принимает участие около 20 астрономических обсерваторий и солнечных станций. По данным службы Солнца каждый день составляется карта солнечной поверхности, на которую наносятся активные области солнечной деятельности. Числа Вольфа, карты поверхности и другие характеристики солнечной активности регулярно публикуются в «Солнечном бюллетене». глава 0 ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА МАЛЫХ ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ ПРАВИЛО ТИЦИУСА — БОДЭ В 1772 г. берлинский астроном Э. Бодэ (1747—1826) опубликовал эмпирическую закономерность в расстояниях планет от Солнца, открытую в 1766 г. математиком И. Ти-циусом (1729—1796). В те времена было известно только шесть планет, удаленных от Солнца в следующей последовательности: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн. Расстояния планет от Солнца и между собой всегда выражаются в астрономических единицах (а. е.), за которую принято среднее расстояние Земли от Солнца. Согласно правилу Тициуса — Бодэ, приближенные значения средних расстояний планет от Солнца могут быть представлены формулой =0,3 • ti -f- 0,4, в которой п — число, свое для каждой планеты. Планета п Расстояние от Солнца, а. е. вычисленное реальное Меркурий 0 0.4 0.387 Венера 1 0.7 0,723 Земля 2 1.0 1.000 Марс 4 1.6 1,524 ? 8 2.8 ■> Юпитер 16 5.2 5,203 Сатурн 32 Ю.О 9,539 (Уран) (64) (19,6) (19,191) И вот 13 марта 1781 г. английский ученый, тогда еще любитель астрономии, В. Гер-шель (1738—1822) открыл седьмую планету. Уран, сред- нее расстояние которой от Солнца подпало под правило Тициуса — Бодэ и показано в конце таблицы. 53 АСТЕРОИДЫ Когда в 1781 г. был открыт Уран и его среднее гелиоцентрическое расстояние оказалось соответствующим правилу Тициуса — Бодэ, то с 1789 г. начались поиски планеты, которая, согласно этому правилу, должна была находиться между орбитами Марса и Юпитера, на среднем расстоянии а = 2,8 а. е. от Солнца. Но разрозненные обзоры неба не приносили успеха, и поэтому 21 сентября 1800 г. несколько немецких астрономов во главе с К. Цахом решили организовать коллективные поиски. Они разделили весь пояс зодиакальных созвездий на 24 участка и распределили их между собой для тщательных исследований. Но не успели они приступить к систематическим розыскам, как 1 января 1801 г. итальянский астроном Дж. Пиации (1746— 1826) обнаружил в телескоп звездообразный объект 7-й звездной величины, медленно перемещавшийся по созвездию Тельца. Вычисленная К. Гауссом (1777—1855) орбита объекта оказалась планетной, соответствующей правилу Тициуса — Бодэ: большая полуось а = 2,77 а. е. и эксцентриситет ^=0,080. Вновь открытую планету Пиации назвал Церерой. 28 марта 1802 г. немецкий врач и астроном В. Ольберс Рис. 28. Примеры уникальных орбит астероидов. (Обозначены орбиты Меркурия (^). Венеры (^). Земли (Ф ) и Марса ).) 54 (1758—1840) обнаружил вблизи Цереры еще одну планету (8'”), названную Палладой (а = 2,77 а. е., ^ = 0,235). 2 сентября 1804 г. была открыта третья планета, Юнона (а = 2,67 а. е.), а 29 марта 1807 г.-четвертая, Веста (а = 2,36 а. е.). Все вновь открытые планеты имели звездообразный вид, без дисков, свидетельствующий об их небольших геометрических размерах. Поэтому эти небесные тела назвали малыми планетами или, по предложению В. Гер-шеля, астероидами (от греч. «астер» — звездный и «еидос»— вид). К 1891 г. визуальными методами было обнаружено около 320. астероидов. В конце 1891 г немецкий астроном М. Вольф (1863—1932) предложил фотографический метод поисков: при 2—3-часовой экспозиции изображения звезд на фотопластинке получались точечными, а след движущегося астероида — в виде небольшой черточки. Фотографические методы привели к резкому увеличению открытий астероидов. Особенно интенсивные исследования малых планет проводятся сейчас в Институте теоретической астрономии (в Ленинграде) и в Крымской астрофизической обсерватории Академии наук СССР Астероидам, орбиты которых надежно определены, присваивают имя и порядковый номер. Таких астероидов сейчас известно свыше 3500, но общее их число в Солнечной системе значительно больше. Из указанного числа известных астероидов астрономы Крымской астрофизической обсерватории открыли около 550, увековечив в их названиях имена многих советских патриотов и выдающихся отечественных деятелей. Подавляющее большинство (до 98%) известных астероидов движется между орбитами Марса и Юпитера, на средних расстояниях от Солнца от 2,06 до 4,30 а. е. (периоды обращения от 2,96 до 8,92 года). Однако встречаются астероиды с уникальными орбитами, и им присваиваются мужские имена, как правило, из греческой мифологии (рис. 28). Примеры таких астероидов даны в таблице, в которой обозначены: а — большая полуось орбиты, е — эксцентриситет орбиты, q — перигельное расстояние, Q — афелийное расстояние и Т — период обращения вокруг Солнца. Астероид (1, а. е. а. е. Q. а. е. 7', года Икар 1,08 0,826 0,19 1,97 1.12 Гермес 1,29 0,474 0,68 1,90 1,46 Эрос 1,46 0,223 1,13 1,79 1,76 Адонис 1,97 0,778 0,44 3,50 2,76 Г анимед 2,66 0,540 1,22 4,10 4,34 Гидальго 5,82 0,656 2,00 9,64 14,04 55 Первые три из этих малых планет движутся вне пояса астероидов, причем в перигелии Икар подходит к Солнцу вдвое ближе Меркурия, а Гермес и Адонис — ближе Венеры. Они могут сближаться с Землей на расстоянии от 6 млн. до 23 млн. км, а Гермес в 1937 г. прошел вблизи Земли даже на расстоянии 580 тыс. км, т. е. всего лишь в полтора раза дальше Луны. Гидальго же в афелии уходит за орбиту Сатурна. Но Гидальго не является исключением. За последние годы открыто около 10 астероидов, перигелии которых расположены вблизи орбит планет земной группы, а афелии — вблизи орбиты Юпитера. Такие орбиты характерны для комет семейства Юпитера (см. с. 60) и указывают на возможное общее происхождение астероидов и комет. В 1977 г. обнаружен уникальный астероид, который обращается вокруг Солнца по орбите с большой полуосью 13,70 а. е. и эксцентриситетом ^ = 0,38, так что в перигелии (^ = 8,49 а. е.) он заходит внутрь орбиты Сатурна, а в афелии (Q= 18,91 а. е.) приближается к орбите Урана. Он назван Хироном. По-видимому, существуют и другие подобные далекие астероиды, поиски которых продолжаются. Блеск большинства известных астероидов во время противостояния от 7"* до 16'", но есть и более слабые объекты. Самым ярким (до 6'") является Веста. Поперечники астероидов вычисляются по их блеску и от- ражательной способности в визуальных и инфракрасных лучах. Оказалось, что крупных астероидов не так уж много. Наиболее крупные — это Церера (поперечник 1000 км), Паллада (610 км). Веста (540* км) и Гигия (450 км). Только у 14 астероидов поперечники более 250 км, а у остальных меньше, вплоть до 0,7 км. У тел таких малых размеров не может быть сфероидальной формы, и все астероиды (кроме, может быть, наиболее крупных) представляют собой бесформенные глыбы. Массы астероидов крайне различные: наибольшей, близкой к 1,5*10^‘ кг (т. е. в 4 тыс. раз меньше массы Земли), обладает Церера. Суммарная масса всех астероидов не превышает 0,001 массы Земли. Конечно, все эти небесные тела лишены атмосферы. У многих астероидов по регулярному изменению их блеска обнаружено осевое вращение. В частности, период вращения Цереры равен 9,Г, а Паллады — 7,9" Быстрее всех вращается Икар, за 2"16"' Изучение отражательной способности многих астероидов позволило объединить их в три основные группы: темные, светлые и металлические. Поверхность темных астероидов отражает всего лишь до 5% падающего на нее солнечного света и состоит из веществ, сходных с черными базальтовыми и углистыми породами. Эти астероиды часто называют углистыми. Светлые астероиды отражают от 10 до 25% сол- 56 нечного света, что роднит их поверхность с кремниевыми соединениями — это каменные астероиды. Металлические астероиды (их абсолютное меньшинство) тоже светлые, но по своим отражательным свойствам их поверхность похожа на железоникелевые сплавы. Такое подразделение астероидов подтверждается и химическим составом выпадаю1цих на Землю метеоритов (см. с. 70). Незначительное число изученных астероидов не относится ни к одной из трех основных групп. Показательно, что в спектрах углистых астероидов обнаружена полоса поглощения воды (^ = 3 мкм). В частности, поверхность астероида Цереры состоит из минералов, похожих на земные глины и содержащих около 10% воды. При небольших размерах и массах астероидов давление в их недрах невелико: даже у самых крупных астероидов оно не превышает 7-10® —8* 10^ ГПа (700—800 атм) и не может вызвать разогрева их твердых холодных недр. Лишь поверхность астероидов очень слабо нагревается далеким от них Солнцем, но и эта незначительная энергия излучается в межпланетное пространство. Вычисленная по законам физики температура поверхности подавляющего большинства астероидов оказалась близкой к 150—170 К (-120... —100°С). И только у немногих астероидов, которые проходят вблизи Солнца, поверхность в такие периоды сильно нагревается. Так, температура поверхности Икара повышается почти до 1000 К ( + 730°С), а при удалении от Солнца снова резко понижается. Орбиты остальных астероидов подвержены значительным возмущениям от гравитационного воздействия больших планет, главным образом Юпитера. Особенно сильные возмущения испытывают небольшие астероиды, что приводит к столкновениям этих тел и их дроблению на осколки самых разнообразных размеров — от сотен метров в поперечнике до пылинок. В настоящее время физическая природа астероидов усиленно изучается, потому что по ней можно проследить эволюцию (развитие) вещества, из которого сформировалась наша Солнечная система. КОМЕТЫ Эти небесные светила получили свое название от греческого «кометес» — хвостатая, или косматая (звезда). Действительно, яркие кометы, видимые невооруженным глазом, обладают хвостом, протяженностью в несколько градусов и даже десятки градусов. Яркие кометы появляются сравнительно редко, в среднем одна комета за 10—15 лет, и, как правило, она видна лишь в одном небесном полушарии. Слабые же по блеску кометы, вплоть до IS"*—lO'”, появляют- 57 Рис. 29. Комета Галлея в 1910 г ся часто; на фотографиях звездного неба ежегодно обнаруживают по нескольку комет, а в 1984 г наблюдалось 38 комет. На принадлежность комет к Солнечной системе впервые указал английский астроном Э. Галлей (1656—1742). По совету И. Ньютона он вычислил и опубликовал в 1705 г элементы орбит 24 ярких комет, появлявшихся с 1337 по 1698 г. Обнаружив сходство орбит комет 1531, 1607 и 1682 гг (которую Галлей лично наблюдал), Галлей пришел к выводу, что в эти годы появлялась одна и та же комета, обращающаяся вокруг Солнца с периодом около 76 лет по эллиптической орбите. Его предсказание о появлении этой кометы в конце 1758 г подтвердилось: комета была обнаружена 25 декабря 1758 г. саксонским любителем астрономии Г Паличем (1723— 1788) и прошла перигелий 13 марта 1759 г. С тех пор эта яркая комета называется кометой Галлея (рис. 29) Она движется вокруг Солнца по вытянутой эллиптической орбите с большой полуосью а= 17,94 а. е. и эксцентриситетом ^ = 0,967 в направлении, противоположном движению Земли, т. е. обладает обратным движением. Плоскость орбиты кометы наклонена к плоскости эклиптики на угол 18°, но из-за обратного движения кометы наклонение ее орбиты считается i = 180° — 18° = = 162° В перигелии она сближается с Солнцем до расстояния ^ = 0,587 а. е. (т. е. ближе, чем Венера),- а в афелии удаляется до Q = 35,31 а. е. за орбиту Нептуна (рис. 30). Комета Г аллея появлялась в 1835 и в 1910 гг., причем после изучения древних и средневековых летописей установлено, что ее появление в 1910 г. было двадцать девятым, зафиксированным в истории астрономии. При своем тридцатом возвращении к Солнцу комета Галлея была обнаружена на фотографиях 16 октября 1982 г. в виде слабого размытого пятнышка 24'" в созвездии Малого Пса, именно там, где ее ожидали по предварительным вычислениям. Она прошла перигелий 9 февраля 1986 г в 14*^00*^ по московскому времени со скоростью 54,5 км/с относительно Солнца. Видимая яркость комет во многом зависит от их расстояния от Солнца, которое осве- 58 щает комету, и от Земли, с которой ведутся наблюдения. В своем появлении в 1910 г. видимая яркость кометы Галлея доходила до 0,6'”, а ее хвост тянулся по небу на 27° В последнем же появлении видимая яркость кометы к концу 1985 г. увеличилась лишь до 6'”, а в 1986 г. не превышала S'”. Причиной такого резкого различия были иные расстояния кометы от Земли. В 1910 г. комета прошла перигелий 20 апреля и стала сближаться с Землей; к 19 мая их взаимное расстояние сократилось до 23 млн. км, и Земля даже прошла сквозь хвост кометы, длина которого в пространстве достигала 30 млн. км. В 1986 г. комета прошла перигелий 9 февраля, когда Земля находилась по отношению к ней за Солнцем и расстояние между ними было почти 232 млн. км. Поэтому в этом появлении комета была видна невооруженному глазу лишь в январе, марте и апреле 1986 г., да и только в южных территориях. так как проходила по созвездиям южного полушария неба. Очередное возвращение кометы Галлея к перигелию ожидается в ноябре 2061 г. Все открываемые кометы обозначаются номером года, в который они прошли перигелий, с добавлением римской цифры, показывающей очередность прохождения, и фамилий первооткрывателей либо, что реже, фамилий их исследователей. Примерами служат комета Галлея, известная с глубокой древности, и комета Энке — Бак-лунда, которую в 1786 г. открыл француз П. Мешен, ее периодичность установил в 1819 г. немецкий астроном И. Энке (1791 — 1865), а детально исследовал ее движение русский астроном О. А. Бак-лунд (1846—1916), возглавлявший Пулковскую обсерваторию в 1895—1916 гг. Многие кометы, доступные наблюдениям в бинокуляры и небольшие телескопы, открыты любителями астрономии. Среди наблюдавшихся ко- 59 мет были и такие, которые не принадлежат Солнечной системе, они прошли вблизи Солнца по параболическим или гиперболическим орбитам и ушли в межзвездное пространство. К ним относятся кометы 1944 IV, 1951 И и 1965 VIII Икейи-Секи, которая приблизилась к Солнцу до 0,008^ а. е. и прошла сквозь солнечную корону на расстоянии радиуса Солнца от фотосферы. Такие кометы называют параболическими. Кометы, принадлежащие Солнечной системе, называются периодическими. Они движутся вокруг Солнца по орбитам с самыми различными эксцентриситетами и наклонениями к плоскости земной орбиты. Их движение бывает как прямым (в направлении движения Земли), так и обратным. Периоды их обращения крайне различны, и по ним кометы подразделяются на долгопериодические, с периодом обращения более 200 лет, и короткопериодические, с меньшими периодами. Среди долгопериодических имеются яркие и слабые кометы, а короткопериодические — только слабые, они не видны невооруженным глазом. Эллиптические орбиты долгопериодических комет очень вытянуты. Некоторые из таких комет удаляются от Солнца на сотни и тысячи астрономических единиц и каждый оборот вокруг него завершают за тысячи и десятки тысяч лет. С другой стороны, есть кометы, движущиеся по орбитам, близким к круговым, как, например, комета Швассмана — Вахма-на-1, которая обращается с периодом Г ==15,03 года по орбите с большой полуосью а = = 6,09 а. е. и эксцентриситетом ^ = 0,105. Наименьшим периодом обращения 7’ = 3,31 года обладает комета Энке — Бак-лунда; она движется по орбите с а = 2,22 а. е. и ^ = 0,846 и удаляется от Солнца всего лишь до расстояния Q = 4,10 а. е. Около 100 короткопериодических комет с периодами примерно от 5 до 10 лет образуют группу, называемую семейством Юпитера. Афелии орбит этих комет расположены вблизи орбиты Юпитера. Все эти кометы движутся в прямом направлении по орбитам с малым наклонением, не превышающим 30° Существуют также кометы семейств Сатурна, Урана и Нептуна. Орбиты комет подвержены возмущениям со стороны планет, в особенности массивных. Юпитера и Сатурна. Эти возмущения могут значительно изменить орбиту кометы. Так, короткопериодическая комета Отерма (15'”), открытая в 1943 г., принадлежала семейству Юпитера, обращалась вокруг Солнца в поясе астероидов по почти круговой орбите (а = 3,97 а. е. и ^ = 0,142) с периодом 7 = 7,92 года, в перигелии сближалась с Солнцем до расстояния ^/ = 3,41 а. е., а в афелии удалялась от него на Q = 4,54 а. е., и ее можно было наблюдать на всех участках орбиты. С 1964 г. она принадлежит семейству Сатурна, обращается с периодом 7=19,36 года по вытянутой орбите с а = 7,21 а. е. и е = = 0,247 и в афелии уходит от 60 Рис. 31. Структура кометы. Солнца на расстояние Q = = 8,99 а. е. А комета Смирновой— Черных (15"'), открытая ими в 1975 г., наоборот, ранее проходила свой путь за орбитой Юпитера, а сейчас обращается почти по окружности между орбитами Марса и Юпитера, т. е. в поясе астероидов. Теперь, используя электронно-вычислительную технику, имеется возможность учитывать возмущения от планет, следить за изменениями пометных орбит и заранее пред-вычислять даты появления известных периодических комет. Вдали от Солнца кометы не видны, но, приближаясь к нему и все более освещаясь его лучами, становятся доступны наблюдениям. Часто кометы обнаруживаются в телескопы и на фотографиях в виде туманных пятен, и только лишь впоследствии, и то не всегда, у них развивается хвост. В структуре комет различают голову, состоящую из звездообразного на вид ядра, окутанного оболочкой, или комой, и хвост (рис. 31). Самой яркой частью кометы является ее ядро, яркость комы ослабевает от ядра к периферии, а наименьшую яркость имеет хвост, конец которого размыт и теряется на фоне ночного неба. Плотность комы и хвоста настолько ничтожна, что сквозь них просвечивают слабые звезды. Ядра комет состоят в основном из водяного льда с вкраплениями замерзших газов, пыли, каменных и металлических частиц различных размеров. Размеры ядра сравнительно небольшие — километры и десятки километров. С приближением к Солнцу ядро постепенно нагревается, происходит возгонка водяных паров и газов, которые вместе с пылью 61 окутывают ядро и образуют кому. Ядро отражает солнечный свет, поэтому его спектр сначала тождествен солнечному. Но чем ближе комета подходит к Солнцу, тем сильнее прогревается ее ядро, и в его спектре появляются яркие линии паров металлов, наиболее часто — натрия, кальция, железа, магния, что доказывает присутствие в ядрах тугоплавких веществ. Ультрафиолетовое излучение Солнца возбуждает газы, образующие кому, и вызывает их флюоресцентное свечение. Поэтому в спектре к^ы присутствуют яркие полосы нейтральных газовых молекул (азота, циана, углекислого газа, метана и др.) Все эти сведения о кометах, ранее получаемые из наземных наблюдений, полностью подтверждены исследованиями кометы Галлея, проведенными с пролетных космических аппаратов. 15 и 21 декабря 1984 г. Советский Союз направил к Венере автоматические межпланетные станции «Вега-1» и «Вега-2», названные так потому, что предназначены для исследований Венеры («Ве-») и кометы Галлея («-га»). Обе станции последовательно 9 и 13 июня 1985 г. достигли окрестностей Венеры, сбросили в ее атмосферу спускаемые блоки с научной аппаратурой и далее направились к комете Галлея. Для исследований кометы станции были оснащены телевизионными и спектральными приборами, аппаратурой для регистрации и анализа газа, пыли, электромагнитного поля, солнечного ветра и дру- гих параметров. К этой же комете были посланы еще две космических станции — японская «Суисей» («Комета») и западноевропейская «Джотто». Первой приблизилась к комете Галлея станция «Вега-1», которая 6 марта 1986 г. прошла сквозь голову кометы на расстоянии 9000 км от ее ядра, а затем 9 марта 1986 г.— «Вега-2», на расстоянии 8000 км от ядра. Сведения о движении обеих советских станций позволили скорректировать пролетную траекторию «Джотто», и 14 марта 1986 г. этот аппарат прошел в 600 км от ядра кометы. В эти дни расстояние кометы от Солнца увеличивалось от 0,788 а. е. (117,88 млн. км) до 0,903 а. е. (135,09 млн. км), а ее расстояние от Земли сокращалось* от 1,156 а. е. (172,94 млн. км.) до 0,962 а. е. (143,92 млн. км), и несмотря на эти колоссальные расстояния аппаратура межпланетных станций четко передала на Землю надежные сведения о природе кометы. Выяснилось, что ядро кометы Галлея представляет собой сплошную глыбу неправильной формы размерами 14 X X 7,5 X 7,5 км, похожую в одном сечении на картофелину, а в другом — на башмак. Оно вращается с периодом около 52 ч вокруг малой оси. Отражательная способность поверхности ядра менее 5%, так как ядро покрыто тонким плотным слоем пыли, но кажется ярким из-за освещения его солнечными лучами. В дни исследования кометы поверхность ее ядра была нагрета солнечными лу- 62 чами до +Ю0°С и из него бурно выделялись пары воды, что полностью подтверждает современные представления о ледяной природе ядер комет. Вместе с водяными парами из ядра выбрасывались молекулы углерода, оксидов углерода, углекислого газа, циана, гидроксила, а также мельчайшие твердые пылинки (массой 10”® г и менее), состоящие из углерода, натрия, кальция, магния, никеля, железа с примесью силикатов. Подсчитано, что с обогреваемой Солнцем поверхности ядра ежесекундно испаряется примерно 40 т газа и пыли, в том числе около 30 т водяных паров. Эти газы и пыль, окружающие ядро кометы, образуют ее кому размерами до 1,3 млн. км. Из ионизованных солнечным излучением газовых молекул возникает плазма, переходящая вместе с пылью в хвост, тянущийся в пространстве до 30 млн. км. Хвост кометы возникает из комы под действием давления солнечных лучей и солнечного ветра, которое сказывается на гелиоцентрических расстояниях, не превышающих 1,5—2 а. е. По мере приближения кометы к Солнцу усиливается выделение из ядра газов и пыли, образующих кому, возрастает и давление на нее, а поэтому увеличивается длина хвоста. Хвосты комет направлены в сторону, противоположную Солнцу- Форма кометных хвостов зависит от соотношения грави- тационных сил и сил отталкивания, воздействующих на частицы хвоста. Существует несколько подробных классификаций форм кометных хвостов, но до сих пор пользуются наиболее простой, предложенной русским астрофизиком Ф. А. Бредихиным (1831 — 1904) и развитой советским астрофизиком С. В. Орловым (1880—1958). В ней различается пять типов хвостов (рис. 32)*. Хвосты 1о типа прямолинейные; силы отталкивания почти в 1000 раз превышают силу солнечной гравитации; состоят из легких ионизованных газов и образуются, главным образом, под воздействием магнитного поля солнечного ветра. Хвосты I типа почти прямолинейны и слегка отклонены назад (в сторону, противоположную направлению движения кометы); силы отталкивания в 10—100 раз превышают силу солнечной гравитации; состоят из ионизованных и нейтральных газов и наблюдаются наиболее часто. Хвосты II типа значительно изогнуты назад; силы отталкивания не намного превышают силу тяготения; состоят из мельчайшей пыли с примесью газов. Хвосты По типа прямые, но сильно отклонены назад; силы отталкивания почти равны силе тяготения; образованы пылевыми частицами. Аномальные хвосты направлены к Солнцу и состоят В классификации Бредихина было только три типа — I, И и 1U (сейчас обозначаемый (По)). 63 Рис. 32. Типы пометных хвостов. / Рис. 33. Комета Аренда — Ролана с обычным и аномальным хвостами. Рис. 34. Взрыв в хвосте кометы Галлея 10 января 1986 г. из более крупных пылевых частиц, на которых отталкивающее действие солнечных лучей и солнечного ветра не сказывается. У некоторых комет одновременно бывает несколько хвостов разных типов, как, например, у кометы Аренда — Ролана 1957 г. (рис. 33). Почти вся масса кометы сосредоточена в ядре и очень мала; даже у самых крупных комет она не превышает миллиардных долей массы Земли. В зависимости от массы кометы и ее близости к Солнцу диаметр головы кометы может достигать от 25 000 км (у слабых комет) до 2 000000 км (у ярких комет), а длина хвоста — 150 000 000 км. После прохождения перигелия кометы уходят от Солнца хвостом вперед. По мере их удаления ослабевает прогрев ядра, сокращается выход газов и пыли из него, хвост постепенно уменьшается, комета снова приобретает вид туманного пятна и, наконец, за орбитой Юпитера становится невидимой. При каждом приближении к Солнцу кометы теряют свое вещество и постепенно разрушаются, чему способствуют взрывы, происходящие иногда в кометах под воздействием солнечной радиации и солнечного ветра, как это наблюдалось у кометы Г аллея в январе 1986 г. (рис. 34). При больших потерях вещества, обнаруженных у этой кометы, казалось бы, что она должна очень быстро разрушиться. Однако даже очень грубый подсчет говорит об обратном. В самом деле, примем для простоты расчетов, что ядро кометы Галлея сплошь состоит изо льда и имеет форму цилиндра длиной /=14 км и радиусом г = 3,5 км. Тогда объем ядра получается близким к V = = лг'/ = 3.14(3,5"-14) км^«540 км^ = 5.40-10' При плотности льда р = = 920 кг/м^ масса ледяного ядра М = Кр = 5,40-10" м^-920 кг/м‘ = 4,97- Ю" кг = = 4,97-10" т. Так как каждую секунду ядро теряло около 30 т воды, то потеря льда за одни сутки (86 400 с) составляет 30 т-86 400 = 2,6 • 10® т. Но интенсивное испарение воды из ядра происходит только вблизи Солнца, на расстояниях от него не более 1 а. е. При каждом возвращении к Солнцу комета Галлея Движется в пределах этих расстояний около 4 месяцев (120 сут) и, следовательно, за такой интервал времени теряет т = 2,6* 10®* 120 = 3,10• 10® т. Отсюда следует, что ледяного состава ядра хватит еще на п = М:т =4,97* 10" :3,10* 10® = = 1600 оборотов кометы вокруг Солнца. А поскольку период обращения кометы р = 76 лет, то ее ледяное ядро полностью испарится только через / = пР = = 1600*76=122 000 лет! Совершенно очевидно, что короткопериодические кометы, которые часто возвращаются к Солнцу, теряют вещество значительно быстрее, чем долгопериодические кометы. Именно поэтому у подавляющего большинства короткопериодических комет (с периодом обращения меньше 150 лет) яркость незначительна, и они не видны невооруженным глазом. 3 Зак. 184] М. М Нагаев 65 На примере кометы Галлея видно, что массы даже самых крупных комет ничтожны в сравнении с массой Земли т) и меньше нее в миллиарды и сотни миллиардов раз. Если внутри ядра кометы имеется твердая каменная глыба, то, потеряв ледяную оболочку, комета, весьма вероятно, может стать астероидом, на что указывает сходство орбит комет семейства Юпитера и некоторых астероидов. Вполне возможно и полное разрушение комет, включая и их ядра. Так, неоднократно наблюдавшаяся короткопериодическая комета Белого (Биэ-^ лы) в 1846 г. разделилась на две. В 1852 г. обе кометы, значительно ослабленные, появились разделенные друг от друга расстоянием в 2,4-10® км. Однако при очередном их ожидании в 1872 г. совсем не появились, так как полностью разрушились, и вместо них наблюдался великолепный метеорный, или звездный, дождь. Это мельчайшие пылинки, ранее входившие в состав кометы. встретившись с Землей, вспыхивали в земной атмосфере. О происхождении комет имеется несколько гипотез. Одна из них, предложенная голландским астрономом Я. Оортом, предполагает наличие на периферии Солнечной системы облака комет, но не объясняет причины происхождения самого облака. По гипотезе советского акад. В. Г Фесенкова (1889—1972) и американского астронома Ф. Уиппла кометы формируются в межзвездном пространстве, но эта гипотеза не объясняет частого появления комет в Солнечной системе. По идее советского астронома Профессора С. К. Всехсвят-ского (1905—1984) короткопериодические кометы семейства Юпитера образуются из вещества, выбрасываемого этой планетой или ее спутниками. Ранее такая гипотеза казалась сомнительной, но после открытия в марте 1979 г. сильной вулканической деятельности Ио (первого спутника Юпитера) она обрела реальную почву. МЕТЕОРЫ И МЕТЕОРНЫЕ ПОТОКИ Метеоры (от греч. «метео-рос» — парящий в воздухе) вспыхивают в земной атмосфере при вторжении в нее извне мельчайших твердых частиц. В межпланетном пространстве хаотически движется множество таких частиц, получивших общее название метеорных тел. Массы подавляющего их большинства составляют десятые и тысячные доли грамма, в редких случаях — несколько граммов. Скорость их движения относительно Земли различна, но у многих не превышает 11 —15 км/с. Попадая в земную атмосферу, они не испытывают резкого торможения и либо остаются взвешенными в ней, либо медленно оседают на земную поверхность. Но если 06 в атмосферу влетает частица со скоростью свыше 30 км/с, то из-за трения о воздух она быстро раскаляется до температуры в несколько тысяч кельвинов и испаряется, а возбужденные атомы и ионы образовавшихся паров светятся и порождают явление метеора. По спектрам метеоров, в которых присутствуют яркие линии излучения (эмиссионные линии) паров железа, натрия, кальция, магния, хрома, никеля, алюминия, т. е. таких химических элементов, которые не содержатся в земной атмосфере, был определен их химический состав. Чем больше масса и скорость метеорной частицы, тем ярче метеорная вспышка. Отдельные метеоры, вспыхивающие в разных участках неба, называются спорадическими (от греч. «спорадикос» — единичный, случайный). В среднем за 1 ч появляется 5— 6 спорадических ярких метеоров (до 3"*). но слабых, или телескопических,— несравненно больше. Радиолокационные наблюдения, проводимые круглосуточно, показывают, что за сутки вспыхивает около 10® метеоров. Большинство метеоров вспыхивает на высоте от 100 до 120 км и гаснет на высоте 70—80 км над земной поверхностью, полностью распыляясь в атмосфере. Высота вспышек и угасания определяется по наблюдениям метеоров из двух пунктов, удаленных друг от друга на расстояние 20—30 км. Для безошибочного отождествления зафиксированного раз- Рис. 35. След болида, изогнутый мосфсрными течениями ными наблюдателями метеора момент его вспышки отмечается по синхронизированным часам. На своем пути метеорные частицы ионизуют молекулы воздуха, которые затем рекомбинируют и светятся. Поэтому яркие метеоры оставляют после себя следы, иногда видимые на протяжении нескольких секунд. Очень яркие метеоры (ярче —-3"*) называются болидами (от греч. «болидос» — метательное копье). Они порождаются твердыми частицами массой в несколько граммов и оставляют за собой яркие следы, иногда существующие до 15—20 мин и заметно дрейфующие в атмосфере (рис. 35). Особо яркие болиды бывают видны даже днем. Помимо отдельных метеорных частиц вокруг Солйца движутся целые их рои, называемые метеорными потоками. Они порождены распадающимися или уже распавшимися кометами. Структура метеорных потоков различна. Одни из них довольно компактны, т. е. основной рой частиц занимает сравнительно небольшой объем и имеет ширину в десятки тысяч километров. Другие потоки (как правило, старые), на- 67 оборот, растянуты почти вдоль всей своей орбиты, и их ширина измеряется десятками миллионов километров. Каждый метеорный рой обращается вокруг Солнца с постоянным периодом, равным периоду обращения породившей его кометы, и многие из них в определенные дни года встречаются с Землей \/рис. 36). В эти дни число ^теоров значительно возрастает, а если метеорный рой компактный, то наблюдаются метеорные, или звездные, дожди, когда в одной ограниченной области неба за одну минуту вспыхивают сотни метеоров. Вторгаясь в земную атмосферу, частицы метеорного роя летят приблизительно по параллельным путям. Однако вследствие перспективы метеоры кажутся вылетающими из ограниченной области неба, называемой площадью радиации. Пути полета метеоров, продолженные до их взаимного пересечения, сходятся в пределах площади радиации, вблизи точки, называемой радиантом метеорного потока (рис. 37). Метеорные потоки получают названия по созвездиям, в которых лежат их радианты: Лириды (радиант в созвездии Лиры), Персеиды (радиант в созвездии Персея), Леониды (радиант в созвездии Льва) и т д. В августе 1980 г. наблюдался звездный дождь Персеи д, 17 ноября 1966 г.— метеорный дождь Леонид, настолько обильный, что число метеоров за час достигало 70 000, а 8 октября 1985 г. на Дальнем Востоке был виден великолепный метеорный дождь Драконид. Главная масса метеорных частиц Рис. 36. Встреча Земли с метеорным роем 68 Рис. 37. Радиант (Р) метеорного дождя Драконид 10 октября 1933 г Многие метеорные потоки связаны с кометами. Так, метеорный поток Лириды порожден яркой кометой 1861 I, поток Персеиды — яркой кометой 1862 III, Ориониды — кометой Галлея, а метеорный поток Андромедиды (или Биэлиды) — распавшейся кометой Белого. В октябре 1983 г. был найден новый астероид, пока не получивший названия, который движется по очень вытянутой эллиптической орбите с большой полуосью а =1,271 а. е. и эксцентриситетом в = 0,890. Он подходит к Солнцу на расстояние ^ = 0,140 а. е., а удаляется от него до расстояния Q = 2,402 а. е. Но почти по такой же орбите обращается вокруг Солнца метеорный поток Геминиды, ежегодно проявляющий себя с 25 ноября по 18 декабря. Радиант этого потока лежит в созвездии Близнецов (лат. Gemini). По-видимому, найден астероид, который когда-то был ядром кометы, но она разрушилась и породила метеорный поток. Спектры даже ярких метеоров фотографировать очень трудно. Впервые метеорные спектры получены в России в 1904 г. московским астрофизиком С. Н. Блажко (1870— 1956) К настоящему времени сфотографировано уже около 3000 метеорных спектров. Линяй неизвестных химических элементов в спектрах метеоров не обнаружено. МЕТЕОРИТЫ — ОСКОЛКИ АСТЕРОИДОВ Помимо пыли, в межпланет- ние — метеороиды. Встречаясь ном пространстве движется с Землей, они вторгаются в множество твердых тел разме- ее атмосферу и порождают в рами от сантиметров до де- ней явления ярких болидов, сятков метров. За последние часто сопровождаемых пыле-годы им дали общее назва- выми хвостами и звуковыми 69 явлениями. При этом поверхность метеороидов нагревается до 2500—3000°С, плавится и испаряется. Мелкие метеороиды распыляются полностью, а крупные теряют до 90% своей массы и все же достигают земной поверхности. Выпавшие на Землю метеороиды называются метеоритами и именуются по местности падения (например, Хмелевка, Лаврентьевка, Старое Борискино и т. д.) Из подсчетов числа наблюдавшихся ярких болидов найденных метеоритов следует, что мелкие метеороиды массой в граммы и килограммы наиболее многочисленны, а очень крупные метеороиды массой в сотни, тысячи и миллионы тонн — сравнительно редки. В среднем из каждых 40 тыс. метеороидов только один достигает земной поверхности и становится метеоритом. С учетом распыления в атмосфере на Землю ежесуточно выпадает метеоритное вещество, масса которого составляет около 10 т. Фотографирование ярких болидов и визуальные наблюдения направления их полета, с последующими успешными розысками метеоритов, позволяют установить скорость их влета в земную атмосферу и вид орбит, по которым метеороиды двигались в пространстве до падения на Землю. Пока удалось определить орбиты небольшого числа метеоритов, из которых для 45 орбиты вычислены советским астрофизиком А. Н. Симоненко (1935—1984). Все эти орбиты свидетельствуют о том, что метеориты пришли из пояса астероидов, и теперь можно с уверенностью утверждать, что метеориты — это осколки небольших астероидов, дробящихся при столкновениях друг с другом. Скорость влета в земную атмосферу большинства метеороидов составляет от 11 до 25 км/с, а скорость падения метеоритов на поверхность Земли — около 700—900 м/с. К настоящему времени во всем мире собрано около 3000 метеоритов массой от нескольких десятков тонн до нескольких граммов. Самый крупный железный метеорит Гоба найден в 1920 г. в Юго-Западной Африке, на территории Намибии, вблизи города Гобабис; он имеет форму плиты размерами 3x3 м, толщину от 0,9 до 1 м, а массу — 60 т. В СССР собрано почти 180 метеоритов, из которых самый первый Палласово железо имеет массу 687 кг. Он найден в 1749 г. вблизи реки Енисей, между Красноярском и Абаканом, и по указанию русского академика П. С. Палласа (1741 — 1811) перевезен в 1777 г. в Петербург (ныне — Ленинград). По структуре и основному химическому составу метеориты объединены в три основные группы: каменные (их выпадает большинство — до 92%), железокаменные (до 2%) и железные (до 6%). Каменные метеориты состоят из различных минералов, и в них содержится в среднем около 47% кислорода, 21% кремния, 16% железа, 14% магния и 2% примесей других химических элементов. В железока- 70 Рис. 38. Железный метеорит Рис. 39. Паление Сихотз-Алинского метеорита (картина очевидца Медведева) менных — около 55% железа, 19% кислорода, 12% магния и 8% кремния. Железные же метеориты обычно на 91% состоят из железа и на 8% из никеля, но иногда количество никеля повышается на 50%. Никаких новых химических элементов, не известных на Земле, в метеоритах не найдено, что полностью подтверждает единство вещества как на Земле, так и вне ее. Наиболее характерными признаками метеоритов, позволяющими отличить их от земных пород, являются кора плавления (покрывающая метеорит тонким слоем толщиной не более 1 мм), многочисленные застывшие на поверхности струйки и капли вещества и продолговатые узкие углубления (канавки), прорезанные струями воздуха (рис. 38). Сопротивление атмосферы вызывает дробление непрочных по структуре каменных метеороидов, и тогда на поверхность Земли выпадает метеоритный дождь — множество осколков различных размеров. Иногда при достаточной скорости дробятся и железные метеориты. Примером может служить Сихотэ-Алинский метеоритный дождь, выпавший 12 февраля 1947 г на Дальнем Востоке в районе Сихотэ-Алинского горного хребта (рис. 39). На площади 12X Х4 км выпало около 6 тыс. железных метеоритов общей массой около 100 т; многие метеориты при ударе о земную поверхность образовали в ней обширные и глубокие воронки; масса крупнейшего экземпляра составила 1745 ki, а самого маленького 0,01 г Рис. 40. Аризонский метеоритный кратер. Крайне редкие гигантские метеороиды массой порядка 10®—10® т и геоцентрической скоростью, близкой к 30 км/с, обладая колоссальной кинетической энергией, проходят сквозь атмосферу и при ударе о земную поверхность взрываются. На месте падения образуются метеоритные кратеры значительных размеров. Такие кратеры обнаружены в Аризоне (США), Канаде, Эстонии, на Таймыре (РСФСР), в Казахстане и в других местах. У Аризонского метеоритного кратера (рис. 40) диаметр 1207 м, глубина 174 м и высота окружающего его вала от 40 до оО м. Всего на поверхности Земли обнаружено 115 крупных метеоритных кратеров диаметром до 65 км. В 7 ч утра 30 июня 1908 г. в районе реки Подкаменной Тунгуски взорвался огромный метеороид, названный Тунгусским или Сибирским метеоритом. Лишь 13 лет спустя началось исследование места па- дения, продолжавшееся с перерывами до 1975 г Этому метеориту посвящено много работ. Исследованиями акад. В. Г Фесенкова, проф.Б. Ю. Левина, проф. К. П. Станюковича и других советских ученых установлено, что в земную атмосферу влетел со скоростью около 30 км/с пористый метеороид (или, скорее всего, ядро небольшой кометы) массой более 10® т, который создал перед собой мощную ударную волну. Значительная часть вещества влетевшего тела распылилась при полете сквозь атмосферу, а его остаток массой примерно в 100 000 т взорвался на высоте 7 км над земной поверхностью. Горя-\чая ударная волна обожгла и обломала сучья деревьев, стоявших под местом взрыва, и повалила во все стороны деревья в радиусе до 30 км. В почве обнаружены остатки взорвавшегося метеорита в виде множества мельчайших оплавленных силикатных и металлических шариков диаметром от 0,02 до 0,3 мм и массой от 0,001 до 0,2 мг. Метеориты выпадают не только на Землю, но и на другие планеты и их спутники. Еще в 1948 г. советские ученые В. В. Федынский (1908— 1978) и К. П. Станюкович доказали, что при отсутствии у планет и их спутников атмосферы даже небольшие метеориты, выпадающие с большой скоростью на поверхность этих тел, взрываются и образуют на ней кратеры внушительных размеров. Крупные метеориты могут образо- 72 вать кратеры диаметром в несколько десятков километров. Это подтвердилось открытием обилия метеоритных кратеров на поверхности Меркурия, Марса спутников Марса, Юпитера, Сатурна и Урана. Изучение железных метеоритов показало, что их структура могла возникнуть лишь в условиях высокой температуры и колоссального давления. Следовательно, железные метеориты когда-то находились в недрах крупных небесных тел, может быть в недрах формировавшейся, но разрушившейся планеты. Такая гипотеза развивается в наше время проф. Б. А. Воронцовым-Вельяминовым, который считает астероиды, кометы и метеороиды остатками некогда разрушившейся планеты, формировавшейся между орбитами Марса и Юпитера. По незначительному содержанию в метеоритах радиоактивных элементов установлено, что их возраст различен — от 0,5 до 4,5 млрд, лет, т. е. порядка возраста Земли. Поэтому изучение метеоритов дает возможность выяснить состояние вещества при формировании Солнечной системы. ДВЕ ГРУППЫ БОЛЬШИХ ПЛАНЕТ Вокруг Солнца обращается девять крупных шарообразных тел, называемых либо планетами, либо большими планетами в отличие от малых планет (астероидов). Планеты удалены от Солнца в следующем порядке: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон. По физическим характеристикам их объединяют в две группы, разграниченные в пространстве поясом астероидов. Планеты, движущиеся внутри этого пояса (Меркурий, Венера, Земля и Марс), принадлежат к земной группе, так как имеют много общего. Все эти планеты, небольшие по размерам и массе (самая крупная из них — Земля), имеют твердую поверхность, сравнительно высокую среднюю плотность, близкую к плотности Земли (5,52 г/см^), и обладают атмосферами (кроме Меркурия). Физические характеристики планет земной группы изучены, главным образом, радарными и технико-космическими средствами. Планеты, движущиеся за КОЛЬЦО!^ астероидов, образуют группу планет-гигантов, возглавляемую Юпитером — самой крупной и массивной планетой Солнечной системы. К этой группе относятся Сатурн, Уран и Нептун. Они обладают значительными размерами и массами, малой средней плотностью, быстрым вращением, протяженными гелиево-водородными атмосферами с небольшим содержанием аммиака (NH3) и метана (СН4) и, по-видимому, не имеют твердой поверхности. Три из них. Юпитер, Сатурн и Уран, окружены кольцами из мириадов мелких твердых частиц. Планета Плутон еще плохо изучена, и ее принадлежность к одной из групп пока не установлена. Вокруг планет (кроме Меркурия и Венеры) обращаются твердые тела, называемые спутниками планет. Крупные спутники имеют шаровую форму, а мелкие — неправильную, свойственную большинству астероидов. 74 Сведения о физической природе планет и их спутников быстро пополняются. Поэтому далее приводятся лишь основные характеристики этих тел, без подробностей. Интересующимся ими мы рекомендуем следить за публикациями в журнале «Земля и Вселенная)^ и в ежегодных выпусках «Астрономического календаря» Всесоюзного астрономо-геодезического общества. ЗЕМЛЯ Третья по счету от Солнца планета Земля имеет форму сфероида с экваториальным радиусом /?о = б378 км и средним радиусом /?с = б371 км. Земля неоднократно фотографировалась советскими и американскими автоматическими межпланетными станциями (см. цветную вклейку 11). Масса Земли Мо = 5,98Х кг^б-Ю^"* кг найдена по гравитационной постоянной 0=6,67-10-‘‘ м7(кг-с^) и ускорению свободного падения на земной поверхности g = 9,81 m/cI В самом деле, согласно закону всемирного тяготения GMu откуда масса Земли Мо ^9,81 м/с^.(6378-10-^ м)^ G 6,67*10 " м^/(кг*с^) = 5,98-10'^' кг Средняя плотность Земли равна 5,52 г/см^, а ее коры — 2,70 г/см^ Первая космическая скорость на поверхности Земли Va = 7,9l км/с — тело, обладающее такой горизонтальной скоростью, обращает- ся вокруг Земли (вблизи ее поверхности) по круговой орбите. Вторая космическая, или критическая, скорость на поверхности Земли Vn = = 11,18 км/с^^11,2 км/с — такой скоростью должны обладать тела, чтобы покинуть Землю и удалиться в межпланетное пространство. Всегда Ухх=^Уал[2* Общая площаль земной поверхности равна 5,1007-10® км^, из которой 29,2% занято сушей, а 70,8% — океанами и морями. Земная атмосфера состоит по массе на 75,5% йз азота, 23,1% из кислорода и ничтожных примесей углекислого и других газов. Содержание водяных паров зависит от температуры воздуха и в среднем бывает от 0,2% (в полярных зонах) до 3% (в экваториальном поясе). Давление в атмосфере быстро уменьшается с высотой и уже на высоте около 6 км вдвое меньше, чем на уровне моря. Самый нижний слой атмосферы называется тропосферой и простирается до высоты 12—18 км, где температура * Вывод формул космических скоростей приведен в «Книге для чтения по астрономии» М. М. Дагаева (М.: Просвещение, 1980). 75 Рис. 41. Внутреннее строение Земли. падает до —55""С, а атмосферное давление до 26 гПа (0,026 атм). Тропосфера содержит свыше 80% массы всей атмосферы и практически все водяные пары. Над ней до высоты 50—55 км расположена стратосфера, в нижнем ярусе которой, на высоте 20— 30 км, имеется слой озона (Оз), образующийся в результате фотохимических реакций разложения молекул кислорода на атомы и последующего их соединения с молекулярным кислородом. Слой озона поглощает вредное коротковолновое (с Х<3000 А) излучение Солнца, тем самым’ защищая жизнь на Земле. Верхние слои атмосферы ионизованы солнечным излучением и поэтому называются ионосферой. Следы атмосферы прослеживаются до высоты почти в 2000 км. Атмосфера защищает Землю от бомбардировки многочисленными метеорными части- цами и метеороидами, а также губительными космическими лучами — потоками элементарных частиц, испускаемых звездами и Солнцем. Хотя внутреннее строение Земли к астрономии не относится (как, впрочем, и земная атмосфера), тем не менее мы приведем о нем краткие сведения, добытые геофизикой и сейсмологией — наукой о распространении упругих волн в Земле. Непосредстеенное геологическое изучение WmhoA коры только начинается. В ней пробуравлены всего лишь две скважины глубиной в 9,2 и 9,6 км (в США) и прокладываются в СССР (на Кольском полуострове и на Кавказе) две скважины глубиной до 15 км. Сейчас считают, что толщина земной коры под океанами от 6 до 10 км, а на материках увеличивается до 35— 70 км (рис. 41). Верхний слой коры, толщиной в 5—7 км, состоит преимущественно из оксидов кремния, алюминия, железа и щелочных металлов. Средний слой, толщиной до 30—40 км, гранитный и содержит до 70% кремнезема. Нижний слой, толщиной около 30 км, сформирован из базальтов. Температура слоев земной коры повышается с глубиной. При бурении Кольской скважины установлено, что на глубине 10 км температура достигает 180°С. Это объясняется мощным тепловым потоком, идущим из горячих недр Земли. По всей глубине скважины обнаружены газы (гелий, водород, азот, метан и 76 другие углеводороды) и протоки воды с высоким содержанием брома, йода и тяжелых металлов. С глубиной концентрация водорода и гелия возрастает. Под корой залегает слой, называемый мантией, сложенный преимущественно из базальтов и силикатов, находящихся в расплавленном, но вязком состоянии. Нижняя граница мантии расположена на глубине примерно 2900 км, и под ней находится внешнее ядро Земли толщиной около 2200 км. Над этой границей плотность вещества близка к 5,6 г/см^, но ниже резко (скачкообразно) повышается до 8 и далее до 10 г/см^, температура увеличивается примерно от 2000 до 4500°С, а давление от 150 до 200 ГПа (от 1,5 млн. до 2 млн. атм) Вещество внешнего ядра имеет свойства тягучей жидкости и обладает электропроводностью. Внутри внешнего находится внутреннее ядро радиусом 1250 км, обладающее свойствами твердого тела. В центральной зоне внутреннего ядра температура близка к 8000—9000°С, давление — около 350 ГПа (3,5 млн. атм), а плотность, по разным оценкам, от 12 до 17 г/см^ Электропроводностью ядра и электрическими токами в нем объясняется магнитное поле Земли. Окружающее Землю пространство, в котором проявляется магнитное поле, называется магнитосферой. Ее ось наклонена к оси вращения Земли на 11,5° и проходит на расстоянии около 450 км от центра Земли. '1>:г I • ’ 1ДИМ^1 ’ | Рис. 42. Один из видов полярных сияний. Космическими исследованиями установлено, что магнитосфера Земли улавливает множество электрически заряженных частиц (протонов, ядер гелия, электронов и др.), проникающих в окрестности Земли из мирового пространства, в том числе и от Солнца. Попадая в магнитное поле Земли, эти частицы движутся по спиралям вдоль магнитных линий поля, образуя вокруг Земли своеобразное утолщение, называемое радиационным поясом (см. цветную вклейку II). В зависимости от энергии частицы проникают на различную глубину магнитосферы, и поэтому в радиационном поясе образуются три максимума, или три зоны. Конечно, между ними и ниже тоже имеются электрически заряженные частицы, но там их концентрация значительно меньше, чем в зонах. Солнечный ветер оказывает сильное влияние на форму магнитосферы 77 Земли: над дневным полушарием она сжата до 70000 км над земной поверхностью, а над ночным полушарием простирается до 120 000 км, образуя геомагнитный хвост (см. цветную вклейку И). Солнечный ветер, резко усиливающийся при солнечных вспышках, вызывает возмущения магнитного поля Земли — магнитные бури и сильную ионизацию верхних слоев атмосферы, что приводит к возникновению в них свечения — полярных сияний, разыгрывающихся на высоте от 400 до 1000 км над земной поверхностью (рис. 42). Земля имеет один естественный спутник — Луну. ЛУНА Луна — холодное шаровидное тело с твердой поверхностью, радиусом 1738 км, или 0,272 радиуса Земли. Масса Луны, равная 1/81,30 = 0,0123 массы Земли, надежно определена по движению ее искусственных спутников, неоднократно выводимых на селеноцентрические орбиты*. Средняя плотность Луны равна 3,35 г/см^, или 0,6 плотности Земли, а ускорение свободного падения на ее поверхности ^ог=1^бЗ м/с^, т. е. в б раз меньше земного, так что любой предмет на лунной поверхности весит в б раз меньше, чем на Земле. Луна лишена атмосферы и воды, которая без плотной атмосферы в жидком виде существовать не может. Вспомним, что период вращения Луны вокруг оси равен периоду ее обращения вокруг Земли 27,32^ (земных суток) и поэтому она обращена к Земле одним полушарием. Полнолуния же повторяются через 29,53^ а это означает, что сол- \ нечные сутки на Луне продолжаются 29,53^ т. е. около 14,8^ длится день и столько же ночь. За длительный лунный день поверхность Луны нагревается до температуры 130°С, при которой скорость легких газовых молекул превышает 2,4 км/с, и они покидают Луну, так как первая космическая скорость на поверхности Луны 1/а=1,б8 км/с, а вторая космическая, или параболическая, скорость Vu = = 2,38 км/с. Безусловно, из лунных недр выделяется небольшое количество газа, в том числе и углекислый газ (СОг), но тяжелые молекулы диссоциируются солнечным излучением и тоже покидают Луну. Ночью температура лунной поверхности понижается до -160...-170°С. Рельеф лунного полушария, обращенного к Земле, хорошо виден даже в небольшие телескопы. Первые подробные карты лунной поверхности составил выдающийся польский астроном Я. Гевелий (1611 — Орбиты вокруг Луны (от греч. «Селена» — Луна). 78 1687) и опубликовал их в 1647 г. в сочинении «Селенография, или Описание Луны», где предложил названия наиболее крупным лунным объектам. В 1651 г. итальянский астроном Дж. Риччиоли (1598—1671) тоже опубликовал карту Луны, составленную им совместно с итальянским физиком Ф. Гримальди (1618—1663). Именно на этой карте впервые обширные округлые низменности названы морями, которые сохранили свои названия до наших дней: Море Спокойствия, Море Ясности, Море Кризисов (Опасности), Море Дождей, Море Облаков и т. д. (рис. 43) Их размеры — от 200 до 1100 км в поперечнике. Самая большая низменность, протяженностью свыше 2000 км, названа Океаном Бурь. Поверхность морей сглажена и покрыта темным веществом, в том числе застывшей лавой, некогда изверженной из лунных недр. Океан Бурь и наиболее крупные моря различимы невооруженным глазом в виде темных пятен. На поверхности морей имеются складки и холмы, а также небольшие остроконечные и округлые возвышенности, представляющие собой вершины невысоких гор, залитых впоследствии затвердевшей лавой. Характерные по своим очертаниям краевые зоны морей названы заливами, а небольшие изолированные темные низменности — озерами. Моря и озера занимают около 40% всей видимой с Земли поверхности Луны, и подавляющее их большинство распо- Рис. 43. Фотография полной Луны (север внизу) /— Море Спокойствия; 2— Море Ясности; 3— Море Кризисов; 4 Море Дождей; 5—Залив Радуги; 6—Океан Бурь; 7—Море Облаков; 8— Залив Зноя. ложено в северном ее полушарии. Остальная (60%) часть лунного полушария представляет собой материк, покрытый как отдельными горами, так и горными цепями и хребтами. Большинство горных хребтов тянется вдоль окраин морей и носит земные названия, предложенные Я. Гевелием. Так, Море Дождей ограничено с северо-востока Альпами, с востока — Кавказом, с юго-востока — Апеннинами, а с юга — Карпатами (рис. 44). Некоторые горные цепи названы именами ученых: горы Да-ламбера, горы Лейбница и т. д. Высота гор различна, отдельные горные вершины — пики поднимаются до 8 км. Горные склоны изрезаны многочисленными ущельями и трещинами, а между горами тянутся длинные долины. Много на Луне и плоскогорий с крутыми скло- 79 Рис. 44. Море дождей: кратеры: /— Архимед, 2— Аристилд, 3— Автолик, 4— Платон; 5— горный хребет Апеннины. нами, широких и узких трещин в коре протяженностью в несколько десятков и даже сотен километров. Рельеф лунной поверхности наиболее четко виден при косом ее освещении солнечными лучами, в особенности недалеко от терминатора, отделяющего дневное полушарие Луны от ночного, так как вблизи него тени даже от невысоких гор очень длинные. Горные районы лунной поверхности покрыты множеством кратеров, в меньшем числе они имеются и в морях. Размеры кратеров — от 1 м до 250 км. Крупные и средние по размерам кратеры, известные с времен первых телескопических наблюдений Луны, названы именами ученых: Аристотель, Геродот, Тимохарис, Гиппарх, Коперник, Кеплер и др. В Море Дождей четко вы- ^ деляются крупные кратеры Архимед (d = 73 км), Аристилл (d = 51 км) и Автолик (rf = = 36 км), а в горных районах, в середине лунного диска — целые цепочки крупных кратеров, в том числе Птолемей (d = 146 км), Альфонс (d = = 124 км) и Арзахель (rf = =92 км). ч Многие крупные и средние\ по размерам кратеры окружены пологими валами (кольцевыми горами) и имеют ровное дно, посередине которого возвышается центральная горка. Другие имеют форму воронок, какие образуются при взрывах. Мелкие кратеры в обилии покрывают всю лунную поверхность и даже дно и валы более крупных кратеров. Многие мелкие кратеры (диаметром до 10—15 км) образованы взрывами метеоритных тел, сталкивавшихся с Луной. Более крупные кратеры, в особенности с центральными горками, имеют вулканическое происхождение, что подтверждается фотографией кратера Коперник, полученной с высоты 25 км одним из искусственных спутников Луны, дно которого носит явные признаки вулканизма (рис. 45). Метеоритам, по-видимому, обязаны своим происхождением и длинные светлые лучи, которые радиально расходятся от некоторых крупных кратеров (например, от кратеров Тихо, Коперник, Кеплер) на расстояния в несколько сотен и даже тысячи километров. Они пред- 80 и периоду ее вращения часто приписывают отрицательный знак, а чтобы помнить об этом, наклон оси планеты принимается равным 177° Зная период обращения Венеры вокруг Солнца Т = 225^ и ее звездные сутки Я=—243^ легко по уравнению синодического движения найти продолжительность солнечных суток планеты S=117 суток. Из-за очень малого наклона оси оба полушария планеты освещаются одинаково, и почти на всей ее поверхности день и ночь длятся по 58 суток, за исключением полярных зон (3° вокруг полюсов), в центре которых продолжительность дня и ночи достигает 112 суток. Ускорение свободного падения на поверхности Венеры составляет 0,90 земного, а критическая скорость 10,4 км/с. Поэтому планета удерживает плотную атмосферу, открытую еще б июня 1761 г М. В. Ломоносовым во время наблюдений прохождения Венеры по диску Солнца. Атмосфера вызывает очень интересное явление, не наблюдаемое ни у Луны, ни у Меркурия. Когда Венера вблизи нижнего соединения видна в фазе узкого серпа, его рога необычайно удлиняются, а иногда и смыкаются друг с другом (рис. 47) Это явление, называемое сумеречной дугой, объясняется преломлением солнечного света в атмосфере планеты. Основные исследования планеты выполнены советскими автоматическими станциями «Венера-4»— «Венера-16» в интервале с 1967 по 1983 г. В Рис. 47. Сумеречная радуга в атмосфере Венеры. середине июня 1985 г с пролетавших мимо Венеры советских космических станций «Вега-1» и «Вега-2» были сброшены в атмосферу Венеры аэростатные зонды и посадочные блоки, опустившиеся на поверхность планеты. В результате исследований выяснилось, что атмосфера Венеры почти на 96% состоит из углекислого газа, содержит около 4% азота, 0,002% кислорода и не менее 0,02% водяных паров. Ее плотность у поверхности планеты превышает плотность нижних слоев земной атмосферы почти в 60 раз, а атмосферное давление достигает 9,5-10^ Па (95 атм). Преобладающий в атмосфере Венеры углекислый газ создает на планете парниковый эффект, состоящий в том, что солнечные лучи проходят (хотя и не полностью) сквозь атмосферу и за долгий венериан- 85 скии день значительно нагревают поверхность планеты, а инфракрасное (тепловое) излучение поверхности крайне медленно уходит в окружающее пространство, так как оно почти не пропускается углекислым газом. Из-за этого поверхность Венеры и нижние слои ее атмосферы нагреты до высокой температуры от 465 до 480°С. На высоте около 30 км над поверхностью планеты находится облачный слой, который тянется до высоты 90 км и состоит из трех ярусов, но даже наиболее плотный ярус на высоте от 50 до 70 км напоминает легкий туман. Облачный слой имеет зональное строение, хорошо заметное на фотографиях планеты, полученных в феврале 1974 г. «Маринером-10» с расстояния 726 000 км (рис. 48). Облака состоят из мельчайших капель серной и соляной кислоты, и в Рис. 48. Фотография Венеры с близкого расстояния. НИХ присутствуют примеси хлора и серы. В атмосфере Венеры дуют постоянные ветры. У самой поверхности планеты их скорость незначительна, примерно от 0,5 до 1,0 м/с, но с высотой она увеличивается и, судя по советским аэрозондам «Вега-1» и «Вега-2», достигает наибольшего значения до 100 м/с на высоте около 50 км. Хотя атмосфера Венерь\^ вместе с облачным покровом отражает 76% солнечного света и существенно ослабляет излучение, прошедшее сквозь нее, все же освещенность дневного полушария планеты значительна и по прямым измерениям аппаратурой советских межпланетных станций примерно такая же, как в облачный день на Земле. Это подтверждается и прекрасными фотоснимками поверхности планеты в районах посадки спускаемых блоков автоматических станций «Венера-9» — «Венера-14» (см. фото и цветную вклейку III). На снимках хорошо видны небольшие камни размерами от 30 см и выше, более крупные глыбы вулканического происхождения, а также плиты скальных горных пород. Посадочные блоки автоматических станций «Венера-13», «Венера-14», «Вега-1» и «Вега-2» провели забор и химический анализ грунта в местах их посадки. Грунт оказался сходным с земными породами, в частности с базальтовыми. Рельеф поверхности Венеры изучается посредством радиолокации как с Земли, так с 86 Панорама поверхности Венеры в месте посадки спускаемого блока станции «Венера-13». искусственных спутников планеты. На основе этих исследований составлена карта поверхности Венеры. Выяснилось, что поверхность планеты значительно сглажена, но и на ней, помимо низменностей и равнин, имеются горные плато и хребты, кольцевые горы и кратеры, крутые уступы и разломы. Горные районы занимают около 10% поверхности планеты. Наиболее крупные из них названы Землей Иштар*, Землей Афродиты**. Земля Иштар сравнима по размерам с Австралией и представляет собой плато высотой около 2 км, окруженное горными хребтами. Самый высокий горный массив Максвелл поднимается на высоту 8 км, а одна из его вершин еще на 4 км. Земля Афродиты — тоже плато, ее размеры близки к размерам Африки. Низменности занимают 27% поверхности Венеры. Одна из наиболее крупных названа Атлантидой; ее диаметр около 2500 км, а глубина — примерно 2 км. Она очень напоминает большие лунные моря. Остальная часть поверхности планеты — протяженные (до 800 км) равнины с многочисленными невысокими горами v горными цепями высотой до 2 км. Среди гор много кольцевых кратеров, имеющих как вулканическое, так и ударное (метеоритное) происхождение. У больших кратеров диаметры от 30 до 160 км, а глубина — не более 500 м. Но встречаются и огромные кратеры. Так, у кратера Мейтнер, явно ударного происхождения, диаметр близок к 300 км и глубина 1 км. Есть на планете и действующие вулканы, выбрасывающие в атмосферу углекислый газ, сернистые и хлористые соединения. Вблизи экватора планеты в ее коре обнаружен гигантский разлом длиной до 1400 км. * Божество вавилонской мифологии, аналогичное Венере. ** Божество греческой мифологии, аналогичное Венере. 87 шириной почти в 150 км и глубиной до 2 км. Этот разлом свидетельствует о тектонических процессах в недрах планеты, приводящих к сдвигу слоев ее коры, к горообразованию и к вулканической деятельности. Водных бассейнов на Венере нет, отсутствует у нее и магнитное поле. В недрах планеты предполагается плотное железистое ядро диаметром около 5800 км (0,48 диаметра планеты). Естественных спутников планета не имеет. МАРС Поверхность Марса хорошо видна в телескопы (см. цветную вклейку III) Это позволило сравнительно точно измерить его угловые размеры и по ним вычислить линейный диаметр D = 6800 км, или 0,533 диаметра Земли. Масса планеты равна 0,107 массы Земли. Средняя плотность вещества составляет 3,95 г/см^, или 0,72 плотности Земли, а критическая скорость на поверхности 5,00 км/с. Светлые желтого и оранжевого оттенка области поверхности планеты, представляющие собой песчаные пустыни, условно названы материками, обширные темные области — морями, их выступы — заливами, а отдельные небольшие темные пятна — оазисами и озерами, хотя на Марсе нет открытых водоемов — ни морей, ни озер, ни рек. Вращение планеты прямое с периодом P = 24^37''23^ (марсианские звездные сутки), что определяет длительность ее солнечных суток S = 24‘'39'^29^ которые продолжительнее земных всего лишь на 39,5^ Наклон оси вращения Марса равен 24°56', т. е. близок к наклону земной оси (23°26'). Поэтому на Марсе, как и ^ Земле, имеются жаркий, два умеренных и два холодных тепловых пояса, а также происходит смена сезонов года, каждый из которых почти в 2 раза продолжительнее земных сезонов, поскольку марсианский год длится 687 земных суток. Но контрасты сезонов года на Марсе иные, чем на Земле, так как он удален от Солнца в 1,52 раза дальше Земли, получает от него тепла в 2,3 раза меньше, лишен водных бассейнов, снежной зимы, как и жаркого лета. Среднегодовая температура поверхности Марса близка к —70°С. Но вблизи экватора днем она повышается до + 20... + 25°С, к заходу Солнца снижается до —Ю^С и ниже, а под утро падает до —90°С. Такие резкие колебания температуры объясняются очень разреженной атмосферой Марса, которая не в состоянии сохранить тепло, полученное днем поверхностью планеты, и в ночное время оно быстро излучается в мировое пространство. В полярных областях планеты, ограниченных полярными кругами с широтой 65°04', 88 во время марсианской зимы температура понижается до — 120°С, и вокруг полюсов, до расстояния в 40° от них, распространяются обширные белые пятна, называемые полярными шапками. Размеры полярных шапок в течение года меняются: весной они становятся меньше; в летнее время северная полярная Шапка часто совсем исчезает, а южная уменьшается до небольших размеров. В летнем полушарии планеты по мере таяния полярной шапки наблюдаются изменения интенсивности размеров и форм морей, заливов, оазисов и озер. Астрономы-исследователи Марса американец П. Ловелл (1855—1916) и советский астрофизик Г А. Тихов (1875—1960) полагали, что темные области марсианской поверхности покрыты растительностью, расцветающей летом и увядающей осенью. Правда, водных бассейнов на Марсе нет, но влага, по мнению Г А. Тихона, могла бы поступать к растениям из подпочвенных слоев, в которых возможны ее резервы. Увы, действительность опровергла предположения этих ученых. Оказалось, что изменение интенсивности и формы темных пятен вызывается перемещением пыли и песка под действием сильных сезонных ветров. При исключительно хороших земных атмосферных условиях некоторые наблюдатели видят в небольшие телескопы на поверхности Марса сеть тонких темных линий, впервые открытых во время великого противостояния Марса в 1877 г. итальянским астрономом Дж. Скиапарелли (1835 — 1910), который назвал их каналами (по-итальянски — проливами). Однако при наблюдениях в сильные телескопы каналы не видны — они распадаются на отдельные пятна и отрезки изогнутых линий. При небольших увеличениях, применяемых в малых телескопах, эти детали сливаются и создают впечатление сети каналов на поверхности планеты. В 1965—1977 гг исследования Марса проводились советскими («Марсы») и американскими («Маринеры» и «Викинги») космическими станциями. Некоторые из них стали искусственными спутниками Марса. В марте 1974 г. от советской космической станции «Марс-6», прошедТЬей вблизи Марса, отделился спускаемый аппарат (посадочный блок), который плавно опустился на поверхность красной планеты и впервые в истории человечества доставил научные приборы для ее изучения. Аналогичную мягкую посадку на поверхность Марса совершили посадочные блоки, отделившиеся от станций «Викинг-1» (20 июля 1976 г.) и «Ви-кинг-2» (3 сентября 1976 г.). Космические станции передали на Землю фотографии различных участков поверхности планеты и сведения о ее температуре, атмосфере и магнитном поле. Ни на одном фотоснимке каналов не обнаружено, так как их на Марсе не существует. 89 Рис. 49. Кратеры и валы на поверхности Марса (слева) и русла прежних рек (справа). * / *>- ✓ . ‘ • ' 1 с f ^ у* * зато четко видны разломы в коре, глубокие ущелья, овраги, руслообразные изгибающиеся протоки — меандры (русла прежних рек), горные хребты, цепи и пики высотой до 15 км с очень пологими склонами, складки, валы, долины и множество кратеров диаметром от 100 м до 200 км (рис. 49). Особенно много оврагов и меандров проходит по склонам гор. Характерно, что северное полушарие планеты в основном равнинное, с очень малым числом гор и кратеров. В южном полушарии имеется четыре огромных котловины (моря) до 2000 км в поперечнике, а также плоскогорья (материки) высотой до 6 км, покрытые множеством кратеров. Крупные кратеры, очевидно, имеют вулканическое происхождение, а более мелкие — ударное, т е. они возникли при падении крупных метеоритов, в обилии выпадавших (а может быть, и теперь выпадающих) на поверхность Марса из близкого к нему пояса астероидов. На планете имеются конусообразные вулканические горы с жерлами на вершинах и с застывшими потоками базальтовой лавы по склонам. Четыре наиболее крупные вулканические Горы находятся в северном полушарии, в том числе и самая высокая, названная Олимпом'; диаметр ее основания близок к 600 км, а высота над окружающей местностью около 21 км — это высочайшая гора в Солнечной системе. 'Вблизи экватора планеты, в Цаправлении с запада к востоку тянется на 4000 км обширный разлом в ее коре; он назван долиной Маринера. Очевидно, в прошлом Марс был активной планетой, что подтверждается обилием базальтовых глыб и камней в районах посадки спускаемых блоков обоих «Викингов», разделенных расстоянием в 7300 км (см. фото). Химический анализ марсианского грунта, выполненный теми же посадочными блоками, выявил в нем обилие оксидов железа, придающих 90 поверхности планеты красноватый цвет, а также кремния, фосфора и кальция. Исследования, проведенные космическими станциями, подтвердили крайнюю разреженность марсианской атмосферы. Атмосферное давление у поверхности Марса не превышает 700 Па (0,007 атм), т. е. примерно такое же, как на высоте около 40 км над земной поверхностью, но в низинах доходит до 1000 Па (0,01 атм). При таком низком атмосферном давлении вода может существовать только в виде пара, снега и льда.' В атмосфере планеты содержится до 95% углекислого газа, около 2% азота, 0,3% кислорода и примерно 0,01% водяных паров. Хотя водяные пары присутствуют в атмосфере Марса в ничтожном количестве (в 1000 раз меньше, чем в земной атмосфере), но заметное различие их содержания над разными участками поверхности планеты заставляет думать о возможности их поступления из ее грунта, глубоко под которым могут залегать резервуары воды. Такое убеждение укрепилось после пролетов «Ви-кинга-2» в августе 1976 г. над северным полушарием планеты, где в это время было лето. «Викинг-2» зарегистрировал резко повышенное содержание водяных паров над северной полярной шапкой и .установил, что шапка состоит из смеси твердой углекислоты и водяного льда, свидетельствующего о наличии на планете грунтовых вод. Эта же космическая станция зафиксировала густые облака, окутывающие горные вершины, и плотный туман в горных долинах. Судя по всему, облака состоят из мелких ледяных кристалликов. Поверхность Марса в месте посадки спускаемого бдока станции «Викинг-1». (Хорошо видны песчаные дюны и множество камней.) 91 в разреженной марсианской атмосфере временами возникают сильные ветры, скорость которых иногда достигает 50 м/с. Они вызывают мощные пылевые бури, поднимающиеся на высоту до 20 км. В это время с Земли наблюдается сильное помутнение вида планеты. Кроме того, ветры приводят к образованию на равнинах песчаных дюн и волн, хорошо различимых на фотографиях, переданных искусственными спутниками планеты. Исследования Марса космическими станциями не дали положительного ответа на вопрос об органической жизни на планете. / У Марса обнаружено магнитное поле, в 500 раз более слабое, чем магнитное поле Земли, причем его полярность противоположна полярности земного поля, т. е. северный магнитный полюс расположен в северном полушарии планеты, а южный — в южном полушарии. Магнитное поле над дневной стороной планеты простирается до расстояния 2000 км от ее поверхности, а над ночной стороной — до 9500 км. Магнитное поле заставляет предполагать, что в недрах Марса должно быть не очень плотное и частично расплавленное железистое ядро радиусом до 1500 км и массой менее 9% от массы самой планеты. Марс имеет два естествен- ных спутника — Фобос и Деймос*, открытых американским астрономом А. Холлом в августе 1877 г. Эти спутники видны лишь в сильные телескопы. Оба спутника сфотографированы (рис. 50) космическими станциями. Они оказались бесформенными глыбами размерами 27x21 X 19 км (Фобос) и 15X12X8 км (Деймос). Поверхность 'спутников покрыта кратерами диаметрами от 50 м до 10 км, несомненно являющимися результатом метеоритных ударов, так как в недрах малых тел вулканическая деятельность невозможна. Видимые с поверхности Марса угловые размеры Фобоса в полной фазе не превышают 14', а его блеск равен — 9,0'^', поэтому вид Фобоса в этой фазе несколько напоминает Луну в фазе первой четверти, наблюдаемую с Земли. Деймос же в полной фазе выглядит яркой звездой — 5,2'”, т. е. он в 2 раза ярче Венеры в наибольшем блеске ( — 4,4'”), а его угловой диаметр почти не различим невооруженным глазом, так как близок к 2' Спутники движутся в плоскости, наклоненной к экватору планеты лишь на 2,7°. Фобос обращается вокруг Марса с периодом в 7“39,2“, на среднем расстоянии 9400 км, т. е. на высоте около 6000 км над поверхностью планеты. За один оборот планеты вокруг оси он успевает более трех раз обе- * В греческой мифологии Фобос (Страх), Деймос (Ужас) спутники бога войны Ареса (в римской мифологии — Марса). 92 жать вокруг нее в прямом направлении. При каждом своем обращении он полностью меняет фазы. Движение Фобоса на фоне звездного неба Марса настолько быстрое, что заметно невооруженному глазу, так как за одну минуту времени он смещается к востоку примерно на 47', т. е. на 1,5 диаметра лунного диска, видимого с Земли (вспомним, что Луна в небе Земли смещается к востоку на 0,5° за 1 час (или на 0,5' за одну минуту времени)) Среднее расстояние Деймоса от Марса составляет 23500 км, а период обращения его равен 1,262 суток, или 30Л8“, т. е. он по небу перемещается с запада к востоку, но несколько медленнее вращения планеты. Угловая скорость обращения Деймоса 11,9° в час, а угловая скорость вра- Рис. 50. Спутники Марса Фобос (слева) и Деймос (справа). щения Марса 14,6° в час. Следовательно, Деймос очень медленно смещается относительно поверхности Марса к западу на 2,7° за час и в то же время заметно для невооруженного глаза перемещается на фоне звездного неба к востоку почти на 12' за одну минуту времени. Легко вычислить, что Деймос проходит над определенным местом поверхности планеты через каждые 131,4"* Восходя на востоке, он медленно поднимается над горизонтом в направлении к западу и только почти через 66 ч заходит за горизонт. За это время на планете проходит более двух с половиной солнечных суток, и, таким образом, Деймос восходит и заходит не каждый день, но зато в среднем за 30"*2Р полностью меняет фазы. 93 ЮПИТЕР Юпитер (см. цветную вклейку IV) настолько велик, что его масса почти в 2,5 раза превышает суммарную массу остальных планет и в 318 раз больше массы Земли. Видимый диск Юпитера — это верхние слои его протяженной атмосферы. Даже в небольшие телескопы хорошо заметно сжатие планеты вдоль ее оси вращения, равное ‘/le, т. е. экваториальный диаметр диска в 1,07 раз больше полярного. Экваториальный радиус планеты R = 7l 400 км и в 11,2 раза превосходит радиус Земли. Ускорение свободного падения на планете в 2,67 раза больше земного, а критическая скорость на ней равна 60,4 км/с. Юпитер, как и Земля, вращается с запада к востоку, причем его ось вращения отклонена от перпендикуляра к плоскости его орбиты всего лишь на 3°07' Значительное сжатие Юпитера объясняется быстрым вращением, имеющим зональный характер: экваториальная зона вращается с периодом 9‘"50,5“, а умеренные зоны с периодом 9‘"55,7'*, т. е. медленнее. Это подтверждает газовую природу диска планеты, на котором хорошо видны темные полосы и пятна (см. цветную вклейку IV). Они представляют собой своеобразные облака, порождаемые потоками газа в атмосфере. Наиболее интенсивны две широкие экваториальные полосы, вытянутые вдоль экватора, где скорость газовых течений достигает 100 м/с. Быстрое зональное вращение и малая средняя плотность планеты, равная 1,33 г/см^, привели к мысли о газообразном состоянии Юпитера и об отсутствии у него твердой поверхности. В 1950— 1951 гг. советские астрофизики акад. В. Г Фесенков и проф. А. Г Масевич теоретически доказали, что физические характеристики Юпитера и других планет-гигантов вполне объяснимы, если принять, что они состоят примерно на 75—85% из водорода, 25— 15% гелия и небольших примесей более тяжелых химических элементов. В глубоких недрах планет-гигантов температура может достигать десятков тысяч кельвинов, а из-за колоссального давления водород должен находиться в жидком и даже, может быть, в особо уплотненном состоянии (фазе), называемом металлическим, при котором он становится хорошим проводником тока. Но наземные наблюдения Юпитера не обнаружили гелия в его атмосфере. Пролетевшие на расстояниях около 130 000 и 43 000 км соответственно от поверхности Юпитера американские автоматические станции «Пионер-10» (декабрь 1973 г.) и «Пионер-11» (декабрь 1974 г.) обнаружили в его атмосфере гелий, линии которого в спектре планеты слабы и с Земли не наблюдаются. Таким образом, теоретические расчеты советских астрофизиков подтверди- 94 лись наблюдениями вблизи планеты. По современным сведениям, масса Юпитера состоит примерно из 74% водорода, 20% гелия и 6% тяжелых химических элементов, находящихся в недрах планеты. Наружный водородно-гелиевый слой, называемый атмосферой, простирается на глубину до 6000 км, или 0,087? (радиуса планеты) и содержит незначительные примеси метана, аммиака, цианидов и водяных паров. Температура верхних слоев атмосферы близка к —130°С, давление в них приближается к 10^ гПа (1 атм), а плотность — около 10“^ г/см^ С глубиной все эти величины возрастают, и в нижних слоях атмосферы водород и гелий находятся в смешанном газово-жидком состоянии. На глубине около 24 000 км (0,357?) температура повышается до 11 000 К, давление — до 3 • 10^ гПа (3 X ХЮ® атм) и под этим колоссальным давлением плотность водорода резко увеличивается до 0,7—0,8 г/см^, он переходит в жидкую металлическую фазу и становится электропроводным. На глубине около 0,947? (66000 км), где температура близка к 25 000 К и давление — к 2-10‘“ гПа (2х ХЮ^ атм), расположена граница ядра планеты. Ядро находится в сверхплотной (3— 4г/см^) жидкой фазе и состоит из водорода и гелия с примесями силикатов, железа и никеля. Его диаметр не превышает 9000—10 000 км. В центре ядра давление достига- ет 8«10“^ гПа (8-10^ атм), а температура — около 30 000 К. Юпитер получает от Солнца тепла в 27 раз меньше, чем Земля, и верхние слои его атмосферы, отражая 45% получаемой энергии, должны были бы иметь температуру около — 160°С. Но температура, измеренная «Пионером-10» на дневной и ночной стороне планеты, оказалась близкой к — 130°С, так как горячие недра Юпитера излучают тепла в 2 раза больше, чем он получает от Солнца. Жидкие недра и быстрое вращение планеты породили у нее магнитное поле, которое более чем в 50 раз сильнее магнитного поля Земли. Ось магнитного поля планеты отклонена от оси ее вращения на 11° Магнитосфера Юпитера простирается почти до 6-10^ км (около 80^), и в ней образуются радиационные пояса протяженностью до 2,5-10® км (примерно 357?) и в 40 000 раз интенсивнее земного радиационного пояса. Наиболее мощный пояс расположен в зоне от 1,5 до 6 радиусов планеты (428 000 км), и именно эта зона является главным источником мощного радиоизлучения Юпитера, обнаруженного наземными наблюдениями еще в 1955 г. и уступающего по воспринимаемой мощности лишь радиоизлучению Солнца. В южном полушарии Юпитера выделяется большое устойчивое образование овальной формы и розового цвета, известное под названием Красного Пятна (см. цветную вклейку IV). Его размеры 95 близки к 35 000 км по долготе и до 14 000 км — по широте, а интенсивность постоянно меняется, и бывают годы, когда оно плохо различимо. Атмосферные течения обтекают его со всех сторон. На фотографиях, полученных космическими аппаратами «Пионер-11» и «Вояджер-1» (пролетевшим в начале марта 1979 г. на расстоянии около 300 000 км от планеты), четко видны циклонные вихри. Красное Пятно — это устойчивый ураганный вихрь в атмосфере планеты. Обнаружены подобные пятна и меньших размеров, в частности Белое Пятно с поперечником в 16 000 км. В 1960 г. профессор Киевского университета С. К. Всех-святский предсказал наличие у Юпитера тонкого кольца, состоящего из мелких камней и пыли, окружающего его экватор. 4 марта 1979 г. кольцо сфотографировано «Воядже-ром-1», а 10 июля 1979 г.— «Вояджером-2». Внешний радиус кольца близок к 126000 км. Кольцо очень тонкое, обращено к Земле ребром и поэтому с Земли не видно. К настоящему времени у Юпитера обнаружено 16 спутников — все твердые тела, из которых четыре наиболее круп- ные и шарообразные сравнимы по размерам и массе с Луной. Эти четыре спутника были открыты еще Галилеем в январе 1610 г. и видны даже в бинокль. Скорость их вращения вокруг осей равна скорости обращения вокруг Юпитера, т. е. они всегда повернуты к нему одним полушарием (как Луна к Земле) и обращаются в плоскости его экватора в прямом направлении по почти круговым орбитам. Им присвоены имена, заимствованные из древнегреческой мифологии: Ио (божество Луны), Европа (божество земледелия), Ганимед (любимец и виночерпий Зевса) и Каллисто (возлюбленная Зевса, превращенная им в созвездие Большой Медведицы). По своим размерам Ганимед больше Меркурия, а Каллисто почти равен ему. Спутник Ио — единственный в Солнечной системе вулканически активный спутник: на нем обнаружено семь действующих вулканов, выбрасывающих газы и пыль до 200 км в высоту (рис. 51). Поверхности спутников покрыты множеством кратеров, протяженных складок и трещин, а поверхность Ио залита еще и вулканической лавой. No Название Блеск, т Расстояние от Юпитера, 10' км Период обращения, сутки Диаметр Масса, в массах Луны км в диаметрах Луны I Ио 5,0 421,6 1,769 3630 1,04 1,21 II Европа 5,3 670,9 3,551 3140 0,90 0,66 - III Ганимед 4,6 1070 7,155 5260 1,51 2,02 IV Каллисто 5,6 1880 16,689 4800 1,38 1,44 96 Рис. 51. Действующий вулкан на Ио (слева); потоки лавы от его жерла (справа). Остальные спутники имеют размеры от 10 до 280 км и неправильную форму. Они занумерованы в порядке последовательности открытия, и поэтому их номера не соответствуют расстояниям от планеты. Два самых близких к планете спутника, XIV Адрас-тея и XVI Метис, обращаются по сходным круговым орбитам радиусом в 128 000 км за 7‘'05'^. Четыре далеких спутника (XII Ананке, XI Карме, VIII Пасифе и IX Синопе) движутся в обратном направлении по сильно вытянутым и значительно наклоненным ор- битам. Наиболее удаленный IX спутник обращается с периодом в 758 суток на среднем расстоянии в 2,37-10^ км. Весьма вероятно, что далекие спутники захвачены Юпитером из пояса астероидов. При своем движении близкие спутники погружаются в тень планеты (затмения спутников), скрываются за планетой (покрытия спутников), проходят перед ней (прохождения спутников) и отбрасывают тень на ее диск. Эти явления хорошо видны даже в небольшие телескопы. САТУРН Эта планета (см. цветную вклейку IV) более других планет-гигантов похожа на Юпитер. Ее масса в 95 раз и экваториальный радиус (60370 км) в 9,5 раза превышают земные, а сжатие составляет 1:10,^. е. полярный радиус в 8,5 раза больше земного. Ускорение силы тяжести на Сатурне в 1,15 раза превышает земное, а критическая скорость равна 37 км/с. Ось вращения планеты наклонена под углом в 26°45', и если бы она по своей природе походила на Землю и находилась значительно ближе к Солнцу, то на ней сменялись бы сезоны года. Но структура Сатурна такая же, как у Юпитера, и он тоже вращается зонально с периодами в 10‘'14“ (экваториальный пояс) и в 10*^39“ (умеренные пояса). О газообразной структуре пла- 4 Зак. 1841 М. М. Дагаев 97 неты свидетельствует и ее небольшая средняя плотность, равная 0,69 г/см^, т. е., образно говоря, если бы Сатурн оказался в воде, то он плавал бы на ее поверхности. Из-за меньшей (в сравнении с Юпитером) массы давление в недрах Сатурна нарастает медленнее, и, по-видимому, слой жидкого водорода в смеси с гелием начинается на глубине, равной половине радиуса планеты, где температура достигает 10 000°С, а давление — 3•10^ гПа (3-10^ атм) Ниже, на глубине 0,7—0,8 радиуса, имеется слой металлической фазы водорода, электрические токи в котором порождают магнитное поле планеты, а под этим слоем находится расплавленное силикатно-металлическое ядро, масса которого в 9 раз больше массы Земли, или почти 0,1 массы Сатурна. Сатурн получает от Солнца в 92 раза меньше энергии, чем Земля, кроме того, 45% этой энергии он отражает Поэтому температура его верхних слоев Рис. 52. Спутник Сатурна Мимас. должна быть около — 190°С, но она близка к — 170°С. Объясняется это тем, что из горячих недр планеты поступает тепла в два раза больше, чем от Солнца. Радиоизлучение Сатурна сравнительно небольшое, что свидетельствует о наличии у него магнитного поля и радиационного пояса, более слабых, чем у Юпитера. Это подтверждено автоматической станцией «Пионер-11», которая 1 сентября 1979 г. пролетела на расстоянии 21 400 км от поверхности Сатурна и обнаружила его магнитное поле, ось которого почти совпадает с осью вращения планеты. Радиационный пояс состоит из нескольких зон, разделенных широкими полостями, не содержащих электрически заряженных частиц. У Сатурна обнаружено 17 спутников с поперечниками от 34 до 5150 км. Как и у Юпитера, эти спутники занумерованы в порядке последовательности их открытия. Крупные спутники имеют шарообразную форму. Самый большой, шестой спутник— Титан (8,4"') виден в телескопы школьного типа. Он почти в полтора раза больше Луны по диаметру, окружен плотной азотной атмосферой и обращается вокруг Сатурна за 15*22‘'48'^ на среднем расстоянии 1 221 900 км. Самый близкий к планете XVII спутник Атлас, диаметром 40 км, отстоит от планеты на среднем расстоянии 137 700 км и обращается вокруг нее с периодом в 14''27“ На фотографиях, получен- 98 Рис. 53. Тонкая структура колец Сатурна. ных автоматическими станциями, видно, что поверхности крупных спутников покрыты множеством кратеров самых различных размеров. Так, на первом спутнике Мимасе (диаметром 390 км) наибольший кратер имеет диаметр 130 км (рис. 52), а на третьем спутнике, Тефии (диаметром 1060 км) —около 400 км! Подавляющее большинство кратеров явно ударного происхождения. Все спутники Сатурна обращаются вокруг него в прямом направлении, и только самый далекий, девятый спутник Феба (диаметр 220 км), отстоящий от планеты почти на 13 млн. км, имеет обратное движение и завершает один оборот по орбите за 550 суток. У Сатурна имеется кольцо, открытое еще в 1656 г. голландским физиком X. Гюйгенсом (1629—1695), а точнее, семь концентрических тонких плоских колец, которые отделены друг от друга темными промежутками и обращаются вокруг планеты в плоскости ее экватора. В небольшие телескопы видны только два кольца и темный промежуток между ними, называемый щелью Кассини, по имени французского астронома Д. Кассини (1625—1712), обнару- жившего этот промежуток в 1675 г. Внешнее кольцо, обозначаемое буквой А, менее ярко, чем отделенное от него щелью Кассини кольцо В (см. цветную вклейку IV), внутри которого находится третье кольцо С, из-за своей малой яркости называемое креповым и видимое только в сильные телескопы; оно отделено от кольца В делением Максвелла, предсказанным в 1943 г французским астрономом О. Дольфюсом и обнаруженным «Пионером-11». Внешние и внутренние радиусы этих колец соответственно равны 138 000 и 120 000 км (А), 116 000 и 90 000 км (В), 89 000 и 72 000 км (С). Еще в 1895 г. А. А. Бело-польский (1854—1934) в России и Д. Килер (1857— 1900) в США установили, что кольца обращаются вокруг планеты в соответствии с третьим законом Кеплера: внешний край кольца А — со скоростью 16,6 км/с (период обращения 14*^30“), а внутренний край кольца В — со скоростью 20,5 км/с (период обращения 7‘'42“). Это доказывает, что кольца не сплошные, а имеют метеоритную структуру, т. е. состоят из мири адов твердых частиц различных размеров от нескольких сантиметров до 99 1—2 м. Фотографии, переданные «Вояджером-1», показывают детальную структуру колец планеты: они состоят из сотен тонких колец, разделенных узкими промежутками (рис. 53). Толщина колец не превышает 2 км. Сохраняя свое направление в пространстве, кольца через каждые 14,7 года (половина периода обращения Сатурна вокруг Солнца) бывают повернуты к Земле ребром и не видны; только их тень узкой темной полоской падает на диск планеты. Это явление называется исчезновением колец. Последнее их исчезновение было в 1980 г., а очередное произойдет в 1994 г. УРАН, НЕПТУН И ПЛУТОН По своим физическим свойствам Уран и Нептун сходны друг с другом. Видимая поверхность (диск) каждой планеты представляет собой плотные слои протяженной атмосферы, состоящей из молекулярного водорода (50%), гелия (15%), метана (20%) и аммиака (не менее 5%), находящегося в стадии насыщения, т. е. часть его присутствует в жидком и даже кристаллическом виде. По условиям обогревания солнечными лучами температура атмосферы Урана должна быть близкой к — 220°С, а Нептуна к — 230°С. Однако по радиоизлучению планет температура Урана оказалась равной — 150°С, а Нептуна — близкой к — 170°С и повышается в глубинных слоях, что свидетельствует о горячих недрах этих планет. Радиус Урана равен 25 700 км (4 радиуса Земли), масса почти 14,6 земной массы, средняя плотность 1,3 г/см^, а период вращения вокруг оси близок к ISMS'* Плоскость экватора планеты образует с плоскостью ее орбиты угол е = = 82°, но планета вращается в обратном направлении (с востока к западу), и поэтому наклон оси ее вращения считается равным 98°, т. е. полюсы планеты отстоят от плоскости ее орбиты всего лишь на 8° (рис. 54). Вспомним, что плоскость экватора Земли наклонена к плоскости ее орбиты на угол е = 23°26', поэтому на протяжении года склонение Солнца изменяется в пределах от + 23°26' до —23°26', тропики расположены на географической широте фт = е= =F23°26', а полярные круги на широте фп = =р(90-е)=±66°34' Применяя к Урану определение тропиков (фт=±е) и полярных кругов [фп= =F(90° — — е)], легко видеть, что на Уране тропики расположены в 8° от полюсов планеты (фт==Ь82°), а полярные круги — в 8° от ее экватора (фп==ь8°). За период обращения Урана вокруг Солнца, равный 84 земным годам, склонение Солнца меняется в пределах от +82° до —82°, 100 ЮК СК Рис. 54. Освещение Урана Солнцем в дни равноденствий {I и 3) и солнцестояний (2 и 4); с — северный полюс; ю — южный пол1бс; э»—экватор; ст — северный тропик (ф=-|-82°); ют—южный тропик (ф=—82°); ск — северный полярный круг (ф=-|-8°); ЮК—южный полярный круг (ф=—8°) И Солцце последовательно проходит в зените зоны планеты с широтой от +82° до —82°, а полярные дни и ночи распространяются от полюсов вплоть до широты ф= ±8° В марте 1977 г. и в апреле 1978 г. фотоэлектрическими наблюдениями покрытий слабых звезд Ураном у него обнаружено девять темных пылевых колец, не видимых в телескопы. 24 января 1986 г. автоматическая станция «Вояд-жер-2» пролетела в 81 000 км от поверхности Урана и открыла у него еще одно, десятое кольцо. Все кольца очень узкие, шириной от 2 до 5 км, и лишь у одного ширина близка к 70 км, а их толщина не превышает 1 км. Кольца состоят из пыли и твердых частиц размерами до 1 м. Кольца отделены друг от друга широкими промежутками и обращаются вокруг планеты в плоскости ее экватора. Ближайшее к планете кольцо радиусом 42 000 км (1,657? радиуса планеты) обращается с периодом 6‘'37“, а -самое внешнее радиусом около 51400 км (2,02^)—с периодом 8*^26*^ Наличие колец у Урана тоже было предсказано С. К. Всехсвятским. Та же автоматическая станция обнаружила у Урана магнитное поле, примерно в 1,2 раза слабее земного и простирающееся от планеты на 18 ее радиусов (457 000 км). Ось магнитного поля наклонена к оси вращения планеты приблизительно на 60° Имеется у Урана и радиационный пояс В глубине атмосферы планеты 101 найдены метановые облака. Совсем недавно у Урана были известны пять спутников, которые движутся в направлении вращения планеты вблизи плоскости ее экватора по почти круговым орбитам. Самый далекий и второй по величине IV спутник Оберон (диаметр 1550 км) обращается за 13*12,2*^ на среднем расстоянии 583,4 тыс. км от планеты, а наименьший из них, считавшийся наиболее близким, V спутник Миранда (диаметр около 480 км) —за Р11,0‘^ на среднем расстоянии в 129,900 км. Но в январе 1986 г. «Вояджер-2» открыл еще 10 небольших спутников размерами от 40 до 170 км, причем все они обращаются вокруг Урана внутри орбиты Миранды и тоже вблизи плоскости экватора планеты. Так что теперь число известных спутников Урана достигло 15, причем самый близкий к планете XIII спутник Корделия обращается вокруг нее за 8‘^19"' на среднем расстоянии 49 800 км. У Нептуна радиус равен 24 300 км (3,81 радиуса Земли), масса 17,2 земной массы и средняя плотность 1,72 г/см^ Ось вращения наклонена на угол в 29°, и планета вращается в прямом направлении с периодом в 17М8'', а обращается вокруг Солнца почти за 165 лет. У Нептуна два спутника. Близкий и наиболее крупный. Тритон, обращается с периодом в 5^2 ГОЗ"' в обратном направлении по круговой орбите радиусом 355 300 км, наклоненной к экватору пла- неты на 159° Диаметр спутника оценивается примерно в 3500 км. Дальний спутник, Нереида (диаметр около 400 км), обращается в прямом направлении за 360 суток по очень вытянутой эллиптической орбите с большой полуосью в 5 510 000 км и эксцентриситетом 0,75. О физической природе Плутона известно очень мало. Он вращается вокруг оси в обратном направлении (как Уран и Венера) с периодом в 6^9,4\ а обращается вокруг Солнца за 248 лет. Плоскость экватора планеты образует с плоскостью ее орбиты угол в 65°, но из-за обратного вращения принимается равным 115° 22 июня 1978 г. американский астроном Дж. Кристи открыл у Плутона спутник, названный Хароном, отстоящий от планеты на расстоянии в 17 000 км и обращающийся вокруг нее в плоскости ее экватора с периодом в 6^9,4^ т. е. равным периоду вращения Плутона. Следовательно, оба тела повернуты друг к другу одними полушариями, и Харон постоянно находится в зените одной из точек экватора планеты. Вычисленная по обращению Харона масса Плутона оказалась поразительно малой, всего лишь около 0,0015 массы Земли, т. е. примерно в 8 раз меньше массы Луны, а у Харона — еще в 2 раза меньше! Диаметр Плутона равен 2200 км, а Харона близок к 1300 км, так что оба тела можно считать двойной планетой. ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ЗВЕЗД ГОДИЧНЫЙ ПАРАЛЛАКС И РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЕЗД Еще Н. Коперник понимал, что расстояния до звезд можно вычислить, если удастся измерить их годичное параллактическое Смещение, вызываемое обращением Земли вокруг Солнца (рис. 55). Но в эпоху Коперника не было даже простейших телескопов, а невооруженным глазом параллактические смещения звезд не обнаруживаются. Поэтому Коперник пришел к выводу, что звезды удалены от Земли более чем в 1000 раз дальше Солнца. Первые попытки обнаружить параллактическое смещение были предприняты английским астрономом Дж. Брад-леем (1693—1762), который с середины декабря 1725 г. по декабрь 1726 г. систематически измерял зенитное расстояние звезды Y Дракона (2,4"*) в моменты ее верхней кульминации. надеясь таким образом обнаружить ее параллактическое смещение. Однако обнаружить его Брадлею не удалось. Лишь через сто с лишним лет, в 1835—1837 гг., эту задачу впервые в мире удалось ре- шить русскому астроному В. Я. Струве. На протяжении почти двух лет он тщательно измерял угловое расстояние яркой звезды Веги (а Лиры) от соседних с ней очень слабых звезд и сумел обнаружить и оценить ее параллактическое смещение, а по нему вычислить ее расстояние от Солнца. Измерение параллактического смещения звезд хотя и очень трудоемко, но является самым надежным, фундаментальным способом определения их расстояний. Естественно, что это смещение заметно только у сравнительно близких звезд, и по идее, высказанной еще в 1892 г. голландским астрономом Я. Каптей-ном (1851 —1922), в настоящее время оно определяется по четырем фотографиям звездного неба, полученным на протяжении года через интервалы времени в три месяца. На фотонегативах смещение измеряется тысячными долями миллиметра, по масштабу фотоснимка переводится в се- 103 годичным параллаксом’**, оно обычно обозначается греческой буквой п (пи). Следовательно, можно сказать, что годичный параллакс звезды представляет собой наибольший угол, под которым с нее видна большая полуось земной орбиты. Тогда расстояние до звезды а<| sin л Годичные параллаксы звезд очень малы, они оцениваются десятичными долями секунды дуги. Поэтому синусы этих углов можно заменить самими углами, выразив их в радианах, т. е. sin д = д/206 265", тогда 206 265"ао (5.1) Рис. 55. Параллактическое смещение звезды: С — Солнце; S — звезда в пространстве; S| — S4 — видимые положения звезды на небе из положений Т\ — ^4 Земли на орбите; Оо=1 а. е. Годичный параллакс л. кунды дуги и оказывается необычайно малым — десятые и сотые доли секунды, хотя на чертежах, ради наглядности, изображается непомерно большим (см. рис. 55). Базисом для вычисления расстояний до звезд служит среднее расстояние Земли от Солнца, или большая полуось земной орбиты ао=1 а. е. Половина параллактического смещения звезды называется ее где ао==1 а. е., а я — обязательно выражено в секундах дуги. В. Я. Струве нашел, что годичный параллакс Веги л = = 0,125" (современное значение л = 0,123") и, следовательно, ее расстояние от Земли 206 265^^1 а.е. 0,125" 1650000 а.е. Даже у самой близкой яркой звезды Толимана (а Центавра) годичный параллакс л = 0,750", т. е. ее расстояние г = 206 265"-1 а. е. 0,750" = 275000 а. е. Более близких звезд нет, так что расстояние от Земли до Солнца (ао=1 а. е.) в * Часто слово «годичный» опускается, так как суточных параллаксов звезды не имеют. 104 сравнении с расстоянием даже до ближайшей звезды ничтожно мало, поэтому абсолютно безразлично, отсчитывать ли расстояния до звезд от Земли или от Солнца. В отличие от бытующего мнения о больших «астрономических» числах, астрономы не любят громоздких чисел, так как они могут привести к ошибкам в вычислениях. Поэтому для измерения расстояний до звезд астрономами введена специальная единица длины, Названная парсеком (пк), от слов «параллакс» и «секунда»: 1 пк = 206 265 а. е. Тогда, согласно формуле (5.1), расстояние в - парсеках ^ л (5.2) где л — по-прежнему выражено в секундах дуги. Отсюда видно, что парсек — это такое расстояние, с которого большая полуось земной орбиты видна под углом в 1" Но таких близких звезд пока не обнаружено. Годичные параллаксы, измеренные по параллактическому смещению, часто называют тригонометрическими параллаксами. Современная наземная астрономическая аппаратура позволяет уверенно измерять тригонометрические параллаксы до 0,0Г', т. е. надежно определять расстояния до 100 ПК и неуверенно — до 200 ПК. Эти ограничения в основном порождаются нестабильностью зеленой атмосферы, при- водящей к размыванию изображений звезд на фотографиях. Расстояния до еще более далеких объектов вычисляются менее точно иными способами, о чем будет сказано ниже, но в основе их лежат знания тригонометрических параллаксов сравнительно близких звезд. Для измерения расстояний, превышающих 1000 пк, используются более крупные единицы: 1 килопарсек (кпк) = = 10^ ПК и 1 мегапарсек (Мпк) = 10^ кпк=10® ПК. В популярной литературе и реже — в науке расстояния до звезд и других далеких небесных объектов выражаются также в световых годах (св. г.), показывающих, за сколько лет свет, излученный объектом, достигает Земли или Солнца (что по расстоянию одинаково). Световой год — это путь, проходимый светом за 1 год. Его значение легко подсчитать по значению скорости света с = 299 790 км/с и числу секунд в году / = = 3,156*10^ с, т. е. 1 СВ. г.= = 299790 км/с.3,156.10" с = = 9,46.10'^ км. Поскольку ао=1 а. е.= = 149 600 000 км, то 1 пк = = 206 265.149 600 000 км = = 3,086.10'^ км, следовательно, 1 пк=30,86.10‘^:9,46.10‘2 = = 3,26 СВ. г. Таким образом, по годичному параллаксу и формуле (5.2) расстояние вычисляется в парсеках, а затем уже переводится в световые года. Предложим читателю самостоятельно вычислить расстояния в парсеках и световых годах звезд Веги и Толимана, параллаксы которых приведены на с. 104. 105 к настоящему времени тригонометрические параллаксы определены примерно у 7500 звезд ярче 7,5'”, хотя среди них есть несколько десятков более слабых, но близких звезд. Однако вполне надежно параллаксы измерены только у 340 звезд. Подавляющее же большинство звезд настолько удалено от нас, что измерить их тригонометрические параллак- сы пока не удается. Когда будет выведена на околоземную орбиту космическая обсерватория «Гиппаркос», то представится возможность измерить параллаксы у 64 000 звезд до O'” и у ряда близких звезд до 11'”, так как аппаратура этой станции сможет надежно измерять параллаксы до 0,002" АБСОЛЮТНАЯ ЗВЕЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА И СВЕТИМОСТЬ ЗВЕЗД До сих пор мы говорили о блеске небесных светил, воспринимаемом с Земли, и оценивали его в звездных величинах. Но эти звездные величины, часто называемые видимыми, ничего не говорят о действительном, истинном излучении звезд, которые разбросаны в пространстве на самых различных расстояниях. Чтобы узнать истинное излучение, или светимость, звезд, необходимо поступить так же, как действует физик в лаборатории, когда хочет сравнить излучение двух разных источников света: он располагает их на одинаковом расстоянии от измерительного прибора (фотометра) и по его показаниям определяет, во сколько раз один источник ярче другого. Астрономы не в силах расположить звезды на одинаковом расстоянии от Земли, но они в состоянии вычислить их звездную величину при условном их удалении на какое-то определенное, или стандартное, расстояние. За такое стандарт- ное расстояние принято го= = 10 ПК лишь потому, что при нем получаются наиболее простые формулы для вычислений. Звездная величина, которую звезда имела бы при расстоянии в 10 пк, называется абсолютной звездной величиной; она обозначается буквой М и вычисляется по видимой звездной величине т и действительному расстоянию г звезды, выраженному в парсеках. Обозначим через. Е доходящее до Земли с расстояния г излучение звезды, измеренное ее видимой звездной величиной т, а через Ео — излучение звезды с расстояния го=10 ПК, определяемое ее абсолютной звездной величиной М. Тогда по формуле Погсона (1.11) Ig = 0,4(М — m). Согласно законам физики, доходящее до наблюдателя излучение обратно пропорционально квадрату расстояния, так что 106 £о = -^, или lg-^=21gro —21gr, Со откуда 0,4(М — т)=2 Ig Го —2 Ig г Разделив это равенство на 0,4 и помня, что Ig ro = lg 10 = 1, окончательно получим Л4 = т + 5—-51g г, (5.3) где расстояние г обязательно выражено в парсеках. Заменив в выражении (5.3) расстояние г годичным параллаксом л из формулы (5^2), найдем Л4 = АП-|-5-|“51g л, (5*4) причем в эту формулу л подставляется обязательно в секундах дуги. По формулам (5.3) и (5.4) вычисляется абсолютная звезд- ная величина М в той же системе, в которой дается видимая звездная величина т (визуальная т^, фотографическая Шр, болометрическая Шьу желто-зеленая V, синяя fl, ультрафиолетовая U), что отмечается у М теми же индексами. Разность (т — М) между видимой и абсолютной звездными величинами называется модулем расстояния, так как она позволяет вычислять расстояния до далеких звезд и других небесных объектов, не имеющих заметного тригонометрического параллакса. В этом случае абсолютная звездная величина М приближенно определяется по характерным признакам в спектре объекта, и тогда расстояние в парсеках вычисляется по формуле lgr = 0,2(m--M)+l. (5.5) Вычислим абсолютную визуальную М,. звездную величину Солнца по его видимой визуальной звездной величине т„=—26,78'” Так как расстояние между Солнцем и Землей г=ао=1 а. е., а формула (5.3) требует подстановки в нее расстояния в парсеках (1 пк = 206 265 а. е.), то расстояние до Солнца г= 1/206 265 ПК, и следовательно, согласно формуле (5.2), годичный параллакс Солнца л = 206 265"=! радиану. Используя выражение (5.4), найдем М„ = т, + 5 + 5 Ig л = -26,78 + 5 + 5 Ig206265= -21,78-5-5,314= +4,79'”. Таким образом, с расстояния в 10 пк Солнце выглядит слабой звездой почти 5-й звездной величины. Такие слабые звезды во множестве разбросаны по всему небосводу, и среди них Солнце просто затерялось бы, ничем себя не проявляя. Абсолютная звездная величина позволяет вычислять светимость звезд, т. е. мощность их излучения в сравнении с солнечной. Обозначив мощность излучения звезды через /, а мощность излучения Солнца через / 0, выразим светимость звезды L = /:/. (5.6) и, воспользовавшись формулой Погсона (1.11), получим Ig L = 0,4(Me-M), (5.7) где Мф — абсолютная звездная величина Солнца в той же сис- 107 теме звездных величин, в которой найдена абсолютная звездная величина М звезды. Если же необходимо знать мощность излучения звезды в ваттах, то, согласно формуле (5.6), достаточно найденную светимость звезды умножить на мощность излучения Солнца /© =3,85.10^® Вт«4.10^" кВт. Соотношение светимости двух звезд с абсолютными звездными величинами Mi л М2 легко находится из равенства lg-^ = 0,4(M,-M2). ^ I (5.8) Сравним соотношение визуального блеска и светимости Солнца, Полярной звезды и звезды е Индейца — одной из сравнительно близких звезд созвездия южного полушария неба. У Солнца видимая звездная величина mQ = —26,78'” и абсолютная звездная величина Мq =-|-4,79'” Сведения о звездах: Полярная звезда (индекс 1) Видимая звездная величина mi=2,14'" Годичный параллакс Л| =0,005" Сравнение' блеска Солнца и звезды: Ig (£©:£,) = 0,4(m,-m©) = 0,4(2.14 + + 26,78)= 11,568 и ^=370-10’, т. е. Солнце представляется ярче звезды в 370 млрд, раз! Сравнение светимости Солнца и звезды: Абсолютная звездная величина звезды Л41 =/Т21-}“5-}-5 Ig л I = 2,14-|-5-|-+ 5 1g 0,005 = 7,14-5*2,30=-4,36”', Ig £|=О,4(Л10-М,)=О,4(4,79-|-4,36)= = 3,66 и светимость £|=4570, т. е. в действительности звезда излучает сильнее Солнца в 4570 раз. Соотношение блеска этих же звезд: е Индейца (индекс 2) т2 = 4,73”' Л2 = 0,285" lg(£0 :£2) = 0,4(/П2-т0) = О,4(4,73 + + 26,78)= 12,604 и 4-® =4,02-10'^ £2 т. е. Солнце представляется ярче звезды в 4 биллиона раз! М2 = т2-|-5 + 5 Ig Л2 = 4,73 + 5 + + 5 1 g 0,285 = 9,73 - 5 * 0,545 = 7,00”', Ig £2=0,4(M0 -Л12)=0,4(4,79-7,00)= = -0,884=-1,116 и £2 = 0,13, т. е. в действительности звезда излучает слабее Солнца почти в 8 раз. Ig (£| :£2) = 0,4(m2 — mi) = 0,4(4,73 —2,14)= 1,036 и —=Ц, т. е. Полярная кажется ярче е Индейца в 11 раз. Соотношение светимости звезд: L^ £| Ig—= 0,4(М2 —М|) = 0,4(7,00 + 4,36) = 4,544 и —=35000, т. е. в деиствительнос-£2 £2 ти Полярная звезда абсолютно ярче звезды е Индейца в 35 тыс. раз! Таким образом, мы еще раз убеждаемся в том, что в астрономии всегда приходится отличать видимое от действительного. Подобные расчеты полезно выполнить и для других звезд, указанных в «Школьном астрономическом календаре». 108 Резкое различие в светимости зрезд впервые установил в 1905 г. датский астроном Э. Гер-цшпрунг (1873—1967). Сейчас звезды по их светимости подразделяют на сверхгигантов, гигантов и карликов. Звезды-сверхгиганты излучают в тысячи, десятки тысяч и даже в сотни тысяч раз сильнее Солнца, звезды-гиганты — в сотни раз, а светимость звезд-карли-ков примерно равна солнечной и ниже нее вплоть до сотен тысяч раз. Одной из звезд-сверхгигантов высокой светимости является слабая на вид голубоватобелая звезда Скорпиона, блеск которой равен 4,9"*, а ее абсолютная звездная величина ■>М=-—9,4"*, т.е. в действительности она абсолютно ярче^^олн-ца в 480 тыс. раз! Солнце принадлежит к карликовым звездам желтого цвета. Самые же слабые известные звезды-кар- лики красного цвета с абсолютной звездной величиной « + 19"* излучают в 580 тыс. раз слабее Солнца. И по своим размерам, как мы увидим дальше, звезды-сверхгиганты и гиганты превышают Солнце, а звезды-карлики — близки к нему и в десятки и сотни раз меньше него. Карликовых звезд в природе значительно больше, нежели гигантов и сверхгигантов, так что наше Солнце не является исключением, а представляет собой звезду средних размеров и средней светимости. Наконец, отметим, что светимость звезд зависит не только от их размеров, но и от температуры их фотосферы. При равных размерах звезд их светимость тем больше, чем выше температура фотосферы, и в прямой зависимости от температуры находится цвет звезд. СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД Когда в начале 80-х годов прошлого столетия фотография прочно вошла в астрономию, ее стали использовать для фотографирования спектров звезд. Чтобы на каждой фотопластинке получить спектры возможно большего числа звезд, директор Гарвардской обсерватории в Кембридже (США) Э. Пикеринг (1846—1919) впервые применил для этой цели предобъек-тивную призму, и к 1886 г. сотрудники обсерватории сфотографировали спектры 10 350 звезд ярче 8"* (Спектры более ярких звезд фотографирова- лись на спектрографе.) Полученные спектрограммы позволили изучить характерные детали спектров. Это изучение показало, что спектры звезд принадлежат к спектрам поглощения (сплошной фон перерезан темными линиями), но отличаются друг от друга. В спектрах одних звезд лучше всего видны линии водорода, в спектрах других — линии гелия, в спектрах третьих — много линий металлов, да и интенсивность этих линий различна, от слабо различимых до очень четких, от широких и размытых — до рез- 109 ких и узких. Необходимо было объединить спектры по их сходным признакам в несколько групп, т. е. создать классификацию звездных спектров, чтобы в дальнейшем не описывать деталей каждого из них в отдельности, а прямо причислять к одной из этих групп, к тому или иному спектральному классу, указывая лишь особенности. Поскольку спектры звезд классифицировались по присутствию и йнтенсивности линий поглощения различных химических элементов, то спектральная классификация получилась чисто эмпирическая. Сначала спектральные классы обозначались буквами латинского алфавита в их строгой алфавитной последовательности: А интенсивные линии водорода, В — интенсивные линии гелия, С — несколько ослабленные линии водорода и т. д., вплоть до класса О. Но более тщательное изучение спектров звезд показало, что многие первоначально выделенные спектральные классы оказались промежуточными между наиболее характерными спектрами, а вид спектра зависит от температуры звезды. Тем самым спектральная классификация получила теоретическое обоснование. В связи с этим половина первоначальных спектральных классов была ликвидирована. Оставшиеся наиболее характер- ные классы расположили в порядке уменьшения соответствующей им температуры звезд, но прежние буквенные обрзна-чения классов сохранилй. В результате осталось лишь1 семь основных спектральных классов, буквенные обозначения которых расположены с нарушением алфавитного порядка. Эта классификация спектров звезд получила название Гарвардской спектральной классификации и используется до настоящего времени. В ней спектральные классы расположены в порядке уменьшения температуры звезд и обозначены буквами латинского алфавита в следующей последовательности: О —В —А —F —G—К—М, причем спекхры наиболее горячих звезд, с высокой температурой и поэтому голубоватого цвета, обозначены буквой О, а спектры наиболее холодных звезд, с низкой температурой и красного цвета,— буквой М. Между ними расположены спектры звезд, цвет которых по мере уменьшения их температуры изменяется от белого к желтому и далее к оранжевому. Таким образом, каждому спектральному классу соответствует определенный показатель цвета: чем ниже температура звезды, тем больше ее показатель цвета. Спектральные классы О, В и А считаются ранними, а F, G, К и М — поздними. Кстати, запоминанию последовательности обозначений спектральных классов хорошо помогают различные мнемонические фразы, одна из которых гласит: «Один бритый англичанин финики жевал как морковку». Здесь каждое слово начинается с буквы, обозначающей спектральный класс. ПО в действительности спектры звезд значительно многообразнее» нем в принятой класси-фика1|1ии, и многие из них являются промежуточными меж-, ду основными спектральными классами. Поэтому спектральные классы» кроме класса О, подразделяют на 10 подклассов» обозначаемых цифрами от 0 до 9. Наиболее характерные основные спектры обозначаются буквами с нулем (ВО, АО» МО), а их подклассы — теми же буквами с цифрами от 1 до 9 (от В1 до В9, от А1 до А9, от F1 до F9 и т.д.)» так что» например, спектр А9 ближе к спектру F0, RU • 1 III I1J ь 7 В5 АО А5 F0 I 11 til ^ iiiiiiiiiiiiiiiMiiiiiiiiiiiiiiiiiiMiii' ™ Ся^иус Tf«vro^ GO мое Пчанумс Процкоч •1|t И I »1Р<1 « Бям91|*1|«» III ИПШОтШ (ill ШИШ I Арипр I А^^бЧрйМ I Б«тмъг«|ой тщм * Инг» Рис. 56. Спектры звезд различных спектральных классов. Ill чем к спектру АО, а спектр К8 ближе к спектру МО, чем к КО. Наше Солнце принадлежит к спектральному классу G, а точнее к G2. В спектральном классе О приняты подразделения только от 05 до 09, так как в спектрах звезд этого класса слишком больших различий не наблюдается. Спектры звезд различных спектральных классов приведены на рисунке 56, а характерные особенности спектров — в таблице. В ней показаны также средние значения основного показателя цвета звезд (B-V). Следует иметь в виду, что все без исключения звезды состоят главным образом из водорода (других химических э;|емен-тов — значительно меньше), поэтому в спектрах всех)звезд присутствуют водородные линии поглощения, но их интенсивность в зависимости от температуры звезды различна. В таблице показаны лишь характерные линии с наибольшей интенсивностью, по которым классифицируются спектры звезд. По этой классификации гарвардские астрономы уже к. 1924 г. классифицировали спектры около 400 тыс. звезд. В настоящее время изучены спектры более 500 тыс. звезд. Спектральная классификация звезд Сим- вол Характерные линии в спектре Типичные звезды Темпе- ратура К Цвет Показатель цвета звезд {В-VI т 0 Ионизованный гелий, многократно ионизованные кислород и азот к Ориона 30 (ЮО Г олубовато-белый -0,40 В Нейтральный гелий, ионизованные кислород и азот Спика 20 000 Голубовато- белый -0,30 А Линии водорода наибольшей интенсивности Вега, Сириус 10 000 Белый 0,00 F Ионизованные металлы: кальций, магний и др. Процион 8 000 Желтоватый + 0,30 G Нейтральные металлы: натрий, магний, железо и др. Капелла, Солнце 6 000 Желтый + 0,60 К Нейтральные металлы и слабые полосы оксида титана (IV) Арктур, Поллукс 4000 Оранжевый + 1.10 М Сильные полосы оксида титана (IV) Антарес, Бетельгейзе 3 000 Красный + 2,0 112 Почему же спектры звезд различны, хотя их химический состав примерно одинаков? Дело В| том, что при температуре оЦоло 3000 К существуют моле^сулярные соединения, которые и вызывают в спектре фотосферы звезды полосы поглощения. При более высокой температуре молекулярные соединения распадаются и соответствующие им спектральные полосы исчезают. Зато хорошо видны линии, свойственные нейтральным металлам, атомы которых возбуждаются и поглощают свет определенных длин волн, соответствующи^-шх природе. При температуре в 6000 К многие металлы ионизуются и поэтому в спектрах появляются линии ионизированных металлов. Атомы же водорода и гелия проявляют себя слабо, так как такая и более низкая температура недостаточна для возбуждения всей водородной и гелиевой массы, и только некоторая часть их атомов поглощает свет. Но если температура фотосферы близка к 10 000 К, то энергии излучения вполне достаточно, чтобы возбуждать почти все атомы водорода, поэтому в спектрах А-звезд водородные линии поглощения особенно интенсивны. При температуре около 20 000 К значительная часть атомов водорода ионизована и спектральные водородные линии поглощения ослаблены. Зато такая температура вызывает активное возбуждение атомов гелия, этим и объясняются интенсивные линии поглощения гелия в спектрах В-звезд. Наконец, при температуре около 30 000 К уже многие атомы гелия ионизованы, а атомы кислорода и азота претерпевают многократную ионизацию, поэтому в спектрах 0-звезд хорошо проявляются спектральные линии, соответствующие этим ионам. Среди горячих звезд спектрального класса О встречаются и такие, в спектрах которых, наряду с линиями поглощения, присутствуют яркие (эмиссионные), порой даже широкие линии водорода, гелия и ионизованного кислорода и азота. Эти уникальные звезды называются звездами Вольфа — Райэ, по имени двух французских астрономов, впервые их исследовавших. Яркие "^линии в спектрах этих звезд объясняются тем, что температура их внешней оболочки (атмосферы) очень высока, иногда достигает 60 000 К и значительно превышает температуру фотосферы, близкую к 15000 К. В звездах Вольфа — Райэ содержится больше гелия, чем водорода. На некоторых четких крупномасштабных спектрограммах звезд замечается небольшое расширение спектральных линий, вызванное вращением этих звезд вокруг осей. В самом деле, свет поступает от всей поверхности вращающейся звезды, в том числе и от ее краев, один из которых удаляется от земного наблюдателя, а другой приближается к нему. Поэтому, вследствие эффекта Доплера, спектральные линии, образованные краями звезды, слегка смещены в противоположные стороны спектра, а те же линии от центральной ее части не смещаются. Это и приводит к из небольшому расширению спектральных линий. Половина ширины такой линии дает ее смещение АХ к одному из концов спектра и позволяет вычислить линейную скорость вращения звезды лх где X — длина волны середины спектральной линии. Оказалось, что линейные скорости вращения экваториальных зон звезд различны, от километра до сотен километров в секунду. Одной из самых быстро вращающихся звезд является звезда ф Персея (спектрального класса В1), блеск ко- торой 4,06"', радиус в 3 раза больше солнечного, а свети-' мость превышает солнечную в 65 раз. Скорость вращения ее экваториальной зоны близка к 500 км/с, в то время как у Солнца она равна 2 км/с. Вьеясни-лось, что звезды спектральных классов О — F вращаются в среднем значительно быстрее, чем звезды типов G — М, скорости вращения которых составляют десятки и менее километров в секунду. Быстрое вращение звезды может привести к истечению вещества с ее поверхности, что и происходит у некоторых массивных звезд спектральных классов О и В. РАДИУСЫ ЗВЕЗД Линейные радиусы звезд можно было бы надежнее всего вычислить, если бы мы смогли измерить их угловые диаметры. Но звезды настолько далеки от Солнца и Земли, что все они выглядят светящимися точками. Однако в 1920 и 1930 гг. известный американский физик А. Майкельсон (1852—1931) и его сотрудник Ф. Пиз (1881 — 1938) сумели измерить угловые диаметры девяти звезд. Для этого они использовали самый крупный в те годы телескоп-рефлектор с диаметром зеркала 2,5 м, установленный в астрономической обсерватории на Горе Вилсона в Калифорнии (обсерватория Маунт-Вилсон). Прикрепив к телескопу соответствующим образом дополнительные плоские зеркала, они превратили его в интерферо- метр — инструмент для измерения угловых дилметров световых источников очень малых размеров. Измеренные угловые диаметры звезд оказались ничтожно малыми: наибольший 0,056" у звезды о Кита (Мира Кита), а наименьший 0,009" у звезды а Кита. Меньших диаметров измерить не удалось. В 1967 г. в обсерватории Нарабри (Австралия) вступил в строй интерферометр Брауна и Туисса, состоящий из двух сферических зеркал диаметром 6,6 м с фотоумножителями в их фокусах. Все измерения осуществляются электронно-вычислительной установкой. Интерферометр может измерять угловые диаметры звезд не слабее 2,5"* На каждое измерение затрачивается несколько десятков часов времени. За 10 лет 114 наблюдений измерены угловые диаметры 50 звезд, из которых наименьший диаметр (0 = = 0,00072") оказался у яркой звезды е Ориона (1,7"'), расположенной в центре «пояса» созвездия Ориона. Для звезд с известным расстоянием г и угловым диаметром 0 линейный радиус что следует из рисунка 57 Так как 0 измеряется в секундах дуги, то D — Lr ^ 2 206 265 ’ где 206 265— число секунд в одном радиане, а г — расстояние до звезд, выраженное в парсеках. Учитывая, что 1 пк = = 206265 а. е. а 1 а. е. = = 1,496-10® км, можно радиус звезды получить в километрах: е R = 1 2 206 265 .206 265-1,496 X R=^ ХЮ®г =7,48-10"0г (5.9) Однако линейные радиусы звезд принято выражать в радиусах Солнца Rq , чтобы выполнять вычисления с менее громоздкими числами. Для этого правую часть равенства (5.9) надо разделить на /?^=6,96Х X 10^ км. Выполнив это деление и заменив, в соответствии с формулой (5.2) значение г годичным параллаксом звезды л, получим /?=107,5-J, (5.10) где 0 и л выражаются в секун- Наблюдатель на Земле Рис. 57. Вычисление линейного радиуса R звезды по ее угловому диаметру В. дах дуги, а R — в радиусах Солнца. Радиусы звезд с неизвестными угловыми диаметрами могут быть вычислены по их светимости и температуре. Вспомним закон Стефана — Больцмана, который гласит, что мощность излучения энергии с единицы noBepxHOCTir нагретого тела пропорциональна четвертой степени его абсолютной темпера-туры,т.е. где о — коэффициент пропорциональности, а 7 — абсолютная температура. Звезды, как и Солнце, излучают со всей своей сферической поверхности, равной 4л^?^, и по- 115 этому мощность излучения звезды / = 4л/?2/ = 4д/?2аЛ а у Солнца /© =4л/?0 /© =4л/?© аГ© , где /?© - радиус, а Г© — абсолютная температура Солнца. Разделив первое равенство на второе и помня, что, согласно формуле (5.6), светимость звезды в светимостях Солнца (Lq =' = i)L = /:/©, а радиусы звезд выражаются в радиусах Солнца (/?© = 1), найдем откуда радиус звезды Можно воспользоваться и показателями цвета звезд. Если использовать основные показатели цвета (В — V), то (даем без вывода, который очень сложен) Л=0,72 (В—V)-0.2Mv+0.51, (^ *2) где Му — абсолютная звездная величина звезды, вычисленная в соответствии с формулой (5.4) по ее фотоэлектрической звездной величине V и годичному параллаксу л. Значения радиусов, вычисленные по формулам (5.10), (5.11) и (5.12),'близки между собой, так что во многих случаях нет необходимости тратить время на трудоемкие измерения угловых радиусов звезд. Для сравнения приводим сведения о трех звездах, угловые диаметры которых измерены интерферометром. Звезды е л R по (5.10) V (B-V) R по (5.12) Вега 0,00324" 0,123" 2,8 0,03'" 0.00'" 2,6 Регул 0,00138 0,039 3,8 1,35 -0,11 3,7 Процион 0,00571 0,288 2,1 0,37 0,42 2,0 Радиусы звезд крайне различны— от 0,003/?© у звезд-кар-ликов белого цвета до 1000/?^ у звезд — красных сверхгигантов. Например, у звезды Бе- тельгейзе (а Ориона) радиус /? = 1000 /?©==4,б5 а. е., что немногим меньше радиуса орбиты Юпитера (а = 5,20 а. е.). ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ И ОПРЕДЕЛЕНИЕ МАСС ЗВЕЗД Наверное, каждый учащийся, наблюдая звездное небо, обратил внимание на среднюю звезду «ручки ковша» созвез- дия Большой Медведицы. Совсем рядом с этой звездой (2,2'”), на расстоянии всего лишь 12' от нее, расположена слабая звез- 116 дочка 4,0"*, которая от близкого соседства с яркой звездой кажется еще слабее. Первая из этой пары звезд обозначена на звездных картах греческой буквой ^ (дзета), а вторая — латинской буквой g. Средневековые арабские астрономы дали им собственные имена, сохранившиеся до сих пор: яркой — Мицар (Конь) и слабой Алькор (Наездник, Всадник). Но даже в небольшой школьный телескоп хорошо видно, что Мицар состоит из двух очень близких звезд с взаимным угловым расстоянием в 14" (рис. 58), которое неразличимо невооруженным глазом* Звезды, двойственность которых обнаруживается в оптические инструменты, называются визуально-двойными звездами, а образующие их — компонентами двойной звезды. При- Рис. 58. Мицар и Алькор в поле зрения телескопа. мерами визуально-двойных звезд являются v Дракона, рЛиры, Мицар и др. Один из компонентов Ми-цара (£i) имеет блеск 2,4 другой — менее яркий (^г) 4,0"*, а невооруженный глаз, воспринимая свет от обеих неразличимых в отдельности звезд, оценивает блеск Мицара звездной величиной 2,2'” Покажем, как вычислить суммарный (общий) блеск визуально-двойной звезды. Блеск Е\ первого компонента оценивается звездной величиной mi, а блеск £2 второго компонента — звездной величиной m2. По формуле Погсона (1.11) £i Ig-?^ =0,4(m2 —mi) E^ вычисляется —z=n и тогда £i=n£2. £2 Глаз воспринимает суммарный блеск Е = Е\-\- Е2 = {п-\-\)Е2, оценивая его звездной величиной т, поэтому откуда Ig -^=lg («4-l) = 0,4(m2 —m), £2 m = m2 —2,5lg («+!). (5.13) * Напомним, что разрешающая способность глаза близка к 2'= 120". 117 Применив формулы (1.11) и (5.13) к Мицару, найдем откуда Ig-p-=0,4(m2-m,) = 0,4(4,0-2,4) = 0,64, t‘2 —=/1 = 4,37 и £i =/i£2 =4,37£2. £г Тогда суммарная звездная величина Мицара m = m2-2,51g (/i-f-l) = 4,0-2,5-lg 5,37 =4,0-2,5-0,73 и окончательно т = 4,0'" —1,8'" = 2,2'" Аналогичным образом читатель сможет определить суммарный блеск многих двойных звезд, заимствуя исходные сведения из «Школьного Астрономического календаря». Отдельные» разрозненные наблюдения двойных звезд астрономы стали проводить еще в начале XVII в.» когда появились первые телескопы, но основа систематического и целеустремленного изучения этих объектов была заложена В. Гершелем. Он полагал, что более яркие компоненты двойных звезд значительно ближе к Земле, чем слабые, и поэтому точными измерениями их взаимного расположения можно определить годичные параллаксы ярких компонентов. В. Гершель в свои самодельные мощные телескопы-рефлекторы усиленно разыскивал на небе двойные звезды и скрупулезно измерял угловые расстояния между их компонентами. За 40 с лишним лет В. Гершель к 1821 г. открыл и исследовал 806 двойных звезд. Предполагаемым способом В. Гершель параллаксов не обнаружил, зато из 25-летних наблюдений яркой двойной звезды Кастора (а Близнецов) пришел в 1803 г. к выводу, что один его компонент движется вокруг другого. Астроном Дж. Гершель (1792—1871) продолжил работу отца и на протяжении 1825— 1833 гг. открыл 3347 двойных звезд. Крупные фундаментальные исследования двойных звезд выполнены в 1822—1852 гг. В. Я. Струве и его сотрудниками в Дерптской (ныне Тартуской) и Пулковской обсерваториях. Сам В. Я. Струве открыл 2343 двойных звезды. Измерения положений 8700 звездных пар оказались настолько точными, что принесли Пулковской обсерватории заслуженную славу «астрономической столицы мира» и используются до сих пор при изучении двойных звезд. В отличие от В. Гершеля В. Я. Струве понимал, что среди двойных звезд должно быть много физических пар, компоненты которых сравнительно близки друг к другу в пространстве, связаны взаимным тяготением и один из них обращается вокруг другого, а это можно было обнаружить только при систематически повторяемых на протяжении нескольких 118 лет измерениях положении компонентов и давало возможность определить неизвестные в то время массы звезд. Действительно, среди двойных звезд имеются такие, компоненты которых движутся в пространстве далеко друг от друга и лишь видны в одном направлении. Их называют оптическими двойными, к ним принадлежит большинство близкорасположенных на небе звезд. Примерами оптических двойных звезд могут служить Мицар с Алькором, ^ Льва (3,4'” и 5,9'") с взаимным угловым расстоянием р = 5', а Весов (2,8'” и 5,3”*) с р=4' и многие другие пары. Наоборот, подавляющее большинство визуально-двойных звезд, представляющихся невооруженному глазу одиночными, относится к физическим двойным звездам, компоненты которых находятся на одинаковом расстоянии от Солнца, связаны между собой взаимным тяготением и обращаются вокруг общего центра их масс. Часто физические двойные звезды называют бинарными звездами (от лат. binarius — двойная) или бинарными системами. Примерами физических двойных звезд являются Мицар, Р Лебедя (3,2'" и 5,1'”) с взаимным угловым расстоянием р = = 20'' у Андромеды (2,3”' и 5,1”') с р=10", у Дельфина (4,3'" и 5,Г") с р=10" и др. Компоненты физических двойных звезд сравнительно часто имеют различный цвет. Так, компоненты ft Лебедя — желтый и голубой, а Гончих Псов — желтый и лиловый. у Андромеды — оранжевый и голубой, у Дельфина — желтый и зеленоватый, а оба компонента Мицара — белого цвета. Но зеленый, лиловый и чисто голубой цвет компонентов не соответствует реальности и вызывается физиологическими особенностями зрения под влиянием ярких компонентов желтого и оранжевого цвета. Бинарные системы служат единственным надежным источником наших знаний об одной из основных характеристик звезд — их массе, от которой зависят светимость и эволюция звезд. В таких системах более яркий компонент считается главной звездой, а более слабый — звездой-спутником. Систематические измерения на протяжении многих лет видимых положений звезды-спутника относительно главной звезды показывают, что звезда-спутник обращается вокруг главной звезды по эллиптической орбите (рис. 59). Но главная звезда (S) расположена вне фокуса орбиты, так как эта орбита лишь видимая и является проекцией истинной эллиптической орбиты. Известно, что при проекции эллипса его центр не смещается, а в соответствии с первым законом Кеплера главная звезда находится в одном из фокусов истинной эллиптической орбиты звезды-спутника. Поэтому прямая линия, проведенная через центр (С) видимой орбиты и главную звезду (S), представляет собой проекцию (АП) большой оси истинной эллиптической орбиты звезды-спутника. Ближайшая к главной звезде точка этой ор- 119 270^ 0^ К северному полюсу мира О Г iBMluiiL. 2" 4 6" - f* • г-4« Рис. 59. Видимая орбита звезды-спутника бинарной звезды 70. Змееносца (1825— 1912 гг.) S — главная звезда; С — центр эллиптической орбиты, aft — большая ось видимой орбиты; ПА — большая ось истинной орбиты {П — периастр, А — апоастр) биты называется периастром (П), а наиболее удаленная— апоастром (А)*. Существуют способы, позволяющие по видимой орбите вычислить элементы истинной орбиты — большую полуось а (в секундах дуги) и эксцентриситет е. Один из лучших способов предложен профессором Петербургского (ныне Ленинградского) университета С. П. Глазе-напом (1848—1937), который провел несколько тысяч наблюдений двойных звезд и вычислил множество их орбит. Период же обращения звезды-спутника находится непосредственно из наблюдений ее положений в разные годы. Эти периоды у разных звездных пар крайне различны — от 3 лет до нескольких тысяч лет и могут быть определены только у тех двойных звезд, у которых обнаружено орбитальное движение хотя бы на протяжении четверти оборота. Если известен годичный параллакс я бинарной звезды, то легко вычислить большую полуось а истинной орбиты в аст- От греч. «пери» — около, «апо» — вдали и «астрой» — звезда. 120 рономических единицах (а. е.). В самом деле, большая полуось а этой орбиты видна с Земли под углом а" (рис. 60), а 1 а. е. =ао видна со звезды под углом л"; поэтому a = r-sin а" и Со = г-sin л" = 1 а. е., откуда, учитывая малость углов, ^а. е flo. (5.14) Массы звезд всегда выражаются в массах Солнца. Обозначим через М\ и М2 — массы компонентов двойной звезды, Mq — массу Солнца, Мо — массу Земли, Т — период обращения звезды-спутника и Го — период обращения Земли вокруг Солнца. Тогда по третьему обобщенному закону Кеплера (см. с. 31) T\Mi-^M2) а" ^0 {М 0 Мо) йо Выражая Г в годах (Го = = 1 году) и а в астрономических единицах (ао= 1 а. е.), пренебрегая массой Земли Мо в сравнении с массой Солнца М^ и принимая Л|0 = 1, найдем сумму масс компонентов двойной звезды в массах Солнца: ^1+Л^2=-^ (5.15) Если имеется возможность измерять положения каждого компонента двойной звезды относительно далеких слабых звезд, то вычисляются угловые значения больших полуосей о!{ и 02 орбит каждого компонента вокруг их общего центра масс. Согласно же законам механики, центр масс двух тел Рис. 60. к вычислению большой полуоси орбиты. А W В — компоненты двойной звезды; С — Солнце; 3 — Земля; г — расстояние до звезды. всегда расположен от них на расстояниях, обратно пропорциональных массам этих тел. Поэтому M^ a'i (5.16) Из совместного решения равенств (5.15) и (5.16) находят массы компонентов в отдельности. Если же требуется знать массы звезд в килограммах, то достаточно умножить найденные значения на массу Солнца Л10 =2.10^^^ кг. В виде примера определим массы компонентов самой яркой звезды неба Сириуса (а Большого Пса), звезда-спутник которой 8,5'" обращается с периодом 7 = 50 лет по эллиптической орбите с большой полуосью а" = 7.6"; отношение 121 больших полуосей орбит обеих звезд вокруг общего центра масс равно 2,06, а годичный параллакс л = 0,375" Прежде всего по формуле (5.14) найдем большую полуось орбиты звезды-спутника -Uo- 0,375" - = 20,3 а. е. и затем по формуле (5.15) сумм> масс компонентов в массах Солнца М,+М2=—= ^ г 50^ Отношение же масс компонентов 20,3^ 8360 = ^^=3,34. 2500 М,:М2 = 2,06, т.е. М,=2,06 Мг, и тогда ;И|Н-уМ_» 3,06 М> 3.34, откуда М> 3.06 = 1.1 и Л4| =2. Сейчас движение компонентов звездных пар успешно изучается по фотографиям, полученным через интервалы времени в несколько лет. По вычисленным массам и светимостям компонентов многих двойных звезд построена зависимость между этими двумя основными характеристиками и теперь по ней, зная светимость одиночных звезд, находят их массы. Эта зависимость впервые установлена в 1923— 1924 гг. Э. Герцшпрунгом и Г Ресселом (1877—1957) и теоретически обоснована английским астрофизиком А. Эддингтоном (1882—1944) Выяснено, что массы большинства звезд заключены в пределах от 0,05 до 80 масс Солнца. По известным массам М и радиусам R звезд, выраженным в таких же параметрах Солнца, находится средняя плотность звезд = (5.17) так как объем звезды пропорционален R\ а средняя плотность солнечного вещества = = 1,41 г/см^=1410 кг/м" Помимо физических звездных пар, в природе существуют и кратные звезды, состоящие из трех, четырех и более компонентов. Примерами визуальнотройных звезд могут служить уже упоминавшиеся а Близнецов и 7 Андромеды. В первой из них две звезды 2,0"' и 2,8"* расположены на расстоянии 6,3" друг от друга (в пространстве— на 88 а. е.), а третья 9"* — на расстоянии 73" от них (1015 а. е.). В системе у Андромеды на расстоянии в 10" (в пространстве — на 238 а. е.) от главной звезды 2,3"* находится звезда-спутник 5,Г' которая сама состоит из двух звезд 5,4"' и 6,6"' на взаимном расстоянии 0,32" (7,6 а. е.), различимом лишь в крупные телескопы диаметром не менее 45 см. Примером четырехкратной звезды является звезда е Лиры 122 Рис. 61. Спектрально-двойная звезда и ее спектр (синий конец спектра красный — слева) справа. компоненты которой хорошо видны даже в школьные телескопы. Одна тесная пара состоит из звезд 5, Г” и 6,0"* на взаимном расстоянии в 2,7" (180 а. е.), а другая пара — из звезд 5, Г" и 5,4"* с расстоянием в 2,4"' (160 а. е.) Расстояние между парами составляет 208" (1390 а. е.) Есть звезды и большей кратности, но при числе их компонентов, превышающем 10, они называются звездными скоплениями. В настоящее время изучено около 70000 визуально-двойных и кратных звезд, но есть основания полагать, что их значительно больше и в природе кратные звезды встречаются чаще, чем одиночные. Но оказывается, что существуют звезды, двойственность которых из-за очень тесного соседства их компонентов не различима даже в мощные телескопы и обнаруживается лишь по спектрограммам звезд. Такие звезды называются спектраль-нб-двойными. Представим себе тесную звездную пару, состоящую из двух компонентов Лив, которые обращаются вокруг общего центра С их масс (рис. 61). Спектры компонентов накладываются друг на друга, и на рисунке 61 под изображениями четырех положений компонентов звездной пары показан ее общий наблюдаемый спектр (центральная полоса с темными линиями) вместе со спектром сравнения (белые линии над и под спектром звезды) Стрелки у компонентов показывают направление скорости их движения. В положениях И и IV компоненты А W В движутся в перпендикулярном направлении к лучу зрения наблюдателя, находящегося на Земле, и поэтому смещения линий в их спектрах не происходит, соответствующие линии обоих спектров совпадают между собой и в на- 123 блюдаемом общем спектре звезды сливаются. Но в положениях I и III компоненты А w В движутся по лучу зрения в противоположных направлениях, поэтому линии в их спектрах несколько смещены в разные стороны: в спектре приближающегося к Земле компонента они сдвинуты к синему концу спектра, а в спектре удаляющегося компонента — к красному концу, в общем спектре звезды эти линии видны раздельно, т. е. происходит периодическое раздвоение спектральных линий. Промежуток времени между одинаковыми наибольшими смещениями раздвоенных спектральных линий равен периоду обращения компонентов звезды вокруг общего центра масс Если блеск одного из ком по нентов мал, то спектр принад лежит только более яркому ком поненту и тогда в нем наблю даются периодические смеще ния линий без их раздвоения Первые определения луче вых скоростей звезд по их спект рограммам выполнены в 1888 г немецким астрономом Г Фоге лем (1841 —1907) и одним из основоположников современной астрофизики выдающимся русским ученым, акад. А. А. Бело-польским, который в Пулковской обсерватории уже к 1890 г. определил лучевые скорости 200 звезд, а в 1896 г. открыл спектральную двойственность второго яркого компонента звезды Кастора (а Близнецов). Теперь же известно, что визуально-тройной Кастор представляет собой шестикратную систему, так как все три его компонента являются спект- рально-двоиными, с периодами обращения 9,2 суток (звезда 2,O'”), 2,9 суток (звезда 2,8'”) и 0,8 суток (звезда 9'"). Кстати, не раз упоминавшаяся визуально-двойная звезда Мицар ( С Большой Медведицы) в действительности четырехкратная: оба ее видимых компонента — спектрально-двойные, с периодами обращения 20,5 и 361 сутки. Однако далеко не всегда двойственность звезд может быть установлена даже по их спектрам. Представим себе тесную звездную пару, компоненты которой обращаются в плоскости, перпендикулярной направлению на Землю. Тогда проекция на луч зрения даже большой скорости звезд всегда равна нулю, ‘никакого смещения линий в спектре звезды не произойдет, и ее двойственность не обнаружится: Но если плоскость обращения компонентов двойной звезды проходит через Землю (т. е. луч зрения наблюдателя лежит в этой плоскости), то, помимо периодического раздвоения линий в спектре звезды, наблюдатель заметит регулярное изменение ее блеска с тем же периодом, так как оба компонента будут систематически частично или полностью заслонять друг друга от наблюдателя. Такие спектрально-двойные звезды называются затменно-двойными или затменными переменными звездами. Их сейчас известно более 5000. По периоду изменения блеска и амплитуде изменения лучевой скорости удается определить массу каждого компонента. 124 ВЗАИМОСВЯЗЬ ЗВЕЗДНЫХ ХАРАКТЕРИСТИК Мы уже упоминали о том» что еще в 1905 г. датский астроном Э. Герцшпрунг установил резкое различие в светимости звезд и предложил называть звезды низкой светимости карликами, а звезды высокой светимости — гигантами (см. с. 116). В 1913 г. независимо от Э. Герцшпрунга американский астроном Г Рессел сопоставил спектры и светимости большого числа изученных звезд неизменного блеска и обнаружил связь между этими характеристиками звезд. Рессел изобразил эту связь на диаграмме, получившей название диаграммы Герцшпрунга — Рессела (Г — Р) и впоследствии неоднократно уточнявшейся и дополнявшейся рядом ученых, в том числе советскими астрономами проф. Б. А. Воронцовым-Велья- Темлература, К 20000 10000 6000 ЗОООд 10^ к 1 - xo"^h 10-* Сверхгиганты о г иганты % Ч -f FO GO КО ВО АО ад +0.6 +0,6 +1 МО J. -4 *4 i-e S ш S ш « . к т X н 2 ц - *12 I < +1.5 Показатель цвета - ^16 Спектральный класс Рис. 62. Диаграмма Герцшпрунга— Рессела. (Отмечены положения Солнца (-I-), Сириуса (□), Арктура (О), Бетельгейзе (Л), спутника Сириуса (*), звезды Крюгера 60 ('^).) 125 миновым и проф. П. П. Паре-наго. Эта диаграмма, построенная по современным данным, показана на рисунке 62. Поскольку было установлено, что спектральные классы и показатели цвета звезд зависят от их температуры, то на нижней горизонтальной оси диаграммы Г — Р отложены спектральные классы и присущие им средние показатели цвета, а на верхней горизонтальной оси — соответствующая им температура звезд. На левой вертикальной оси показана светимость звезд в светимостях Солнца, а на правой оси — их абсолютная звездная величина, по которой вычисляется светимость звезд. По этим физическим характеристикам изученные звезды наносят на диаграмму в виде точек. Если бы физические характеристики звезд не были взаимосвязанными, то звезды располагались бы на диаграмме Герцшпрунга — Рессела хаотически, заполняя всю ее площадь. В действительности же они образуют на диаграмме несколько последовательностей, или, как теперь часто называют, классов светимости. Подавляющее число звезд расположено вдоль главной последовательности, сравнительно узкой полосы, протянувшейся от верхнего левого угла диаграммы, от горячих голубоватых звезд высокой светимости, вправо и вниз к холодным красным звездам низкой светимости. В числе многих звезд главной последовательности находятся хорошо известные яркие звезды белого цвета Альтаир (а Орла), Вега (а Лиры) и Сириус (а Большого Пса), желтые звезды, похожие на Солнце, само Солнце, а также звезды оранжевого и красного цвета. Светимость звезд главной последовательности различна, и звезды со светимостью, близкой к солнечной и ниже нее, принято называть звезда-ми-карликами. Среди них есть желтые карлики (спектрального класса G) и красные карлики (спектральных классов К и М) Солнце тоже принадлежит к желтым карликовым звездам, спектрального класса G2. Наименьшая светимость у красных карликов, она меньше солнечной в десятки и сотни тысяч раз. По своим размерам звезды-карлики тоже небольшие: радиусы желтых карликов близки к солнечному, а радиусы красных карликов в десятки раз меньше. Сравнительно небольшое число звезд спектральных классов G, К и М со светимостью в сотни и тысячи раз больше солнечной образуют последовательность гигантов, которую часто называют последовательностью красных гигантов. Эти звезды оправдывают данное им название гигантов и своими размерами, так как их радиусы превышают радиус Солнца в десятки раз. Типичным представителем звезд-гигантов является Арктур (а Волопаса), радиус которого превышает солнечный примерно в 25 раз, а светимость — в 140 раз. В верхней части диаграммы Герцшпрунга — Рессела расположены звезды, светимость которых превышает солнечную в десятки и сотни тысяч раз, а 126 радиусы — в 100—1000 раз. Поэтому их назвали сверхгигантами. Одним из представителей звезд-сверхгигантов является красная физическая переменная звезда Бетельгейзе (а Ориона), средний радиус которой в 900 раз больше солнечного, а при пульсациях достигает 1000 /?0 Светимость этой звезды примерно в 50 тыс. раз больше солнечной. В левой нижней части диаграммы расположены белые и желтые звезды с температурой от 15 000 до 6000 К и очень низкой светимостью, в сотни и тысячи раз меньшей, чем светимость звезд главной последовательности. Эти звезды названы белыми карликами, так как сначала среди них были обнаружены звезды белого цвета, а значительно позже — и желтого. Размеры их небольшие, всего лишь тысячи и десятки тысяч километров, т. е. сравнимы с размерами Земли. Но их массы близки к массе Солнца, и поэтому их средняя плотность сотни килограммов в кубическом сантиметре. Примером таких звезд служит спутник Сириуса, обозначаемый обычно как Сириус В; у этой звезды спектрального класса А5 с температурой в 9000 К диаметр лишь в 2,5 раза превышает диаметр Земли, а масса равна солнечной массе, так что средняя плотность ее вещества превышает 100 кг/см^ Существуют белые карлики, плотность которых достигает 30 000 кг/см^ Как уже упоминалось, массы одиночных звезд оцениваются по зависимости «масса — светимость», полученной на ос- М Рис. 63. Зависимость светимости звезд от их массы. нове изучения визуально-двойных звезд (рис. 63). Связь между двумя этими характеристиками, т. е. массой и светимостью, объясняется тем, что источниками энергии звезд (как и Солнца) служат термоядерные реакции, поэтому чем больше масса звезды, тем больше энергии она излучает. Звезды-сверхгиганты обладают наибольшей массой, превышающей массу Солнца в среднем от 10 до 50 раз. Массы звезд главной последовательности тоже различны и составляют от 0,1 (самые слабые красные карлики) до 50 масс Солнца (у горячих звезд спектрального класса О). Но размеры звезд значительно более разнообразны, и поэтому средняя плотность звезд разных последовательностей резко различна. У звезд главной последовательности она составляет от 0,011 г/см^ 127 (О-звезды) до 70 г/см^ (красные карлики), а у сверхгигантов— от 0,009 г/см^ до 5Х X 10~® г/см’^, т. е. в 22 тыс. раз меньше плотности нижнего слоя земной атмосферы! В условиях плотного и крайне разреженного вещества даже при одной и той же температуре атомы химических элементов излучают и поглощают световые волны различно. В результате многие линии в спектрах звезд-сверхгигантов очень тонкие и резкие, а в спектрах звезд-карликов они несколько шире и их края слегка размыты. Это позволяет по виду спектральных линий установить принадлежность звезды к той или иной последовательности диаграммы Герц-шпрунга — Рессела, по ней оценить абсолютную звездную величину (М) звезды и, зная из наблюдений ее видимую звездную величину (т), вычислить по формуле (5.5) расстояние до звезды. Этим и пользуются астрономы для определения расстояний до далеких звезд, тригонометрические параллаксы которых не поддаются измерению. Правда, такой способ определения расстояний (часто называемый методом спектральных параллаксов) большой точности не дает; но все же лучше знать приближенные расстояния, чем не иметь о них представление. В отличие от других звезд в недрах белых карликов, вещество которых сильно уплотнено, термоядерных реакций не протекает. Их недра состоят из ядер гелия, тесно сближенных между собой. Эти звезды светят за счет запасов энергии, выработанной в процессе предыду-. щих этапов развития. Расчеты показывают, что через миллиарды лет запасы такой энергии иссякнут, белые карлики остынут и перестанут светиться. Следует отметить, что из-за своей большой светимости звезды-сверхгиганты видны с таких колоссальных расстояний, с которых звезды-карлики, а тем более белые карлики просто не видны. Поэтому числа звезд в разных последовательностях диаграммы Герцшпрунга — Рессела позволяют утверждать, что в природе значительно больше звезд средней светимости и карликовых звезд, чем гигантов и сверхгигантов. НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ, ПУЛЬСАРЫ И ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ В 30-х годах нашего столетия известный советский физик акад. Л. Д. Ландау (1908— 1968) теоретически доказал, что в определенных условиях под действием колоссального внешнего давления, вызванного большой массой звезды, атомы в ее недрах могут быть разрушены. При этом протоны и нейтроны, входящие в ядра ато- мов, сблизятся настолько тесно, что плотность вещества возрастет до чудовищного значения в 2-10‘^ кг/м^ (или 2Х X 10“ кг/см^). Протоны, захватив свободные электроны от разрушенных атомов, превратятся в нейтроны, так что возникнет сверхплотная нейтронная звезда очень малых размеров. 128 Посмотрим на примере, каким станет радиус Солнца, если оно вдруг внезапно (чего быть не может из-за его небольшой массы) превратится в нейтронную звезду. Сделаем приближенные подсчеты, использовав для этого закон сохранения момента количества движения, сущность которого состоит в том, что при неизменной массе вращающегося тела произведение его радиуса на скорость вращения является величиной постоянной. Если же радиус вращающегося тела уменьшится в несколько раз, то скорость вращения увеличится во столько же раз. Примем современный радиус Солнца /?q=7«10® км, а среднюю плотность его вещества pQ = l,4 г/см^ Чтобы плотность солнечного вещества при неизменной массе Mq стала равняться указанному значению р = 2«10" кг/см^ = = 2-10*'* г/см^. Солнце должно сжаться, а его радиус R значительно уменьшиться. Так как масса Солнца при этом не изменяется, то можно записать ^0 = РО откуда R = Rq ’—=7.\0^ км В силу закона сохранения момента количества движения скорость вращения Солнца должна резко возрасти. Сейчас при радиусе R^ =7-10® км солнечный экватор вращается с линейной скоростью Vi) = 2 км/с и периодом вращения в 25 суток. При сжатии же до состояния нейтронной звезды в соответствии с указанным законом Rv = RqVq, т. е. линейная скорость вращения должна возрасти до Rqvo 7-10® км -2 км/с 14 км = 10® км/с (!), а период вращения сократиться до _2nR 2-3,14-14 км 10® км/с = 0,001 с! Следовательно, радиусы нейтронных звезд должны измеряться всего лишь двумя-тремя десятками километров, а периоды их вращения — секундами и их десятичными долями. Астрономы долго не могли поверить в существование таких удивительно сверхплотных нейтронных звезд. Но в 1967 г. они были открыты в виде звездообразных объектов с быстрым пульсирующим радиоизлучением и названы пульсарами. В 1967 г. астрономы Кембриджского университета (в Англии) ввели в строй новый радиотелескоп средних размеров, но с необычайно точным приемником, способным измерять изменения интенсивности радиоизлучения, происходящие за десятичные доли секунды. И вот в июле 1967 г. студентка Дж. Белл, работавшая на радиотелескопе под руководством проф. Э. Хью-иша, обнаружила удивительный радиоисточник, интенсивность 5 Зак. 1841 М. М. Дагаев 129 - 80.5 МГц I r i’ l j I 1 ■i-f'I'-T’"! I I I I f I I j 't fr*'........... 10 20 секунды Рис. 64. Регистрация радиоизлучения пульсара PSR 1919. излучения которого повторялась со строгим периодом в 1,3373 с. Находился он в малоприметном созвездии Лисички. Строго выдержанный и притом чрезвычайно малый период пульсаций радиоизлучения был настолько поразителен, что кембриджские астрономы даже сначала подумали, не является ли это излучение искусственными радиосигналами, передаваемыми какой-то инопланетной цивилизацией для установления связи с обитателями других планет. Поэтому ради проверки этого предположения публикация об открытии пульсара была отложена на полгода, а за этот интервал времени кембриджские астрономы обнаружили еще три пульсара, и вопрос об искусственном происхождении их радиоимпульсов сам собой отпал. К началу 1971 г. было уже открыто 60 пульсаров, а сейчас их известно около 400. Все они представляются звездообразными объектами, периоды пульсаций излучения которых заключены в пределах от 0,001 до 4,80 с (рис. 64). Обозначаются пульсары буквами PSR и числом, показывающим их прямое восхождение. Так, первый открытый пульсар обозначен символом PSR 1919, так как его прямое восхождение равно 19**19“, а пульсар, находящийся в центре Крабовидной туманности (созвездие Тельца), обозначен PSR 0531 — его прямое восхождение равно 5*^31“ Кстати, этот пульсар 16,5'” с периодом пульсаций 0,0331 с находится в том самом месте, где в 1054 г. вспыхнула сверхновая звезда, и является ее остатком. Именно при изучении этого пульсара в 1968 г. впервые установлено, что оптическое и рентгеновское излучение пульсаров тоже колеблется с периодом их радиоизлучения. В настоящее время считается, что пульсары — это быстро вращающиеся нейтронные звезды с сильным магнитным полем, на поверхности которых находится область, обильно испускающая электромагнитное излучение. При вращении нейтронной звезды эта область интенсивного излучения периодически повертывается к наблюдателю (кЗемле), который фиксирует вспышку (импульс) излучения, повторяющуюся с периодом вращения звезды. В природе должны существовать экзотические объекты, пока еще не найденные, но уже получившие название черных дыр. На возможность их существования указывал в конце 130 XVlll в. выдающийся французский математик и астроном П. Лаплас (1749—1827). Из физики и астрономии известно, чтобы покинуть крупное небесное тело и совсем улететь от него, необходимо у его поверхности развить вторую космическую скорость. Эта скорость бого шарообразного небесного тела и для Солнца Цп ч 2GM R (5.18) V2GM Упе = лДР^=618 км/с. V и Q Разделив первое равенство на второе, получим где G — гравитационная постоянная, М — масса небесного тела и /? — его радиус. У поверхности Земли Vn = = 11,2 км/с, а у поверхности Солнца Un = 618 км/с. Теперь представим себе, что Солнце при сохранении своей массы внезапно сжалось до таких размеров, что при его новом радиусе параболическая скорость у поверхности стала равной скорости света с = ЗХ ХЮ^ км/с. При таком малом радиусе не только вещество, но даже и электромагнитное излучение не сможет выйти из Солнца и Солнце перестает быть видимым. Но так как оно продолжает существовать, то находящееся вблизи него вещество будет втягиваться его притяжением и исчезать в его недрах. Образно говоря, вещество будет как бы проваливаться в невидимую дыру. Поэтому подобные и пока еще не найденные объекты заранее получили название черных дыр. Радиус небесного тела, при котором оно превращается в черную дыру, называется гравитационным радиусом Rg, и его легко вычислить. Для этого напишем равенство (5.18) для лю- Положив в равенстве (5.19) Цп = ^:=3-10^ км/с, М0 = 1 и подставив в него радиус Солнца /?^=7«10^ км, найдем гравитационный радиус о 618^7-10^ 3.10" -M=3M, где М — масса в массах Солнца, г Rg — радиус в километрах. Следовательно, у Солнца гравитационный радиус Rg = = 3 км, а у звезды с предельной массой М = 50 солнечных масс, /?^г = 150 км. Конечно, превратиться в черные дыры могут только массивные звезды при их катастрофическом сжатии (коллапсе). В действительности, черные дыры являются объектами, существование которых с неизбежностью следует из общей теории относительности. Именно на основании этой теории они были предсказаны в конце 30-х годов. Согласно общей теории относительности, развитой А. Эйнштейном, в сильных гравитационных полях и при движениях вещества со скоростями, близкими к скорости 5* 131 света, теория тяготения Ньютона неприменима и неприменимы пространственно-временные понятия классической механики. В частности, геометрические свойства пространства и времени, а точнее, пространства-времени определяются распределением и движением вещества, в то время как в классической механике Ньютона свойства пространства и времени не зависят от распределения и движения вещества. Одним из следствий общей теории относительности является то, что сила притяжения и ускорение свободного падения тела при приближении его к гравитационному радиусу стремятся к бесконечно большим значениям, скорость, которую приобретает тело, стремится к максимально возможной — скорости света. Геометрические свойства пространства-времени вблизи rpaBHtauHOHHoro радиуса и внутри него отличны от свойств пространства-времени на больших расстояниях от черной дыры. В общем случае трехмерная геометрия в окрестностях и внутри черной дыры отлична от привычной для нас евклидовой геометрии. И хотя мы пользуемся понятием радиуса черной дыры, оно теряет свой смысл, который мы придаем ему в геометрии Евклида, и под радиусом черной дыры в данном случае нужно понимать отношение длины границы черной дыры к 2л. Геометрические свойства пространства-времени в окрестностях подобных объектов (без.ссылки на черные дыры) были впервые описаны в 1915 г. К. Шварц- шильдом, поэтому иногда гравитационный радиус называют шварцшильдовским радиусом. Само понятие границы черной дыры как некой застывшей поверхности, аналогичной поверхности обычной звезды, является понятием относительным. Если тело свободно падает в поле тяготения черной дыры, то «наблюдатель», падающий вместе с ним, увидит, что тело за конечный промежуток времени пересекает границу черной дыры, попадает внутрь и далее падает к центру. Таким образом, для свободно падающего наблюдателя граница черной дыры не является * чем-то выделенным, ее нет. В то же время внешним далеким наблюда'1'елям представится совершенно иная картина. Свободно падающее тело будет бесконечно долго подходить к гравитационному радиусу и как бы застынет вблизи него. Правда, при этом не стоит забывать, что с приближением к гравитационному радиусу все процессы для внешнего наблюдателя и, в частности, процессы излучения резко замедляются. Сигналы, посылаемые с падающего тела, будут приходить все реже и реже и все с меньшей и меньшей интенсивностью. И как только падающее тело приблизится к границе черной дыры и эти процессы станут заметными, оно в даль- нейшем за время совсем исчезнет для внешнего наблюдателя. Для черных дыр звездной массы это время составляет менее тысячной доли секунды. 132 Какие же специфические свойства черных дыр позволяют надеяться обнаружить их среди огромного количества звезд на небе? Наиболее перспективным при поиске черных дыр является учет огромной напряженности гравитационного поля в их окрестностях. В чем же оно проявляется? Если вокруг черной дыры отсутствует вещество, то это поле себя ничем не проявило бы. Правда, можно представить себе ситуацию, когда черная дыра находится на луче зрения между наблюдателем и далекой звездой. В этом случае гравитационное поле черной дыры исказило бы траекторию движения световых л^чей, идущих от звезды к наблюдателю, т. е. черная дыра могла бы действовать как оптическая линза, приводя к усилению света от звезды в «фокусе». Ясно, что для наблюдения такого усиления света необходимы очень специфические и, следовательно, очень маловероятные условия расположения наблюдателя, черной дыры и звезды вдоль луча зрения. Но пространство между звездами не пустое: в среднем в Галактике в каждом кубическом сантиметре содержится около одного атома. Поэтому черная дыра, помещенная в межзвездную среду, будет притягивать газ и он постепенно будет падать на нее. Этот процесс называют аккрецией. При этом если газ вдали от черной дыры покоится по отношению к ней, то скорость падения газа будет направлена по радиусу и по мере приближения к гра- витационному радиусу величина ее будет стремиться к скорости света. Если бы черная дыра обладала поверхностью, как и звезда, то газ, приобретая большую кинетическую энергию, при столкновении с поверхностью нагревался бы до высоких температур, его кинетическая энергия переходила в тепловую. Однако в системе отсчета, связанной с падающим газом, граница черной дыры ничем не выделена, газ за конечное время пересечет ее и будет падать к центру. Для нас, внешних наблюдателей, вещество, приближаясь к границе черной дыры, будет постепенно исчезать из поля зрения, унося с собой приобретенную кинетическую энергию. Ситуация кардинально меняется, если вещество на больших расстояниях имеет некоторую скорость, направление которой не совпадает с направлением на черную дыру, что всегда имеет место в реальных астрофизических условиях. В этом случае говорят, что вещество обладает угловым моментом вращения по отношению к черной дыре. При неслишком больших скоростях газ захватывается черной дырой и начинает вращаться вокруг нее. Ситуация в некотором роде аналогична движению пылинок в кольцах Сатурна. Правда, в кольцах Сатурна движение отдельной пылинки происходит по круговой орбите и не зависит от других пылинок. Наоборот, в газе, который падает на черную дыру, движение отдельных частиц 133 в большой степени взаимосвязано, так как газ представляет собой сплошную среду. Поэтому аккрецирующий диск, который формируется вокруг черной дыры, определяется физическими свойствами газа как сплошной среды, т. е. такими параметрами, как вязкость газа, проводимость, температура, магнитные поля в нем и т. д. Например, благодаря вязкости происходит передача углового момента от внутренних областей диска наружу, что приводит к формированию сравнительно тонкого диска. Кроме этого, трение уменьшает компоненту скорости вещества, направленную перпендикулярно к радиусу, и оно постепенно приближается по скручивающейся спирали к черной дыре. Как только вещество достигает расстояний порядка 3Rfy, оно практически свободно начинает падать и проваливаться в черную дыру. Из-за трения часть кинетической энергии преобразуется в тепловую, что приводит к нагреву газа в диске. Нагретый газ излучает часть своей энергии в форме электромагнитного излучения. Значительный нагрев газа происходит на расстояниях, почти на порядок превышающих радиус черной дыры, поэтому ее. гравитационное поле слабо сказывается на свойствах выходящего из аккреционного диска излучения. Именно это излучение нагретых до высоких температур аккрецирующих дисков вокруг черных дыр и может служить одним из важных индикаторов их наличия во Вселенной. Свойства излучения диска зависят от темпа аккреции — темпа, с которым газ поступает из окружающей среды в диск. Если темп аккреции мал, что имеет место для одиночных черных дыр, находящихся в межзвездной среде с малой плотностью вещества, то интенсивность излучения диска мала и поиск таких объектов сталкивается с большими трудностями. С другой стороны, известно, что всем звездам в той или иной мере присуще истечение вещества с поверхности. Это явление носит название звездного ветра. Предположим, что в состав двойной системы входит обычная звезда и черная дыра. В этом случае звездный ветер от нормальной компоненты будет захватываться черной дырой, вещество, падая на нее, будет формировать аккреционный диск. Ясно, что темп аккреции на черную дыру будет определяться интенсивностью истечения вещества из нормальной звезды и расстоянием между компонентами. Особенно высок темп аккреции, и, следовательно, наиболее ярко проявляются характерные особенности излучения аккрецирующих газовых дисков вокруг черных дыр, входящих в состав тесных двойных систем. В этом случае на черную дыру будет падать мощная струя газа. В таких системах в зависимости от скорости аккреции газ в диске может нагреваться до температуры в сотни тысяч и миллионы кельвинов. Основное излучение от таких дисков идет в рентгеновском диапазоне. В оптическом диапазоне аккре- 134 ционные диски проявляли бы себя в виде ярких оптических звезд большой светимости. Пока поиски черных дыр по оптическому излучению их дисков оказались безрезультатными. Это связано с тем, что для обеспечения высокого темпа аккреции нормальные звезды в таких системах должны быть массивными и яркими, так что их оптическое излучение забивает оптическое излучение аккрецирующего диска вокруг Черной дыры. Современные рентгеновские телескопы, устанавливаемые на искусственных спутниках Земли, могут обнаружить такие объекты по их рентгеновскому излучению, даже если они удалены на десятки и сотни килопарсеков. В настоящее время известно более сотни источников рентгеновского излучения. Более десятка из них входит в состав двойных систем, у которых одна компонента — нормальная звезда, а другая — компактный объект, являющийся рентгеновским источником. Некоторые из этих рентгеновских источников показывают быструю переменность, что является характерной чертой для рентгеновского излучения аккреционных дисков вокруг черных дыр. Минимальное время хаотических изменений потока излучения от таких дисков —10“^ с) определяется размером диска, который составляет всего около десяти гравитационных радиусов. Развитие теории формирования и излучения аккреционных дисков вокруг компактных объектов и, в частности, вокруг черных дыр во многом определилось работами советских астрофизиков Я. Б. Зельдовича, Р. А. Сюняева и Н. И. Ша-куры. Казалось бы, все хорошо: теория аккреции на черные дыры предсказывает существование вокруг них дисков, а наблюдения рентгеновского излучения от двойных систем со свойствами, описанными выше, должны были бы прямо указывать на существование черных дыр. В действительности все не так просто. Оказывается, аккрецирующие газовые диски с аналогичными свойствами образуются и вокруг нейтронных звезд, входящих в состав тесной двойной системы. Свойства дисков вокруг черной дыры и нейтронной звезды должны быть очень похожи, поскольку размеры нейтронной звезды лишь в несколько раз превышают гравитационный радиус звезды, а основная доля излучения дисков образуется на расстояниях (6— \0)RfT от поверхности, в областях, где мало сказывается отличие гравитационных полей черной дыры и нейтронной звезды. В такой ситуации единственный способ отличить черную дыру от нейтронной звезды в двойной системе — определить массу невидимого компонента, ответственного за рентгеновское излучение. Теория строения нейтронных звезд показывает, что их масса не может превышать некоторого критического значения Мкр^ ;^ЗЛ10 Если окажется, что масса невидимого компонента превышает это критическое 135 значение, то это будет прямым доказательством наличия черной дыры в системе. Определение масс тесных двойных систем по оптическим наблюдениям, особенно зат-менных переменных звезд, является хорошо развитым направлением оптической астрономии. Разработанные для этого случая методы в полной мере применимы для рентгеновских наблюдений. Такой анализ излучения более десятка рентгеновских источников, входящих в состав тесных двойных систем, показал, что только источник рентгеновского излучения, находящийся в созвездии Лебедя, может оказаться системой, где компактный невидимый компонент, возможно, является черной дырой. Этот рентгеновский источник получил название Лебедь Х-1. Наблюдения в рентгеновском и оптическом диапазонах показали. что спектральный класс оптической звезды близок к 09, что соответствует массе около 2ОМ0 Компактный рентгеновский источник имеет период обращения вокруг нее около 5,6 суток (это вытекает из периодических затмений рентгеновского источника, когда он заходит за оптическую звезду). Наблюдаются и периодические изменения спектрального класса оптической звезды, связанные с нагревом ее поверхности, обращенной в сторону компактного источника, его рентгеновским излучением. Все это позволило оценить массу компактного источника, оказавшуюся равной 10^0 , т. е. соответствующей черным дырам. Если это действительно черная дыра, то ее радиус должен быть равен 30 км, основная доля излучения диска идет из области с размерами около 200 км. глава ПЕРЕМЕННЫЕ И НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ И ИХ ОБОЗНАЧЕНИЯ Если на протяжении нескольких вечеров, по два-три раза в вечер рассматривать звезду р Персея и сравнивать ее видимую яркость (блеск) со звездами аир соседнего созвездия Кассиопеи, то легко обнаружить переменность блеска этой звезды. То она светит так же ярко, как звезды Кассиопеи, то значительно слабее их. Переменность блеска звезды Р Персея была известна еще средневековым арабским астрономам, которые дали ей имя Эль-Гуль (что означает Дьявол), со временем превратившееся в Алголь. Их можно было понять: все звезды горят ровным светом и вдруг одна периодически «подмигивает». Но не одна звезда Алголь меняет свой блеск. В 1596 г. немецкий астроном Д. Фабрициус (1564—1617) обнаружил переменность блеска у звезды в созвездии Кита, впоследствии обозначенной греческой буквой о (омикрон) и названной польским астрономом Я. Гевелием Мирой, т. е. Дивной, или Удивительной, за резкое изменение блеска: звезда то выглядела яркой, то совсем исчезала для невооруженного глаза. Переменность блеска р Персея была заново открыта в Европе в 1669 г. итальянцем Г Монтанари (1632—1687), а строгую периодичность изменения ее блеска установил в 1783 г. англичанин Дж. Гудрайк (1764—1786), который в 1784 г. открыл переменность звезд р Лиры и б Цефея. В дальнейшем обнаружилась переменность блеска и других звезд. Но с 90-х годов прошлого столетия, благодаря специальным поискам, звезды переменного блеска стали обнаруживаться сотнями. Их назвали переменными звездами. Особенно много переменных звезд было открыто в 1921 — 1940 гг. и с 1946 г. по фотографиям звездного неба, причем большой вклад в розыски и изучение таких звезд внесли советские астрономы и любители астрономии. К настоящему времени известно более 28400 переменных звезд, получивших обозначения. Мировой центр изучения переменных звезд на- 137 ходится в Москве при Астрономическом совете Академии наук СССР, и только этот центр имеет право присваивать обозначения переменным звездам и издавать их полные каталоги (списки). Чтобы можно было сразу отличить переменные звезды от звезд постоянного блеска, условились обозначать их большими буквами латинского алфавита от R до Z с указанием созвездия, например: R Лиры, S Андромеды, Т Стрельца и т. д. Если в созвездии переменных звезд много и указанных букв не хватает, то используют комбинации из двух букв: RR, RS..., ТТ ..., ZZ, АА, АВ и т. д. до QZ. Такими способами можно обозначить в созвездии 334 переменные звезды. Но в некоторых созвездиях (Лебедя, Стрельца и др.) переменных звезд оказа- лось так много, что и этих комбинаций букв недостаточно. Тогда вновь открываемые в этих созвездиях переменные звезды стали обозначать буквой V (от лат. variable—переменная) и порядковым номером переменной звезды в созвездии, начиная с V 335, например V 335 Лебедя, V 336 Стрельца и т. д. Но за небольшим числом сравнительно ярких переменных звезд, обозначенных еще в 1603 г. буквами греческого алфавита, сохранились прежние обозначения. Причин переменности блеска звезд может быть только две: либо взаимные затмения звезд, либо физические процессы, происходящие в их недрах. Поэтому и переменные звезды подразделяются на затменные переменные и на физические переменные. ЗАТМЕННЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ Затменные переменные звезды, часто называемые затмен-но-двойными, это, по существу, спектрально-двойные звезды, компоненты которых, имея постоянную светимость, обращаются вокруг общего центра масс по орбитам, расположенным в плоскости, проходящей через Землю. Поэтому в процессе обращения компоненты затменно-двойной звезды периодически частично или полностью заслоняют (затмевают) друг друга от наблюдателя. Вне затмений до наблюдателя доходит свет от обоих компонентов, а во время затмений свет ослабляется затмевающим компонентом и наблюдатель фиксирует уменьшение блеска звезды. Изменение видимой яркости переменной звезды во времени изображается в виде графика, называемого кривой блеска. Вид этой кривой зависит от размеров, формы, массы, светимости и взаимного расстояния компонентов переменной звезды, а также от вытянутости их орбит и ориентировки орбит относительно наблюдателя (относительно Земли). Изучение кривых блеска затменных переменных звезд выявило среди них три основных типа, названных по их ха- 138 Рис. 65. Кривая блеска затменной переменной звезды Алголя. рактерным представителям. Первый — это переменные звезды типа Алголя (р Персея), схема и кривая блеска которого приведена на рисунке 65. Компоненты этих звезд имеют шаровидную форму, причем размеры звезды-спутника (В) больше, а светимость меньше главной звезды (А). Оба компонента либо белого цвета с температурой около 9000—11000 К, либо главная звезда белого цвета, а звезда-спутник желтого с температурой от 5000 до 8000 К. Пока затмения нет, блеск звезды практически постоянен. При затмении главной звезды менее ярким спутником блеск резко уменьшается (главный минимум), а при заходе спутника за главную звезду уменьшение блеска незначительно (вторичный минимум) или совсем не наблюдается. Одинаковые минимумы блеска наступают через строго определенные промежутки времени, называемые периодом переменности звезды, который равен периоду обращения компонентов. У разных звезд типа Алголя периоды переменности крайне различны, от 0,2 до 10000 суток и более. Наибольшее изменение блеска, называемое амплитудой блеска, может достигать нескольких звездных величин. Непрерывное изменение блеска в минимумах свидетельствует о частном затмении. При полном затмении на всем его протяжении блеск в минимуме остается неизменным, поэтому этот участок кривой блеска имеет трапециевидную форму. Из анализа кривой блеска можно даже вычислить радиусы и светимости компонентов. Так как оба компонента затменно-двойной звезды движутся в плоскости, проходящей через наблюдателя, то по наибольшим смещениям линий в спектре звезды вычисляются линейные скорости v\ ц V2 каждого компонента (см. с. 25 и 123), а по ним — расстояния а\ и аг компонентов от общего центра их масс, поскольку а\ = Р и 02= — Р, 2л 2л 139 где Р — период обращения компонентов, равный наблюдаемому периоду переменности звезды. Теперь нетрудно найти большую полуось а орбиты звезды-спутника относительно главной звезды, так как а = а,-|-а2. и затем по формулам (5.15) и (5.16) вычислить массы компонентов. У самого Алголя наибольший блеск равен 2,2"*, в главном минимуме блеск ослабевает до 3,5"*, а во вторичном минимуме — примерно на 0,1"* Период переменности Р = 2,867 сут = = 2^20**49“, а затмение в главном минимуме длится 9 ч 38 мин. Главная звезда белого цвета (В 8), ее радиус R = 3Rq (радиуса Солнца) и масса М = = 5Af0. Звезда-спутник желтого цвета (спектрального класса G 8); ее /? = 3,2/?е, М = М©, большая полуось орбиты а = = 11-10® км, а средняя орбитальная скорость близка к 300 км/с. Второй вид затменных пере- менных звезд — это звезды типа р Лиры. Их блеск непрерывно и плавно изменяется в пределах примерно двух ^звездных величин (рис. 66). Между главными минимумами обязательно наступает менее глубокий вторичный минимум. Периоды переменности — от полу-суток до нескольких суток. Характеристики этих звезд изучаются так же, как и звезд типа Алголя. Оказалось, что компоненты переменных звезд типа р Лиры принадлежат к массивным голубовато-белым и белым гигантам спектральных классов В и А. Из-за значительной массы и относительной бли- Рис. 66. Затменная переменная звезда р Лиры. (Положения звезды-спутника и соответствующие им участки кривой блеска обозначены одинаковыми буквами.) 140 Рис. 67. Кривая блеска затменной переменной звезды W Большой, Медведицы. зости друг К Другу оба компонента подвержены сильному взаимному приливному воздействию, в результате чего приобрели эллипсоидальную форму (см. рис. 66). При. обращении вокруг общего центра масс оба компонента обращены своими большими осями (выпуклостями) друг к другу и к нам последовательно поворачиваются различные стороны их эллипсоидальных фигур. Главный минимум блеска наступает при затмении главной звезды ее менее ярким спутником. Относительная взаимная близость компонентов этого типа переменных звезд хорошо проявляется на примере самой Р Лиры, радиусы компонентов которой близки к 20 /?0 и 12 /?0. А поскольку расстояние между их центрами равно примерно 43 /?0 (3-10^ км), то фотосферы этих звезд разделены всего лишь четвертью этого промежутка. В таких тесных парах атмосферы звезд проникают друг в друга, и происходит непрерывный обмен веществом. часть которого уходит в межзвездное пространство. Вследствие этого массы звезд медленно уменьшаются, а расстояние между ними и период обращения постепенно увеличиваются. Так, период переменности р Лиры Р= 12,937 сут = = 12^22*^29“ ежегодно увеличивается примерно на 10 с. Но если компоненты затмен-но-двойной звезды сходны по размерам и светимости и настолько близки друг к другу, что их фотосферы почти соприкасаются, то вторичный минимум кривой блеска почти равен по глубине главному минимуму, а период переменности значительно меньше суток (рис. 67). Такие затменно-двойные звезды получили название звезд типа W Большой Медведицы по имени этой звезды, период переменности (и обращения) которой равен всего лишь 8 ч! Трудно представить себе ту колоссальную скорость, с которой обращаются огромные компоненты этой звезды! Спектральные классы этих звезд F и G. 141 ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ Изменение блеска этих переменных звезд вызывается изменением их светимости под действием физических процессов, происходящих в недрах. В настоящее время известно свыше 40 типов физических переменных звезд, которые можно объединить в три основные группы: пульсирующие переменные, взрывные переменные и эруптивные* переменные звезды. Мы рассмотрим только наиболее интересные типы физических переменных звезд, в основном доступные массовым наблюдениям. У пульсирующих переменных звезд светимость меняется из-за чередования их сжатий и расширений в небольших пределах. При сжатии звезды размеры фотосферы несколько уменьшаются, но зато ее температура возрастает. В результате увеличивается светимость звезды, а следовательно — и блеск. При расширении температура и светимость уменьшаются. У одних звезд чередование сжатия и расширения происходит со строго определенным периодом (периодические, или правильные, пульсирующие переменные звезды), у других на определенный период накладываются более мелкие колебания (полуправиль-ные пульсирующие переменные звезды), у третьих колебания размеров и светимости происходят хаотически (неправильные переменные звезды). К правильным пульсирующим переменным звездам относятся цефеиды, названные так по характерному их представителю, хорошо изученной звезде б Цефея. Все цефеиды являются желтыми сверхгигантскими звездами спектральных классов F и G с абсолютной звездной величиной от —3"* до — 6'” Массы этих звезд превышают массу Солнца примерно в 8—12 раз, а радиусы — от 60 до 150 раз. Разность звездных величин в Минимуме (mmin) и максимуме блеска, называемая амплитудой блеска (Д/гг = /ггп„п —Шглах), У разных цефеид составляет от 0,Г' до 2,0"', а период переменности — от 1 до 135 суток, причем амплитуда и период переменности возрастают с увеличением светимости и радиуса звезды. Максимумы блеска наступают после минимумов, как правило, примерно через одну треть периода переменности звезды, который определяется по положениям максимумов блеска. Синхронно с блеском звезды меняется температура ее поверхности, а следовательно, и спектральный класс: в максимуме блеска температура близка к 7000 К, в минимуме — около 5500 К, а спектральный класс примерно от F5 — F6 в максимуме до G1 —G5 в минимуме. На рисунке 68 показаны кривые блеска и температуры звезды б Цефея, блеск которой меняется от 3,5"' в максимуме до * От лат eruptio — извержение, так как переменность светимости этих звезд сопровождается истечением вещества или даже сбросом внешних оболочек. 142 Рис. 68. Кривые блеска (вверху) и температуры (внизу) звезды б Цефея. 4,4"* в минимуме с периодом Р = 5,366 сут = 5^847“, причем от минимума до максимума проходит 0,25 Р= 1,342^= 1^8** 12^ В максимуме светимости температура звезды повышается до 6700 К, а в минимуме снижается до 5500 К. Одновременно перио- дически меняется и спектральный класс от F5 до G1. Средний радиус звезды R = 53 «3,69* 10^ км испытывает колебания в пределах около 2-10® км, т. е. примерно на 3%. Такие же небольшие изменения радиусов свойственны всем цефеидам. К цефеидам принадлежат еще две звезды среднего блеска, вполне доступные любительским наблюдениям, — это i| Орла (блеск от З.б” до 4,4"*; период Р = 7,177 сут = 7‘4“14" и t Близнецов (блеск от 3,6"' до 4,2"’; период Р = = 10,151 сут= 10\Т37“) Их полезно понаблюдать самостоятельно. А вот яркая Полярная звезда (а Малой Медведицы), тоже являющаяся цефеидой, недоступна любительским наблюдениям, так как ее блеск изменяется с периодом Р = = 3,670 сут = 3^16‘'0^“ всего лищь от 1,94"' до 2,05"', е. с амплитудой Дт = 0,1Г' — самой малой из всех известных цефеид. Обозначим абсолютную звездную величину цефеиды в максимуме светимости (и блеска) через а в минимуме — через тогда ее средняя абсолютная величина У цефеид обнаружена интересная закономерность: с ростом светимости, зависящей от массы звезды, увеличивается период пульсации, т. е. более массивные звезды пульсируют медленнее. Эта закономерность имеет вид: 143 Рис. 69. Кривая блеска переменной звезды RR Лиры. Мс= - 1,67'”-2,54 Ig Р, (6.1) где Р — период переменности (пульсации), выраженный в сутках. Установив из наблюдений период переменности и пределы изменения блеска (т^ах и /Птт) цефеиды, нетрудно по формуле (6.1) определить ее среднюю абсолютную звездную величину (Мс) и, зная средний блеск i-h'Wrr -) , ВЫЧИСЛИТЬ (тс = по формуле (5.5) расстояние до цефеиды. Почти все цефеиды расположены в Млечном OytH и вблизи него. Другой тип правильных пульсирующих переменных звезд назван переменными типа RR Лиры, по имени этой хорошо изученной звезды. Когда-то их называли короткопериодическими цефеидами за короткие периоды переменности, заключенные у различных звезд в пределах от 0,2 до 1,2 суток. Все эти звезды — гигантские белые и желтоватые, спектральных классов А и F, со средней абсолютной звездной величиной +0,5'” и светимостью, превышающей солнечную в 60—70 раз. Амплитуды блеска обычно от 0,2'” до 1,5'” и значительно реже — до 2,0'”. Кривые блеска звезд типа RR Лиры напоминают цефеид-ную кривую, но блеск возрастает быстрее, его максимум — острый и наступает после минимума в‘Среднем через 0Л5 периода переменности (рис. 69). Сама RR Лиры меняет блеск от 7,0'” до 8,1'”, с периодом Р = = 0,567 сут=13*'36“, ее спектральный класс меняется от А5 до F7, температура примерно от 10000 до 7000 К, а максимум наступает после минимума через 0,19 Р = 2"35^ Существует три подтипа ли-рид, несколько различающихся формой кривой блеска, причем в периодах пульсации некоторых звезд наблюдаются небольшие периодические изменения. Многие лириды расположены вне Млечного Пути, и их используют для определения расстояний до объектов, в которых они находятся, в частности до шаровых звездных скоплений (см. главу VII). К правильным переменным принадлежат также пульсирующие звезды, получившие на- 144 Схема строения Солнца (вверху) Спектры (внизу): непрерывный (а); излучения (б — натрий); (в — цезий); (г — водород); поглощения (д — солнечный спектр) 1^ Юпитер и его Красное Пятно (вверху) Сатурн и его кольца (внизу) звание долгопериодических переменных звезд, или мирид, по имени звезды Миры (о Кита). Будучи огромными по своему объему, превышающему объем Солнца в миллион и десятки миллионов раз, эти красные гиганты спектрального класса М с температурой, близкой к 3000 К, пульсируют очень медленно, с периодами от 80 до 1000 суток и амплитудой блеска от 2,5'” до И'”, т.е. изменение светимости в визуальных лучах у разных представителей этого типа звезд происходит от 10 до 2500 раз! Но при этом общая излучаемая энергия во всем диапазоне длин волн меняется всего лишь в 2—2,5 раза, так 4TQ происходит периодическое перераспределение энергии между визуальным и инфракрасным участками спектра. Радиусы этих звезд колеблются около средних значений в пределах 5—10%, а кривые блеска похожи на цефеидные. Сама Мира Кита, радиус которой близок к 390 солнечным радиусам, а масса — к 10 массам Солнца, меняет блеск с периодом в 332^ в пределах от 2,0'” до 10,1'”, так что она регулярно исчезает для невооруженного глаза. Ее визуальная светимость периодически меняется в 1740 раз! Так как природа пульсирующих переменных связана с механическими колебаниями звезды, то для оценки их периода можно воспользоваться формулой Гюйгенса для периода механических колебаний математического маятника: -Wt- в которой принять / = /? — радиусу звезды и гравитационное ускорение на поверхности звезды дм где G — гравитационная постоянная W М — масса звезды. Тогда период пульсации звезды а так как объем звезды V = = л/?^, то при средней плот- ности звездного вещества рс масса звезды М = -|-л/?^рс, подставляя значение которой в формулу (6.2), найдем Р Vpc = — постоянная величина. Следовательно, период пульсации звезды аависит от сред-, ней плотности ее вещества. Соотношение, полученное количественно, с достаточной точностью подтверждается наблюдениями. Переменные с большим периодом имеют меньшие плотности. Применение этой формулы к Солнцу, средняя плотность которого составляет 1400 кг/м^, дает значение периода возможных колебаний в несколько часов. Но, как мы знаем, Солнце не является пульсирующей переменной. В чем же тут дело? Как было показано советским астрофизиком С. А. Же-вакиным, причиной пульсаций звезд является сравнительно тонкий слой вещества звезды, расположенный на определен- 6 Зак. 1841 М. М. Дагаев 145 ной глубине и состоящий из частично ионизованного гелия. При сжатии звезды этот слой делается плотнее, поэтому он задерживает энергию, идущую из центра звезды. Это приводит к увеличению давления, препятствующего сжатию. В силу чего сжатие в итоге прекращается и начинается процесс расширения. При расширении звезды, наоборот, указанный слой делается более прозрачным, энергия просачивается наружу, давление падает и становится таким, что сила тяготения останавливает расширение и заставляет звезду сжиматься. Затем все повторяется сначала. Слой частично ионизованного гелия по своему действию напоминает клапан в дизельном моторе, который в момент сжатия впрыскивает внутрь цилиндра энергию. Поэтому описанный механизм пульсаций звезд получил название клапанного. Было показано, что только у звезд-гигантов и сверхгигантов строение таково, что слой частично ионизованного гелия расположен на достаточной глубине, чтобы эффективно работал клапанный механизм, поддерживающий пульсации переменных звезд. У обычных звезд и Солнца это не так, поэтому у них пульсации не возникают и, что самое главное, не поддерживаются. Взрывных переменных звезд существует около девяти типов, но всех их роднит одна общая причина резкого увеличения светимости — это взрывной характер выделения энергии из их недр. Результат за- висит от мощности взрыва. Мы рассмотрим лишь два типа этих звезд. Один из них назван новыми звездами. Они появляются внезапно, причем их светимость и, следовательно, блеск быстро возрастают. Изучение фотографий звездного неба показывает, что до вспышки эти звезды были очень слабыми. Наиболее яркие новые звезды во время их вспышек были открыты любителями астроно-’ мии. Примерами могут служить новые звезды в созвездии Орла (июнь 1918 г.) и в созвездии Лебедя (23 августа 1975 г.). Судя по фотографиям, блеск новой звезды в созвездии Орла за три дня до вспышки был 11'”, а за четыре дня увеличился до —0,5'”, т.е. возрос почти в 40 тыс. раз! Затем она стала слабеть, примерно через 200 дней перестала быть видимой невооруженным глазом, а еще через год ослабела до прежнего значения И'”. Новая звезда в созвездии Лебедя до вспышки имела блеск около 21'”, а в максимуме вспышки — до 1,9'”, т.е. за несколько дней ее светимость возросла в 40 млн. раз! Благодаря применению фотографии выяснилось, что в спектрах вспыхнувших звезд линии сильно смещены к фиолетовому концу спектра, что доказывает расширение внешней оболочки звезды со скоростью от 1000 до 2500 км/с. Примерно через полгода-год (реже, через два-три года) вокруг ослабевшей звезды становится видимой в телескопы светлая расширяющаяся газовая туманность — 146 это сброшенная оболочка, освещаемая звездой, удаляется от нее и со временем рассеивается в пространстве. Сама же звезда, как установил проф. Б. А. Воронцов-Вельяминов, возвращается к примерно прежнему, довспышечному состоянию. Следовательно, при вспыщке новая звезда не разрушается, а лишь сбрасывает с себя оболочку массой около 10“®—10 солнечной массы величина незначительная в сравнении с массой вспыхнувшей звезды. В настоящее время известно около 200 новых звезд, большинство которых вспыхнуло в Млечном Пути. Установлено, что у большинства новых звезд абсолютная звездная величина в максимуме вспышки близка к М=-—S'" Это позволяет оценить расстояние до звезды и узнать ее светимость до вспышки. Так, для упомянутой новой звезды в созвездии Лебедя Ig r = 0,2(m-—Л1)-|-1 = = 0,2(1,9 + 8)4-1=2,98, т. е. расстояние г^^ЮОО пк. Следовательно, до вспышки (и после успокоения) ее абсолютная звездная величина iW = m + 5-—5lg г = = 21+5-51g 1000= + ir, т. е. звезда принадлежит к карликовым звездам и ее светимость в 250 раз ниже солнечной. Аналогичные расчеты показывают, что как новые вспыхивают звезды низкой светимости и высокой температуры. Оказалось, что многие новые звезды являются тесными парами, состоящими из белого кар- лика и обычной звезды спектрального класса К или М. Вещество обычной звезды, богатое водородом, под действием гравитации со стороны белого карлика перетекает на него. По мере накопления вещества на белом карлике давление и температура в образовавшейся оболочке увеличиваются, и при достижении критического значения происходит термоядерный взрыв, сбрасывающий эту оболочку с белого карлика. Подобные процессы могут повторяться. Действительно, некоторые звезды вспыхивают повторно, и часто они называются повторными новыми. Так, звезда Т Компаса вспыхивала в 1890, 1902, 1920, 1944 и 1966 гг., а звезда Т Северной Короны — в 1866 и 1946 гг., причем ее вторая вспышка была предсказана советскими астрономами проф. П. П. Паренаго и проф. Б. В. Кукаркиным, а обнаружена любителем астрономии А. С. Каменчуком. Иногда в недрах некоторых звезд происходят взрывы такой колоссальной мощности, что они разрушают всю звезду. Во время взрыва светимость и блеск таких звезд, называемых сверхновыми звездами, возрастают в десятки и сотни миллионере раз, и они становятся настолько яркими, что могут быть видны невооруженным глазом даже днем. Вспышки сверхновых звезд — очень редкое явление. За последнюю 1000 лет вспыхнуло по меньшей мере пять сверхновых звезд: в 1006, 1054, 1572, 1604 и 1667 гг. Сверхновую звезду, вспыхнувшую в ноябре 1572 г. в созвез- 147 Рис. 70. Крабовидная туманность в созвездии Тедьца. дии Кассиопеи, наблюдал датский астроном Тихо Браге (1546—1601), который отметил, что звезда по яркости сравнима с Венерой. Через 16 месяцев звезда исчезла. Сверхновую звезду, вспыхнувшую в 1604 г в созвездии Змееносца, наблюдали Галилео Галилей (1564—1642) и Иоганн Кеплер (1571 — 1630). Особый интерес представляет сверхновая звезда, вспыхнувшая в июле 1054 г. в созвездии Тельца. Исторические сведения о ней были найдены в китайских хрониках. В «Истории династии Сун» написано: «В первом году периода Ши-Хо, в пятую луну, в ночь Чи-Чью звезда гостья появилась... на восточном небе созвездия Тьен-Куан...* Она была видна днем в течение 23 суток...» На протяжении двух лет звезда была видна невооруженным глазом. Упоминание о ней имеется и в летописях японских астрономов. J Теперь на месте сверхновой звезды 1054 г наблюдается газовая, быстро расширяющаяся Крабовидная туманность (рис. 70), в центре которой находится пульсар, интенсивно излучающий радиоволны. На месте сверхновой звезды 1667 г. в созвездии Кассиопеи тоже имеется неправильная волокнистая газовая туманность, являющаяся мощным источником радиоизлучения (Кассиопея А). 24 февраля 1987 г. наблюдалась вспышка сверхновой звезды в Большом Магеллановом Облаке. За двое суток блеск этой звезды увеличился от 15'" до 4'", т. е. ее светимость возросла в 25 тыс. раз! Сброшенная звездой оболочка расширялась со скоростью около 16 000 км/с. Во время максимума вспышки сверхновых звезд их абсолютная звездная величина бывает от —15"* до —18"*, т. е. их светимость до 1,5 млрд, раз превышает светимость Солнца. Мощность взрыва настолько велика, что вещество разрушенной звезды разбрасывается во все стороны со скоростью от 5000 до 20 000 км/с. Из-за высокой температуры в недрах звезды выброшенный газ находится в плазменном состоянии и создает сильное магнитное поле, в котором элементарные частицы при торможении порождают мощное радиоизлучение. Поэтому можно предполо- Геперь входит в созвездие Тедьца. 148 жить, что обнаруженные в нескольких местах Млечного Пути радиоизлучающие газовые волокнистые туманности возникли при разрушении сверхновых звезд. Грозит ли подобная вспышка нашему Солнцу? Исследования показывают, что взрывам подвержены далеко не все, а лишь в конце своей жизни особые по структуре звезды, к которым наше карликовое Солнце не принадлежит, а поэтому вспыхнуть не может. Как мы видели, вспышки сверхновых звезд довольно редкое явление, в среднем одна сверхновая в нашем Млечном Пути вспыхивает примерно раз в 200 лет. Все вспышки, которые наблюдались последние 1000 лет, произошли на больших расстояниях от Солнца Оценки показывают, что вспышки сверхновых звезд вблизи Солнечной системы должны происходить еще реже, примерно раз в 200 млн. лет. Следовательно, за те 5 млрд, лет, которые существует Солнце, вблйзи него (на расстояниях 10—20 пк) вспыхнуло'* около десятка сверхновых звезд. Эти оценки привели известных советских астрофизиков И. Шкловского и В. Красовского к выводу о важной роли сверхновых звезд в эволюции Солнечной системы. Если сверхновая вспыхнула на расстоянии около 10 пк, то в максимуме блеска она сияла бы в 1000 раз ярче Луны. Просияв на небе несколько лет, она перестала бы быть видимой невооруженному глазу. Примерно через 10 000 лет ту- манность — остаток взрыва сверхновой, расширяясь со скоростью \0^ км/с, достигла бы Солнечной системы и окутала ее на десятки тысяч лет. Как следует из наблюдений остатков взрывов сверхновых звезд, таких, как Крабовидная туманность, остатков сверхновых Кеплера, Тихо и др., все они являются мощными источниками радиоизлучения, которое генерируется частицами, двигающимися со скоростями, близкими к скорости света. Эти частицы получили название космических лучей. Плотность космических лучей в остатках сверхновых значительна, и Земля, попав внутрь оболочки сзерхновой, оказалась бы под воздействием мощного потока космических лучей, которые привели бы к значительному повышению уровня радиации на поверхности Земли в течение десятков тысяч лет. Для многих видов живых организмов такое повышение уровня радиации губительно, и они должны быстро вымирать. Ясно, что следы таких космических катастроф должны были остаться на Земле. Исследования ископаемых остатков давно вымерших животных показали, что динозавры и другие гигантские рептилии, населявшие Землю в мезозойскую эру в течение полутора сотен миллионов лет, быстро (за несколько десятков тысяч лет) вымерли в конце этой эры. Есть палеонтологические указания на аналогичные вымирания в более поздние периоды истории Земли. глава 9 НАША ГАЛАКТИКА МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ И ГАЛАКТИКА При наблюдениях звездного неба в сельской местности на нем в темные безлунные ночи хорошо видна широкая светящаяся полоса — Млечный Путь. Свое название Млечный Путь получил от древнегреческих мифов. Согласно одному из них, рассерженный глава богов Зевс отнял во время кормления у своей супруги Геры младенца и молоко из ее груди вылилось на небо. Действительно, белесая полоса Млечного Пути напоминает пролитое молоко. Но еще Г Галилей в конце 1609 г наблюдая Млечный Путь в телескоп, установил, что он состоит из колоссального множества очень слабых звезд, его звездная структура хорошо видна даже в обычный призменный бинокль (рис. 71). Млечный Путь тянется полосой по обоим небесным полушариям, замыкаясь в звездное кольцо, наклоненное к небесному экватору под углом около 63° Трудами многих астрономов, и прежде всего В. Гершеля, его сына Дж. Гершеля и В. Я. Струве, установлено, что все звезды обоих небесных полушарий образуют огромную звездную систему, названную Галактикой (от греч. «галакти-кос» — молочный), подавляющее большинство звезд которой сосредоточено в Млечном Пути. Наше Солнце с системой обращающихся вокруг него тел тоже входит в состав Галактики. Большой круг, проходящий посередине вдоль всего Млечного Пути, назван галактическим экватором, а образующая его плоскость — галактической плоскостью. Точки неба, равноудаленные на 90° от галактического экватора, получили название галактических полюсов. Их, естественно, два. Северный галактический полюс находится в созвездии Волосы Вероники, расположенном между созвездиями Льва и Волопаса и состоящем из слабых звезд. Южный галактический полюс находится в созвездии Скульптора, примыкающего с юга к созвездию Кита и тоже состоящему из слабых звезд. Даже при беглом обзоре 150 звездного неба читатель может убедиться в том, что по мере удаления в обе стороны от Млечного Пути число звезд значительно сокращается и меньше всего их находится вблизи галактических полюсов. Да и в самом Млечном Пути звезды распределены неравномерно. Уже в бинокль (а еще лучше — на фотографиях) хорошо видно, что в созвездиях Возничего и Персея Млечный Путь имеет сравнительно небольшую яркость и его слабые звезды видны раздельно. В созвездиях Лебедя И-Орла яркость Млечного Пути возрастает, слабых звезд уже значительно больше и они образуют заметные сгущения, а в созвездии Стрельца, расположенном в противоположной Возничему области неба. Млечный Путь имеет наибольшую яркость и настолько насыщен звездами, что они в большинстве своем не видны раздельно, а образуют гигантские звездные облака. Самое крупное из них, расположенное вблизи границы с созвездием Скорпиона, так и называется: Большое звездное облако Стрельца (рис. 72). Эти наблюдения подсказывают мысль о пространственной структуре Галактики и о положении в ней Солнечной системы. Во-первых, Галактика сильно сжата со стороны галактических полюсов, и ее общий вид напоминает спортивный метательный диск. Во-вторых, В' созвездии Стрельца находится чрезвычайно богатая звездами центральная область Галактики, а в направлении на созвездия Возничего и Персея — ее переферия, следовательно, Солн- Рис. 71. Млечный Путь в созвездии Змееносца. Рис. 72. Большое звездное облако Стрельца. це расположено внутри звездной системы далеко от ее центра. Однако для изучения структуры Галактики и ее размеров необходимы строгие измерения. Впервые они были выполнены В. Гершелем, который подсчитал число звезд до 14'”, видимых в поле зрения телескопа на 1083 участках звездного неба, расположенных в разных направ- 151 лениях. На основе этого в 1785 г. он построил первую схему строения Галактики. В дальнейшем, по мере усовершенствования телескопов, такие подсчеты проводились многими астрономами, в том числе В. Я. Струве в России. В нашем столетии по фотографиям звездного неба проведены подсчеты звезд от самых ярких вплоть до 21"* Их оказалось около двух миллиардов. Но это лишь небольшая часть звезд, входящих в Галактику. Контуры и размеры Галактики можно установить по распределению на небе наиболее далеких от нас сверхгигантских звезд, которые благодаря своей огромной светимости видны с колоссальных расстояний. Для этого можно было бы восполь- зоваться модулями расстоянии до таких звезд (см- с. 107). Но здесь возникли серьезные затруднения, на которые впервые указал в 1847 г. В. Я. Струве. В межзвездном пространстве имеется рассеянное вещество, которое частично поглощает свет звезд, из-за чего они кажутся нам слабее, чем представлялись бы при отсутствии межзвездного поглощения света. Поэтому без учета этого поглощения расстояния до звезд получаются завышенными. Межзвездное поглощение света было окончательно установлено в 1930 г. советским астрофизиком проф. Б. А. Воронцовым-Вельяминовым и американским астрономом Р. Трюмплером. ДИФФУЗНОЕ ВЕЩЕСТВО Действительно, стоит внимательнее присмотреться к Млечному Пути, как легко заметить на его ярком фоне более темные места с пониженным числом звезд. От созвездия же Лебедя в направлении к созвездию Стрельца и далее, вплоть до созвездия Центавра, Млечный Путь состоит из двух ветвей (см. рис. 11), а между ними тянется темная полоса неправильной формы, на которой видно очень мало звезд. Эта темная полоса представляет собой скопление пыли, которая сконцентрирована в пространстве вблизи галактической плоскости и частично или полностью поглощает свет звезд, находящихся в ней или за ней. Таких скоплений пыли, называемых темными пылевыми туманностями (рис. 73), очень много. Большинство их расположено в Млечном Пути и вблизи него. Темная туманность Конская Голова (см. рис. 73) четко выделяется на фоне более далекой протяженной светлой туманности. Природа этой светлой газопылевой туманности установлена по ее спектру. Спектр этой туманности сходен со спектрами близких к ней горячих белых звезд, свет которых она отражает. Поэтому такие туманности часто называют отражательными. Их тоже много разбросано вблизи Млечного Пути. Протяженность пылевых туман- 152 Рис. 73. Темная туманность Конская Голова. ностей (как светлых, так и темных) огромна, от 8 до 40 пк, а их массы приближенно оцениваются в десятки и сотни масс Солнца. Конечно, и в темных, и в светлых пылевых туманностях содержатс5! примеси газа. Межзвездная пыль рассеяна в пространстве почти по всей Галактике, но вдали от галактической плоскости (от Млечного Пути) ее мало. Так, в направлении галактических полюсов пространство практически свободно от пыли. Этим и пользуются астрономы для изучения межзвездного поглощения света, чтобы правильно оценить расстояние до далеких звезд. Определяя спектральные классы и показатели цвета звезд, расположенных вблизи галактических полюсов, астрономы установили взаимосвязь этих характеристик: каждому спектральному классу соответ- ствует определенный показатель цвета, названный нормальным или стандартным. Если у звезды определенного спектрального класса, расположенной в ином направлении, показатель цвета окажется больше нормального, то, следовательно, ее свет частично поглощается межзвездным веществом, которое рассеивает преимущественно синие и голубые лучи, и звезда кажется несколько краснее, чем она есть в действительности. Происходит, как говорят астрономы, покраснение цвета звезд. По разности наблюдаемого и нормального показателей цвета звезд вычисляют в звездных величинах значение межзвездного поглощения света. По покраснению цвета звезд выяснено, что размеры звездных пылинок необычайно малы, от 0,3 до 3 мкм, а плотность 153 Рис. 74. Большая туманность Ориона. ПЫЛИ настолько ничтожна, что в пространстве объемом 1 км^ находится в среднем около 500 пылинок. Помимо пылевых туманностей, в Галактике существуют светлые диффузные туманно-сти, состоящие в основном из газов, но с примесями пыли. Их размеры — от 0,5 до 15 пк. Диффузными (от лат. diffu-sio—разлитие, размытие) они названы потому, что имеют неправильный, клочковатый вид и размытые очертания. Характерным представителем светлых диффузных туманностей является Большая газопылевая туманность в Орионе, расположенная несколько ниже «пояса» Ориона. В темную безлунную ночь она представляется зоркому глазу слабо светящимся зеленоватым пятном. В сильные бинокли и небольшие телескопы она уже хорошо видна, но без многих тонких деталей, различимых только на фотографиях (рис. 74). В нее погружено много горячих звезд спектральных классов О и В, из которых четыре (5,2'”, 6,7'”, 6,8'” и 7,9'”) своим взаимным расположением напоминают трапецию, за что эта четырехкратная звезда (0i Ориона) получила название Трапеции Ориона. По модулю расстояния этих звезд оценено расстояние до туманности: оно оказалось близким к 400 ПК. А так как видимые размеры туманности Ориона около 60', то легко подсчитать, что ее протяженность в пространстве составляет около 7 пк. В светлых диффузных туманностях газ необычайно разрежен, его плотность не превышает 10~^^—10“^'^ г/см^ Следовательно, можно оценить массу Большой туманности Ориона примерно в 300 масс Солнца. Вблизи всех светлых диффузных туманностей или внутри них обязательно находятся звезды спектральных классов О и В. Они своим мощным ультрафиолетовым излучением нагревают газь>, входящие в состав туманностей, до температуры более 10000 К, возбуждают и ионизируют их атомы, которые при переходе в нормальное состояние излучают энергию только в спектральных линиях, свойственных каждому газу. Поэтому в спектрах диффузных туманностей присутствуют отдельные яркие линии, по которым установлена газовая природа и химический состав туманностей. Основную массу газа составляет водород, но при- 154 сутствуют также гелии, кислород и другие газы. Наиболее яркими в спектрах являются две зеленые линии (длиной волны 1 = 5007 А и Х = 4959 А), которые длительное время приписывали неизвестному в земных условиях газу — небулию (от лат. nebula — туманность). Но в 1927 г. американский астрофизик А. Боуэн (1898—1973) доказал, что эти линии излучает дважды ионизованный кислород в необычайно разреженной среде, недостижимой в земных лабораториях. Свечение этих линий, а также зеленой линии водорода придает светлым диффузным туманностям зеленоватую окраску. В газопылевых туманностях формируются и возникают молодые звезды. Наглядным примером этого является Большая туманность Ориона. В настоящее время известно около 150 светлых диффузных туманностей, но из них только 12 можно видеть в небольшие телескопы. Их список приведен в «Школьном астрономическом календаре». Некоторые туманности обозначаются номерами с впереди стоящей буквой М — это номера по каталогу, опубликованному в 1781 г французским астрономом Ш. Мессье (1730—1817). Так, Большая диффузная туманность Ориона обозначается символом М42, а аналогичная Трехраздельная, или Тройная, туманность в созвездии Стрельца символом М20. Она интересна тем, что в ней много пыли, которая узкими полосами рассекает наблюдаемую поверхность туманности на три части (рис. 75). Видимый Рис. 75. Трехраздельная туманность в созвездии Стрельца. поперечник этой туманности около 30' расстояние до нее 670 ПК, и следовательно, линейная протяженность в пространстве близка к 6 ПК. Есть еще светлые газовые туманности примерно сферической формы, которые при ничтожной плотности газа выглядят •* кольцеобразными, а при несколько большей плотности — дисками, похожими на диски планет, за что получили название планетарных туманностей (рис. 76) В центре каждой планетарной туманности всегда находится ядро — очень горячая бело-голубоватая звезда с массой, близкой к массе Солнца, и температурой не ниже 40 000 К. Спектры планетарных туманностей подобны спектрам светлых диффузных туманностей и свидетельствуют о сходстве их химического состава и о свечении газов под воздействием ультрафиолетово- 155 Рис. 76. Планетарная туманность в созвездии Водолея ГО излучения ядра туманности. По спектрам найдено, что планетарные туманности расширяются во все стороны со скоростью от 10 до 30 км/с, поэтому их газовая оболочка рассеивается в межзвездном пространстве на протяжении нескольких десятков тысячелетий. Впервые изменение размеров планетарных туманностей из-за их расширения установил советский астроном А. А. Латыпов, который по измерениям фотографий Кольцевой туманности М57 в созвездии Лиры обнаружил ее расширение на 0,009" за год, что при расстоянии туманности в 700 пк соответствует скорости расширения около 30 км/с — полное совпадение со спектральными определениями. В настоящее время известно около 1300 планетарных туманностей, но доступны наблюдениям в небольшие телескопы только пять. По современным представлениям, планетарные туманности образуются из красных гигантов, сбрасывающих свою оболочку, а ядра туманностей представляют собой обнажившиеся недра этих звезд, постепенно переходящих в белые карлики. Наконец, известно несколько светлых диффузных туманностей с лучистой структурой и сильным радиоизлучением. Эти туманности, по-видимому, являются остатками сверхновых звезд, разрушившихся при взрыве. Радионаблюдения позволили в 1951 г обнаружить в Галактике колоссальные по своей протяженности облака холодного атомарного водорода, излучающего радиоволны длиной Х = 21 см. Это радиоизлучение практически не поглощается межзвездной средой и наблюдается с огромных расстояний. Оно помогло исследовать распределение нейтрального водорода в самых удаленных областях Галактики, откуда оптическое излучение до нас не доходит из-за сильного межзвездного поглощения. Радионаблюдения установили присутствие в межзвездном пространстве множества молекул различных соединений: гидроксила (ОН), углеводорода (СН), молекул воды (Н2О) и др. В частности, облака, содержащие гидроксил, излучают радиоволны длиной Х=\8 см и это радиоизлучение обнаружено у многих газопылевых туманностей^ в том числе и у Большой туманности Ориона. 156 МАГНИТНОЕ ПОЛЕ И КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ В 1945—1954 гг. советские астрофизики Г. А. Шайн (1892— 1956) и В. Ф. Газе (1899— 1954), используя фотографию, открыли множество газовых водородных туманностей сильно вытянутой волокнистой структуры, что свидетельствует о наличии в межзвездном пространстве магнитного поля. В самом деле, магнитное поле препятствует распространению ионизованного газа поперек линий индукции, но не мешает ему распространяться вдоль них. Так было впервые открыто магнитное поле Галактики, подтвержденное в дальнейшем специальными методами наблюдений. Аппаратура, установленная на искусственных спутниках Земли, фиксирует потоки электрически заряженных частиц, приходящих примерно в равной мере со всех направлений, т. е. они пронизывают все пространство, занимаемое Галактикой. Эти потоки получили название космических лучей, они содержат в среднем около 92% про- тонов, 7% ядер гелия, 1% электронов и ничтожные примеси ядер других химических элементов. Скорость частиц близка к скорости света и составляет более 200 000 км/с. Когда такие быстрые электрически заряженные частицы (часто называемые релятивистскими) тормозятся магнитным полем, то они излучают радиоволны. В частности, релятивистские электроны, двигающиеся в магнитном поле Галактики, излучают метровые радиоволны, которые были впервые обнаружены К- Янским и изучены Г Рёбером (см. с. 17). Такое же радиоизлучение воспринимается и от Крабовидной туманности (Ml), и от других остатков взрывов сверхновых звезд. Это означает, что при вспышках сверхновых звезд элементарные частицы выбрасываются с огромными скоростями и пополняют потоки космических лучей, а также служит еще одним доказательством существования галактического магнитного поля. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ И ЗВЕЗДНЫЕ АССОЦИАЦИИ Кто наблюдал звездное небо осенью, наверняка обратил внимание на тесную красивую группу звезд в созвездии Тельца, имеющую вид блестящего маленького ковшика. Называется-она Плеядами (рис. 77). В ней невооруженный глаз различает 7—8 звезд от 3'" до 5"', в сильный бинокль их видно около 50, а на фотографиях с длитель- ной экспозицией насчитывается около 300 слабых звезд вплоть до 17'" Другая сравнительно тесная группа звезд, напоминающая форму треугольника и называемая Гиадами, находится рядом с Альдебараном — главной звездой созвездия Тельца. Эти и аналогичные им тесные звездные группы непра- 157 А. т. ■■■■ Рис. 77. Рассеянное звездное скопление Плеяды. (Слева — вид в бинокль: справа — фотография с длительной экспозицией: яркие звезды скопления освещают окружающую их пыль.) вильной формы получили название рассеянных звездных скоплений. В каждом звездном скоплении звезды имеют общее происхождение, связаны между собой взаимным тяготением и вместе движутся в пространстве. Сейчас известно около 1200 рассеянных звездных скоплений, причем почти все они расположены вдоль всего Млечного Пути и вблизи него. Однако наблюдениям в небольшие телескопы доступны только около 20 таких скоплений, в том числе Гиады и Плеяды. Их наиболее яркие звезды видны невооруженным глазом из-за близости этих скоплений к Солнцу. Действительно, самое близкое рассеянное звездное скопление — Гиады удалено от нас всего лишь на 46 ПК. Поэтому его звезды и разбросаны на небе на площади с поперечником примерно в 10° Но такую площадь занимают лишь звезды хорошо видимой центральной зоны скопления, включающей пример- но 100 звезд. Если же учесть и слабо различимые звезды на периферии скопления, то поперечник его, площади и оказывается равным 20° Линейные размеры центральной зоны скопления около 6,5 пк, а всего скопления до 16 пк. По собственным движениям звезд скопления установлено, что оно удаляется от Солнца. Плеяды находятся от Солнца на расстоянии около 130 пк. Центральная зона этого звездного скопления, в которой сосредоточено около 160 звезд, видна на площади диаметром в 13(У, а с учетом периферийных звезд — до 400' Линейные размеры скопления близки к 16 ПК, а его центральной зоны — примерно 5 ПК. Еще одно сравнительно близкое рассеянное звездное скопление, расположенное от нас на расстоянии в 175 пк, находится в созвездии Рака, примерно посередине между его звездами у и б. Невооруженно- 158 му глазу оно представляется туманным пятном, но в сильные бинокли и небольшие телескопы хорошо видна его звездная структура. Оно называется Яслями, состоит примерно из 300 звезд, видимый диаметр его центральной зоны оценивается в 110', а с учетом слабых звезд — до 270' Линейные размеры всего скопления — около 14 ПК, а его центральной зоны — до 6 ПК. Остальные рассеянные звездные скопления находятся от нас значительно дальше, на тысячи и десятки тысяч парсеков, содержат от нескольких десятков до нескольких сотен, реже — тысяч звезд и в основном имеют линейные размеры от 4 до 16 ПК, хотя встречаются и более крупные. Большинство рассеянных скоплений состоит только из звезд главной последовательности, спектральных классов от В до G, что свидетельствует об их сравнительной молодости (порядка 10^ лет), так как, по современным воззрениям (см. ниже, с. 198), стареющие звезды постепенно превращаются в желтых и красных гигантов. Именно такие звезды, наряду со звездами главной последовательности, присутствуют в более старых рассеянных скоплениях, например Гиадах и Яслях, возраст которых около 10® лет. И хотя возраст всех звезд в одном звездном скоплении примерно одинаков, тем не менее более массивные из них эволюционируют быстрее и поэтому смогли уже достичь стадии красных гигантов. Наоборот, в некоторых рас- сеянных звездных скоплениях, например в Плеядах, обнаружены затменные переменные и физические переменные звезды, среди которых имеются красные карликовые переменные, только что формирующиеся и еще не вышедшие на главную последовательность. В таких звездных скоплениях содержится значительная масса газопылевого вещества, из которых и формируются звезды. Звезды главной последовательности рассеянных звездных скоплений позволяют определять расстояния до них. Так как все звезды одного скопления находятся практически на одинаковом от нас расстоянии, то достаточно по их видимым звездным величинам и показателям цвета построить диаграмму Герцшпрунга — Рессела и, сравнив ее с аналогичной общеизвестной диаграммой, определить модуль расстояния. Кроме рассеянных, наблюдаются и звездные скопления сферической и эллипсоидальной формы, называемые шаровыми. Их сейчас известно около 150. Все они не доступны невооруженному глазу, так как удалены от нас на тысячи и десятки тысяч парсеков. Расстояние до самого близкого шарового скопления М22 в созвездии Стрельца, единственного скопления, различимого невооруженным глазом в виде туманного пятна (5,Г”), составляет 2800 пк, а до самого далекого из известных— близко к 20 000 ПК. Поэтому в небольшие телескопы даже наиболее яркие шаровые скопления выглядят туманными пятнами, на фотографиях хоро- 159 Рис. 78. Шаровое звездное скопление М 92 в созвездии Геркулеса. шо видна их звездная структура (рис. 78). Шаровые звездные скопления содержат десятки и сотни тысяч звезд, а линейные размеры этих скоплений лежат в пределах от 20 до 100 пк. Поэтому, несмотря на обилие звезд, средние расстояния между ними в скоплении измеряются тысячами астрономических единиц. В составе шаровых звездных скоплений много красных гигантов и переменных звезд-лирид, по которым определяются расстояния до скоплений. Множество красных гигантов свидетельствует о значительном возрасте шаровых скоплений, который у наиболее старых оценивается в 13— 15 млрд. лет. В отличие от рассеянных шаровые звездные скопления не разбросаны вдоль Млечного Пути. Подавляющее их большинство сконцентрировано в направлении созвездий Стрельца, Скорпиона и Змееносца, т. е. в той области неба, где яркость Млечного Пути наибольшая и где находится Большое звездное облако Стрель- ца — центральное сгущение звезд Галактики. В 1947 г. советский астрофизик акад. В. А. Амбарцумян сообщил об открытии нового вида звездных группировок, названных им звездными ассоциациями. В отличие от звездных скоплений звездные ассоциации представляют собой разбросанные группы звезд, совершенно не выделяющихся на фоне звездного неба. Обнаружить звездные ассоциации можно лишь при скрупулезных исследованиях спектральных характеристик и собственных движений звезд. Они состоят из горячих звезд высокой светимости спектральных классов О и В. Поэтому часто их называют 0-ассоциациями. Пока известно только 15 О-ассоциа-ций, и все они расположены в Млечном Пути. Число звезд в них резко различно, от 15 (в созвездии Возничего) до 1000 (в созвездии Ориона), расстояния до них от 400 до 2700 пк, и протяженность в пространстве — от 30 до 200 ПК. Из-за значительных взаимных расстояний гравитационное взаимодействие между звездами ассоциаций ослаблено, поэтому они постепенно разрушаются. Сам факт существования таких ассоциаций свидетельствует об их относительной молодости: возраст ассоциаций оценивается в несколько миллионов лет Поскольку О-ассоциации находятся в Млечном Пути, где имеется обилие газопылевых туманностей, то Амбарцумян сделал фундаментальный вывод: звезды формируются группами в ассоциациях и процесс звездо- 160 образования происходит и в нашу эпоху. Итак, в Галактике вещество существует в самых разнообразных формах: в виде звезд, как одиночных и кратных, так и входящих в звездные скопления и ассоциации; в виде газовых и пылевых облаков и волокнистых туманностей; в виде рассеянной среды, обнару- живаемой по покраснению звезд, и т. д. Какая же форма превалирует в нашей Галактике в современную эпоху? На этот вопрос астрофизика отвечает однозначно: 98% всей массы Галактики сосредоточено в звездах, а суммарная масса газа и пыли составляет лишь 2%, причем газа примерно в 100 раз больше^ чем пыли. ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗД И СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ Еще итальянский философ Дж. Бруно (1548—1600), отождествляя физическую природу Солнца и звезд, утверждал, что все они движутся в беспредельном пространстве. Вследствие этого движения видимые положения звезд на небе постепенно изменяются. Однако из-за колоссального удаления звезд эти изменения настолько малы, что даже у наиболее близких звезд могут быть обнаружены невооруженным глазом лишь через тысячи и десятки тысяч лет. Но, как известно, такими возможностями ни один человек не обладает. Поэтому единственный способ обнаружения смещения звезд на небе — это сравнение их видимых положений, разделенных большими интервалами времени. Впервые такое сравнение положений ярких звезд провел в 1718 г. английский астроном Э. Галлей по двум звездным каталогам (спискам звезд). Первый каталог был составлен еще во второй половине II в. до н. э. выдающимся древнегреческим астрономом Гиппархом Родосским (этот каталог содержится в знаменитом «Большом сочинении» александрийского астронома К. Птолемея, созданном им около 140 г. н. э. и более известном в латинском переводе под названием «Альмагест»). Второй каталог был составлен в 1676—1710 гг. директором Гринвичской обсерватории Дж. Флемстидом (1646—1719). Галлей установил, что почти за 2000 лет, разделяющих оба каталога, звезды Сириус (а Большого Пса) и Процион (а Малого Пса) сместились примерно на 0,7°, а Арктур (а Волопаса) более чем на 1° Такие большие смещения, превышающие видимый диаметр Луны (0,5°), не оставляли сомнения в пространственном движении звезд. В настоящее время собственные движения звезд изучаются по фотографиям звездного неба, полученным с интервалом времени в несколько десятков лет, начало и конец которого именуются эпохами наблюдений. Полученные негативы совмещают, т. е. накла- 161 скорости V на луч зрения г представляет собой лучевую скорость Vr звезды, а перпендикулярная к ней проекция vt называется тангенциальной скоростью. Через несколько десятков лет, ко второй эпохе наблюдений /2, звезда переместится в пространстве в точку N2 и будет видна на небе в точке П2, т. е. за разность эпох (/2 — ^1) звезда сместится по небу на дугу П\П2, видимую с Земли под малым углом а, который измеряется на совмещенных негативах. Из-за колоссального удаления звезд точно такое же смещение о будет и относительно Солнца. Видимое смещение звезды на небе за 1 год (7.1) Рис. 79. Движение звезды относительно Солнца. дывают друг на друга, и тогда на них сразу выявляются сместившиеся звезды. Эти смещения измеряют с точностью до 1 мкм и по масштабу негатива (см. с. 9) переводят в секунды дуги. Хотя наблюдения проводят с Земли, но .в конечном итоге всегда вычисляют пространственную скорость звезд относительно Солнца. Пусть в некоторый день года t\ (первая эпоха наблюдений) звезда N\ видна на небе в точке п\. Она находится от Солнца на расстоянии г и движется относительно него в пространстве со скоростью V (рис. 79). Проекция пространственной называется собственным движением звезды и выражается в секундах в год ("/гол). (В астрономических календарях и справочниках указываются только секунды дуги, а единица знаменателя подразумевается, о чем нужно твердо помнить.) За разность эпох наблюдений (/2 — ^1) звезда в направлении тангенциальной скорости пройдет в пространстве путь s = Vt(t2 — t\) = rigo. (7.2) Из-за малости угла а, выражаемого в секундах дуги, tg a = sin о - 206 265" тогда с учетом формулы (7.1) тангенциальная скорость звезды 162 Vf = r 206 265"(/,-/,) 20(^26Г)" Но расстояния г до звезд выражают в парсеках (пк), ар — в секундах в год ("/гол) Нам необходимо знать Vi в километрах в секунду (км/с). Помня, что 1 пк = = 206 265 а. е. =206 265 X XI >496-10*^ км, а 1 год содержит 3,156-Ю^с, найдем Vi = 206 265 • 1,496 • 10^ км • г X X 206 265-3,156-10^ с ’ или кие изменения в определенных пределах (это тоже .служит одним из доказательств обращения Земли вокруг Солнца). Поэтому в найденные по спектрограммам лучевые скорости вносят поправки, учитывающие значение и направление скорости Земли в дни фотографирования спектров, и по ним вычисляют лучевую скорость звезды Vr относительно Солнца. Тогда пространственная скорость звезды, часто называемая гелиоцентрической скоростью. Ц/ = 4,74р-г км/с, (7.3) причем в этой формуле г выражено в парсеках. Но расстояния г до звезд вычисляются по их измеренным годичным параллаксам л (см. с. 104), а по формуле (5.2) л Поэтому тангенциальная скорость звезды в километрах в секунду равна у, = 4,74(7.4) где р и д — в секундах дуги. Лучевая скорость звезд определяется по смещению линий в их спектрах (см. с. 26) Найденная по спектрограммам лучевая скорость звезд является скоростью относительно Земли и включает в себя ее орбитальную скорость, направление которой из-за движения вокруг Солнца непрерывно меняется (за пол года — на 180°). Вследствие этого на протяжении года лучевая скорость звезд испытывает периодичес- v=^Jv‘r + v't, (7.5) направление которой определяется углом 0 относительно направления на Солнце, так что (7.6) При удалении звезды от Солнца ее лучевая скорость Vr>0, а при приближении К настоящему времени собственные движения определены примерно у 1 млн. звезд, причем около 20000 измерений выполнено астрономами Пулковской и Ташкентской обсерваторий. Лучевые скорости известны примерно у 25 000 звезд, из которых 8200 определено советскими астрономами А. А. Белопольским, Г А. Шай-ном и др. Собственные движения подавляющего большинства звезд исчисляются десятыми и сотыми долями секунды дуги и лишь у очень близких звезд превосходят 1" К таким относятся а Центавра (р = = 3,674") 1 ct Волопаса (р = 163 Рис. 80. Движение Сириуса относительно Солнца. = 2,284"), а Большого Пса (pi= 1,324") и а Малого Пса (pi =1,250"). Наибольшим собственным движением pi =10,27" обладает сравнительно близкая к Солнцу слабая звезда — красный карлик 9,7"* в созвездии Змееносца (ее л = 0,547"), обнаруженная в 1916 г. американским астрономом Э. Барнардом (1857—1923) и поэтому прозванная Летящей звездой Барнарда. Ее лучевая скорость Vr = — \\1 км/с, а пространственная скорость у = 142 км/с, причем она направлена под углом 38° к направлению на Солнце. Большинство же звезд движется относительно Солнца со скоростью в несколько десятков километров в секунду. Сведения о лучевых скоростях, собственных движениях и годичных параллаксах звезд позволяют решать не только задачи на. определение их пространственной скорости и принадлежности к определенной группе звезд, но и выяснять условия видимости звезд в далеком прошлом и будущем. в виде примера найдем расстояние, параллакс, собственное движение, компоненты скорости и блеск Сириуса в эпоху его наибольшего сближения с Солнцем. Необходимые для решения этой задачи сведения возьмем из таблицы «Наиболее ярких звезд» «Школьного астрономического календаря»: в нашу эпоху у Сириуса блеск т= —ЦЗв”, годичный параллакс л=0,375", собственное движение р= 1,324" и лучевая скорость 8 км/с. Прежде всего по формулам (7.4) — (7.6) найдем тангенциальную скорость Сириуса II 1 324" Ц/ = 4,74-^ км/с = 4,74 “—г- км/с, л 0.375" ' ' его пространственную скорость v= д/ц?-hv'f = д/( —8 км/с/-|-(17 км/cf = 19 км/с и ее нaпpaвлeниef^г через Vt 17 км/с — 8 км/с = -2,125, 164 откуда 0=—65°, что свидетельствует о сближении Сириуса с Солнцем (положительный знак угла означал бы удаление). Тогда абсолютные значения cos 0 =cos 65° =0,423 и sin0=sin 65° =0,906. Теперь построим чертеж (рис. 80), показывающий направление пространственного движения звезды (5), и на это направление опустим из изображения Солнца перпендикуляр, который укажет положение звезды (5i) и ее расстояние (Г|) от Солнца в эпоху наибольшего сближения. К этой эпохе звезда пройдет в пространстве путь 55| =г cos 0, и так как ее нынешнее расстояние г = —— -1^ =2,67 пк, или г = 2,67-30,86 X л 0,375 X Ю'^ км (см. с. 105), то этот путь она пройдет за промежуток времени Л/ = 55, rcose 2,67-30,86-10'“ км-0,423 19 км/с-3,156-10' с/год 58,3 тыс. лет. = 58,3-10’ года, т. е. за Через этот длительный промежуток времени Сириус пройдет мимо Солнца на расстоянии г, =г sinO =2,67 ПК-0,906 = 2,42 пк, его годичный параллакс будет лучевая скорость =0 (направление пространственной скорости v перпендикулярно лучу зрения г,), тангенциальная скорость у,, =у=19 км/с и собственное движение 19 4,74г “ 4,74 -2,42 = 1,656" Поскольку блеск обратно пропорционален квадрату расстояния, то блеск Сириуса возрастет в £, /2,67 — = —= р— ') =1,2 Е п V2,42 J раза и, согласно формуле Погсона (1.11), будет равен m, = m—2,5 Ig у = — 1.58 — 2,5 Ig 1.2 = — 1,58 - 2,5 -0,079 = — 1,78"'. Аналогичные задачи на сближение с Солнцем или на удаление от него можно решать для всех звезд с известными исходными данными, которые можно заимствовать из «Школьного астрономического календаря» или из других справочных пособий. 165 Рис. 81. Изменение вида созвездия Большой Медведицы: 200 тыс. лет назад (о), современный вид (б), чер^м 200 тыс. лет (в) Рис. 82. Изменение вида созвездия Лебедя: 1 млн. лет назад (а), современный вид (б); через 1 млн. лет (в) Изучив собственные движения звезд какого-либо созвездия, можно представить себе его вид в далеком прошлом и в не менее близком будущем. В частности, изменение вида созвездий Большой Медведицы и Лебедя показано на рисунках 81 и 82. Изучение собственных движений звезд помогло обнаружить движение Солнечной системы в пространстве. Впервые эту задачу решил В. Гер-шель в 1783 г., использовав собственные движения всего лишь 7 звезд, а несколько позже—13 звезд. Он нашел, что Солнце вместе со всем множеством тел, обращающихся вокруг него, движется в направлении к звезде К Геркулеса (4,5'”). Точку неба, в направлении которой происходит это движение, Гершель назвал солнечным апексом (от лат apex — вершина). В дальнейшем астрономы неоднократно определяли положение солнечного апекса по большому числу звезд с известными собственными движениями. При этом они основывались на том, что если бы Солнечная система покоилась в пространстве, то собственные движения звезд во всех областях неба имели бы самые различные направления. В действительности же в области созвездий Лиры и Геркулеса собственные движения большинства звезд направлены так, что создается впечатление, будто звезды разбегаются в разные стороны. В диаметрально противоположной области неба, в созвездиях Большого Пса, Зайца и Голубя собственные движения большинства звезд направлены примерно друг к другу, т. е. звезды как бы сближаются между собой. Эти явления объяснимы лишь дви- 166 жением Солнечной системы в пространстве в направлении к созвездиям Лиры и Геркулеса. Действительно, каждый наблюдал, что во время движения окружающие предметы, видимые в направлении движения, как бы расступаются перед нами, а находящиеся позади — смыкаются. В 20-х годах нашего столетия началось массовое вычисление лучевых скоростей звезд относительно Солнца. Это дало возможность не только определить положение солнечного апекса, но и узнать скорость движения Солнечной системы в пространстве. Крупные исследования в этом направлении были проведены в 1923—1936 гг. в астрономических обсерваториях нескольких стран, в том числе в 1923— 1925 гг. московскими астрономами под руководством В. Г Фесенкова. Исследования показали, что у большинства звезд, расположенных вблизи солнечного апекса, лучевая скорость близка к — 20 км/с, т. е. эти звезды приближаются к Солнцу, с\ звезды, находящиеся в про тивоположной области неба удаляются от Солнца со ско ростью около +20 км/с. Со вершенно очевидно, что эта скорость свойственна само! Солнечной системе. В настоящее время окончательно установлено, что Солнечная система движется относительно окружающих ее звезд со скоростью около 20 км/с (точнее, 19,5 км/с) в направлении к солнечному апексу, расположенному вбли- зи слабой звезды v Геркулеса (т=4,5'”) недалеко от границы этого созвездия с созвездием Лиры. Экваториальные координаты солнечного апекса: прямое восхождение ад =270° (18*^00“) и склонение бд = = +30° Собственные движения помогают установить у некоторых звезд наличие спутников. Смещение одиночных звезд происходит, как иногда говорят, по «прямой линии» (на самом деле — по дуге большого круга, незначительную часть которой часто принимают за отрезок прямой). Но если вокруг звезды обращает- 1850 Рис. 83. Видимое перемещение Сириуса (А) и его спутника (В) с 1852 по 1920 г. 167 ся сравнительно массивный спутник, то он периодически отклоняет ее движение поочередно в обе стороны от дуги большого круга и тогда видимое смещение звезды происходит по слегка волнистой линии (рис. 83). В 1844 г. немецкий астроном Ф. Бессель (1784—1846) обнаружил такие отклонения в смещениях Сириуса и Про-циона и предсказал существование у них невидимых массивных спутников. А почти через 18 лет, 31 января 1862 г., американский оптик А. Кларк, испытывая изготовленный им линзовый объектив диаметром 46 см, обнаружил спутник Сириуса — звезду 8,4'”, отстоящую от главной звезды на 7,6" В 1896 г. Дж. Шеберле открыл в 4,6" от Проциона его спутник — звезду 10,8'” Оба спутника, как выяснилось впоследствии, оказались белыми карликами. Невидимые спутники имеются и у Летящей звезды Барнарда, но они пока не открыты. Из анализа ее движения установлено, что у нее должно быть три спутника, по-видимому, планеты. Всего сейчас известно около 10 звезд, вокруг которых обращаются пока невидимые спутники. ВРАЩЕНИЕ И СТРУКТУРА ГАЛАКТИКИ Изучив собственные движения многих звезд, проф. Казанского университета М. А. Ковальский (1821 — 1884) в 1859 г. пришел к выводу о вращении Галактики и разработал способ его определения. Для доказательства галактического вращения необходимо было знать лучевые скорости многих звезд, а их тогда еще не знали, они были надежно определены лишь в первой четверти нашего столетия. Идеи Ковальского были развиты голландским астрономом Я. Оортом, который в 1927 г. доказал вращение Галактики. Сущность такого доказательства проста. Вспомним, что самое большое звездное облако Млечного Пути находится в созвездии Стрельца. Следовательно, справедливо считать это звездное облако центральным сгущением Галактики. Рассмотрим линейные скорости групп звезд, расположенных в Млечном Пути в различных направлениях от Солнца (рис. 84). Группы звезд /, 2 и 8 находятся ближе к центру Галактики, чем Солнце (С), и в соответствии с законами Кеплера их скорость относительно центра больше скорости Солнца (i^c)- Поэтому относительно Солнца эти группы движутся со скоростью V в направлении вращения Галактики. Группы звезд 3 и 7, находясь от центра Галактики на одинаковом расстоянии с Солнцем, движутся с его скоростью, так что относительно него их скорость равна нулю. У групп же 4, 5 и б, расположенных дальше Солнца, скорость меньше солнеч- 168 Рис. 84. Зависимость лучевой скорости звезд от вращения Галактики (С — Солнце) НОЙ, и в своем движении они отстают от него, т. е. их ско* рость относительно Солнца противоположна направлению вращения Галактики. Проекции этих относительных скоростей на лучи, соединяющие группы звезд с Солнцем, дают их лучевые скорости Vr, определяемые по спектрам звезд. Таким образом, спектры покажут удаление от Солнца звездных групп 2 и 6 (их Ur>0) и приближение к Солнцу групп 4 и 8 (ur<0), а у остальных групп Vr=0. Именно такое распределение лучевых скоростей звезд обнаружено и доказывает вращение Галактики, но оно не точно соответствует законам Кеплера, так как основная масса Галактики не сосредоточена в ее центре. По распределению в Галактике звезд-гигантов высо- кой светимости, физических переменных звезд, звездных скоплений и других объектов, а также водородных облаков, излучающих радиоволны, выяснена структура Галактики и положение в ней Солнечной системы. Оказалось, что общие размеры Галактики близки к 30000 ПК («100000 св. лет), а Солнце удалено от ее центра примерно на 10000 пк («30 000 св. лет), т. е. расположено вдвое ближе к периферии Галактики, чем к ее центру. В центральной зоне нашей звездной системы находится огромное сгущение звезд, частью которого является Большое звездное облако в Стрельце, а другая часть скрыта мощным слоем пыли. Но в 1949 г. советские астрономы А. А. Калиняк, В. И. Красовский и В. Б. Никонов, 169 Солнце 17000СВ. лет ЗЗОООсв. лет Рис. 85. Спиральная структура Галактики (а) и ее вид с ребра (б). (Крупные точки — шаровые звездные скопления, положение Солнца показано стрелкой.) используя электронно-оптическую аппаратуру, сфотографировали в инфракрасных лучах все центральное сгущение/ а в дальнейшем оно было исследовано по его радиоизлучению. Оно имеет линейные размеры 4800X3100 ПК и состоит в основном из звезд — красных гигантов и звезд-карликов. Внутри центрального сгущения находится ядро Галактики размерами 30x15 ПК, и из него вытекают потоки газа со скоростью до 200 км/с. В центре ядра имеется звездообразный объект — источник мощного радиоизлучения, известный под названием Стрелец А. Основное число звезд Галактики, а также и рассеянные звездные скопления расположены по обе стороны галактической плоскости в слое толщиной около 1500 ПК, образуя спиральную структуру (рис. 85). Ветви этих спиралей воспринимаются нами в виде Млечного Пути. Спиральные ветви, или рукава, отходят от центрального сгущения, но их число пока неизвестно, хотя части трех из них хорошо прослеживаются в Персее (Персеев рукав), в Орионе (Орионов рукав) и в Стрельце (рукав Стрельца). 170 На внутреннем краю Орионова рукава, несколько севернее галактической плоскости, находится Солнечная система. Вдоль спиральных ветвей направлен вектор магнитной индукции магнитного поля Галактики, тянутся газопылевые облака и слой межзвездной пыли. Спиральная структура ветвей объясняется различием скоростей входящих в них звезд. Скорость обращения звезд вокруг центрального сгущения по мере удаления от него сначала возрастает, достигает в окрестностях Солнца наибольшего значения примерно в 250 км/с, а к периферии Галактики медленно убывает. По этой скорости и расстоянию Солнца от центра Галактики (г= 10 000 пк) нетрудно вычислить период обращения Солнца, близкий к 200 млн. лет и называемый галактическим годом. По периоду обращения Солнца можно очень приближенно оценить массу Галактики в массах Солнца, для чего следует воспользоваться третьим обобщенным законом Кеплера. Она оказалась близ- кой к 200 млрд, масс Солнца, т. е. Галактика содержит не менее 200 млрд, звезд. Объекты, входящие в спиральные ветви Галактики, считаются населением 1 типа и образуют плоскую подсистему Галактики. К ней относятся яркие звезды спектральных классов О и В, переменные звезды-цефеиды, рассеянные звездные скопления, звездные ассоциации, газопылевые туманности. Наоборот, шаровые звездные скопления, красные сверхгиганты, переменные звез-ды-лириды и некоторые другие типы звезд разбросаны почти по всему объему Галактики, вплоть до расстояний в 10000 ПК от галактической плоскости, окружая со всех сторон центральное сгущение звездной системы. Все эти объекты отнесены к населению II типа и входят в сферическую подсистему Галактики. К этой подсистеме относят и звезды центрального сгущения. Таким образом, при наблюдении издалека вдоль галактической плоскости Галактика представилась бы нам вытянутым эллипсоидом с полосой ярких звезд и темной пыли вдоль его экватора (рис. 86). Рис. 8d. Предполагаемый издалека вид Галактики с ребра. глава! ЗВЕЗДНЫЕ СИСТЕМЫ (ГАЛАКТИКИ) И МЕТАГАЛАКТИКИ ^1. . л ОТКРЫТИЕ ЗВЕЗДНЫХ СИСТЕМ В ясную безлунную ночь в сельской местности, где отсутствует ночное уличное освещение, в созвездии Андромеды хорошо видна невооруженным глазом небольшая слабо светящаяся туманность продолговатой овальной формы. Она расположена примерно в 8° северо-западнее яркой звезды р Андромеды (2,1"*), рядом со слабой звездой v Андромеды (4,4'"), называется Туманностью Андромеды и обозначается символом М31, так как занесена в упомянутый выше каталог Ш. Мессье под номером 31. Видимая яркость (блеск) этой туманности близка к 4,4"*, а угловые размеры, измеренные по наблюдениям в небольшие телескопы, составляют 160'Х40' Другая аналогичная слабо светящаяся туманность (5,8"*) округлой формы, обозначаемая символом М 33, видна в бинокль в созвездии Треугольника на 7з расстояния в направ- лении от звезды а Треугольника (3,4"*) к звезде р Андромеды. В небольшие телескопы можно видеть еще несколько подобных светлых туманностей округлой и овальной формы, например в созвездиях Гончих Псов (М 51 и М 94), Большой Медведицы (М 81 и М82), Льва (М 66), Девы (М 49). Еще в конце XVIII в. В. Гершель открыл в свои крупные телескопы-рефлекторы* свыше 2000 туманностей и обнаружил, что многие из них похожи на Туманность Андромеды. В. Гершель высказал смелое утверждение, что такие туманности представляют собой самостоятельные звездные системы, похожие на нашу Галактику и находящиеся далеко за ее пределами. Из-за их невообразимо колоссальной удаленности звезды в них неразличимы, и они выглядят туманными пятнами. Так В. Гершель положил начало изучению звездных систем, ко- * Наибольший телескоп-рефлектор Гер шел я имел зеркало диаметром 122 см, с фокусным расстоянием 12 м. 172 I / . ■ < . ■*4 ... ' ^■'M yi^i. V V’. Рис. 87. Туманность Андромеды — галактика М31 торые сейчас именуются галактиками. С появлением совершенных телескопов и применением фотографии была установлена физическая природа звездных систем — галактик. Впервые спектр Туманности Андромеды был сфотографирован в 1888 г. английским астрономом У Хёг-гинсом (1824—1910). Этот спектр оказался похожим на спектры желтых звезд. В 1911 г. немецкий астроном М. Вольф обнаружил в спектре Андромеды 45 линий поглощения, в том числе водородную серию Бальмера и основные линии 173 Рис. 88. Галактика М 33 в созвездии Треугольника. Рис. 89. Галактика М51. Водоворот в созвездии Гончих Псов. ионизованного кальция. Все это подтверждало звездный состав галактики Андромеды. Но лишь в 1923—1924 гг. Э. Хаббл (1889—1953) по фотографиям, полученным им на новом телескопе-рефлекторе диаметром 2,5 м (США, обсерватория Маунт-Вилсон), окончательно установил, что спиральные ветви галактики Андромеды состоят из звезд (рис. 87), среди которых оказалось много гигантов, в частности цефеид. В 1944 г. на том же телескопе В. Бааде (1893—1960) получил уникальные фотографии, четко показывающие, что центральное сгущение этой галактики тоже состоит из звезд. По многочисленным фотографиям последующих лет в галактике Андромеды были обнаружены рассеянные и шаровые звездные скопления, группы горячих гигантских звезд, темные пылевые и светлые газовые туманности — словом, такие же объекты, какие входят в состав нашей Галактики. Фотографии других сравнительно бли'зких к нам галактик, в частности М 33 в созвездии Треугольника (рис. 88) и М51 в созвездии Гончих Псов (рис. 89), также показывают их спиральную звездную структуру с центральным сгущением. В экваториальном поясе многих звездных систем, видимых «с ребра», имеются мощные пылевые облака (рис. 90). На фотографиях подавляющего большинства галактик звезд не видно, но спектры полностью подтверждают их звездный состав. Так окончательно установлено, что во Вселенной, помимо Галактики, существует множество других аналогичных звездных систем. К настоящему времени в составленных астрономами каталогах (списках) галактик зарегистрированы десятки ты- 174 Рис. 90. Звездная система пылевыми облаками в се экваториальной сяч звездных систем. Наиболее полный каталог, содержащий 32 тыс. галактик видимой яркости до IS"*, создан группой московских астрономов, возглавляемой известным ученым проф. Б. А. Воронцовым-Вельяминовым. Но и это число галактик — ничтожная доля всех звездных систем, существующих в пространстве, доступном обозрению в современные мощные телескопы. По приближенным подсчетам, в этом пространстве должно быть около 100 млрд, галактик. ТИПЫ, РАССТОЯНИЯ И РАЗМЕРЫ ГАЛАКТИК Фотографические снимки показывают, что структура галактик крайне разнообразна, и все же большинство их можно объединить в несколько основных типов, т. е. создать классификацию галактик. Впервые такую классификацию предложил в 1925 г. Э. Хаббл. Впоследствии было разработано несколько классификаций, но все они оказались сложными, так что до сих пор астрономы используют классификацию Э. Хаббла, несколько усовершенствованную им в 1936 г. По этой классификации галактики объединяются в пять основных типов: эллиптические (Е), линзообразные (SO), обычные спиральные (S), пересеченные спиральные (SB) и неправильные (1г). Каждый тип галактик подразделяется на несколько подтипов, или подклассов. Так, эллиптические галактики, имеющие вид эллипсов различного сжатия (рис. 91), подразделены на 8 подклассов — от ЕО (шаровая форма, сжатие отсутствует) до Е7 (наибольшее сжатие). Размеры больших а и малых Ь осей эллиптических галактик измеряют по фотографиям и по ним определяют сжатие галактик е=10 а — Ь Эллиптические галактики сравнительно медленно вращаются, заметное вращение наблюдается только у галактик со значительным сжатием. Отсутствие в этих галактиках Рис. 91. Эллиптические галактики разной степени сжатия. газа и пыли и голубоватобелых массивных звезд указывает на то, что в них не идет процесс звездообразования. Спиральные галактики имеют центральное сгущение и несколько спиральных ветвей, или рукавов. У обычных спиральных галактик типа S ветви отходят непосредственно от центрального сгущения, а у пересеченных спиральных галактик типа SB — от перемычки, пересекающей центральное сгущение (рис. 92). Отсюда возник символ SB, обозначающий спираль (S) и перемычку, или бар (В; от англ, bar — полоса, перемычка). В зависимости от развития ветвей и их размеров относительно центрального сгущения галактики подразделяются на подклассы Sa. Sb и Sc (соответственно, на SBa, на SBb и SBc). У галактик Sa и SBa основное число звезд сосредоточено в центральном сгущении, а спиральные ветви слабо выражены. У галактик Sb и SBb ветви достаточно развиты. В галактиках Sc и SBc основное число звезд содержится в сильно развитых и часто разбросанных ветвях, а центральное сгущение имеет небольшие размеры. Так, галактика М 31 в созвездии Андромеды (см. рис. 87) принадлежит к типу Sb, а галактика МЗЗ в созвездии Треугольника (см. рис. 88) — к типу Sc. Наша Галактика похожа на Туманность Андромеды и тоже относится к типу Sb. Рукава спиральных галактик имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует 176 ь Рис. 92. Спиральные галактики типа S и SB. МНОГО молодых гигантских, массивных звезд спектральных классов О и В. Эти звезды возбуждают свечение диффузных газовых туманностей, разбросанных вместе с пылевыми облаками вдоль спиральных ветвей. Цвет центральных сгущений — красновато-желтый, свидетельствующий о том, что они состоят в основном из звезд спектральных классов G, К и М. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звезды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске (рис. 93). Обилие газовых и пылевых облаков и присутствие ярких голубых гигантов спектральных классов О и В говорит об активных процессах звездообразования, происходящих в спиральных рукавах этих галактик. Промежуточными между Е-галактиками и S-галактиками являются линзообразные галактики типа SO. У них центральное сгущение сильно сжато и похоже на линзу, а ветви отсутствуют. Неправильные галактики получили обозначение 1г от англ, irregular (неправильные, беспорядочные) за отсутствие правильной структуры. Харак- терными представителями таких галактик является Большое Магелланово Облако (рис. 94) и Малое Магелланово Облако. Они находятся в южном полушарии неба вблизи Млечного Пути, хорошо видны невооруженным глазом в виде туманных пятен размерами 6 и 3° соответственно. Впервые европейцы обнаружили их в 1519 г. во время кругосветного плавания Ф. Магеллана (1480— 1521). Но даже в небольшой телескоп видно, что оба Облака состоят из множества звезд. В них также содержатся газ и пыль. Классификацию галактик, предложенную Хабблом, часто называют камертонной, так как последовательность расположения в ней типов галактик Рис. 93. Галактика «Сомбреро». 7 Зак. 1841 М. М. Дагаев 177 Рис. 94. Неправильные галактики Большое Marej а ново Малое Магелланово Облако (справа) лева) напоминает вилку камертона (рис. 95) Все звездные системы — галактики настолько далеки, что их тригонометрические параллаксы ничтожно малы и не поддаются измерениям. Поэтому для определения расстояний до галактик применяют другие способы, точность которых не очень велика. В сравнительно близких галакти- ках, например в М31, М 33, в Магеллановых Облаках, обнаружено много переменных звезд, таких как цефеиды и лириды. Измерение периода изменения блеска этих звезд позволяет оценить их абсолютные величины М, а по видимой величине т модуль их расстояния [т — М\ по которому, используя (5.5), вычисляют ^ - Рис. 95. Камертонная классификация га. 178 чениая Э абблом расстояние г в парсеках до галактик: Ig г = 0,2(т —Л1)4* 1- До более далеких галактик, у которых наблюдаются вспышки сверхновых, расстояние можно оценить, исходя из того, что все сверхновые, как это следует из наблюдений, имеют примерно одинаковую абсолютную величину в максимуме блеска В этом случае по наблюдаемой величине ^тах можно НаЙТИ МОДуЛЬ расстояния и расстояние до этой галактики. Имеются и другие способы определения расстояний до галактик, но мы остановимся лишь на одном, применяемом для оценки расстояний до далеких галактик, особенно тех, которые не разрешимы на звезды. В спектрах далеких галактик спектральные линии смещены в сторону красного конца спектра. Это явление получило название красного смещения и вызвано удалением галактик. Красное смещение (см. с. 26) и лучевая скорость удаления галактик Уг = С^==С2, (8.1) ным смещением в спектрах тех же галактик и установил закономерность, называемую ныне законом Хаббла: лучевые скорости галактик пропорциональны расстояниям до них: Vr = Hr (8.2) В этом законе коэффициент пропорциональности Н называется постоянной Хаббла, численное значение которой зависит от единиц измерения. Расстояния до далеких галактик оказались настолько большими, что их приходится выражать не в парсеках (пк) и килопарсеках (кпк), а в мегапарсеках (Мпк). Из формулы (8.2) легко получить единицу постоянной Хаббла г (8.3) Если в равенстве (8.3) скорость выражена в километрах в секунду, а расстояние в ме-гапарсеках^ то постоянная Хаббла Я = 75 км/(с-Мпк). Измерив красное смещение в спектре далекой галактики, нетрудно вычислить расстояние до нее в мегапарсеках: г— ^ Z. (8.4) где с = 3'10^ км/с — скорость света. Когда были найдены другими способами расстояния до нескольких десятков галактик, то в 1929 г. Э. Хаббл сопоставил эти расстояния с крас- Однако для определения лучевых скоростей галактик, у которых красное смещение 2 = ЛХ,/?1 превышает 0,10, пользоваться формулой Доплера (8.1) уже нельзя, так как она представляет собой частный случай более общей формулы и пригодна лишь для скоростей в пределах до 0,10 скорости света. 179 Если же z>0,10, то справедлива формула А. Эйнштейна (1+г)Ч1 И тогда расстояние в мегапарсеках _(1 +2)2-1 С (1+г)2+1 ' Н (8.5) (8.6) В настоящее время значение красного смещения измерено в спектрах более 15 000 галактик. причем оказалось, что лучевые скорости наиболее далеких превышают 100000 км/с, а их расстояния составляют сотни и тысячи мегапарсеков, т. е. свет от них доходит до нас за сотни миллионов и миллиарды лет. Среди изученных галактик примерно 25% оказались эллиптическими, около 50% — спиральными (из них половина пересеченные), 20% — линзо- образными и около 5% — неправильными. Если известны расстояния до галактик, измерены их угловые размеры и видимая яркость (блеск), то нетрудно вычислить их линейные размеры, светимость и другие характеристики, подобно тому, как это делается для звезд (см. с. 107—115). Оказалось, что галактики значительно различаются по линейным размерам и светимости. Особенно резкие различия имеются между эллиптическими галактиками. Среди них существуют крупные. достигающие размеров до 30 КПК, и карликовые, диаметры которых близки к 0,1 КПК. Абсолютная звездная величина первых близка к —24"* (светимость в 400 млрд, раз больше солнечной), а вторых только —6"* (светимость в 25 тыс. раз больше солнечной), т. е. различие в светимости этих галактик достигает 16 млн. раз! Массы эллиптических галактик заключены в пределах от 10® солнечных масс (у карликовых галактик) до 10‘^ масс Солнца (у крупных галактик). Различия в характеристиках изученных спиральных галактик не столь резки. Их линейные диаметры бывают от 8 до 40 КПК, а абсолютная звездная величина от —14"* до —21"*, т. е. их светимость отличается примерно в 1000 раз. Массы их —от 10‘° до 10^^ масс Солнца. Самой крупной из известных галактик оказалась спиральная галактика Туманность Андромеды, а наиболее близкими к нам — неправильные галактики Магеллановы Облака. По спектру и цвету галактик можно получить представление об их звездном составе. Так в эллиптических галактиках нет горячих гигантов и сверхгигантов, они в основном состоят из звезд карликов спектральных классов К и М. В спиральных и неправильных галактиках много горячих гигантов и сверхгигантов спектральных классов О и В. 180 Основные сведения о близких галактиках Галактики Тип Угловые размеры Расстояние Линей-ные раз-меры, КПК Абсо- лютная вели- чина, М Свети- мость, КПК млн. СВ. лет Большое Магелланово Облако 1г 10°Х9.5° 52 0,170 8,4 -18,5 2,1 Малое Магелланово Облако 1г 4°Х2° 60 0,200 3,9 -16,8 0,44 Туманность Андромеды, М31 Sb 200'X 670 2,18 40 -21,1 23,0 В Треугольнике. М 33 Sc ХЮО' 83'Х53' 730 2,38 18 -18,9 3,0 В Гончих Псах, М 51 Sc 9'Х9' 3800 12,4 9 -19.7 6,3 Исследование вращения галактик показало, что их центральные области — ядра вращаются как твердые тела с постоянной угловой скоростью. Это указывает на однородное распределение звезд и вещества в них. Даже у соседних галактик ядра из-за малых размеров не разрешаются на звезды, поэтому их изучение представляет довольно трудную задачу. В ядрах некоторых галактик происходят бурные процессы, такие галактики получили название активных или сей-фертовских галактик, по имени американского астронома К. Сейферта (1911 —1960), впервые открывшего их в 1943 г. Спектры активных галактик содержат широкие яркие линии излучения горячего газа, свидетельствующие о его выбросах со скоростью от 500 до 4000 км/с. Ядра этих галактик обычно являются мощными источниками радиоизлучения. На рисунке 96 показана активная галактика М 87 в созвездии Девы. В ее окрестностях наблюдается яркий выброс вещества, состоящий из нескольких сгустков. Оценки показывают, что масса выброшенного вещества составляет около IO^Mq , а скорость — около 3000 км/с. Галактика М 87 оказалась сильным источником радиоизлучения. К активным галактикам относятся галактики Маркаряна, изученные советским астрономом Б. Е. Маркаряном (1913— 1985). Для них характерен сильный избыток ультрафиолетового излучения. Необычный голубой цвет этих галактик объясняется бурными процессами звездообразования. В особую группу проф. Б. А. Воронцов-Вельяминов выделил взаимодействующие 181 Рис. 96. Эллиптическая галактика М 87, она же радиогалактика Дена А с выбросом вещества (слева), структура выброса (справа) Рис. 97. Некоторые виды взаимодействующих галактик, обнаруженные Б. А. Воронцовым-Вельяминовым. галактики, обозначаемые в честь ученого символом VV Обычно это две, иногда три галактики, между которыми имеются светлые перемычки, а от некоторых галактик отходят светлые струи-хвосты (рис. 97). Во многих случаях перемычки можно объяснить сильным гравитационным взаимодействием между галактиками, которое вызывает у них взаимные приливы. Появление спиральных рукавов у галактик пытаются объяснить их быстрым вращением вокруг оси и приливным взаимодействием. 182 РАДИОГАЛАКТИКИ И КВАЗАРЫ Радионаблюдения галактик показали, что многие из них являются слабыми источниками радиоизлучения. Однако существуют и такие галактики, радиоизлучение которых не только сравнимо, но значительно превышает их световое излучение. Эти галактики получили название радиогалактик. Ближайшая к нам радиогалактика — это радиоисточник в созвездии Лебедя, обозначенный символом «Лебедь А». Он отождествлен с галактикой, имеющей два ядра и протяженную оболочку. Расстояние до этой радиогалактики около 330 Мпк (1,08 млрд. СВ. лет), а мощность ее радиоизлучения в 10 млн. раз больше светимости Солнца. К радиогалактикам относятся радиоисточник Дева А, отождествленный с активной галактикой М 87 (см. рис. 96), а также Центавр А, который на фотографиях представляется галактикой, пересеченной мощной полосой поглощающего вещества (рис. 98). Многие радиогалактики двойные или кратные: области, излучающие радиоволны, располагаются по обеим сторонам видимого объекта, иногда на расстояниях, измеряемых десятками и даже сотнями тысяч световых лет. В частности, в радиогалактике Центавр А радиоизлучающих областей четыре — по две с каждой стороны от темной полосы. Анализ радиоизлучения по- Рис. 98. Радиогалактика Центавр А. называет, что оно вызывается облаками горячей плазмы и электрически заряженными элементарными частицами, выброшенными из ядер галактик со скоростями, близкими к скорости света. Еще более мощными источниками радиоизлучения являются квазары, полное название которых — квазизвезд-ные радиоисточники. Их изучение началось в 1960 г., когда точечный радиоисточник ЗС 48* в созвездии Треугольника удалось отождествить со звездообразным объектом Ш"" Спустя два года другой радиоисточник ЗС 273 в созвездии Девы был отождествлен со звездой 13'”. Некоторое время оставались непонятными спектры этих объектов. Во-первых, они Англ Номер по Третьему Кембриджскому каталогу (ЗС), составленному в 1И. 183 были не похожи друг на друга, и, во-вторых, присутствующие в них серии линий излучения не соответствовали ни одному из известных химических элементов. Но в 1963 г. голландский астроном М. Шмидт доказал, что линии в спектре квазара ЗС 273 принадлежат бальмеровской серии водорода, но сильно смещены к красному концу спектра на г=ЛХ/)^ = = 0,16. Красное смещение в спектре квазара ЗС 48 оказалось еще больше, до г = 0,37 Это позволило вычислить по закону Хаббла расстояние до этих объектов и их светимость. Для квазара ЗС 273 расстояние получилось равным 590 Мпк (1,92 млрд. св. лет), а для квазара ЗС 48 г = = 1220 Мпк (3,98 млрд. св. лет). Так как для этих объектов 2 >0,10, то для определения расстояний надо пользоваться формулой (8.6) (1+2)^-1 OTif+T (1+0.16)2-1 3.10® Н " (1+0,16)2+1 г= 1,92 млрд. св. 75 = 590 Мпк, Светимость первого квазара (одного из самых ярких на небе) составляет L = 2•10‘^, а второго — L = 5-10‘‘ солнечных светимостей, т. е. значительно превышает светимость всей нашей Галактики! В настоящее время известно несколько тысяч квазаров, причем у наиболее удаленных 2>3,5. Это означает, что они удаляются от нас со скоростями, превышающими = 0,906 с, или 1^;. = 272 000 км/с. Проверьте это, воспользовавшись формулой (8.5): (I+3,5)2-I Vr==- =0,906* с. (1+3.5)2+1 t^,=0,906.3.10® = 272 000 км/с. Светимость большинства квазаров в раз боль- ше светимости Солнца, т. е. в сотни и тысячи раз превышает светимость крупнейших галактик с их сотнями миллиардов звезд. Квазары являются мощными источниками не только оптического и радиоизлучения, но также инфракрасного, рентгеновского и гамма-излучения. А вот размеры квазаров оказались небольшими, примерно 1300—1400 а. е., т. е. всего лишь в десятки раз больше нашей планетной системы. Большинство астрономов поддерживает (а наблюдения последних лет подтвердили) мнение акад. В. А. Амбарцумяна о том, что квазары представляют собой активные ядра очень далеких галактик, структура которых пока не доступна современной технике наблюдений. 184 Представление о физических условиях в квазарах во многом зависит от правильной интерпретации их излучения. В оптических спектрах квазаров наблюдается непрерывное излучение во всем диапазоне длин волн и излучение в спектральных линиях. Анализ линейчатого спектра показал, что он формируется в разреженной газовой оболочке квазара, имеющей размеры около 10‘^— 10‘^ км (0,03—30 пк), причем излучающий линии газ заполняет эту оболочку неоднородно, в виде отдельных облаков размерами 10‘‘ —10‘^ км. Спектральные линии оказались очень широкими, что указывает на высокие скорости движения этих облаков. В различных квазарах эти скорости колеблются от сотен до тысяч километров в секунду. Полагая, что эти быстро-двигающиеся облака удерживаются в квазаре тяготением со стороны ядра массой М, легко оценить эту массу. Действительно, чтобы облако не покинуло квазар, необходимо, чтобы его скорость не превышала параболическую. Подставляя в формулу (5.18) наблюдаемые скорости движения облаков и их расстояния от центра, мы определим, что массы квазаров должны быть не менее чем (10^—lO^)Af0 Полученное значение массы во много раз превышает массу разреженной газовой оболочки, в связи с этим под массой квазара подразумевают массу его ядра, из которого исходит основная доля непрерывного инфракрасного, оптического и рентгеновского и других видов излучения. Интерпретация линейчатого спектра квазаров больших трудностей не вызывает, так как физические условия в оболочке, где происходит формирование этого излучения, сходны с физическими условиями в солнечной короне и в остатках взрывов сверхновых звезд. А вот интерпретацию непрерывного излучения объяснить сложно. Не вызывает сомнения тот факт, что длинноволновое радиоизлучение квазаров, образующееся примерно в той же оболочке, что и излучение в спектральных линиях, имеет синхротронную природу. Это излучение возникает при движении релятивистских электронов (электронов, движущихся со скоростью, близкой к скорости света) в магнитном поле. Магнитное поле составляет всего 10“®—10~^ Тл. Для объяснения наблюдаемого потока радиоизлучения требуется, чтобы в области излучения концентрация таких электронов составляла всего несколько единиц в объеме 1 м^ Что касается условий формирования миллиметрового, инфракрасного, оптического и более высокочастотного непрерывного излучения, то здесь и проявляется вся необычность свойств квазаров. Например, предполагалось (и сейчас многие астрономы так считают), что инфракрасное и оптическое излучение — это излучение совокупности большого числа звезд и пыли, нагретой до температуры в сотни кельви- 185 нов. Для этого предположения имеются свои основания. В частности, спектральное распределение инфракрасного излучения похоже на излучение большого количества пыли, нагретой до такой температуры. В спектре ряда квазаров наблюдаются тонкйе спектральные детали, характерные для излучения пылинок. Если это так, то для объяснения высокой светимости квазаров необходимо принять большие размеры для области формирования этих излучений. Но это противоречит наблюдаемой быстрой переменности квазаров в этих диапазонах, соответствующих размерам 1300—1400 а. е. По-видимому, как и в радиодиапазоне, миллиметровое, инфракрасное и, возможно, оптическое излучение квазаров имеет синхротронную природу. Для этого необходимо, чтобы размеры области излучения соответствовали приведенным выше, концентрация релятивистских электронов составляла 10®—10® в кубическом сантиметре, а магнитное поле около 1 Тл. Интересно отметить, что в этой модели удалось объяснить и более высокочастотное излучение квазаров. Это излучение образуется при компто-новском рассеянии релятивистскими электронами инфракрасного излучения. Процесс комп-тоновского рассеяния (назван так в честь А. Комптона (1892—1962), открывшего этот процесс рассеяния) представляет собой столкновение двух частиц — фотона и электрона, причем электрон отдает часть своей энергии фотону, что приводит к увеличению частоты рассеянного фотона по сравнению с частотой сталкивающегося фотона. Следующим шагом в построении модели квазара является ответ на вопрос об источниках энергии квазаров. Перед тем как рассматривать этот вопрос, несколько слов следует сказать об оценке массы квазаров. Как уже отмечалось, интерпретация ширины линий излучения указывает на массу квазара (10^—10^)MQ и более. Оказывается, независимую оценку массы можно получить из анализа светимости квазара. Дело в том, что при большой светимости сила лучевого давления может оказаться столь огромной, что газ будет выметаться из квазара. Этого не случится, если сила тяготения, зависящая от массы квазара, будет превышать силу лучевого давления. А это возможно только в условиях, когда светимость квазара будет меньше некоторого зависящего от массы критического значения, получившего название эддингтоновской светимости (в честь А. Эддингтона, впервые рассчитавшего ее). Так, например, квазар ЗС 273 имеет светимость 2‘ 10‘^ светимостей Солнца, следовательно, его масса должна быть свыше 10^ масс Солнца, что подтверждает оценку массы, полученной по ширине спектральной линии. Анализ кривых изменения блеска ряда квазаров, проведенный по фотонегативам за более чем полувековой период, показывает, что возраст 186 квазаров превышает тысячи лет. Надиоастрономические наблюдения выбросов вещества, удаленных от ядра квазара на расстояния в десятки килопарсеков, указывают на возраст квазаров порядка сотен тысяч лет. Умножая светимость квазара на его возраст, легко оценить энергию, излученную квазаром за время существования: £ = Дж. Эта энергия согласно теории относительности эквивалентна потере массы квазаром: АЛ1 = = —Мг^ Уже отсюда с видно, что масса квазара должна быть значительно больше этой величины, так как вся масса не может перейти в энергию. Например, если энергия выделяется за счет термоядерных реакций, эффективность которых составляет один процент от энергии покоя вступившего в реакцию вещества, то масса квазара должна быть больше 10^ Mq Более эффективным является выделение энергии при коллапсе (быстром сжатии) массивного тела или при аккреции (выпадении) вещества на массивное плотное тело или черную дыру. При этом может выделиться до 50% энергии покоя коллапсирующего или аккрецирующего вещества. Так как основная доля энергии выделяется в компактном ядре, то это накладывает жесткие ограничения на природу квазаров. Если бы ядро квазара было сверхмассивной звездой и у него, как и в звездах, энергия выделялась за счет термоядерных реакции синтеза гелия из водорода или реакций синтеза более тяжелых элементов, то время, за которое оно исчерпало бы всю свою энергию, составило бы всего минуты, т. е. несравненно меньше возраста квазаров. Поэтому данная модель является нереальной. Была высказана идея, что основная доля энергии, излучаемой квазаром, черпается из гравитационной по мере коллапса массивного тела. Хотя выделившейся энергии может оказаться достаточно, но вре-^^ мя, за которое она выделяется,— время сжатия составляет всего несколько месяцев для тела массой 10® Mq , что также противоречит большому времени существования квазаров. По-видимому, квазары являются активными ядрами галактик. Квазары излучают так много света, что он подавляет свет окружающих звезд. Только очень тонкие наблюдения с применением электронно-оптических преобразователей позволили обнаружить вокруг некоторых квазаров слабое излучение, характерное для совокупности звезд. В то же время наблюдения галактик свидетельствуют о том, что звездные плотности в ядрах значительно превышают среднюю звездную плотность в галактике. Например, средняя звездная плотность в окрестностях Солнца составляет около 1 звезды на 7 кубических парсеков, в то время как в ядре Галактики она, возможно, достигает сотен тысяч и миллионов в кубическом парсеке. В некоторых галактиках 187 звездная плотность в ядрах может достигать нескольких миллиардов в кубическом парсеке. Эта совокупность данных позволила предположить, что феномен квазара связан с массивной черной дырой, расположенной в центре определенного типа галактик с высокой звездной плотностью. Длительное и мощное энерговыделение может быть полностью объяснено аккрецией вещества галактики на черную дыру. Расчеты показывают, что черная дыра массой IO^AIq и радиусом 3*10® км, находясь в центре галактики с высокой звездной плотностью, может захватывать целые звезды, поэтому аккреция должна носить дискретный характер. Для обеспечения наблюдаемой светимости квазаров достаточно, чтобы черная дыра захватывала хотя бы одну звезду в год. При высоких плотностях звезд в ядрах галактик такие частые захваты звезд черной дырой вполне реальны. Близка по духу этой теории модель квазара как компактного звездного скопления, но уже без массивной черной дыры в центре. В этом случае источниками энергии квазара являются частые столкновения звезд. При тех высоких звездных плотностях, которые имеются в ядрах некоторых галактик, вероятность столкновения звезд очень велика. Обычно эту вероятность характеризуют интервалом времени между столкновениями звезд. Например, при плотности око- ло 10® звезд/пк® этот интервал составляет примерно 10® лет, при плотности 10‘” звезд/пк® — 10® лет. Сам по себе этот интервал времени велик, но когда число звезд огромно (порядка сотен миллионов и миллиардов), то возможны ежегодные столкновения нескольких звезд, которые при этом могут взорваться, как сверхновые. Энергия, выделившаяся при взрыве, достаточна для объяснения энергетики квазаров. Подтверждением моделей массивной черной дыры и компактного звездного скопления могут служить наблюдаемые у квазаров спорадические (случайные) всплески излучения как в оптическом, так и в радиодиапазонах. Такой характер переменности связан со случайным процессом столкновения между звездами или захватом звезд гигантской черной дырой. Взрыв сверхновой при столкновениях вполне естественно объясняет наличие большого числа релятивистских электронов, порождающих синх-ротронное излучение квазаров. Исследования квазаров проводятся вот уже почти 25 лет, и, хотя накоплен значительный наблюдательный материал, пока еще трудно сделать окончательный выбор между перечисленными моделями квазаров. Большие надежды астрономы связывают с изучением ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучений квазаров, которое возможно только с космических аппаратов. 188 СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК И МЕТАГАЛАКТИКА Обнаруженная В. Герше-лем в 1784 г. тенденция галактик собираться в скопления была на долгие годы забыта. Систематические исследования распределения галактик в пространстве стали проводить лишь в первой половине XX в. Первым начал количественное изучение распределения галактик по небу Э. Хаббл. По фотографиям, полученным в 1939 г. на 2,5-метровом рефлекторе, он подсчитал число галактик до 20"^ на 1283 небольших участках неба. Оказалось, что число таких галактик близко к 5 млн. и они распределены по небу примерно равномерно. Аналогичные подсчеты, выполненные в Советском Союзе на 6-метровом телескопе, показали, что галактик до 24'” около 1,5 млрд. Всего в обозримом пространстве должно быть примерно 100 млрд, галактик. Известно, что диаметр нашей Галактики равен 30 кпк, а диаметр галактики Андромеды (М31) —40 КПК, т. е. можно принять диаметры крупных галактик близкими к 35 КПК. Расстояние до Туманности Андромеды составляет 670 КПК и, следовательно. Рис. 99. Часть скопления галактик в созвездии Девы. 189 Рис. 100. Сетчатая структура распределения галактик. превышает диаметры крупных галактик примерно в 20 раз. Средние же расстояния между звездами примерно такие же, как между Солнцем и а Центавра, т. е. около 275 000 а. е., и больше диаметра Солнца (ж1,5-10® км = 0,01 а. е.) в 27,5 млн. раз. Таким образом, галактики значительно теснее сближены в пространстве, чем звезды между собой. Выяснилось, что галактики, подобно звездам, образуют группы и скопления. Так, наша Галактика, Туманность Андромеды, галактика Треугольника (МЗЗ), Большое и Малое Магеллановы Облака и еще несколько звездных систем меньших размеров образуют Местную группу, в которую входит около 35 галактик. Спутниками нашей Галактики являются Большое и Малое Магеллановы Облака и восемь карликовых галактик. Четыре спутни-ка-карлика имеет галактика М31. Галактики Местной группы связаны общим тяготением 190 и движутся вокруг общего центра масс. Сейчас известно около 4000 скоплений галактик, в которых насчитываются сотни и тысячи звездных систем (рис. 99). В среднем диаметры скоплений галактик близки к 8 Мпк. Одним из наибольших является скопление галактик в созвездии Волосы Вероники. Оно находится на расстоянии около 70 Мпк от нас и занимает на небе участок диаметром почти 12° В этом богатом скоплении насчитывается около 40000 галактик. Расстояние до ближайшего к нам скопления галактик в созвездии Девы составляет 12 Мпк. Особо выделяются в нем семь гигантских эллиптических галактик, в том числе радиогалактика Дева А, и десять гигантских спиральных галактик. Не исключено, что это скопление является центральным сгущением сверхскопления галактик, в которое входит и наша Галактика. Диа- метр этого сверхскопления галактик оценивается в 40 Мпк. Сейчас уже найдено около 50 аналогичных сверхскоплений, каждое из которых состоит из нескольких десятков крупных скоплений галактик. На рисунке 100 показана наблюдаемая картина распределения галактик по небу. Обращает на себя внимание сетчатая структура этого распределения. Галактики имеют тенденцию располагаться по границам гигантских ячеек, внутри которых они практически отсутствуют. По-видимому, ячеистая структура распределения галактик является наиболее крупной структурой Метагалактики — видимой части Вселенной. Самые далекие объекты Метагалактики, которые наблюдаются в настоящее время,— это квазары; от наиболее удаленных квазаров свет доходит до нас более чем за 10 млрд, лет. ^ ЭЛЕМЕНТЫ КОСМОЛОГИИ Наука, объясняющая наблюдаемое распределение галактик в пространстве и их движение («разбегание»), строение и развитие (эволюцию) Вселенной в целом, называется космологией (от греч. «космос» — мир. Вселенная и «логос» — учение). В средние века многие ученые полагали, что Вселенная конечна и ограничена сферой неподвижных звезд. Этой точки зрения придерживались даже Н. Коперник и Т. Браге. С развитием науки, все полнее раскрывающей физические процессы, происходящие в окружающем нас мире, большинство ученых постепенно перешло к материалистическим представлениям о бесконечности Вселенной- Здесь огромное значение крытие И. Ньютоном (1Ь4с) 1727) закона всемирного тяготения, опубликованного в 1687 г. Одним из важных следствий этого закона явилось утверждение, что н ^чной 191 Вселенной все ее вещество за ограниченный промежуток времени должно стянуться в единую тесную систему, тогда как в бесконечной Вселенной вещество под действием тяготения собирается в некоторых ограниченных объемах — «островах» (по тогдашним представлениям—в звездах), равномерно заполняющих Вселенную. Большое значение для развития современных представлений о строении и развитии Вселенной имеет общая теория относительности, созданная А. Эйнштейном (1879—1955). Она обобщает теорию тяготения Ньютона на большие массы и скорости движения, сравнимые со скоростью света. Действительно, в галактиках сосредоточена колоссальная масса вещества, а скорости далеких галактик и квазаров сравнимы со скоростью света. Одним из значительных следствий общей теории относительности является вывод о непрерывном движении вещества во Вселенной — нестацио-нарности Вселенной. Этот вывод был получен в 20-х годах нашего столетия советским математиком А. А. Фридманом (1888—1925). Он показал, что в зависимости от средней плотности вещества Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься. При расширении Вселенной скорость разбега-ния галактик должна быть пропорциональна расстоянию до них — вывод, подтвержденный Хабблом открытием красного смещения в спектрах галактик. Критическое значение средней плотности вещества, от которой зависит характер его движения. _ ЗЯ2 P-'-STG’ (8.7) где G — гравитационная постоянная, а Н = 75 км/с-Мпк— постоянная Хаббла. Помня, что 1 ПК = 3,08 X км и поэтому 1 Мпк = = 3,08-10‘^ км, найдем Н = = 2,4-10“с“‘ Тогда, согласно формуле (8.7), критическая плотность вещества _ 3(2,4.10-'^ с-')^ _ 8-3,14.6,67.10““ MV(Kr-c2)^ ^ 10 кг/м^ или Р^=.10 г/см Если средняя плотность вещества во Вселенной больше критической (р>рк), то в будущем расширение Вселенной сменится сжатием, а при средней плотности равной или меньшей критической (р^рк) расширение не прекратится. Конечно, мы не знаем средней плотности вещества во всей Вселенной, но можем подсчитать эту плотность в доступной нашему изучению части Вселенной, т. е. в Метагалактике, радиус которой определяется по закону Хаббла, полагая в нем Vr = c=3X Х10® км/с, откуда :мо® км/с 75 км/(с-Мпк) = 4‘10^ Мпк=1,3'10'“ СВ. лет, или /?=1,24.10^® м. 192 Как уже отмечалось, в Метагалактике должно быть около 100 млрд, галактик (Л^=10'‘), и каждая, как и наша, состоит примерно из п = = 10'' звезд. Принимая массы звезд в среднем близкими к массе Солнца =2-10^^ кг (так как наряду с звездами-гигантами существует много звезд-карликов), находим, что в Метагалактике объемом 1/ = 4 J = ^ л/? содержится масса вещества M = NnM^ ^ откуда средняя плотность вещества М NtiM^ Р у — 4 _ кг _ у.3,14-(1,24 м)" или = 2,6-10 кг/м^, р = 2,6-10-"'' г/см Следовательно, наблюдаемая средняя плотность вещества во Вселенной примерно в 4 раза меньше критической плотности. Но делать выводы о бесконечно расширяющейся Вселенной пока преждевременно, так как некоторые астрономы высказывают предположение о существовании в галактиках вещества, которое пока еще не обнаружено. Эта «скрытая масса» может изменить оценку принятой сейчас средней плотности вещества во Вселенной. Поэтому точного ответа на вопрос о будущем Вселенной в настоящее время не имеется. Современная космология считает, что в далеком прош- лом, около 13 млрд, лет назад, все вещество Метагалактики было сосредоточено в небольшом объеме и плотность вещества была настолько высокой, что ни галактик, ни звезд не существовало. Пока не ясны ни физические процессы, протекавшие до этого сверхплотного состояния вещества, ни причины, вызвавшие расширение Вселенной. Ясно одно, что со временем расширение привело к значительному уменьшению плотности вещества и на определенном этапе расширения стали формироваться галактики и звезды. Общие представления о физических условиях на ранних стадиях расширения Метагалактики можно получить из анализа xHMnnecKqro состава вещества. Естественно предположить, что до образования звезд вещество состояло из простейшего химического элемента — водорода. Поэтому первые звезды, сформировавшиеся из этого вещества, были чисто водородными. При термоядерных реакциях в недрах звезд из водорода образовывался гелий. В дальнейшем часть их вещества снова возвращалась в межзвездную среду либо при взрыве сверхновых звезд, либо при спокойном сбросе вещества (как в планетарных туманностях), либо в процессах, сходных с солнечным ветром. Из сброшенного вещества формировалось новое поколение звезд. Исходя из этого можно предположить, что весь наблюдаемый в Метагалактике гелий (а его около 30% по массе) образовался в недрах звезд. Чтобы проверить это предположение, сделаем простую оценку. Вспомним, что в недрах Солнца каждую секунду образуется около ядер атомов гелия, или 6,7-10‘‘ кг гелия (см. с. 48). Полагая возраст Галактики, состоящей из 10“ звезд, близким к 1,3-10“’ лет = 3,9-10“ с, легко подсчитать массу гелия, которая могла образоваться в звездах за этот длительный промежуток времени: 6,7 X Х10" кг/с.-10“-3,9-10“ с = = 2,6-10^^ кг Это составляет 13% от всей массы Галактики (2-10'*‘ кг), что противоречит наблюдаемому обилию гелия. Исходя из этого астрофизики пришли к выводу, что основная масса гелия образовалась на ранних стадиях расширения Метагалактики, еще до формирования в ней звезд. Если учесть, что образование гелия в термоядерных реакциях возможно лишь при температуре в несколько миллионов кельвинов, то на ранних этапах расширения Метагалактика была не только плотной, но и горячей. Поэтому принятая в настоящее время модель расширяющейся Вселенной по- лучила название модели «горячей» Вселенной. Итак, на ранних этапах расширения вещество Вселенной имело огромную плотность и очень высокую температуру. По мере расширения температура вещества уменьшалась и, следовательно, уменьшалась температура теплового излучения, которая к настоящему времени должна была снизиться до 3 К (—270°С). Это предсказание современной космологии подтвердилось открытием в 1965 г А. Пензиасом и Р. Уилсоном микроволнового излучения, максимум которого приходится на длину волны = 1 мм, что, согласно закону Вина (см. с. 24), соответствует температуре излучения 7=3 К. Как показали наблюдения, это излучение не связано ни с одним из известных небесных тел или их систем. Оно равномерно заполняет видимую Вселенную, т. е. характеризует горячее и сверхплотное состояние ее вещества в начале расширения. Поэтому это излучение получило название реликтового, т. е. оставшегося от ранних этапов эволюции Вселенной. глава ЭЛЕМЕНТЫ КОСМОГОНИИ ФОРМИРОВАНИЕ ЗВЕЗД И ГАЛАКТИК Раздел астрономии, изучающий происхождение и развитие (эволюцию) галактик, звезд и Солнечной системы, называется космогонией (от Греч, «космос» — мир и «го-нос» — происхождение). Астрономические наблюдения доказывают основное положение марксистско-ленинской диалектики о том, что материя во Вселенной находится в непрерывном развитии, в самых разнообразных формах и состояниях — от газа и пыли ничтожно малой плотности до сверхплотных объектов, от карликовых до сверхгигантских звезд резко различных размеров и светимостей, от сравнительно небольших звездных группировок до колоссальных по размерам и многообразию форм галактик, тоже находящихся на разных этапах своего развития. Раз меняются формы существования материи, то, следовательно, различные и разнообразные объекты Вселенной не могли возникнуть все одновременно, а формировались в разные эпохи и поэто- му имеют свои определенный возраст, отсчитываемый от начала их зарождения. Но Вселенная в целом не имеет возраста — она вечна, всегда существовала и будет существовать, так как представляет собой вечно существующую материю, находящуюся в непрерывном движении и развитии. Поэтому ставить вопрос о происхождении и возрасте Вселенной — абсолютно бессмысленно, а о происхождении и возрасте населяющих ее объектов — вполне реальная задача. Раскрытие закономерностей зарождения и эволюции различных объектов Вселенной и входит в задачи- космогонии. Эти задачи она решает путем разработки научных предположений (гипотез), основанных на астрономических наблюдениях и их теоретическом обобщении, с использованием достижений всех отраслей естествознания. Поэтому в процессе развития естествознания, по мере его обогащения научными открытиями, разрабатываются новые космогонические гипо- 195 тезы, объясняющие вновь открытые факты, а прежние, не удовлетворяющие им, отвергаются. Современная космогония в своих обобщениях опирается на достижения смежных с ней отраслей естествознания — физики, математики, химии, геологии. Научные основы космогонии были заложены еще Н. Ньютоном, который показал, что равномерное распределение вещества в пространстве является неустойчивым и под действием собственной гравитации должно разделиться на сжимающиеся сгустки. Теория образования сгустков вещества, из которых формируются звезды, была развита в 1902 г. английским астрофизиком Дж. Джинсом (1877—1946) Эта теория объясняет и процесс образования галактик. Джинс доказал, что в первоначально однородной газовой среде с постоянной плотностью и температурой может возникнуть уплотнение. Если сила взаимного тяготения в нем превысит силу газового давления, то среда станет сжиматься, а если превалирует газовое давление, то вещество рассеется в пространстве. Эта теория в общих чертах подтверждается наблюдениями. Так, в Галактике межзвездная среда (газ и пыль) неоднородна и имеет клочковатую структуру. В сравнительно небольших газовых облаках с массой, близкой к массе Солнца, сила газового давления уравновешивается силой гравитации, и облака не сжи- маются. В крупных газопылевых туманностям, подобных Большой туманности Ориона и называемых газопылевыми комплексами, размерами 10— 100 ПК и массой в несколько тысяч солнечных масс, сила гравитации преобладает над силой газового давления. Поэтому в таких облаках возникают сгустки вещества, температура внутри которых при сжатии повышается, и они постепенно преобразуются в звезды. Следовательно, в газопылевых комплексах звезды формируются группами, образуя звездные скопления и ассоциации. На формирование звезд группами даже в нашу эпоху впервые указал еще в 1947 г. советский астрофизик В. А. Амбарцумян. Подобным образом можно объяснить и возникновение галактик, для формирования которых условия были благоприятными на ранних этапах расширения Метагалактики, когда температура вещества была близка к 10^ К. Образовывались колоссальные по своим размерам сгущения с массами порядка сотен миллиардов солнечных масс, именуемые протогалактиками (от греч. «протос» — первичный). По мере их дальнейшего сжатия в них возникали условия для формирования звезд, т. е. образовывались звездные системы — галактики. Исходя из факта расширения Метагалактики, некоторые специалисты в области космологии оценивают ее возраст величиной, обратной постоянной Хаббла, т. е. 196 1 С'Мпк Н 75 км/(с-Мпк) 75 км Но так как 1 Мпк = 3,08бХ X 10‘^ км, а 1 год содержит 3,156.10^ с, то 3.086-10' Н 75-3,156-10' = 1,3* 10'^ лет. эволюция ЗВЕЗД лет = Учитывая, что принятое сейчас значение постоянной Хаббла известно с небольшой точностью, считают возраст Метагалактики близким к 13— 15 млрд. лет. Этот возраст не противоречит оценкам возраста наиболее старых звезд и шаровых звездных скоплений в нашей Галактике. Возникшие в газопылевой среде Галактики сгущения, продолжающиеся сжиматься под действием собственного тяготения, получили название протозвезд. По мере сжатия плотность и температура протозвезды повышается и она начинает обильно излучать в инфракрасном диапазоне спектра. Длительность стадии сжатия протозвезд различна: при массе меньше солнечной — сотни миллионов лет, а у массивных — всего лишь сотни тысяч лет. Когда температура в недрах протозвезды повышается до нескольких миллионов кельвинов, в них начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. При этом выделяется огромная энергия, препятствующая дальнейшему сжатию и разогревающая вещество до самосвечения — протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рессела. Светимость и поверхностная температура сформировавшихся звезд зависят от их массы, поэтому они принадлежат к различным спектральным классам, т. е. всту- пают на разные участки главной последовательности: массивные звезды — выше Солнца, а звезды малой массы — ниже него. Продолжительность т пребывания звезд на главной последовательности определяется мощностью излучения звезды (светимостью) и запасами ядерной энергии, содержащейся в ее недрах, которая выделяется при термоядерных реакциях. Запасы этой энергии Е пропорциональны массе звезды М, а расход энергии (мощность излучения, или светимость, L) пропорционален М^. Расчеты показывают, что где М — масса звезды в массах Солнца. Так, например, звезды спектрального класса В массой М = = 20Mq исчерпают свой запас энергии примерно за 1,2 млн. лет, звезды типа Солнца — за 10 млрд, лет, а слабо излучающие звезды — красные карлики, массой около 0,5Mq ,— лишь за 80—100 млрд, лет. Следовательно^ можно утверждать, что звезды спект- 197 ральных классов О, В и А, находящиеся в настоящее время на главной последовательности,— это молодые звезды. После выгорания водорода в недрах звезды образуется гелиевое ядро, а термоядерные реакции превращения водорода в гелий начинают происходить в тонком слое у границы ядра. В самом гелиевом ядре при создавшейся температуре ядер-ные реакции происходить не могут, и оно резко сжимается до плотности свыше 4* 10^ кг/м^ Вследствие сжатия температура в ядре возрастает. Рост температуры зависит от массы. Для звезд типа Солнца температура ядра остается всегда меньше 80 млн. кельвинов. Поэтому его сжатие приводит только к более бурному выделению ядерной энергии в тонком слое у границы ядра. У более массивных звезд температура ядра при сжатии становится выше 80 млн. кельвинов, и в нем начинаются термоядерные реакции превращения гелия в углерод, а потом и в другие более тяжелые химические элементы. Выходящая из ядра и его окрестностей энергия вызывает повышение газового давления, под действием которого фотосфера звезды расширяется. Энергия, приходящая к фотосфере из недр звезды, распространяется теперь на большую площадь, чем раньше. В связи с этим температура фотосферы понижается. Звезда сходит с главной последовательности, постепенно превращаясь в красного гиганта или сверхгиганта в зависимости от массы, и становится старой звездой. Проходя стадию желтого сверхгиганта, звезда может оказаться пульсирующей, т. е. физической переменной звездой, и остаться такой в стадии красного сверхгиганта. Раздувшаяся оболочка звезды небольшой массы уже слабо притягивается ее ядром и, постепенно удаляясь от него, образует планетарную туманность. После окончательного рассеяния оболочки остается лишь горячее ядро звезды — белый карлик. Эволюция массивных звезд происходит более бурно. В конце своей жизни такая звезда может взорваться сверхновой звездой, а ее ядро, резко сжавшись, превратиться в сверхплотный объект — нейтронную звезду или даже в черную дыру. Сброшенная оболочка, обогащенная гелием и другими образовавшимися в недрах звезды химическими элементами, рассеивается в пространстве и служит материалом для формирования звезд нового поколения. Следовательно, некоторые характерные различия в содержании тяжелых химических элементов в звездах тоже могут служить признаком их формирования и возраста. В частности, есть основания полагать, что Солнце — звезда второго поколения, в которой есть примеси вещества, в свое время прошедшего через горячие недра звезд первого поколения. 198 ПРОИСХОЖДЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ Первая серьезная космогоническая гипотеза о происхождении Солнечной системы была создана и опубликована в 1755 г. немецким философом И. Кантом (1724—1804), считавшим, что Солнце и планеты сформировались из твердых частиц огромного облака, которые сближались и слипались между собой под действием взаимного тяготения. Эта гипотеза была высоко оценена Ф. Энгельсом как первая гипотеза, рассматривавшая природу в ее развитии. Вторая космогоническая гипотеза была выдвинута в 1796 г. французским астрономом П. Лапласом (1749—1827). Принимая кольцо Сатурна за газовое, отделившееся от планеты при ее вращении вокруг оси, Лаплас полагал, что Солнце возникло из газовой туманности, скорость вращения которой увеличивалась при ее сжатии, и из-за этого от Солнца отделялись кольца газового вещества (похожие на кольца Сатурна), породившие планеты. Эта гипотеза просуществовала более 100 лет. Однако, подобно гипотезе Канта, она была отвергнута, так как не объясняла закономерностей Солнечной системы. А достоверная гипотеза должна объяснить следующие основные закономерности Солнечной системы: 1) планеты обращаются вокруг Солнца по почти круговым орбитам, мало наклоненным к плоскости земной орбиты, составляющей с плоскостью солнечного экватора угол в 7° (исключение — планета Плутон, орбита которой наклонена к плоскости земной орбиты на 17°); 2) планеты обращаются вокруг Солнца в направлении его вращения вокруг оси (с запада к востоку), и в этом же направлении вращается большинство планет (исключение — Венера, Уран и Плутон, вращающиеся с востока к западу) ; 3) масса Солнца составляет 99,87% массы всей Солнечной системы; 4) произведение массы каждой планеты на ее расстояние от Солнца и ее орбитальную скорость называется моментом количества движения этой планеты; произведение массы Солнца на его радиус и линейную скорость вращения представляет собой момент количества движения Солнца. В общей сумме эти произведения дают момент количества движения Солнечной системы, из которого 98% сосредоточено в планетах, а на долю Солнца приходится лишь 2%, т. е. Солнце вращается очень медленно (линейная скорость его экватора равна 2 км/с); 5) физические свойства планет земной группы и планет-гигантов различны. Гипотезы Канта и Лапласа не смогли объяснить всех этих закономерностей и поэтому были отвергнуты. Так, например, Нептун удален от Солнца на среднее расстояние d = 30 а. е. и его линейная скорость по 199 орбите у = 5,5 км/с. Следовательно, при отделении породившего его кольца Солнце должно было иметь такой же радиус и такую же линейную скорость своего экватора. Сжимаясь далее, Солнце последовательно порождало другие планеты, и в настоящее время имеет радиус /?«0,01 а. е. Согласно законам физики, линейная скорость солнечного экватора должна была бы быть 30 а. е. R = км/с = = 16500 км/с (!), т. е. во много превосходить действительную скорость 2 км/с. Уже этот пример показывает несостоятельность гипотезы Лапласа. В начале XX в. были выдвинуты и другие гипотезы, но все они оказались несостоятельными, так как не смогли объяснить всех основных закономерностей Солнечной системы. По современным представлениям, образование Солнечной системы связано с формированием Солнца из газопылевой среды. Считается, что газопылевое облако, из которого около 5 млрд, лет назад образовалось Солнце, медленно вращалось. По мере сжатия скорость вращения облака увеличивалась, и оно приняло форму диска. Центральная часть диска дала начало Солнцу, а его внешние области — планетам. Этой схемой вполне объясняется различие в химическом составе и массах планет земной группы и планет-гигантов. Действительно, по мере разгорания Солнца легкие химические элементы (водород, гелий) под действием давления излучения покидали центральные области облака, уходя к его периферии. Поэтому планеты земной группы сформировались из тяжелых химических элементов с малыми примесями легких и получились небольших размеров. Из-за большой плотности газа и пыли излучение Солнца слабо проникало к периферии про-топланетного облака, где царила низкая температура и пришедшие газы намерзали на твердые частицы. Поэтому далекие планеты-гиганты сформировались крупными и в основном из легких химических элементов. Эта космогоническая гипотеза объясняет и ряд других закономерностей Солнечной системы, в частности распределение ее массы между Солнцем (99,87%) и всеми планетами (0,13%), современные расстояния планет от Солнца, их вращение и др. Она разработана в 1944—1949 гг. советским акад. О. Ю. Шмидтом (1891 — 1956) и впоследствии развита его сотрудниками и последователями. По этой гипотезе процесс формирования планет представляется следующим образом. В дискообразном газопылевом облаке вследствие взаимного столкновения его частиц возникали многочисленные сгущения. Множество мелких сгущений разрушалось от взаимных столкновений, а иные выпадали на крупные сгущения, в результате чего они увеличива- 200 лись в размерах и уплотнялись, постепенно создавая зародыши планет. Неупругие удары при столкновениях сгущений привели к тому, что орбиты зародышей планет стали близкими к окружностям. Со временем выжили лишь те наиболее крупные зародыши, которые располагались далеко друг от друга и не оказывали существенного взаимного гравитационного воздействия, поэтому их орбиты вокруг Солнца стали устойчивыми. Из этих зародышей на протяжении сотен миллионов лет и сформировались большие планеты. Между орбитами Марса и Юпитера, где значительное гравитационное влияние Юпитера препятствовало росту сгущений и нарушало устойчивость их орбит, сформировались малые планеты-астероиды и метеороиды, которые и в нашу эпоху часто сталкиваются друг с другом и с планетами. На самой периферии начального пылевого облака из остатков легких газов и незначительного количества пыли возникло множество долгопериодических комет. Проверка этой весьма правдоподобной гипотезы пока еще затруднена, так как систем, подобных нашей, мы не наблюдаем и нам не с чем ее сравнивать. Однако постоянно ве- дущиеся поиски вселяют надежду. Недавние исследования, проведенные с борта искусственного спутника Земли, звезд Веги (а Лиры) и Фо-мальгаута (а Южной Рыбы) обнаружили вокруг них инфракрасное излучение, свойственное излучению твердых частиц различных размеров. По-видимому, у этих звезд имеются протопланетные облака, из которых со временем сформируются планеты. Анализ содержания радиоактивных элементов в земной коре, исследования метеоритов и лунного грунта, а также геологические данные указывают на вероятный возраст Земли в 4,5 млрд. лет. Солнце и его планеты начали формироваться около 5 млрд, лет назад. Благодаря спокойной эволюции Солнца, умеренно обогревающего Землю, на ней около 3 млрд, лет назад зародилась жизнь, которая за этот длительный промежуток времени проэволюционировала в разумную. Очевидно, формирование планет вокруг звезд на определенном этапе их развития есть закономерный процесс. Поэтому мы вправе полагать, что многие звезды обладают планетами и на многих из них существует жизнь, в том числе и разумная. АСТРОНОМИЯ И МАТЕРИАЛИСТИЧЕСКАЯ КАРТИНА МИРОЗДАНИЯ Наряду с другими естественными науками астрономия на всем протяжении своей истории особенно активно способ- ствовала развитию и укреплению материалистических воззрений на природу. Она дала много фактов и строго научны/ 201 выводов, опровергающих наивные религиозные представления о строении и происхождении мира. В отличие от других наук, в астрономии нет возможности ставить опыты над изучаемыми небесными телами. Нам доступно для исследования только излучение этих тел. Астрономы не могут повторить, например, вспышку сверхновой звезды, чтобы проверить те или иные наблюдения или теоретические выводы, и им приходится довольствоваться поиском другой похожей сверхновой звезды. Несмотря на эту специфику, важная роль астрономии в познании окружающей среды подчеркивалась В. И. Лениным, который указывал, что «в практику, служащую нам критерием в теории познания, надо включить также практику астрономических наблюдений...» (Ленин В. И. Материализм и эмпириокритицизм// Поли, собр. соч.— Т. 18.— С. 143). Действительно, изучение оптическими средствами нашей планетной системы и звездных систем дало ученым существенные аргументы против геоцентрических учений, против представления об исключительности и привилегированности нашей Земли и Солнечной системы, против религиозных противопоставлений Земли и Неба. Достижения космонавтики в исследовании ближнего космоса и Земли как небесного тела, триумфальное расширение и углубление области астрономических исследований подтвердило с полной достоверностью реальность наших представлений о физической природе и процессах на Луне, Венере, Марсе и других телах Солнечной системы, полученных из наземных наблюдений. Новые физико-химические данные, полученные с космических аппаратов, принесли убедительнейшие доказательства материальности и единства мира и универсальности его законов. Следует, однако, заметить, что в ряде случаев при анализе астрономических наблюдений и разработке объясняющих их теорий требуется особая осторожность и надлежащая естественнонаучная и философская интерпретация результатов. Одним из примеров, подтверждающих это положение, может служить проблема красного смещения в спектрах галактик. Этот эффект приводит некоторых, даже авторитетных астрономов (Дж. Джинса и др.) к идее акта творения и к отказу от концепции вечности Вселенной, к попытке истолкования современной космологии с позиции религиозного мировоззрения. Сейчас ряд богословов пытается примирить научную космологию и религию, утверждая, будто данные науки прямо указывают на акт творения всего материального мира, т. е. Вселенной. В действительности неправомерно рассматривать начало расширения Метагалактики как момент «сотворения мира». Сверхплотное состояние вещества в начале ее расширения фиксирует крайний предел, от которого уже невозможно переносить в прошлое известные 202 нам фундаментальные физические теории и понятия. Можно со всей уверенностью сказать, что сверхплотное состояние вещества в прошлом не абсолютное «начало всего», а лишь одна из фаз бесконечного развития материи, она возникла из каких-то предшествующих состояний движущейся материи, пока не изученных наукой. Материя не исчезает и не возникает вновь, она, находясь в непрерывном движении, переходит из одной формы в другую. Мир един: в нем нет ничего, кроме движущейся материи, бесконечно многообразной, неисчерпаемой в своих проявлениях. Неисчерпаемость материи и выражается в том, что природа оказывается каждый раз неизмеримо богаче сложившихся представлений о ней. В противоположность религиозным учениям, материалистический взгляд на мир указывает на непрерывное развитие всего существующего в природе как эволюционным, так и революционным путем. И действительно, астрономы обнаружили звезды различного возраста, а также взрывные (революционные) процессы в звездах и галактиках, порождающие качественно новые состояния материи. Благодаря этим процессам на определенном этапе развития Вселенной возникли условия, благоприятные для зарождения новой формы существования материи — жизни и ее высшей формы — разумной жизни. Пока трудно сказать, где и как часто встречается жизнь, тем более разумная, так как ее единственный известный пример — жизнь на Земле. Но на существование жизни и высокоразвитых цивилизаций во Вселенной указывает весь исторический ход развития представлений о месте человека во Вселенной: от религиозных догм о его уникальности и центральном положении во Вселенной, через рядовое положение Земли в Солнечной системе, Солнца — в Галактике, Галактики—среди других галактик до рядового положения земной цивилизации во Вселенной. Исходя из этого, астрономы, используя методы радиоастрономии, пытаются искать внеземные цивилизации. Первые попытки их обнаружить относятся к I960 г., когда при помощи радиотелескопа с зеркалом диаметром 25 м разыскивали возможные искусственные радиосигналы из окрестностей двух близких звезд — т Кита и е Эридана, похожих на Солнце. В СССР на радиотелескопе с диаметром 15 м и чувствительными приемниками проведены аналогичные исследования нескольких звезд, находящихся на расстоянии менее 30 пк. Были попытки «прослушать» и более далекие звезды. Помимо этого, посылались закодированные радиосигналы в направлении некоторых звезд и звездных скоплений. Пока результатов этих исследований нет. Астрономические исследования самых разнообразных небесных тел и межзвездной среды доказывают материальное единство Вселенной и возможность ее познания. ЛИТЕРАТУРА ДЛЯ ВНЕКЛАССНОГО ЧТЕНИЯ* 1. Воронцов-Вельяминов Б. А. Очерки о Вселенной.— М.: Наука, 1980. 2. Г у р ш т е й н А. А. Извечные тайны неба.— М.: Просвещение, 1984. 3. Е р е м е е в а А. И. Астрономическая картина мира и ее творцы.— М.: Наука, 1984. 4. Д а г а е в М. М. Книга для чтения по астрономии.— М.: Просвещение, 1980. 5. Кл и м и ш и н И. А. Астрономия наших дней.— М.: Наука, 1986. 6. Кононович Э. В. Солнце — дневная звезда.— М.: Просвещение, 1982. 7. Митт он С. Дневная звезда: Рассказ о нашем Солнце.—М.: Мир, 1984. 8. Симоненко А. Н. Астероиды или тернистые пути исследований.— М.: Наука, 1985. 9. Ч у р ю м о в К. И. Кометы и их наблюдение.— М.: Наука, 1980. 10. Беляев Н. А., Чурюмов К- И. Комета Галлея и ее наблюдение.— М.: Наука, 1985. И. БабаджановП. Б. Метеоры и их наблюдение.— М.: Наука, 1987 12. Бронштэн В. А. Метеоры, метеориты, метеороиды.— М.: Наука, 1987. 13. С и м о н н к о А. Н. Метеориты — осколки астероидов.— М.: Наука, 1978. 14. Вронский В. Тропой Кулика: Повесть о Тунгусском метеорите.— М.: Мысль, 1984. 15. Б р о н ш т э н В. А. Планеты и их наблюдение.— М.: Наука, 1979. 16. Ксанфомалити Л. В. Планеты, открытые заново.—М.: Наука, 1978. 17 М у X и н Л. Планеты, и жизнь.— М.: Молодая гвардия, 1984. 18. М а р о в М. Я. Планеты Солнечной системы.— М.: Наука, 1986. 19. Новиков Э. А. Планета загадок.— Л.: Недра, 1974. * Порядок расположения указанных книг дан в соответствии с последовательностью изложения материала. 204 20. Ш е в ч е н к о В. В. Луна и ее наблюдение.— М.: Наука, 1983. 21. Цесевич В. П. Что и как наблюдать на небе.—М.: Наука, 1984. 22. А г е к я н Т. А. Звезды, галактики. Метагалактика.— М.: Наука, 1981. 23. К а п л а н С. А. Физика звезд,— М.: Наука, 1977 24. Ш к л о в с к и й И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть.—М.: Наука, 1984. 25. Ц е с е в и ч В. П. Переменные звезды и их наблюдение.— М.: Наука, 1980. 25. Цесевич В. П. Переменные звезды и их наблюдение.—М.: Наука, 1980. 26. Псковский Ю. П. Новые и сверхновые звезды.— М.: Наука, 1985. 27 У и т н и Ч. Открытие нашей Галактики.— М.: Мир, 1975. 28. Бок Б. Бок П. Млечный Путь.—М.: Мир, 1978. 29. Псковский Ю. П. Соседи нашей Галактики.— М.: Знание, 1983. 30. Митт он С. Исследование галактик.—М.: Мир, 1980. 31. Ефремов Ю. Н. В глубине Вселенной.— М.: Наука, 1984. 32. Новиков И. Д. Эволюция Вселенной.—М.: Наука, 1983. 33. Шкловский И. С. Вселенная, жизнь, разум.—М.: Наука, 1980. ОГЛАВЛЕНИЕ Предис.'ювие Глава I. Методы изучения физической природы небесных тел Изучение небесных тел 4 Оптические телескопы 6 Радиотелескопы 17 Блеск и цвет небесных светил 19 Спектры и спектральный анализ 22 Космические исследования 28 а в а II. Солнце Общие сведения 31 Спектр и температура Сатниа 34 Строение солнечной атмосферы 37 Источники энергии Солнца 43 Внутреннее строение Солнца 45 Солнечная активность и солнечно-земные связи 48 Глава III. Физическая природа малых тел Солнечной системы Правило Тициуса — Бодэ 53 Астероиды 54 Кометы 57 Метеоры й метеорные потоки 66 Метеориты — осколки астероидов 69 Глава IV. Планеты и их спутники Две группы больших планет Земля Луна Меркурий Венера Марс Юпитер Сатурн Уран, Нептун и Плутон ... ... 74 75 78 82 84 88 94 97 100 206 Глава V. Физическая природа звезд Годичный параллакс и расстояния до звезд Абсолютная звездная величина и светимость звезд Спектральная классификация звезд Радиусы звезд Двойные звезды и определение масс звезд Взаимосвязь звездных характеристик Нейтронные звезды, пульсары и черные дыры ЮЗ 106 109 114 116 125 128 Глава VI. Переменные и новые звезды Переменные звезды и их обозначения Затменные переменные звезды Физические переменные звезды 137 138 142 Глава VII. Наша Галактика Млечный Путь и Галактика Диффузное вещество Магнитное поле и космические лучи Звездные скопления и звездные ассоциации Движение звезд и Солнечной системы Вращение и структура Галактики 150 152 157 161 168 Глава VIII. Звездные системы (галактики) и Метагалактика Открытие звездных систем 172 Типы, расстояния и р^1змеры галактик 175 Радиогалактики и квазары 183 Скопления галактик и Метагалактика 189 Элементы космологии 191 Глава IX. Элементы космогонии Формирование звезд и галактик Эволюция звезд . Происхождение Солнечной системы Астрономия и материалистическая картина мироздания 195 197 199 201 Учебное издание ДАГАЕВ МИХАИЛ МИХАЙЛОВИЧ ЧАРУГИН ВИКТОР МАКСИМОВИЧ КНИГА ДЛЯ ЧТЕНИЯ ПО АСТРОНОМИИ АСТРОФИЗИКА Зав. редакцией В. А. Обменина Редактор Л. С. Мордовцена Младшие редакторы О. В. Агапова, Е. А. Буюклян Художник С. Ф. Лухин Художественный редактор В. М. Прокофьев Технический редактор Т. Е. Молозева Корректор Н. С. Соболева ИБ N9 10088 Сдано в набор 08.06.88. Подписано к печати 07.12.88. А 05820. Формат 60X90'/ie. Бум. книжножурнальная отечественная. Гарнит. «Литературная». Печать офсетная. Уел. печ. л. 13+0,25 вкл.+ +0,25 форз. Уел. кр.-отт. 28,31. Уч.-изд. л. 13.03+0,24 вкл.+0,42 форз. Тираж 353 000 экз. Заказ 1841. Цена 55 к. Ордена Трудового Красного Знамени издательство «Просвещение» Государственного комитета РСФСР по делам издательств, полиграфии и книжной торговли. 129846, Москва. З-й проезд Марьиной рощи. 41. Смоленский полиграфкомбинат Росглавполиграфпрома Государственного комитета РСФСР по делам издательств, полиграфии и книжной торговли. 214020, г. Смоленск, ул. Смольянинова, 1.