Астрономия 10 класс Воронцов-Вельяминов

Полярные шапки Марса.

Марс (вид в телескоп).

Сатурн (цвета искусственно усилены).

Б.А ВОРОНЦОВ-ВЕЛЬЯМИНОВ

АСТРОНОМИЯ

УЧЕБНИК ДЛЯ | О КЛАССАСРЕДНЕЙ ШКОЛЫ

издание пятнадцатое,переработанное

Утвержден

Министерством просвещения СССР

МОСКВА «ПРОСВЕЩЕНИЕ» 1983

ББК 22.6я72В75

и 4306021200—171

В инф. письмо

103(03)—83

© Издательство «Просвещение», 1983 г.

| в ВВЕДЕНИЕ

1. ПРЕДМЕТ АСТРОНОМИИ

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

2.АСТРОНОМИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ И ТЕЛЕСКОПЫ

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

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

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

Вторая особенность астрономических наблюдений со-стоит в следующем. Мы наблюдаем положение небесных тел и ихдвижение с Земли, которая сама находится в движении. Поэтомувид неба для земного наблюдателя зависит не только от того, вкаком месте Земли он находится, но и от того, в какое времясуток и года он наблюдает. Например, когда у нас зимний день,в Южной Америке летняя ночь, и наоборот. Есть звезды, видимыелишь летом или зимой.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Количество света, которое попадает в телескоп от наблюда-

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

емого объекта, пропорционально площади объектива Чембольше размер объектива телескопа, тем более слабые светящиесяобъекты в него можно увидеть.

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

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

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

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

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

Московского университета для а — рефрактор; б — рефлектор;

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

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

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

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

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

2.СОЗВЕЗДИЯ. ВИДИМОЕ ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗД

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

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

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

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

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

2. Яркость и цвет звезд. Днем небокажется голубым оттого, чтонеоднородности воздушной средысильнее всего рассеивают голубыелучи солнечного света.

Вне пределов земной атмосферынебо всегда черное, и на нем можнонаблюдать звезды и Солнце одно-временно.

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

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

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

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

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

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

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

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

Рис. 10. Созвездия в окрестностиПолярной звезды.

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

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

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

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

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

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

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

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

Определение географической широты. Обратимся к рисунку 12.

Угол(высота полюса мира над горизонтом) равен углу

(географическая широта места), как углысо взаимно

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

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

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

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

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

расположенные дальше отсеверного полюса мира, по-казываются ненадолго надгоризонтом. А созвездия, ле-жащие еще дальше к югу,являются невосходящими(рис. 14).

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

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

Запад Север Восток

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

Для наблюдателя на экватореЗемли северный полюс мира сов-падает с точкой севера, а южныйполюс мира — с точкой юга(рис. 13, в) Ось мира для негорасположена в плоскости гори-зонта.

6. Кульминации. Полюс мира прикажущемся вращении неба, отра-жающем вращение Земли вокругоси, занимает неизменное положе-ние над горизонтом на даннойшироте (рис. 12). Звезды за суткиописывают над горизонтом вокруг

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

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

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

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

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

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

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

. ЭКЛИПТИКА И «БЛУЖДАЮЩИЕ» СВЕТИЛА — ПЛАНЕТЫ

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

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

Если по точным часам замечать промежутки времени междуверхними кульминациями звезд и Солнца, то можно убедиться, чтопромежутки между кульминациями звезд на четыре минуты короче,чем промежутки между кульминациями Солнца. Значит, за времяодного оборота небесной сферы Солнце успевает сдвинутьсяотносительно звезд к востоку — в сторону, противоположнуюсуточному вращению неба. Этот сдвиг составляет около 1°, таккак небесная сфера делает полный оборот — 360° за 24 ч. За 1 ч,равный 60 мин, она поворачивается на 15°, а за 4 мин — на 1°. Загод Солнце описывает большой круг на фоне звездного неба.

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

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

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

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

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

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

22 июня Солнце дальшевсего от небесного экваторав сторону северного полюсамира. В полдень для север-ного полушария Земли оновыше всего над горизонтом,день самый длинный -— этодень летнего солнцестояния.22 декабря, в день зимнегосолнцестояния, Солнце от-ходит дальше всего к югуот экватора, в полдень оностоит низко, и деш> самый

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

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

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

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

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

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

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

Рис. 19. Экваториальные коорди-наты.

2 1. Найдите 12 зодиакальных созвездийна звездной карте и по возможностиотыщите некоторые из них на небе.2. С помощью эклиметра или гномона(известного вам из физической геогра-фии), хотя бы раз в месяц измеряйтевысоту Солнца над горизонтом околополудня в течение нескольких месяцев.Построив график изменения высотыСолнца со временем, вы получите кри-вую, по которой можно, например,нанести часть эклиптики на звезднуюкарту, учитывая, что Солнце за месяцсмещается на звездном небе к восто-ку примерно на 30°.

f .ЗВЕЗДНЫЕ КАРТЫ,

НЕБЕСНЫЕ КООРДИНАТЫИ ВРЕМЯ

1. Карты и координаты. Чтобы сде-лать звездную карту, изображаю-щую созвездия на плоскости, надознать координаты звезд. Коор-динаты звезд относительно гори-зонта, например высота, хотя инаглядны, но непригодны для со-ставления карт, так как все вре-мя меняются. Надо использоватьтакую систему координат, котораявращалась бы вместе со звезд-ным небом. Она называется эква-ториальной системой. Вней одной координатой являетсяугловое расстояние светила отнебесного экватора, называемоесклонением б (рис. 19). Оно ме-няется в пределах ±90° и считает-ся положительным к северу от эк-ватора и отрицательным — к югу.Склонение аналогично гео-графической широте

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

Точна весеннегоравноденствия

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

и исходят из того, что небо за 1 ч поворачивается на 15°, а за 4 мин —на Г. Поэтому прямое восхождение 90° иначе будет 6 ч, а7 ч 18 мин = 109°30/. В единицах времени по краям звезднойкарты надписывают прямые восхождения.

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

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

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

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

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

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

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

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

Рис. 20. Высота светила в верхнейкульминации.

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

небесного экватора к горизонту, измеряемый угломравен

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

h = 90° —+

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

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

Для нижеследующих упражнений географические координаты городов можноотсчитать по географической карте.

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

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

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

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

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

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

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

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

4. Счет времени. Определение географической долготы. Календарь.

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

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

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

Этим условиям удовлетворял календарь, разработанный алек-

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

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

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

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

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

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

I I . СТРОЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

6.СОСТАВ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

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

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

Солнце в 109 раз больше Земли по диаметру и примерно в333 000 раз массивнее Земли (рис. 22). Масса всех планет состав-ляет всего лишь около 0,1% от массы Солнца, поэтому оно силойсвоего притяжения управляет движением всех членов Солнечнойсистемы.

Соотношение размеров всех планет дано на рисунке 23.

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

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

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

Рис. 23. Сравнение размеров планет и Солнца.

Точные значения расстояний планет от Солнца, периоды ихобращения, вращения вокруг оси и другие характеристики планетданы в таблице V приложения, а в тексте и в задачах частоприводятся округленные значения, из которых достаточно запомнитьлишь те, которые даны в приложении I.

- ЗАКОНЫ ДВИЖЕНИЯ ПЛАНЕТ И ИСКУССТВЕННЫХ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

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

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

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

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

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

Ближайшая к Солнцу точкаорбиты А называется перигели-ем, а самая далекая от него точкаD называется афелием.

Степень вытянутости эллипсахарактеризуется его эксцентри

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

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

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

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

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

Кеплер открыл свои законы, изучая периодическое обращениеМарса вокруг Солнца. Ньютон, исходя из наблюдений движенияЛуны и законов Кеплера, открыл закон всемирного тяготения. Приэтом он доказал, что под действием взаимного тяготения тела могутдвигаться друг относительно друга по эллипсу (в частности, покругу), по параболе и по гиперболе. Ньютон установил, что видорбиты, которую описывает тело, зависит от его скорости в данномместе орбиты.

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

Если телу сообщить скорость, враза большую круговой

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

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

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

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

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

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

ковые промежутки времени. Но длины этих дуг, ограничивающих

равные площади, различны:. Следовательно, линейная

скорость движения планеты неодинакова в разных точках ее ор-

Рис. 24. Закон площадей (второйзакон Кеплера).

Рис. 25. Формы орбит космическихракет (посланные по стрел-ке, они не вернутся, если пой-дут по параболе или гипер-боле, и по прерывистымчастям кривых движенияне будет).

биты. Скорость планеты при дви-жении ее по орбите тем больше, чемближе она к Солнцу. В перигелиискорость планеты наибольшая, вафелии наименьшая. Таким образом,второй закон Кеплера количественноопределяет изменение скорости дви-жения планеты по эллипсу.

Третий закон Кеплера. квадратызвездных периодов обращения пла-нет относятся как кубы большихполуосей их орбит. Если боль-шую полуось орбиты и звездныйпериод обращения одной планетыобозначить через аь Ти а другойпланеты — через а2, Т2> то формулатретьего закона будет такова:

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

5 1. Марс дальше от Солнца, чем Земля,в 1,5 раза. Какова продолжительностьгода на Марсе? Орбиты планет считатькруговыми.

Определите период обращения искус-ственного спутника Земли, если наи-высшая точка его орбиты над Землей5000 км, а наинизшая 300 км. Землюсчитать шаром радиусом 6370 км. Срав-ните движение спутника с обращениемЛуны.

Определите периоды обращения ис-кусственных спутников, двигающихся поэллиптическим орбитам, изображеннымна рисунке 25, измерив их большиеоси линейкой и приняв радиус Земли рав-ным 6370 км.

8.КОНФИГУРАЦИИ и СИНОДИЧЕСКИЕ ПЕРИОДЫ ОБРАЩЕНИЯПЛАНЕТ

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

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

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

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

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

Если, проходя между Землей и Солнцем, Меркурий или Венерапроецируются на солнечный диск, то они тогда видны на нем какмаленькие черные кружочки. Подобные прохождения по дискуСолнца во время нижнего соединения Меркурия и особенно Венерыбывают сравнительно редко, не чаще чем через 7—8 лет.

Освещенное Солнцем полушарие внутренней планеты при разныхположениях ее относительно Земли нам видно по-разному. Поэтомудля земных наблюдателей внутренние планеты меняют свои фазы,как Луна. В нижнем соединении с Солнцем планеты повернуты к намсвоей неосвещенной стороной и невидимы Немного в стороне отэтого положения они имеют вид серпа. С увеличением углового рас-стояния планеты от Солнца угловой диаметр планеты убывает, аширина серпа делается все большей. Когда угол при планете междунаправлениями на Солнце и на Землю составляет 90°, мы видимровно половину освещенного полушария планеты. Полностью такаяпланета обращена к нам Своим дневным полушарием в эпоху верхнегосоединения. Но тогда она теряется в солнечных лучах и невидима.

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

тоже теряются в солнечных лучахНо они могут находиться и на про-должении прямой линии Солнце —Земля, так что Земля при этомоказывается между планетой иСолнцем. Такая конфигурация назы-вается противостоянием.Она наиболее удобна для наблю-дений планеты, так как в это вре-мя планета, во-первых, ближе всегок Земле, во-вторых, повернута кней своим освещенным полушариеми, в-третьих, находясь на небев противоположном Солнцу месте,планета бывает в верхней куль-минации около полуночи и, следова-тельно, долго видна и до и послеполуночи.

Моменты конфигураций планет,

условия их видимости в данном году приводятся в «Школьномастрономическом календаре».

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

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

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

те

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

/ _36(Г 3601\ Ј = збо°, или —= —! L.

\ те т ) s т® т

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

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

V Т Те ) S Т Те

Для Венеры синодический период составляет 584 сут.

Рис. 27. Расположение орбит Меркурия и Венеры относительно горизонта длянаблюдателя, когда Солнце заходит (указаны фазы и видимый диаметрпланет в разных положениях относительно Солнца при одном и том жеположении наблюдателя).

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

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

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

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

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

1. Возмущения в движении планет. Ньютон, анализируя законыдвижения планет, открытые Кеплером, установил закон всемирноготяготения. По этому закону, как вы уже знаете из курса физики,все тела во Вселенной притягиваются друг к другу с силой, пря-мо пропорциональной произведению их масс и обратно пропорцио-нальной квадрату расстояния между ними:

п _ п гщгщ

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

Законы Кеплера точно соблюдаются только тогда, когда рас-сматривают движение двух изолированных тел под влиянием ихвзаимного притяжения. В Солнечной системе планет много, всеони не только притягиваются Солнцем, но и притягивают другдруга, поэтому их движения не в точности подчиняются законамКеплера.

Отклонения от движения, которое происходило бы строго позаконам Кеплера, называются возмущениями. В Солнечной системевозмущения невелики, потому что притяжение каждой планетыСолнцем гораздо сильнее притяжения других планет.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Солнце также вызывает на Земле приливы и отливы, но из-забольшой удаленности Солнца они меньше, чем лунные, и менеезаметны.

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

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

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

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

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

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

Т'е М© + М® ^ а ©Т\ M@ + пщ а\

Рис. 28. Схема лунных приливов.

где Те и а@ — период обращения Земли (год) и большаяполуось ее орбиты, Т( и а^ — период обращения Луны вокругЗемли и большая полуось ее орбиты, Af0— масса Солнца, М@ —масса Земли, m

Ме

—-, имеем:Ме

— = (— \ 3 • (Т® \ 2

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

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

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

7 1. Определите массу Юпитера сравнением системы Юпитера со спутникомс системой Земля — Луна, если первый спутник Юпитера отстоит от него на422 000 км и имеет период обращения 1,77 сут. Данные для Луны должныбыть вам известны.

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

. БОРЬБА ЗА НАУЧНОЕ МИРОВОЗЗРЕНИЕ

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

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

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

вокруг Солнца и, кроме того, вра-щается вокруг своей оси! Копер-ник смело доказывал, что именновращением Земли и ее обращениемвокруг Солнца можно правильнообъяснить известные тогда небес-ные явления и видимое петлеоб-разное движение планет (рис. 16 и30). Эта революция в астрономиии в мировоззрении, сделанная ге-лиоцентрической теорией Коперни-ка, как отметил Ф Энгельс, ос-вободила исследование природы отрелигии.

Галилео Галилей, впервые на-правивший телескоп на небо, пра-вильно истолковал свои открытиякак подтверждения теории Копер-ника. Так, Галилей открыл фазыу Венеры. Он нашел, что такая ихсмена возможна лишь в том случае,

Николай Коперник (1473—1543).

Польский астроном, обосновавшийгелиоцентрическую систему мира,согласно которой Земля вместес другими планетами обращаетсявокруг Солнца.

если Венера обращается вокругСолнца, а не вокруг Земли. НаЛуне Галилей обнаружил горы и из-мерил их высоту. Оказалось, чтомежду Землей и небесными теламинет принципиального различия, на-пример горы, подобные горам наЗемле, существовали и на небесномтеле. И становилось легче пове-рить, что Земля — это лишь одноиз таких тел.

У планеты Юпитер Галилей от-крыл четыре спутника. Их обраще-ние вокруг Юпитера опроверглопредставление о том, что лишьЗемля находится в центре вращенияНа Солнце Галилей обнаружилпятна и по их перемещению за-ключил, что Солнце вращаетсявокруг своей оси. Существованиепятен на Солнце, считавшемся эм-блемой «небесной чистоты», тожеопровергало идею о будто бы прин-

ципиальном различии между земным и небесным.

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

Рис. 29. Системалемею.

мира по Пто-

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

• •• А

» • *.

лые философские выводы из открытия Коперника. Смелую борьбупротив церковников за право распространять подлинные знания обустройстве Вселенной вел М. В. Ломоносов (1711 —1765) Ломоносовв остроумной и привлекательной стихотворно-сатирической формевысмеивал мракобесов.

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

ЗЕМЛЯ, ЕЕ РАЗМЕР, ФОРМА, МАССА, ДВИЖЕНИЕ

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

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

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

Рис. 31. Земля над горизонтом Луны.

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

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

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

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

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

Если длина измеряемой ланная из космоса,

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

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

Дф

окружности земного меридиа-на L = 360°п. Разделив ее на2 я, получим радиус Земли.

Одна из наибольших дугмеридиана от Ледовитого оке-ана до Черного моря былаизмерена в России и в Сканди-навии в середине XIX в. подруководством В. Я. Струве,директора Пулковской обсер-ватории Большие геодезичес-кие измерения в нашей страневыполнены после Великой Ок-тябрьской социалистическойреволюции.

Рис. 33. Схема триангуляции.

Рис. 34. Геодезический сигнал.

Градусные измерения показа-ли, что длина Г дуги меридианав километрах в полярной областинаибольшая (111,7 км), а на эк-ваторе наименьшая (110,6 км).Следовательно, на экваторе кри-визна поверхности Земли больше,чем у полюсов, а это говорит отом, что Земля не являетсяшаром.

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

где а — экваториальный, a b —полярный радиус планеты

У Земли сжатие г ='— ж 0,003298

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

Если Землю для простоты при-нять за шар, равновеликий Зем-ле, то ее радиус можно взять за6370 км. Экваториальный радиусЗемли, по данным советских уче-ных, равен 6378,2 км.

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

8 1- Если астрономы могут определять географическую широту с точностьюдо 0,1", то какой максимальной ошибке в километрах вдоль меридиана этосоответствует?

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

- —

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

д = П —g Я2'

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

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

(С внутренним строением Земли, изучаемым астрономическими

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

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

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

маятником по методу французскогофизика Фуко. Такой маятник дли-ной 98 м имеется, например, а зданииИсаакиевского собора в Ленинграде(рис 35). Опыт основан на свойствемаятника сохранять без измененийплоскость своих колебаний, когдаточка подвеса поворачивается. Этосвойство можно продемонстриро-

В. Я. Струве (1793—1864). Русскийастроном. Руководитель работ повысокоточным определениям ко-ординат звезд, проводившихся вПулковской обсерватории. Впервыев мире определил расстояние дозвезды (Веги).

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

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

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

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

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

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

ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И РАЗМЕРОВ ТЕЛВ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

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

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

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

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

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

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

Рис. 35. Маятник Фуко в Исаакиевскомсоборе в Ленинграде.

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

недоступного предмета по тила.

параллактическому сме-щению.

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

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

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

Расстояние

SC = D = -2-,

sin р

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

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

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

Светило

Рис. 38. Определение линейных размеров небесных светил по их угловымразмерам.

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

Тогда

sin р = р" sin 1" = —Ј

206265" '

Знание этих соотношений упрощает вычисление расстояния поизвестному параллаксу:

D _ 206265" д

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

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

А /\

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

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

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

D = и D = , ^

Sin Р Sin Q

то ясно, что

Г = sin Яsin р

Если углыq и р малы, то синусы пропорциональны углам и можнонаписать:

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

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

г = D sin q,

или

r = DQl

если угол q выражен в радианах.

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

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

Чему равен угловой диаметр Солнца, видимого с Плутона?

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

Во сколько раз больше получает энергии от Солнца каждый квадратныйметр поверхности Меркурия, чем Марса? Нужные данные возьмите изприложений.

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

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

III.

ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ТЕЛСОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

. МЕТОДЫ ИЗУЧЕНИЯ ФИЗИЧЕСКОЙ ПРИРОДЫ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

1. Применение спектрального анализа. Методом, дающим ценные инаиболее разнообразные сведения о небесных светилах, являетсяспектральный анализ. Он позволяет установить из анализаизлучения качественный и количественный химический состав све-тила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движенияпо лучу зрения и многое другое.

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

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

Для изучения спектров применяют приборы, называемыеспектроскопом и спектрографом. В спектроскопспектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фото-графия спектра называется спектрограммой.

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

Рис. 39. Схема устройства призменногоспектрографа.

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

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

Существуют следующие виды спектров.

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

Линейчатый спектр излучения дают разреженныегазы и пары при сильном нагревании или под действием электри-ческого разряда. Каждый газ излучает свет строго определенныхдлин волн и дает характерный для данного химического элементалинейчатый спектр. Сильные изменения состояния газа или условийего свечения, например нагрев или ионизация, вызывают определен-ные изменения в спектре данного газа.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

tkonom.

Получив спектрограмму светила, над ней и под ней впечатываютспектры сравнения от земного источника излучения, напримерот ртутной или неоновой лампы (рис. 41). Спектр сравнения длянас неподвижен, и относительно него можно определять сдвиг ли-ний спектра звезды. Он обычно составляет сотые или десятые до-ли миллиметра на фотографии. Чтобы выяснить, какому изменениюсоответствует полученный на спектрограмме сдвиг, надо знатьмасштаб спектра — на сколько меняется длина волны, если мыпродвигаемся вдоль спектра на 1 мм. Подстановка в формулувеличин Я, и с = 300000 км/с позволяет определить v — луче-вую скорость движения светила.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Другие радиотелескопы представляют собой огромные подвижныерамы, на которых параллельно друг другу укреплены металлическиестержни или спирали (рис. 43). Приходящие радиоволны возбужда-

ют в них электромагнитные коле-бания, которые после усиленияпоступают в очень чувствительнуюприемную радиоаппаратуру для ре-гистрации радиоизлучения объекта.Есть радиотелескопы, состоящиеиз отдельных антенн, удаленныхдруг от друга (иногда более чемна 1000 км), с помощью которыхпроизводятся одновременные на-блюдения космического радиоис-точник^. Такой способ позволяетузнать структуру радиоисточникаи измерить его угловой размер, да-же если он во много раз меньшеугловой секунды.

3- Обсерватории. Астрономическиеисследования проводятся в на-учных институтах, университетахи обсерваториях. Пулковскаяобсерватория под Ленинградом(рис. 44) существует с 1839 г. изнаменита составлением точнейшихзвездных каталогов. Ее в прошлом

Рис. 42. Радиотелескоп счатым зеркалом.

решет-

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

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

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

создание внеатмосферных искусственных спутников Земли;

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

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

Рис. 44. Главное здание Пулковской обсерватории.

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

.ОБЩИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ПЛАНЕТ ЗЕМНОЙ ГРУППЫИ ЗЕМЛИ

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

ВНЕШНЯЯ ЧАСТЬ ПОЯСА

ВНУТРЕННЯЯ ЧАСТЬ ПОЯСА

Рис. 46. Полярное сияние.

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

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

- ФИЗИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ НА ЛУНЕ И ЕЕ РЕЛЬЕФ

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

Мы видим всегда только одно полушарие Луны, на которомникогда не заметно ни облаков, ни малейшей дымки, что служилоодним из доказательств отсутствия на Луне водяных паров и атмо-сферы. Позднее это было подтверждено прямыми измерениями наповерхности Луны. Небо на Луне даже днем было бы черное, как вбезвоздушном пространстве, но окружающая Луну разреженнаяпылевая оболочка немного рассеивает солнечный свет.

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

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

Рельеф Луны. Уже со времен Галилея начали составлять картывидимого полушария Луны. Темные пятна на поверхности Луны былиназваны «морями» (рис. 47). Это низменности, в которых нетни капли воды. Дно их темное и сравнительно ровное. Большуючасть поверхности Луны занимают гористые, более светлые прост-ранства. Есть несколько горных хребтов, названных, подобноземным, Альпами, Кавказом и т. д. Высота гор достигает 9 км. Ноосновной формой рельефа являются к р а т е р ы. Их кольцевые валывысотой до нескольких километров окружают большие круглые впа-дины диаметром до 200 км, например Клавий и Шиккард. Всемкрупным кратерам даны названия в честь ученых. Так, на Луне естькратеры Тихо, Коперник и др.

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

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

Лунный рельеф лучше изучать тогда, когда соответствующаяместность лежит вблизи терминатора, т. е. границы дня и ночина Луне. Тогда освещенные Солнцем сбоку малейшие неровностиотбрасывают длинные тени и легко заметны. Очень интересно втечение часа проследить в телескоп за тем, как вблизи термина-тора на ночной стороне загораются светлые точки — это вершинывалов лунных кратеров. Постепенно из тьмы выплывает светлаяподкова — часть кратерного вала, но дно кратера еще погружено в

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

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

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

Рис. 49.

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

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

Рис. 51. Советский луноход.

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

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

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

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

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

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

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

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

>. ПЛАНЕТЫ МЕРКУРИЙ, ВЕНЕРА И МАРС

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

В видимых лучах облака Венеры совершенно однородны и белы,но в ультрафиолетовых отчетливо видна структура облачного слоя(рис. 53), говорящая о происходящих движениях газа в верхнихслоях атмосферы. Скорость ветров, составляющая всего несколькометров в секунду в нижних слоях атмосферы, на высотах около50 км достигает 60 м/с. Через облака Венеры (состоящие, по-видимому, из капелек серной кислоты с небольшой примесьюдругих химических соединений) поверхность планеты не видна.Радиолокационные исследования, проводимые как с Земли, так и сборта автоматических межпланетных станций, позволили составитькарты рельефа поверхности Венеры. Оказалось, что поверхностьпланеты в основном гладкая, хотя на ней найдены горные хребтыи кратеры.

Телевизионные камеры советских автоматических станций, опу-щенные на поверхность планеты, впервые в мире передали на Землюпанорамы окружающей их безжизненной каменистой местности(в 1975 г. — в черно-белом изображении («Венера-9 и -10»), а в1982 г. — в цветном («Венера-13 и -14»)).

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

В небольшой телескоп легче всегозаметить белые полярные шапки наполюсах планеты, состоящие из льдаи замерзшего углекислого газа. Из-редка на Марсе происходят мощныепылевые бури иногда длящиесямесяцами, поднимающие в воздух

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

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

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

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

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

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

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

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

Суточные температурные изменения на Марсе достигают80—100 °С.

На экваторе температура редко поднимается даже летом до0°С, а к ночи она падает до жестокого мороза (—70; —100 °С),особенно холодно на полюсах (до —130 °С).

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

Объем наших сведений о Марсе резко возрос благодаря исполь-зованию автоматических станций-лабораторий, выведенных на орби-ту вокруг Марса в качестве его искусственных спутников. По ко-манде с Земли они производили фотографирование поверхности пла-неты. Несколько космических аппаратов опускалось на поверхностьМарса. Получены тысячи фотографий планеты с разного расстоя-ния, на основе которых составлены подробные карты планеты. НаМарсе обнаружено несколько гигантских, по-видимому, давнопотухших вулканов. Высота самого большого из них составляет27 км. Между отдельными участками поверхности планеты, как и наЗемле, имеются большие перепады высот. Обнаружены на Марсеи каньоны, которые по своим масштабам напоминают земные руславысохших рек.

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

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

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

.ПЛАНЕТЫ-ГИГАНТЫ

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

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

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

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

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

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

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

Рис. 55. ИзмененияСатурна.

вида кольца

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

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

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

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

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

Из остальных данных о плане-тах заслуживает упоминания фактосевого вращения Урана в направ-лении, противоположном тому, в ко-тором вращаются почти все пла-неты. Ось его образует с плоскостьюорбиты угол всего лишь 8°, так что онвращается как бы лежа на боку.Вследствие этого на планете про-исходит крайне резкая смена временгода. Год на Уране продолжается 84земных года. Только Уран и Венеравращаются вокруг своей оси не в тусторону, в которую вращаются всеостальные планеты.

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

▲. Белопольский (1854—1934).

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

18.ДВИЖЕНИЕ ЛУНЫ И СПУТНИКОВ ПЛАНЕТ. ЗАТМЕНИЯ

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

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

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

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

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

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

Ъ7

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

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

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

еще около 27°: 13° «2 сут, чтобы прийти в прежнее положениеотносительно Земли и Солнца. Так и получается, что синодическиймесяц, иначе солнечные сутки Луны, составляет около 29,5 земныхсуток. Следовательно, на Луне продолжительность дня равна двумземным неделям и две наши недели составляют там ночь.

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

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

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

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

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

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

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

Легко понять, что фазы Землии Луны взаимно противоположны.Когда Луна почти полная, Земляс Луны видна как узкий серп. Нарисунке 31 представлена фотографиянеба и лунного горизонта с Землей,у которой видна лишь ее освещеннаячасть — меньше полукруга.

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

Сегодня верхняя кульминация Луныпроизошла в полночь. Когда верхняякульминация Луны повторится завтра?

Через какие промежутки времени звез-ды кульминируют на Луне?

Рис. 58. Различие между звездныммесяцем и синодическиммесяцем.

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

I 1 ч

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

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

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

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

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

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

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

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

ной тени по Земле. затмения Солнца (снизу вверх из

ряда в ряд).

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

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

Дело осложняется тем, что плоскость лунной орбиты вращает-ся в пространстве (это один из видов возмущений в движенииЛуны относительно Земли, производимых притяжением Солнца). За18 лет плоскость лунной орбиты делает полный поворот и периодывозможных затмений смещаются по датам года. Ученые древностиподметили периодичность в затмениях, связанную с этим 18-лет-ним периодом, и могли поэтому приближенно предсказывать наступ-ление затмений. Сейчас ошибки предвычисления моментов затменийсоставляют менее 1 с.

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

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

Послезавтра будет солнечное затмение. Будет ли сегодня лунная ночь?

Можно ли с Северного полюса Земли наблюдать солнечное затмение15 ноября? 15 апреля?

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

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

Какова продолжительность солнечных затмений на Луне по сравнению спродолжительностью их на Земле?

. АСТЕРОИДЫ И МЕТЕОРИТЫ

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

Самый яркий астероид — Веста не бывает ярче 6-й звезднойвеличины. Самый крупный астероид — Церера. Его диаметр около800 км, и за орбитой Марса даже в сильнейшие телескопы на стольмалом диске ничего нельзя рассмотреть. Самые мелкие из известныхастероидов имеют диаметры лишь около километра (рис. 63). Ко-нечно, у астероидов нет атмосферы. На небе малые планеты выглядяткак звезды, отчего их и назвали астероидами, что в переводес древнегреческого означает «з в е з д о п о д о б н ы е». Они отлича-ются от звезд лишь характерным для планет петлеобразным пере-мещением на фоне звездного неба. Орбиты некоторых астероидовимеют необычайно большие эксцентриситеты, вследствие чего в пери-гелии они подходят к Солнцу ближе, чем Марс и даже Земля(рис. 64) .Икар подходит к Солнцу ближе, чем Меркурий. В 1968 г.Икар подошел к Земле почти в 10 раз ближе, чем Марс, но егоничтожное притяжение никакого влияния на Землю не имело. Повременам близко подходят к Земле Гермес, Эрот и другиемалые планеты.

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

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

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

нии со зданием МГУ. тетом орбит.

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

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

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

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

Этот кратер возник, по-видимо-му, около 5000 лет назад. Найденыследы еще больших и более древ-них метеоритных кратеров. Всеметеориты — это члены Солнечнойсистемы.

Судя по тому, что число асте-роидов растет с уменьшением ихразмеров, и по тому, что откры-то уже много мелких астероидов,пересекающих орбиту Марса, мож-но думать, что метеориты — этоочень мелкие астероиды с орбита-ми, пересекающими орбиту Земли.Структура некоторых метеоритовсвидетельствует о том, что ониподвергались высоким температу-рам и давлениям и, следовательно,

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

Метеориты содержат только известные на Земле химическиеэлементы, что снова показывает материальное единство Вселенной.Соединения, входящие в состав метеоритов, отличаются от земныхпород и дают сведения о начальном этапе формированияпланет Солнечной системы.

20.КОМЕТЫ И МЕТЕОРЫ

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

Вид кометы с Земли зависит и от

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

Энке ния до нее, углового расстояния

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

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

Рис. 67. Аризонскийкратер.

метеоритный

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

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

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

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

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

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

7 5

(рис. 69). Чаще всего он прямой,тонкий, струйчатый. У больших иярких комет иногда наблюдаетсяширокий, изогнутый веером хвост(рис. 70).

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

Спектр головы и хвоста кометыимеет обычно яркие полосы. Анализспектра показывает, что голова ко-

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

Выдающийся русский ученый Ф. А. Бредихин разработал способ

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

Рис. 69. Хвост кометы растет с при-ближением ее к Солнцу ивсегда направлен отСолнца.

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

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

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

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

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

Давно замечено, что ядра периодических комет истощаются, скаждым оборотом они светятся все слабее. Не раз наблюдалось де-ление кометных ядер на две части и более. Это разрушение произ-водили либо солнечные приливы, либо столкновения с метеорнымпотоком. Комета, открытая чешским ученым Билым (Биэлой) еще в1772 г., наблюдалась при повторных возвращениях с семилетнимпериодом. В 1846 г. ее ядро распалось, и она превратилась вдве слабые кометы, которые после 1852 г. не наблюдались. Ког-да в 1872 г., по расчетам, исчезнувшие кометы должны былипройти вблизи Земли, наблюдался дождь «падающих звезд». С техпор 27 ноября это явление повторяется ежегодно, хотя и менееэффектно. Мелкие твердые частички распавшегося ядра бывшей ко-меты Б и л о г о растянулись вдоль ее орбиты (рис. 71), и, когда Зем-ля пересекает их поток, они влетают в ее атмосферу. Эти частичкивызывают в атмосфере явление метеоров и полностью раз-рушаются, не долетая до Земли. Известен ряд других метеорныхпотоков, ширина которых, как правило, неизмеримо больше, чемразмер породивших их ядер комет.

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

Рис. 71. Схема превращения распадающегося ядра кометы в поток метеорныхчастиц.

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

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

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

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

параллельных линий.

августа, радиант которых находится в созвездии Персея, называютсяперсеидами.

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

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

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

2. Какова большая ось орбиты кометы Галлея, если период ее обращения76 лет?

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

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

-СОЛНЦЕ — БЛИЖАЙШАЯ ЗВЕЗДА1

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

Вместе с тем Солнце — ближайшая к нам звезда, у которойв отличие от всех других звезд мы можем наблюдать диск и припомощи телескопа изучать на нем мелкие детали, размером дажедо нескольких сотен километров. Солнце — типичная звезда, а по-тому его изучение помогает понять природу звезд вообще. Види-мый угловой диаметр Солнца незначительно меняется из-за эллип-тичности орбиты Земли. В среднем он составляет около 32' или1/107 радиана, т. е. диаметр Солнца равен 1/107 а. е., или при-близительно 1 400 000 км, что в 109 раз превышает диаметр Земли.

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

■ СОЛНЦЕ И ЗВЕЗДЫ

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

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

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

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

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

Для определения средней плотности солнечного вещества надомассу Солнца поделить на егообъем:

это значение соизмеримо с плотностью воды и в тысячу раз боль-ше плотности воздуха у поверхности Земли. Однако в наружныхслоях Солнца плотность в миллионы раз меньше, а в центре — в100 раз больше, чемq.

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

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

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

Поэтому давление

Отсюда получаем, что

Согласно газовым законам давление пропорционально темпе-ратуре и плотности. Это дает возможность определить темпера-туру в недрах Солнца. Для средней плотности солнечного веще-ства давление в 1015 Па получится при температуре порядка5 000 000 К

Точные расчеты показывают, чтохв центре Солнца плотность

газа составляет около 1,5 • 105 кг/м3 (в 13 раз больше, чем усвинца!), давление — около 2 • 1018 Па, а температура — около15 000 000 К.

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

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

Рис. 74. Схема строения Солнца.

Рис. 75. Фотосфера с грануляцией и пятнами.

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

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

3 3

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Убывание температуры в наружных слоях фотосферы приводит ктому, что в спектре видимого излучения Солнца, почти целикомвозникающего в фотосфере, наблюдаются темные линии поглощения.Они называются фраунгоферовыми, в честь немецкого оптикаФраунгофера, впервые в 1814 г. зарисовавшего несколько сотентаких линий. По той же причине (падение температуры от центраСолнца) солнечный диск к краю кажется более темным.

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

сти, сначала медленно, а затем оченьбыстро. Область солнечной атмосфе-ры, в которой температура растетвверх и происходит последователь-ная ионизация водорода, гелия и дру-гих элементов, называется хромо-с ф е р о й. Ее температура составля-ет десятки и сотни тысяч градусов.Она в виде блестящей розовой ка-емки видна вокруг темного дискаЛуны в редкие моменты полных сол-нечных затмений. Выше хромосферытемпература солнечных газов дости-гает 106 — 2 • Ю6 К и далее на про-тяжении многих радиусов Солнцапочти не меняется. Эта разреженнаяи горячая оболочка называется сол-нечной короной (рис. 76).В виде лучистого жемчужного сия-ния ее можно увидеть при полнойфазе затмения Солнца, тогда онапредставляет собой поразительнокрасивое зрелище. «Испаряясь» вмежпланетное пространство, газ ко-роны образует постоянно текущий отСолнца поток горячей разреженнойплазмы, называемый солнечным

Рис. 76. Вид солнечной короны:

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Около края солнечного дискавокруг пятен видны светлые обра-зования, почти незаметные, когдапятна близки к центру солнечногодиска. Эти образования называютсяфакелами Они гораздо конт-растнее и видны по всему диску,если Солнце фотографировать не вбелом свете, а в лучах, соответ-ствующих спектральным линиям во-дорода, ионизованного кальция инекоторых других элементов. Такие

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

Количество активных областей и групп пятен на Солнце пе-риодически меняется со временем в среднем в течение примерно11 лет. Это явление называется циклом солнечной активности Вначале цикла пятен почти нет, затем их количество увеличивает-ся сначала вдали от экватора, а затем все ближе к нему. Черезнесколько лет наступает максимум количества пятен, или, какговорят, максимум солнечной активности, а после него происходитее спад.

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

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

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

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

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

В короне наблюдаются еще более грандиозные по размерамактивные образования — протуберанцы. Они представляютсобой исключительно разнообразные по форме и характеру своегодвижения облака более плотных газов по сравнению с веществомкороны (рис. 78). Форма протуберанцев и их движение связаны смагнитными полями, проникающими из фотосферы в корону.

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

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

Солнце не только освещает и со-гревает Землю. Проявлениям сол-нечной активности сопутствует воз-никновение целого ряда геофизиче-ских явлений. Важнейшие из них тес-но связаны с хромосферными вспыш-ками. Потоки заряженных частиц,ускоренные во вспышках, влияют намагнитное поле Земли и вызываютмагнитные бури, которые приводятк проникновению заряженных частицв более низкие слои атмосферы,отчего и возникают полярныесияния. Коротковолновое излу-чение Солнца усиливает ионизациюзаряженных верхних слоев земнойатмосферы (ионосферы), что сильновлияет на условия распространениярадиоволн, иногда нарушая радио-

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

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

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

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

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

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

• СПЕКТРЫ, ТЕМПЕРАТУРЫ, СВЕТИМОСТИ ЗВЕЗДИ РАССТОЯНИЯ ДО НИХ

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

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

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

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

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

ватым. В такой последовательностименяется цвет накаляемого тела.В спектрах холодных красных звездкласса М с температурой около3000 К видны полосы поглощенияпростейших двухатомных молекул,чаще всего оксиды титана. В спект-рах других красных звезд преобла-дают оксиды углерода или циркония.Красные звезды первой величиныкласса М — Антарес, Бетельгейзе.

В спектрах желтых звезд классаG, к которым относится и Солнце(с температурой 6000 К на поверх-ности), преобладают тонкие линииметаллов: железа, кальция, натрияи др. Звездой типа Солнца по спект-ру, цвету и температуре являетсяяркая Капелла в созвездии Возничего.

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

В спектрах наиболее горячих, голубоватых звезд с темпера-турой около 30 000 К видны линии нейтрального и ионизованногогелия. Температуры большинства звезд заключены в пределах от3000 до 30 000 К. У немногих звезд встречается температура око-ло 100 000 К-

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

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

Рис. 79. Годичные параллаксызвезд.

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

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

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

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

sin р

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

Расстояние до ближайшей звезды а Центавра D= 206 265":0,75" = 270 000 а. е. Свет проходит расстояние до а Центавра за4 года, тогда как от Солнца до Земли он идет только 8 мин, аот Луны около 1 с.

Расстояния до звезд удобно выражать в парсеках (пк).

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

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

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

Вспомним, что разность в 5 видимых звездных величин со-

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

Абсолютной звездной величиной М называется та видимаязвездная величина, которую имела бы звезда, если бы находиласьот нас на стандартном расстоянии D0 = 10 пк.

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

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

(о

Кажущаяся яркость звезды меняется обратно пропорциональноквадрату расстояния до нее. Поэтому

(2)

Следовательно,

(3)

Логарифмируя, находим:

(5)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

23.ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ, МАССЫ ЗВЕЗД

1. Визуально-двойные звезды. Массу — одну из важнейших физи-ческих характеристик звезд — можно определить по ее воздействиюна движение других тел. Такими другими телами являютсяспутники некоторых звезд (тоже звезды), обращающиеся с нимивокруг общего центра масс.

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

Двойные звезды называются ви-зуально-двойнымн, если их двойст-венность может быть замечена принепосредственных наблюдениях втелескоп.

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

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

близость таких двух звезд являетсярезультатом случайной проекции ихна небо. На самом деле в простран-стве они далеки друг от друга. И втечение многолетних наблюденийможно убедиться, что одна из нихпроходит мимо другой, не меняянаправления с постоянной скоро-стью. Но иногда при наблюдениизвезд выясняется, что более сла-бая звезда-спутник обращается во-круг более яркой звезды. Система-тически меняются расстояния междуними и направление соединяющей их

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

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

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

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

Рис. 80. Орбита спутника двойнойзвезды (v Девы) относи-тельно главной звезды,расстояние которой от нассоставляет 10 пк. (Точкиотмечают измеренныеположения спутника в ука-занные годы. Их отклоне-ния от эллипса вызваныпогрешностями наблюде-ний.)

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

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

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

и из системы двух уравнений находим обе массы отдельно.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

звезда затмевает его, суммарная яркость системы будет уменьшаться лишь ненамного.

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

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

Периоды известных спектрально-двойных звезд и алголей восновном короткие — около нескольких суток. В общей сложностидвойственность звезд очень распространенное явление. Статистикапоказывает, что до 30% всех звезд, вероятно, являются двойнымиПолучение разнообразных данных об отдельных звездах и ихсистемах из анализа спектрально-двойных и затменно-двойныхзвезд — примеры неограниченной возможности человеческого по-знания

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

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

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

Из периодических переменных звезд замечательны цефеиды.Цефеиды характеризуются амплитудами изменения яркости не более1,5 звездной величины при периодах от десятков минут до не-скольких десятков суток. Этот период у них долгие годы постоя-нен с точностью до долей секунды.

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

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

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

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

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

24. ПЕРЕМЕННЫЕ И НОВЫЕЗВЕЗДЫ

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Рис. 84. Кривые изменения видимой яркости трех новых звезд

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

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

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

100

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

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

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

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

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

стрелкой (указан угловоймасштаб фотографии).

Рис. 86 Крабовидная туманность —остаток вспышки сверхновойзвезды.

25.РАЗНООБРАЗИЕ ЗВЕЗДНЫХ ХАРАКТЕРИСТИКИ ИХ ЗАКОНОМЕРНОСТИ

1. Диаметры и плотности звезд. Покажем на простом примере,как можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры,например Солнца и Капеллы (а Возничего). Эти звезды имеютодинаковые спектры, цвет и температуру, но светимость Капеллыравна 120 (в единицах светимости Солнца). Так как при одинако-вой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одина-кова, то, значит, поверхность Капеллы больше, чем поверхностьСолнца в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше солнечных вVT20 ~ И раз.

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

102

Отсюда

в радиусах Солнца

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

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

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

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

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

излучают у этих звезд одинаковое количество энергии, но по све-тимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Зна-чит, его радиус меньше в -\/Ю000 = 100 раз, т. е. он почти та-кой же, как Земля. Между тем масса у него, почти как у Солнца!Следовательно, белый карлик имеет громадную плотность — около109 кг/м3. Существование газа такой плотности было объяснено сле-дующим образом: обычно предел плотности ставит размер атомов,являющихся системами, состоящими из ядра и электронной оболоч-ки. При очень высокой температуре в недрах звезд и при полнойионизации ядра и электроны становятся независимыми друг отдруга. При колоссальном давлении вышележащих слоев это «кроше-во» из атомов может быть сжато гораздо сильнее, чем нейтраль-ный газ. Теоретически допускается возможность существованияпри некоторых условиях звезд с плотностью, равной плотностиатомных ядер. (О них и об эволюции звезд подробнее мы узнаемиз § 30.)

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

частях рисунка различны).

103

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

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

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

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

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

Исключительно большой интерес представляет сопоставлениесветимости звезд с их температурой и цветом. Эта зависимостьпредставлена на диаграмме «цвет — светимость» (Ц—С) (д и-аграмма Герцшпрунга — Рессела, рис. 88). На этойдиаграмме по оси ординат откладывают логарифмы светимостейили абсолютные звездные величины Af, а по оси абсцисс — спек-тральные классы, или соответствующие им логарифмы температур,или величину, характеризующую цвет. Точки, соответствующиезвездам с известными характеристиками, располагаются на диа-грамме не хаотично, а вдоль некоторых линий — последова-тельностей. Большинство звезд располагаются вдоль наклоннойлинии, идущей слева сверху вправо вниз. В этом направленииуменьшаются одновременно светимости, радиусы и температурызвезд. Это главная последовательность. На ней* крестиком отмеченоположение Солнца как звезды — желтого карлика. Параллельноглавной последовательности располагается последовательностьсубкарликов, которые на одну звездную величину слабее звездглавной последовательности с такой же температурой.

Вверху параллельно оси абсцисс расположены самые яркие

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

105

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

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

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

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

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

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

2. Оцените массы тех же звезд по их светимости.

V Ш СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ

. НАША ГАЛАКТИКА

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

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

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

Но у звезд разная светимость, число звезд разной светимостинеодинаково, да еще существует ослабление света звезд меж-звездной космической пылью. Оно тем больше, чем звезда дальшеот нас, и по разным направлениям различно. В. Я. Струве впервыеобнаружил это поглощение света и доказал, что с приближениемк светлой полосе Млечного Пути плотность звезд в пространстверастет. Полоса Млечного Пути опоясывает все небо по большомукругу. Значит, мы находимся вблизи его плоскости, которую на-зывают галактической. В Млечном Пути наблюдаются отдель-ные облакообразные сгущения (рис. 89). Отчасти это обуслов-лено реальным облакообразным расположением слабых (т. е. дале-ких) звезд, из которых он состоит, отчасти тем, что местамиМлечный Путь закрывают облака космической пыли. Такое темноеоблако можно заметить около звезды Денеб в созвездии Лебедя.Как раз в этом созвездии начинается разделение Млечного Путина две ветви, соединяющиеся снова в южном полушарии неба. Этораздвоение кажущееся. Оно вызвано скоплением космической пыли,

107

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

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

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

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

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

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

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

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

Вильям Гершель (1738—1822)

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

108

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

ление Плеяды (его главные в созвездии Геркулеса,

звезды освещают окружа-ющую их космическуюпыль).

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

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

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

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

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

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

110

Рис. 93. Схематическое изображение Га-лактики с системой шаровыхзвездных скоплений (вид с ребра,положение Солнечной системыотмечено крестиком).

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

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

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

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

Однако на таком расстоянии, на каком от центра Галактикинаходится Солнечная система, спиральная структура в плоскостиГалактики должна теряться. Расположение населения I типа извест-но только до расстояния в 2—3 тыс. парсеков от Солнечнойсистемы, и поэтому положение спиральных ветвей в нашей Галактикес надежностью еще не установлено.

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

281- Каково расстояние до шарового звездного скопления, если в нем виднонесколько короткопериодических цефеид? Их видимая звездная величина15,5, а абсолютная 0,5. Каков линейный диаметр скопления, если его угловойдиаметр Г?

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

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

27. ДИФФУЗНАЯ МАТЕРИЯ

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

Исследования показали, что межзвездная пыль сосредоточена вузком слое толщиной около 200—300 пк вдоль галактическойплоскости. Этот слой состоит из сплошной разреженной среды ииз плавающих в ней облаков газа и пыли. В среднем на расстояниив 1000 пк свет в плоскости Галактики ослабляется на 1,5 звезднойвеличины. Некоторые облака из-за присутствия пыли непрозрачныдля света и наблюдаются как темные туманности. Примеромтемной туманности может служить туманность «Конская голова»в созвездии Ориона (рис. 95).

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

Уменьшение видимой яркости далеких звезд затрудняет точ-но определить расстояние до них путем сравнения их абсолютнойзвездной величины с видимой звездной величиной. Приходитсяизучать неравномерное распределение космической пыли, темныхтуманностей и учитывать их влияние.

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

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

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

Рис. 96. Диффузная газопылевая туманность в созвездии Ориона.

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

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

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

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

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

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

Рис. 97. Распределение плотностинейтрального водорода вплоскости Галактики наразличных расстояниях отее центра.

114

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

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

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

. ДВИЖЕНИЯ ЗВЕЗД В ГАЛАКТИКЕ

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

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

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

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

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

115

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

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

и разделить на число секунд вгоду. Но так как на практике |лвсегда определяется в секундахдуги, a D в парсеках, то для вы-числения Vx в километрах в се-кунду получается формула:

Vx = 4,74 \iD.

Если определена по спектру илучевая скорость звезды Vr, топространственная скорость ее Vбудет равна:

к = VWTTT.

Скорости звезд относительноСолнца (или Земли) обычно со-ставляют десятки километров всекунду.

Собственные движения звездопределяют, сравнивая фотогра-фии выбранного участка неба, сде-ланные на одном и том же телеско-пе через промежуток времени, из-меряемый годами или даже десяти-летиями. Из-за того, что звездадвижется, ее положение на фонеболее далеких звезд за это вре-мя немного изменяется. Смещениезвезды на фотографиях измеря-ют с помощью специальных микро-скопов Такое смещение удаетсяоценить лишь для сравнительноблизких звезд.

В отличие от тангенциальнойскорости лучевую скорость можноизмерить, даже если звезда оченьдалека, но яркость ее достаточнадля получения спектрограммы.

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

3. Движение Солнечной системы.

В начале XIX в. В. Гершель

116

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

Итак, Солнечная система движется в направлении созвездийЛиры и Геркулеса со скоростью 20 км/с по отношению к соседнимзвездам Задавать вопрос о том, когда мы долетим до созвездияЛиры, бессмысленно, так как созвездие не является пространственноограниченным образованием. Одни звезды, которые сейчас мы отно-сим к созвездию Лиры, мы минуем раньше (на огромном от нихрасстоянии), другие будут всегда оставаться практически так жедалеки от нас, как и сейчас.

29 1. Собственное движение звезды составляет 0,1" в год. Расстояние до нее10 пк. Какова ее тангенциальная скорость?

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

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

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

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

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

. ЗВЕЗДНЫЕ СИСТЕМЫ — ГАЛАКТИКИ. МЕТАГАЛАКТИКА

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

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

117

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

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

118

Рис. 101. Спиральная галактика МЗЗ в созвездии Треугольника, видимая почтиплашмя. Ее ярчайшие звезды в спиральных ветвях расположены менеетесно, чем в М31, и поэтому заметнее.

зом, вся спиральная туманность в созвездии Андромеды находитсявне пределов нашей Галактики и уже этим отличается от газовых ипылевых туманностей нашей звездной системы. Зная расстояниедо этой туманности и ее угловой диаметр, легко вычислить его влинейных единицах (см. § 12, рис. 38).

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

Астрономы нашли великое множество гигантских звездных системза пределами нашей Галактики, им дали нарицательное названиегалактик в отличие от нашей Галактики.

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

119

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

v = HD.

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

с • Мпк

скорость удаления возрастает на 100 км/с. Поэтому расстояниедо далекой галактики можно определить по величине красногосмещения линий в ее спектре:

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

По своему внешнему виду галактики делятся на спираль-ные, неправильные и эллиптические Большинствонаблюдаемых галактик — спиральные. Наша Галактика и галактикав созвездии Андромеды относятся к числу спиральных галактикочень большого размера. Все спиральные галактики вращаются спериодами в несколько сот миллионов лет. Массы их составляют10 — 10й масс Солнца.

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

Во время экспедиции Магеллана в XVI в. наблюдаемые вюжном полушарии неба два больших звездных облака назвали Боль-шим и Малым Магеллановыми Облаками (рис. 104). Эти галактикипо их бесформенному виду относят к типу неправильных. Ониявляются спутниками нашей Галактики. Расстояние до них около150 000 световых лет. Их звездный состав такой же, как и уветвей спиральных галактик, а ядра нет. Неправильные галактики(рис. 105, а) значительно меньше спиральных и встречаютсяредко.

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

1 Значение этой величины все уточняется.

120

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

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

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

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

Разнообразны светимости галактик.

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

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

Мир галактик так же разнообразен, как и мир звезд.

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

В галактике, у которой красное смещение линий в спектре соответствует2000 км/с, вспыхнула сверхновая звезда. Ее яркость в максимуме соответ-ствовала 18-й видимой звездной величине. Каковы ее абсолютная звезднаявеличина и светимость?

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

На каком расстоянии (в парсеках) от центра галактики (рис. 85) находитсяв проекции на небо сверхновая звезда, если красное смещение в их спектрах10 000 км/с, а видимый диаметр галактики 2'?

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

122

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

На месте некоторых радиоисточ-ников нашли объекты, неотличимыена фотографиях от очень слабыхзвезд. В их спектре имеются яркиелинии со значительным красным сме-щением. В некоторых случаях этолинии, обычно наблюдаемые в ультра-фиолетовой области спектра, сме-щенные в его видимую часть.Красное смещение их так велико,что ему соответствуют расстоянияв миллиарды световых лет. Эти объ-екты, названные квазизвездны-м и (звездоподобными) источникамирадиоизлучения или квазарами,являются самыми далекими небесны-ми телами, расстояние до которыхудалось определить. Ярчайший изквазаров выглядит как звезда 13-йзвездной величины, но по светимо-сти квазары оказываются в сотнираз ярче, чем гигантские галактики.Остается неясным происхождениеколоссальных потоков энергии, из-лучаемой ими в виде света и в видерадиоволн. Наблюдения свидетельст-вуют, что квазары сходны по своейприроде с активными ядрами галак-тик и, вероятно, являются ядрамиочень далеких звездных систем.

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

123

3. Метагалактика и космология. Галактики, подобно звездам, быва-ют двойными, кратными, образуют группы и скопления. Большинствогалактик сосредоточено в скоплениях (рис. 106). Скопления галак-тик, как и скопления звезд, бывают рассеянными и шарообразными исодержат десятки, иногда тысячи членов. Ближайшее к нам скопле-ние галактик находится в созвездии Девы на расстоянии около20 млн. пк (20 Мпк).

Наблюдениям доступно гигантское количество галактик.

Самый большой каталог (составленный в СССР) содержит30000 галактик ярче 15-й звездной величины.

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

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

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

Рис. 106. Часть скопления галактик в созвездии Девы.

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

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

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

Расширение Вселенной говорит о том, что раньше галактикибыли в среднем ближе друг к другу, чем сейчас, а около10—15 млрд. лет назад средняя плотность материи во Вселенной, по-видимому, была такой высокой, что вещество в ней не могло су-ществовать в форме звезд и галактик. Оно представляло собойплотный и быстро расширяющийся газ, состоящий в основном изводорода и гелия. Из этого газа потом и возникли галактики извезды.

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

Идеалисты и богословы спешат воспользоваться тем, чтоприрода указанного явления пока еще не изучена. Они торопятсясделать угодный религии вывод о том, что начало расширенияВселенной порождено было сверхъестественным, «божественнымактом». Такое заявление является ничем не обоснованной вы-думкой. Она нужна противникам материализма для якобы научногоподтверждения библейской легенды о сотворении мира. Однаковсе огромное многообразие качественных изменений материи,наблюдаемых в процессе расширения Метагалактики, происходитбез нарушения законов сохранения и не требует никаких сверхъесте-ственных сил. Открытие эволюции нашей Метагалактики представля-

126

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

Раздел астрономии, занимающийся вопросами происхожденияи развития небесных тел, называется космогонией.

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

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

ВОЗРАСТ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ. ВОЗНИКНОВЕНИЕ И РАЗВИТИЕГАЛАКТИК И ЗВЕЗД

1. Возраст небесных тел. Возраст Земли определяют разными ме-тодами. Самый точный из них состоит в определении возраста гор-ных пород. Он заключается в подсчете отношения количества ра-диоактивного урана к количеству свинца, находящихся в даннойпороде. Дело в том, что свинец является конечным продуктом са-мопроизвольного распада урана. Скорость этого процесса извест-на точно, и изменить ее нельзя никакими способами. Чем меньшеурана осталось и чем больше свинца накопилось в породе, тембольше ее возраст. Самые древние горные породы в земной кореимеют возраст несколько миллиардов лет. Земля в целом возник-ла, очевидно, несколько раньше, чем земная кора. Изучение ока-менелых Ъстатков животных и растений показывает, что за послед-ние сотни миллионов лет излучение Солнца существенно не изме-нилось. По современным оценкам возраст Солнца составляет около5 млрд. лет. Солнце старше Земли

Есть звезды, которые много моложе, чем Земля, например —горячие сверхгиганты. По темпу расходования энергии горячимисверхгигантами можно судить о том, что возможные запасыих энергии позволяют им расходовать ее так щедро лишь короткоевремя. Значит, горячие сверхгиганты молоды — им 106—107 лет.

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

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

127

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

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

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

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

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

Большинство ученых придерживаются более подробно разрабо-танной гипотезы о том, что звезды и галактики возникали изво дородно-гелиевой среды Метагалактики путем ее распада наотдельные облака. За этим следовало сжатие этих облаков засчет тяготения. Они распадались на множество сгустков, имеющихпочти сферическое распределение. Так возникли шаровые скопления,эллиптические галактики и ядра спиральных галактик.

В эллиптических системах повышенная плотность газа бла-гоприятствовала конденсации его в звезды. Процесс образованиязвезд в шаровых и эллиптических системах давно закончился.Их звезды являются самыми старыми звездами.

В 1931 г. автором этого учебника было доказано и теперьпризнано всеми, что звезды в процессе эволюции выбрасывают столь-ко газа, что его достаточно для формирования новых поколенийзвезд.

В недрах звезд, особенно сверхновых, в процессе ядерныхреакций вырабатываются тяжелые элементы. Поэтому выбрасы-ваемый звездами газ уже обогащен ими. Так возникали и возника-

128

Рис. 108. Глобулы — маленькие, черные, очень плотные газопылевые туманности.

ют путем конденсации вторично накопившегося газа звезды ново-го поколения, более молодого. Они отличаются от прежних своимхимическим составом: содержат больше химических элементов тя-желее гелия, чем старые звезды шаровых скоплений.

Во Вселенной идет непрерывное развитие и изменение нетолько органического, но и неорганического вещества — вечныйкруговорот его, а не простое повторение уже пройденных эта-пов.

3- Развитие звезд. В пользу возникновения звезд путем грави-тационной конденсации (т. е. взаимного тяготения частиц) изоблаков газовой или газопылевой среды говорят многие факты.Молодые звезды почти всегда наблюдаются в таких областях, гдеплотность холодного межзвездного газа особенно высока. На фонесветлых туманностей были открыты очень маленькие, но плотныепылевые туманности, названные глобулами (рис. 108). Возмож-но, что они являются зародышами звезд. Наряду с этим Аро(Мексика) и Хербиг (США) в пылевых туманностях созвездияОриона обнаружили крохотные, крайне слабые сгустки (рис. 109).В одном из них позднее появилась туманная звездочка, которойраньше здесь не видели. Может быть, это зародилась звезда. За-рождающиеся звезды называются протозвездами

129

Рис. 109. Звезды Аро-Хербига. Объекты, появившиеся на правом снимке (1954 г.)

и отсутствовавшие на левом снимке (1947 г.), может быть, являютсявозникающими звездами.

Протозвезды на диаграмме Ц—С (рис. 88) находятся правееглавной последовательности, так как их температура еще ниже,чем у звезд, которые из них возникнут.

Сжимаясь, звезда «движется» горизонтально влево по диаграм-ме Ц—С, пока в недрах звезды температура не подниметсядо нескольких миллионов градусов. Тогда начнутся ядерныереакции с участием легких элементов и выделением энергии. Пе-ременность яркости молодых звезд — знак того, что они еще не сталиустойчивыми. Нагрев вводит в действие реакцию превращения во-дорода в гелий и останавливает сжатие. Давление газа изнутриуравновешивает тяготение к центру. Звезда становится устойчи-вой и попадает на главную последовательность. Звезда с массойтакой, как у Солнца, сжалась и появилась на главной последова-тельности за 108 лет. Место прихода звезды на главную последо-вательность тем выше, чем больше ее масса. Чем массивнее звез-да, тем температура в ее недрах выше и быстрее «выгорает» во-дород, превращаясь в гелий. Голубые звезды «сжигают» водород,находясь на главной последовательности, за 106 — 107 лет, а та-кие, как Солнце,— лишь за Ю10 лет. Внутренней энергии Солнцахватит еще на миллиарды лет.

С выгоранием водорода в ядре звезды начинается третьястадия эволюции. Звезда движется по диаграмме Ц—С вправо ивверх, превращаясь в красный гигант. В конце этой стадии вкрасных гигантах идет реакция выгорания гелия и превращенияего в углерод. С уменьшением запасов гелия эта реакция прекраща-ется. Звезда сжимается, приходит в состояние белого, крайне плот-ного карлика. При малой поверхности (и поэтому малом расходеэнергии) белый карлик может светить очень долгое время.

130

ВОЗНИКНОВЕНИЕ ПЛАНЕТНЫХ СИСТЕМ И ЗЕМЛИ

Решение вопроса о происхождении Солнечной системы встре-чает основную трудность в том, что иные подобные системы вдругих стадиях развития мы не наблюдаем. Нашу Солнечную систе-му не с чем пока еще сравнивать, хотя системы, подобные нашейСолнечной системе, должны быть достаточно распространены иих возникновение должно быть не делом случая, а закономернымявлением.

Для развития материалистического мировоззрения огромнуюроль играли первые научные предположения о происхождении Сол-нечной системы. Первой была гипотеза немецкого философа Канта.В середине XVIII в. он изложил идею о возникновении Солнечнойсистемы из облака холодных пылинок, находящихся в хаотическомдвижении. В 1796 г. французский ученый Лаплас подробно описалгипотезу образования Солнца и планет из уже вращающейся газо-вой туманности. Лаплас учел основные характерные черты Солнеч-ной системы, которые должна объяснить любая гипотеза о еепроисхождении: основная масса системы сосредоточена в Солнце;орбиты планет и спутников почти круговые и лежат почти в од-ной плоскости; расстояния между ними возрастают по определен-ному закону; почти все планеты не только обращаются вокругСолнца, но и вращаются вокруг своих осей в одном направлении.

В настоящее время ученые пришли к выводу о том, что Зем-ля никогда не была ни газовой, ни огненно-жидкой.

В данный период наиболее разработанной является гипотеза,основы которой были заложены работами советского академикаО. Ю. Шмидта.

По гипотезе Шмидта, планеты возникли из вещества огром-ного холодного газопылевого облака, вращавшегося вокруг Солн-ца. Со временем облако неизбежно должно было сплющиваться.Это вызывалось столкновением частиц и обменом энергий междуними. Постепенно вещество распределилось в виде диска, имею-щего толщину, в тысячу раз меньшую его диаметра. Орбиты час-тиц стали круговыми с движениями в одном направлении. Крупныечастицы присоединяли к себе мелкие. Возникали сгустки вещества.Быстрее всего росла масса крупнейших сгустков. Затем из большогочисла первоначально образовавшихся «рыхлых» комков веществавсевозможных размеров возникло несколько крупных тел — планет(рис. 110). Расчеты показывают, что Земля выросла до ее совре-менной массы за несколько сот миллионов лет. Земля, холодная наповерхности, стала разогреваться за счет распада радиоактивныхэлементов. Это привело к расплавлению земных недр. Тяжелыеэлементы продиффундировали вниз, образовав ядро, а легкие обра-зовали кору. В рое частиц, окружавшем зародыши планет, повто-рялся процесс слипания частиц, и возникли спутники планет.В частях газопылевого диска, удаленных от Солнца, царила низкаятемпература, и водород при формировании больших планет не уле-тучился. Сильный нагрев облака вблизи Солнца ускорял рассеяние

131

В противоположность религии,которая приписывает все происхо-дящее воле бога и утверждает, чтомир непознаваем, наука шаг за ша-гом познает Вселенную, опираясь надобытые знания, а не на догму илислепую веру. Наука строго разгра-ничивает известное и предполагае-мое, предполагаемое и неизвестное.Сила науки в* ее движении вперед.Она постепенно заменяет предпо-лагаемое твердо установленным, анеизвестное заменяет предполагае-мым. Этим наука постоянно доказы-вает возможность неограниченногопознания природы.

Вселенная в свете научных данных оказывается бесконечнойво времени, т. е. вечной и вечно меняющейся. Она никогда неимела начала и никогда не будет иметь конца, она всегда сущест-вовала и будет существовать. Все это касается Вселенной в це-лом, точнее, материи, из которой она состоит. Отдельные же ее части,например Земля, Солнечная система, звезды и даже звездныесистемы — галактики, возникают, совершают долгий путь разви

водорода, и в планетах земной груп-пы его почти не сохранилось Шмид-ту удалось также впервые теорети-чески вывести наблюдаемый законпланетных расстояний от СолнцаБольшую трудность представляетобъяснение того, как первоначаль-ное газопылевое облако, окружавшеемолодое Солнце, сохранило своибольшие размеры и получило быстроевращение.

Теоретические расчеты, учиты-вающие наличие магнитного поляи ряд других факторов, позволяютобъяснить происхождение планетнойсистемы, но отдельные моменты этойтеории все еще нуждаются в про-верке и уточнении.

32. МАТЕРИАЛИСТИЧЕСКАЯКАРТИНА МИРОЗДАНИЯ.ПРОБЛЕМА ВНЕЗЕМНЫХЦИВИЛИЗАЦИЙ

Рис. 110. Этапы возникновенияЗемли и планет из газо-пылевого облака по ги-потезе О. Ю. Шмидта.

132

тия и, наконец, прекращают свое существование, с тем чтобыобразующая их материя приняла новую форму. Медленно меня-ется и вся окружающая нас Вселенная. Об этом говорит, напри-мер, происходящее увеличение расстояний между галактиками. Насмену отжившим мирам возникают новые. На них с течением вре-мени при благоприятных условиях может возникнуть жизнь, путемпостепенного усложнения воспроизводящая свое высшее выраже-ние — разумные мыслящие существа.

В настоящее время мы не можем еще даже приблизительнооценить, у какого количества звезд есть планеты, на сколькихиз них могла зародиться жизнь, где жизнь успела воспроизвестиразумные существа и технику, допускающую возможность обменапо радио информацией с другими цивилизациями. Мы знаем, чтоцентральное тело нашей планетной системы — Солнце являетсяобычной звездой. И Солнце, и Земля, и другие члены Солнечнойсистемы состоят из тех же химических элементов и подчиняютсятем же законам физики, что и другие тела, наблюдаемые на самыхразличных расстояниях. Поэтому условия, которые когда-топривели к зарождению жизни на Земле, должны реализовыватьсяи в других областях Вселенной, даже если эти условия связаныс редким стечением обстоятельств. Очаги жизни, а тем более ра-зумной жизни, могут быть отделены друг от друга очень большимрасстоянием, что сильно затрудняет их поиск. Развитие наукии техники позволит в будущем ответить на вопрос о распростра-ненности жизни во Вселенной, а может быть, и установить кон-такт с иными цивилизациями.

ПРИЛОЖЕНИЯ

I. ПРИБЛИЖЕННЫЕ ЧИСЛОВЫЕ ЗНАЧЕНИЯ (ЖЕЛАТЕЛЬНЫЕ ДЛЯ ЗАПОМИНА-НИЯ) НАИБОЛЕЕ ВАЖНЫХ ВЕЛИЧИН, ВСТРЕЧАЮЩИХСЯ В АСТРОНОМИИ

Видимый угловой диаметр Солнца и Луны 1/2°

Наклон эклиптики к экватору 23 1/2°

Средний радиус Земли 46370 км

Разность экваториального и полярного радиусов Земли 21 км

Продолжительность года 365 сут 5 ч 49 мин

Продолжительность синодического месяца (промежу-ток между двумя одинаковыми лунными фазами). 29 1/2 сутПродолжительность звездного (сидерического) меся-

ца (период обращения Луны вокруг Земли) . . . 271/3 сутМасса Солнца по сравнению с массой Земли .... 330 ОООСамый короткий период обращения планеты (Мер-курия) 3 месяца (88 сут)

Самый большой период обращения планеты (Плу-тона) . . . 250 лет

Диаметр самой большой планеты (Юпитера) .... 11 диаметров Земли

Среднее расстояние Луны от Земли 384 ООО км

Среднее расстояние Земли от Солнца, или 1 астро-номическая единица ;150 ООО ООО км

1 парсек 206 265 а. е., или

3 1/4 св. год

Расстояние от Солнца до ближайшей планеты (Мер-курия) по сравнению с расстоянием Земли от

Солнца 0,4 а. е.

Среднее расстояние от Солнца до самой далекой

планеты (Плутона) 40 а. е.

Расстояние от Солнечной системы до ближайшей

звезды (а Центавра) 4 св. год, или

11/3 пк, или270 000 а. е.

Поперечник нашей звездной системы — Галактики. , . 100 000 св. летРасстояние до ближайшей спиральной звездной си-стемы — галактики в созвездии Андромеды ... 2 000 000 св. летЧисло звезд, видимых невооруженным глазом около 6000Диаметр Луны по сравнению с диаметром Земли . . _1/4_Диаметр Солнца по сравнению с диаметром Земли 109

Температура поверхности Солнца 6000 К

Средний период изменения числа солнечных пятен 11 лет

Температура звезд ... от 3000 (красные звез-ды) до 30 000 К (го-лубоватые звезды)

Возраст земной коры около 5 млрд. лет

Весеннее равноденствие . . . . , " 21 марта

Летнее солнцестояние " 22 июня

Осеннее равноденствие " 23 сентября

Зимнее солнцестояние " 22 декабря

134

II. ГРЕЧЕСКИЙ АЛФАВИТ

а — альфар — бетау — гаммаб — дельтае — эпсилонЈ — дзетат) — эта■О— тэта

i — йотах— каппаX— ламбда

JUL МИ (мю)

V— ни (ню)Ј — ксио — омикронл— пи

Q— роо — сигмат — тауv — ипсилонф — фиХ — хиг|)— псио)— омега

III. НАИБОЛЕЕ УПОТРЕБИТЕЛЬНЫЕ НАЗВАНИЯ ЯРКИХ ЗВЕЗД

Алголь — р ПерсеяАльдебаран — а ТельцаАльтаир — а ОрлаАнтарес — а СкорпионаАрктур — а ВолопасаБеллятрикс —у ОрионаБетельгейзе — а ОрионаВега — а Лиры

Денеб — а Лебедя

Капелла — а ВозничегоОсновные данные об этих звездах см

Кастор

Мицар

Поллукс

Полярная

Процион

Регул

Ригель

Сириус

Спика

Фомальгаут •приложении IV.

а Близнецов

Ј Б. Медведицы-р Близнецов

а М. Медведицы

а М. Пса

а Льва

р Ориона

а Б. Пса• а Девы

а Южной Рыбы

IV. СПИСОК НЕКОТОРЫХ ЯРКИХ ЗВЕЗД, ВИДИМЫХ В СССР

В таблице обозначение спектра в то же время служит указанием цвета:О, В — голубые звезды, А — белые, F — желтоватые, G — желтые, К — оран-жевые, М — красные, а, 8 медленно меняются вследствие перемещенияземной оси.

Звезда

Звезднаявеличина

Прямоевосхождение

Склонение

Спектр,класс**

Расстоя-ние впарсеках

га

мин

Тельца

1,06

33,0

+16

20,8

Ориона

0,34

12,1

- 8

330

Возничего

0,21

13,0

+45

13,7

Ориона

0,92*

52,5

+ 7

200

Б. Пса

—1,58

42,9

-16

2,7

Близнецов

1,99

31,4

+32

М. Пса

0,48

36,7

+ 5

3,5

Близнецов

1,21

42,3

+ 28

10,7

Льва

1,34

05,7

+ 12

25,6

Девы

1,21

22,6

-10

47,7

Волопаса

0,24

13,4

+ 19

11,1

Скорпиона

1,22*

26,3

-26

52,5

Лиры

0,14

35,2

+38

8,1

Орла

0,89

48,3

+ 8

5,0

Лебедя

1,33

39,7

+45

290

Южной Рыбы

1,28

54,9

-29

7,0

Слегка меняют свою яркость. **

Грубая классификаци

я.

135

V. ТАБЛИЦА СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

Звезд-ный пе-риод об-ращения,годы

Синоди-ческийпериодобраще-ния,сутки

Среднее рас-стояние отСолнца

Накло-нениеорби-ты кэклип-тике

Масса(массаЗемли == 1)

а. е.

млн. км

Меркурий

0,2411

116

0,387

7° 00'

0,06

Венера

0,6152

584

0,723

108

3 24

0,82

Земля

1,000

—

1,000

150

—

1,00

Марс

1,881

780

1,524

228

1 51

0,11

Юпитер

11,86

399

5,203

778

1 18

318

Сатурн

29,46

378

9,539

1426

2 29

95,1

Уран

84,01

370

19,18

2869

0 46

14,5

Нептун

164,8

368

30,06

4496

1 46

17,3

Плутон

247,7

367

39,44

5900

17 08

0,02:

Солнце

—

333 000

Или 88 сут.

Или 225 сут.

VI. УКАЗАНИЯ К НАБЛЮДЕНИЯМ

Наблюдения основных небесных явлений каждым учащимся крайне необхо-димы. Однако наблюдать небесные светила можно только в ясную, безоблачнуюпогоду. Все светила, кроме Солнца и иногда Луны, не бывают видны днем.Некоторые явления происходят под утро или только в определенные редкие1 моменты, например затмения, и мы не можем увидеть их в другое, удобноедля нас время. Поэтому наблюдения ни в коем случае нельзя откладывать.Их надо выполнять при первой же возможности, используя ясные вечера и непытаясь приурочить наблюдения к изучению соответствующих вопросов про-граммы на уроке. Достигнуть такого согласования невозможно по условиям по-годы.

Надо стремиться выполнить как можно больше наблюдений в течениесентября и октября, пока еще часто бывают ясные вечера и не так холодно.В ноябре и зимой ясная погода бывает довольно редко, а холода затрудняютнаблюдения. С марта погода чаще бывает ясной, но темнота наступает все позжеи позже.

Наблюдать следует в защищенном от света фонарей и окон домов месте.Звезды надо наблюдать, когда не мешает свет Луны. Желательно иметь присебе фонарик, не дающий яркого света и позволяющий в нужное время по-смотреть на звездную карту, сделать запись или зарисовку.

В течение сентября и октября рекомендуется провести такие наблю-дения.

1. Приблизительно через каждые 2 недели (в зависимости от погоды) заме-чать время и зарисовывать (по отношению к окружающим предметам) на види-

136

Средняяплот-ность,103 кг/м3

Экваториальныйдиаметр

Сжатие

Звездныйпериодвращениявокругоси

Наклонэкваторак плос-костиорбиты

Числоизвестныхспутниковпланет

Земли == 1

км

5,4

0,38

4 900

58,65 сут

7°

5,2

0,95*

12 100*

243,0** сут

177°

—

5,5

1,00

12 756

1/298

23 ч 56 м 4 с

23°27'

4,0

0,53

6 800

1/150:

24 ч 37 м 23 с

25°

1,3

11,2

142 000

1/16

9 ч 50 м***

3°,1

не менее 14

0,6

9,5

120 000

1/10

10 ч 14 м***

26°,4

не менее 15

1.3

3,9

50 000

1/40:

10,8 ч**:

98°

1,6

3,9

50 000

1/60

15,8 ч:

29°

1-1,5

0,2

2800:

6,4 сут

1,4

109,1

1 392 000

25,4 сут

7° 15'

* Диаметр твердой поверхности. *** На экваторе.

** Вращение обратное. Двоеточие (:) означает неточность числа.

мом горизонте место захода или восхода Солнца. Зарисовку делать всякий разс одного и того же места. Убедиться в изменении со временем точки восхода илизахода Солнца.

Желательно выполнить то же в отношении Луны. Такие наблюдения Лунынадо вести уже ежедневно, отметив 3—4 ее восхода (или захода).

Проследить (изо дня в день) полный цикл изменения фаз (вида) Луны.При этом сделать не менее двух зарисовок в смежные дни вида и положенияЛуны среди звезд на копии, снятой со звездной карты. Эти зарисовки надоделать, когда Луна светит не слишком сильно и поэтому видны неяркие звезды.Если же замечать положение Луны относительно лишь самых ярких звезд, то(поскольку их мало на небе) движение Луны на 13° в сутки мы можем ине заметить. Эти наблюдения покажут нам, как Луна перемещается к востокуна фоне звезд.

Осенью с помощью подвижной звездной карты найти и запомнитьсозвездия Большой и Малой Медведицы, Полярную звезду и некоторые другиесозвездия и яркие звезды. Чтобы не забыть созвездия, каждый ученик долженсам время от времени находить их на небе. При этом в тетради необходимозаписывать, какие созвездия были видны вечером в южной стороне неба.

Весной (а лучше еще и зимой) посмотреть, какие созвездия видны вюжной части неба, и узнать на небе знакомые околополярные созвездия. Приотыскании созвездий нужно звездную карту держать так, чтобы пометки севера,востока и т. д. на ней соответствовали расположению этих точек горизонта наместности. Надо обращать внимание на различие яркости звезд, изображенныхна карте, и мысленно соединять их прямыми линиями. Найдя одно созвездие,переходить от него к другому.

137

При наблюдении созвездий надо обратить внимание на цвет ярких звезд,соответствующий температуре этих звезд.

В самом начале и в конце вечера наблюдения созвездий заметить местокаких-либо ярких звезд относительно горизонта и их перемещение вследствиесуточного вращения неба и в зависимости от расстояния звезд от полюса мира.

Желательно сфотографировать вращение неба около полюса так, как этоописано в учебнике.

Заметить во время изучения созвездий, как летят по небу метеоры.

Пользуясь астрономическим календарем и звездной картой, самостоятельноили с помощью учителя найти на небе планеты, которые в данном месяцевидны. Это наблюдение надо сделать в сентябре и точно зарисовать положениепланеты среди звезд того созвездия, в котором планета видна. Через 1—2 ме-сяца повторить эту зарисовку и выяснить, как планета переместилась.

Каждый ученик должен уметь находить Полярную звезду, а по ней основныеточки горизонта.

Показать несколько созвездий и планеты, видимые в данный вечер.

По фазе и по положению Луны относительно горизонта указать приблизи-тельное положение основных точек горизонта.

Наблюдения в телескоп или бинокль. Бинокль лучше брать призменный,дающий шестикратное увеличение. В него можно увидеть: 1) крупные солнечныепятна, если они будут на Солнце (через темное стекло); 2) неровности границыдня и ночи на Луне и крупнейшие горы на ней; 3) много звезд в МлечномПути и в звездном скоплении Плеяды, в котором невооруженный глаз видитпри нормальном зрении 6 звезд; 4) газовую туманность Ориона (зимой) и ту-манное пятно — галактику в Андромеде (осенью), едва видимые глазом; 5) двой-ные звезды в Большой Медведице, в Лире; 6) иногда спутники Юпитера (ониочень близки к нему).

В телескоп или в подзорную трубу можно видеть гораздо больше. Вместотелескопа можно использовать трубу теодолита или дальномера.

Экскурсии в планетарий или обсерваторию очень полезны, но они не должнызаменять собой самостоятельные наблюдения явлений природы.

ПРЕДМЕТНО-ИМЕННОЙ УКАЗАТЕЛЬ

Алголь 97

Амбарцумян В. А. 111, 112, 128Апекс 117Апогей 68

Ассоциации звездные 111Астероиды 22, 72Астрограф 48

Астрономическая единица 26, 42Астрономия 3Афелий 24

Базис 37

Белолольский А. А. 66, 98Болид 72

Бредихин Ф. А. 76Бруно «Джордано 35

Венера 60—62Возмущения 30Высота 5

Галактика 107Галактики 117, 120Галактическая плоскость 107Галилей Г. 34, 35Гершель В. 30, 107, 108Глобулы 129Год солнечный 20Гранулы 85

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

(«цвет — светимость») 105Доплера-Физо принцип 47

Зависимость «масса — светимость» 105Затмения 69

Звездная величина 10, 92Звездные скопления 108Звезды 10, 89

белые карлики 102, 106, 130

визуально-двойные 93

затменно-двойные 96

красные гиганты 106, 130

красные карлики 93, 102

нейтронные 128

новые 99

переменные 98

сверхновые 100

сверхгиганты 102

спектрально-двойные 95

цефеиды 98Земля 36

Зенит 11

Ионосфера 52

Календарь 20

григорианский 21

юлианский 21Квазары 123Кеплер И. 24Кеплера законы 24—26Кометы 22, 74, 55Конфигурации планет 27Коперник Н. 34Космогония 127Космология 126Красное смещение 119Кульминация 14Ломоносов М. В. 36, 54, 62Луна 55

движение 68Луноход 58

Магнитная буря 54Марс 60, 63, 64Межзвездная пыль 112Межзвездное поглощение 112Месяц сидерический 68

синодический 68Меркурий 60, 61Метагалактика 124Метеорит 72Мётеор 78

Млечный Путь 107, 108Надир 11

Небесная сфера 11Небесный меридиан 13

экватор 13Нейтральный водород 114Нептун 65, 66

Обсерватория 49Орбиты планет 25Ось мира 12

Параллакс 42

годичный 90

горизонтальный 42

Луны 42

Солнца 42Параллактическое смещение 41Парсек 91

Пепельный свет 68Перигей 68Перигелий 24

Период обращения планет звездный(сидерический) 24

синодический 28

Планеты 14, 15, 22

внутренние 27

гиганты 65

земной группы 52

околосолнечные 60Плутон 65, 66Полдень истинный 12, 19Полуденная линия 12Полюс мира 11Полярное сияние 54, 88Последовательности звездные 105Пояс зодиака 16

Приливное ускорение 31Приливы 31Противостояние 28Протозвезды 129Протуберанцы 87Прямое восхождение 17Птолемей К. 34Пульсары 128

Равноденствие (весеннее и осеннее) 15Радиант 79

Радиационный пояс 53Радиогалактика 122Радиотелескоп 49Расширение Вселенной 126

Сатурн 65, 66

Синхронное излучение 10f, 115, 123Система мира гелиоцентрическая(Коперника) 34

геоцентрическая (Птолемея) 34

Склонение 17Скорости космические 25Скорость лучевая 47, 115

пространственная 115

тангенциальная 115Собственное движение звезд 115Соединение 27

Созвездия 9

зодиакальные 16Солнечная корона 85

Солнечная система 22Солнечные пятна 86Солнечный ветер 76, 85Солнце 22, 21

Солнцестояние (летнее, зимнее)Спектр 46

звезд 89Спектральный анализ 45Спутники планет 67Стратосфера 52

Струве В. Я. 37—39, 91, 112Сутки солнечные 19Суточное движение 13

Телескоп 7

менисковый 8

рефлектор 7

рефрактор 7Терминатор 56Триангуляции метод 37Тропосфера 52Туманности 112

диффузные газопылевые 113

светлые пылевые 113

темные пылевые 112Туманность Андромеды 117

Крабовидная 100

Угловое расстояние 5Уран 65, 66

Факелы 86Фотометр 49Фотосфера 84

Хаббла закон 120

т- постоянная 120Хромосфера 85

Шмидт О. Ю. 131

Эклиптика 14, 15

Эксцентриситет 24

Юпитер 65, 66

ОГЛАВЛЕНИЕ

I- ВВЕДЕНИЕ

Предмет астрономии 3

Астрономические наблюдения и телескопы 4

Особенности астрономических наблюдений —

Ваши наблюдения 6

Телескопы 7

Созвездия. Видимое движение звезд 9

Созвездия —

Яркость и цвет звезд 10

Видимое суточное движение звезд. Небесная сфера —

Определение географической широты 13

Суточное движение светил на различных широтах —

Кульминации 14

Эклиптика и «блуждающие» светила — планеты —

Звездные карты, небесные координаты и время 17

Карты и координаты —

Высота светил в кульминации 18

Точное время 19

Счет времени. Определение географической долготы. Календарь . . 20

II- СТРОЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

Состав Солнечной системы 22

Законы движения планет и искусственных небесных тел .24

Форма орбиты и скорость движения —

Второй и третий законы Кеплера 25

Конфигурации и синодические периоды обращения планет 27

Конфигурации планет —

Синодические периоды 28

Возмущения в движении планет. Понятие о приливах. Определение

масс небесных тел 29

Возмущения в движении планет —

Открытие Нептуна -»0

Понятие о теории приливов . . 31

Определение масс небесных тел 32

141

Борьба за научное мировоззрение . . 34

Земля, ее размер, форма, масса, движение . . 36

Размер и форма Земли —

Масса и плотность Земли 39

Доказательство суточного вращения Земли опытом Фуко ,. . —

Доказательство обращения Земли вокруг Солнца 40

Определение расстояний и размеров тел в Солнечной системе ... —

Определение расстояний ... —

Определение размеров светил 43

III- ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

Методы изучения физической природы небесных тел 45

1. Применение спектрального анализа —

2; Оптические и радионаблюдения 48

Обсерватории 49

Исследования с помощью космической техники ... .... 50

Общие характеристики планет земной группы и Земли ... 51

Изучение физической природы планет —

Характеристика планет земной группы 52

Земля. Атмосфера —

Земля. Магнитное поле 53

Физические условия на Луне и ее рельеф 55

Физические условия на Луне —

Рельеф Луны —

Планеты Меркурий, Венера и Марс 60

Околосолнечные планеты —

Марс 63

Планеты-гиганты 65

Движение Луны и спутников планет. Затмения 67

Спутники планет и Луна —

Движение Луны 68

Лунные и солнечные затмения 69

Астероиды и метеориты 72

Астероиды —

Болиды и метеориты —

Кометы и метеоры 74

Открытие и движение комет —

Физическая природа комет 75

Происхождение комет и их распад на метеорные потоки ... 77

IV. СОЛНЦЕ И ЗВЕЗДЫ

Солнце — ближайшая звезда 81

Энергия Солнца —

Строение Солнца 82

Солнечная атмосфера и солнечная активность 84

Спектры, температуры, светимости звезд и расстояния до них ... 89

Спектры, цвет и температура звезд ....... . . —

Годичный параллакс и расстояния до звезд 90

Видимая и абсолютная звездная величина. Светимость звезд ... 91

Двойные зрезды. Массы звезд 93

Визуально-двойные звезды —

Спектрально-двойные звезды ... .... 95

Затменно-двойные звезды — алгоэти 96

Переменные и новые звезды 98

Переменные iBe3flbi —

Новые звезды 99

Сверхновые звезды 100

Разнообразие звездных характеристик и их закономерности ... 102

Диаметры и плотности звезд —

Важнейшие закономерности в мире звезд 105

V. СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ

Наша Галактика 107

Млечный Путь и Галактика —

Звездные скопления и ассоциации 108

Диффузная материя 112

Межзвездная пыль и темные туманности —

Светлые пылевые диффузные туманности .... 113

Диффузные газовые туманности —

Нейтральный водород 114

Магнитное поле, космические лучи и радиоизлучение 115

Движения звезд в Галактике —

Собственные движения звезд —

Компоненты пространственной скорости звезд ... —

Движение Солнечной системы 116

Вращение Галактики 117

Звездные системы — галактики. Метагалактика . . —

Нормальные галактики —

Радиогалактики и квазары 122

Метагалактика и космология 124

Возраст небесных тел. Возникновение и развитие галактик и

звезд 127

Возраст небесных тел —

Возникновение галактик и звезд ... 128

Развитие звезд 129

Возникновение планетных систем и Земли 131

Материалистическая картина мироздания. Проблема внеземных циви-

лизаций 132

Приложения 134

Предметный указатель 139

143

СВЕДЕНИЯ О ПОЛЬЗОВАНИИ УЧЕБНИКОМ

Состояние учебника

№

Фамилия и имя ученика

Учебный

год

в началегода

в концегода

Борис Александрович Воронцов-Вельяминов

АСТРОНОМИЯУчебник для 10 класса

Спец. редактор А. В. Засов. Редактор Л. С. Мордовцева.Редактор карт В. И. Коблер. Художник-картограф ▲. В. Макарова.Художественный редактор В. М. Прокофьев.Художники М. Л. Фрам, П. И. Ефименков, В. Ф. Громов.Технические редакторы Н. Н. Махова, В. В. Новоселова.Корректоры О. С. Захарова, К. ▲. Иванова.

ИБ 6940

Сдано в набор 20.04.82. Подписано к печати 29.09.82. А 13207. Формат 60X 907i6-Бум. офсетная № 2. Гарнит. Литературная. Печать офсетная. Усл. печ. л. 9 -f вкл. 0,22+ форз. 0,31. Усл. кр. отт. 19,5. Уч.-изд. л. 11,14 +вкл. 0,19 + форз. 0,35.Тираж 3 193 000 (1—2 193 000) экз. Заказ 1245. Цена 30 коп.

Ордена Трудового Красного Знамени издательство

«Просвещение» Государственного комитета РСФСР по делам издательств,полиграфии и книжной торговли. Москва, 3-й проезд Марьиной рощи, 41.

Отпечатано с диапозитивов Саратовского ордена Трудового Красного Знамениполиграфического комбината Росглавполиграфпрома Государственного комитетаРСФСР по делам издательств, полиграфии и книжной торговли, Саратов ул. Чер-нышевского, 59, на ордена Трудового Красного Знамени Калининском полиграфи-ческом комбинате Союзполиграфпрома при Государственйом комитете СССР поделам издательств, полиграфии и книжной торговли, г. Калинин, пр. Ленина, 5.