Название науки «астрономия» произошло от двух греческих слов — «астрон» — звезда и «номос» — закон. При этом под звездой понималось любое светило, так что Солнце, Луна, кометы тоже попадали в сферу интереса астрономии. Постепенно накапливались данные об изменениях относительного положения звезд и планет, отмечались и описывались редкие события - затмения, вспышки звезд, появление комет. Особенно редкие явления рассматривались как предвестники серьезных катаклизмов. Астрономические наблюдения позволили людям разработать системы счета больших и малых промежутков времени (календарь), а уже в наше время составили теоретическую основу космической деятельности человека с неоценимым практическим результатом — от слежения за всевозможными природными процессами на Земле из околоземного пространства до космических методов навигации, спутниковой телевизионной связи и Интернета. Многие глобальные земные проблемы решаются только с использованием космической техники, и эта космическая, внеземная деятельность человека, начавшаяся в середине XX в., продолжает очень быстро развиваться.
Современная астрономия — это одна из естественных наук физико-математического цикла. Она имеет свой предмет исследования, чаще всего называемый «Вселенная». Она переживает новую эпоху великих открытий, которые превосходят сделанные в свое время Галилеем. Они приводят к радикальным изменениям в научной картине мира. Теория раздувающейся Вселенной, квантовая космология расширили границы мегамира. Объектом интенсивного изучения стали черные дыры, существование которых во Вселенной предсказано общей теорией относительности. А моделирование возможных сценариев развития Вселенной позволяет по-новому, с космической точки зрения оценить перспективы нашей собственной цивилизации, пути разрешения глобальных проблем современности.

 

 

 

Космическое пространство подобно гигантской физической лаборатории, где эксперименты ставит сама Природа, а результаты экспериментов можно наблюдать астрономическими методами.

Все, из чего состоит окружающий нас материальный мир, принято разделять на вещество и поля. Вещество — это молекулы, атомы, а также элементарные частицы, которые имеют определенную (ненулевую) массу в состоянии покоя (электроны, протоны, нейтроны и многие другие частицы). Из вещества состоим мы сами, а также планеты, звезды, галактики, разреженная газовая среда между ними и т. д. Физические условия, в которых может находиться вещество во Вселенной, исключительно разнообразны. Астрономы исследуют и невероятно разреженный газ с плотностью 1 атом на тысячи кубических сантиметров, и нейтронные звезды с плотностью сотни миллиардов килограммов на 1 см³ наблюдают излучение холодных облаков газа с температурой в несколько кельвинов (К) и сверхгорячие газовые диски вокруг черных дыр с температурой в сотни миллионов кельвинов. Все эти среды изучаются физическими методами. Существующие физические теории позволяют описывать свойства вещества во всех этих гигантских диапазонах плотностей и температур, которые невозможно воспроизвести в земных лабораториях.

 

 

 

Поля — это особые виды материи. Они не осязаемы, но также способны переносить энергию и взаимодействовать с частицами вещества. При определенных условиях поля могут рождаться этими частицами и, в свою очередь, рождать их. Примерами полей служат поле ядерных сил взаимодействия между частицами внутри атомных ядер, электрические поля зарядов, магнитные поля токов или (в общем случае) электромагнитные поля (электромагнитные колебания), к которым относятся и видимый свет, и рентгеновские лучи, и радиоволны... Носители электромагнитных полей — кванты излучения, или фотоны, всегда имеющие в вакууме одну и ту же скорость — скорость света (300 тыс. км/с). Почти вся информация об астрономических объектах получена благодаря приему испускаемых ими электромагнитных волн.

Особое место в физике и астрономии занимает гравитационное поле: только гравитация (тяготение) присуща всем видам материи, без исключения, — и частицам, и полям. В одних случаях гравитационное взаимодействие настолько слабо, что им можно пренебречь (например, при рассмотрении процессов внутри атомов), а в других случаях, когда речь идет о больших массах, именно гравитация определяет свойства вещества (например, в звездах). Пока в науке еще не создано единой теории поля, которая объединила бы физико-математические описания всех видов полей, однако уже сейчас достаточно развиты теории различных полей, объясняющие весьма широкий класс многих наблюдаемых явлений. В реальном мире взаимодействия вещества и полей часто настолько сложны, что им трудно дать качественную, а тем более количественную оценку, поэтому ученые обычно создают упрощенные модели наблюдаемых явлений.

ВЕЩЕСТВО И ПОЛЯ находятся в состоянии непрерывного взаимодействия. В физике известны всего четыре типа взаимодействия: гравитационное, электромагнитное, слабое и сильное. Гравитационное взаимодействие универсально. Оно существует между любыми формами материи — частицами и полями и не требует наличия каких-либо специфических свойств (например, электрического или так называемого «цветового» заряда). Второе по распространенности в природе — электромагнитное взаимодействие — осуществляется между электрически заряженными элементарными частицами с помощью квантов электромагнитного поля-фотонов (частиц, движущихся со скоростью света). Слабым взаимодействием называют процессы с участием нейтрино (от ит. neutrino, уменьшит, отneufrone — нейтрон), которые происходят между элементарными частицами, называемыми лептонами (электронами, мюонами, нейтрино), и тяжелыми частицами — адронами (к ним относятся протоны, нейтроны и т. д.). Это взаимодействие существует только на малых расстояниях (<10^-13 см) между частицами. Сильное взаимодействие возникает между частицами ядер атомов и действует только внутри ядер.

 

 

По своей сути законы физики являются феноменологическими, т. е. представляют собой обобщение данных, полученных в ходе эксперимента. Здесь вы познакомитесь с некоторыми наиболее яркими проявлениями законов физики в космосе, связанных с различными физическими взаимодействиями.

 

 

НАБЛЮДАЯ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ЯВЛЕНИЯ, исследователи сделали ряд важнейших физических открытий. Самый известный пример — открытие закона всемирного тяготения, который был сформулирован Исааком Ньютоном на основе изучения движений Луны и планет. Закон всемирного тяготения широко используется в астрономии. На знании этого закона основаны, например, прямые методы определения масс космических объектов всех типов (от астероидов до гигантских скоплений галактик), расчеты движения в космосе как для естественных тел, так и для искусственно созданных объектов, современные теории внутреннего строения звезд и планет, а также космогонические теории образования планет, звезд, галактик и крупномасштабной структуры Вселенной.

В XIX в. триумфом закона всемирного тяготения Ньютона стало предсказание и обнаружение новой планеты — планеты Нептун по расчетам Джона Кауча Адамса и Урбена Леверье.

Конечно, любой закон физики имеет ограниченную область применения. Так, например, уравнения газового состояния, полученные для идеальных газов, «не работают» в недрах исключительно плотных звезд — белых карликов и нейтронных звезд, да и вся классическая механика Ньютона малопригодна для описания взаимодействия элементарных частиц, анализа внутриатомных процессов или расчетов движения тел с околосветовыми скоростями. Уже в первой половине XX в. ученые пришли к выводу, что закон всемирного тяготения Ньютона можно рассматривать лишь как предельный случай (пригодный только для слабых гравитационных полей) более общей теории.

 

 

В 1916 г. Альберт Эйнштейн (1879 - 1955) на основе принципов эквивалентности и относительности обобщил теорию тяготения Ньютона и сформулировал общую теорию относительности (ОТО). Согласно ОТО, любая форма материи и ее движение являются источником гравитации, которая математически интерпретируется как изменение геометрических свойств, как «искривление» пространства-времени. Правильность представлений ОТО о тяготении стала подтверждаться уже вскоре после ее создания. В 1919 г. английский астрофизик Артур Стэнли Эддингтон (1882 - 1944) наблюдал отклонения лучей света звезд в поле тяготения Солнца, которые можно измерить, только когда свет Солнца не мешает видеть звезды рядом с ним, т. е. во время полного солнечного затмения. Измеренный угол отклонения вблизи солнечного диска оказался равным около 2 (угловых секунд), как и следовало по теории Эйнштейна (по теории Ньютона этот угол должен быть вдвое меньшим). Более тонкий пример — объяснение наблюдаемого смещения перигелия орбиты Меркурия на 43 в столетие (перигелий — ближайшая к Солнцу точка орбиты небесного тела, обращающегося вокруг него). В рамках теории Ньютона такое смещение объяснить не удавалось. Правда, предлагалось искать еще одну внутреннюю планету, которой в действительности нет. На самом деле этот эффект носит чисто релятивистский характер (слово «релятивистский» означает, что эффект может быть правильно описан только с использованием теории относительности) и связан с тем, что в ОТО сила тяготения убывает с расстоянием несколько медленнее, чем по закону обратных квадратов.

На основе ОТО доказано существование гравитационных волн  - малых возмущений пространства-времени, распространяющихся со скоростью света. Доказано, что гравитационные волны переносят энергию и момент импульса. Они столь слабы, что значительную мощность излучения могут создавать лишь космические тела больших (звездных) масс, движущиеся с околосветовыми скоростями.

 

 

Наиболее известный пример космических источников гравитационных волн — двойные звездные системы, состоящие из двух нейтронных звезд, вращающихся по вытянутым орбитам вокруг общего центра тяжести с периодами в несколько часов. Такие системы обнаружены среди двойных нейтронных звезд, где одна нейтронная звезда из пары является радиопульсаром, т. е. ее радиоизлучение имеет импульсный характер.

Изучая периоды прихода импульсов от пульсара, можно с помощью эффекта Доплера исследовать особенности движения такой нейтронной звезды (этот эффект основан на смещении длины волны спектральных линий в сторону красного конца спектра при удалении источника излучения и в сторону синего конца спектра — при приближении источника). Вследствие уноса энергии гравитационными волнами орбитальный период этих систем должен постоянно уменьшаться. Такая закономерность была обнаружена у ряда двойных пульсаров, хотя орбитальный период у них изменяется на крайне малую величину — около одной десятитысячной доли секунды в год!

Именно общая теория относительности из-за универсального характера тяготения легла в основу описания строения и эволюции Вселенной как целого. Еще в начале 20-х гг. XX в. выдающийся советский математик и геофизик Александр Александрович Фридман (1888 - 1925) показал, что уравнения тяготения А. Эйнштейна имеют нестационарные решения, которые легли в основу современной космологии и позволили сделать вывод о нестационарности! Вселенной как целого. Это означает, что расстояние между любыми удаленными объектами, не связанными гравитационно (например, удаленными галактиками), должно непрерывно изменяться во времени. Этот революционный вывод вскоре подтвердил американский астроном Эдвин Хаббл (1889 - 1953) результатами наблюдений красных смещений в спектрах далеких галактик.

 

 

ОСНОВНУЮ ИНФОРМАЦИЮ о космических объектах несет переменное электромагнитное поле — электромагнитные волны (фотоны), которые регистрируются на Земле. Генерация электромагнитных волн связана с ускоренным движением электрических зарядов, в основном электронов. В отличие от гравитационных волн, генерация которых требует движения больших масс вещества, рождение электромагнитных волн в космосе происходит при хаотическом (тепловом) движении отдельных заряженных частиц космической плазмы, при энергетических переходах возбужденных атомов и при захвате свободных электронов ионами.  Кроме того,  важным источником электромагнитного излучения во многих космических объектах являются релятивистские (т. е. имеющие околосветовые скорости) электроны, движущиеся в магнитном поле (синхротронное излучение).

Нет ни одного свойства электромагнитных волн, которое не проявилось бы в космических условиях. Например, по эффекту «расщепления» спектральных атомных линий в магнитном поле — хорошо известный в физике эффект Зеемана — определяют величину магнитного поля звезд. Слабое магнитное поле в межзвездной среде (с напряженностью, в 1 млн раз меньшей, чем поле Земли) может быть измерено путем наблюдения поворота плоскости поляризации электромагнитных волн от источников, «просвечивающих» межзвездную среду (так называемый эффект Фарадея, хорошо изученный в лабораторных экспериментах).

Слабое взаимодействие играет исключительно важную роль в эволюции звезд. Именно медленность основной ядерной реакции в центре Солнца (взаимодействие двух протонов, приводящее к образованию изотопа водорода-дейтерия, позитрона и электронного нейтрино) объясняет «долголетие» звезд типа Солнца (более 10 млрд лет). Если бы эта реакция шла значительно быстрее, то судьба звезд, их строение и продолжительность жизни были бы совсем иными.

Нейтрино — слабо взаимодействующие с веществом частицы, поэтому для нейтрино звезды «прозрачны». Нейтрино — прямой свидетель ядерных реакций в центре Солнца, поскольку поток частиц, рождающийся в солнечном ядре, беспрепятственно распространяется по всем направлениям со скоростью света. За 1 секунду Солнце покидают 10³⁸ нейтрино, уносящих несколько процентов генерируемой в термоядерных реакциях энергии. Поток нейтрино от Солнца в настоящее время достоверно зарегистрирован, однако он оказался примерно вдвое меньше ожидаемого. Это различие, видимо, можно объяснить фундаментальными свойствами нейтрино как элементарной частицы.

 

 

В ходе эволюции звезд роль нейтрино в излучении энергии усиливается, а у массивных звезд становится определяющей на финальных этапах их существования. Нейтрино уносит основную энергию массивной звезды на стадии сверхновой, когда силам гравитации, сжимающим ядро звезды, не могут противостоять ни давление горячей звездной плазмы, ни даже квантово-механическое давление электронов. Происходит процесс нейтронизации вещества, когда протоны соединяются с электронами, в результате чего образуются нейтроны и нейтрино. В процессе катастрофического сжатия (коллапса) центра звезды формируется компактная нейтронная звезда с массой, приблизительно равной массе Солнца, и радиусом около 10 км, а нейтрино уносят практически всю освободившуюся энергию (примерно 10⁴⁶ Дж).

Правильность наших представлений о процессах слабого взаимодействия при коллапсе ядра звезды подтвердилась регистрацией потока нейтрино от вспышки Сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке.

 

 

Сильные (ядерные) взаимодействия обусловливают многие важные ядерные реакции в недрах звезд и образование тяжелых элементов. По современной теории «горячей Вселенной», возникновение основных химических элементов— водорода и гелия — завершилось еще на дозвездной стадии эволюции Вселенной в эпоху, когда температура плазмы была около 1 млрд градусов. Более тяжелые элементы появились позже в ходе термоядерных реакций синтеза в недрах звезд. Однако в результате этих реакций могут образовываться химические элементы только до элементов группы железа (кобальт, никель, железо). Дальнейший рост атомного веса требует затрат энергии.

 

 

Более тяжелые элементы рождаются путем захвата ядрами нейтронов (протон захватить невозможно из-за огромных сил кулоновского отталкивания). Эти процессы происходят во время вспышек сверхновых звезд. Расчеты показывают, что путем последовательного захвата нейтронов можно «сконструировать» все стабильные элементы таблицы Менделеева.

Ядерные силы определяют специфическое состояние сверхплотной материи нейтронных звезд. Действительно, при массе, приблизительно равной массе Солнца, и радиусе около 10 км средняя плотность нейтронной звезды сравнима с плотностью атомного ядра (почти 10¹⁴ г/см²). В некотором смысле нейтронная звезда представляет собой гигантское электронейтральное атомное ядро. Принципиальное отличие, однако, состоит в том, что обычное ядро от распада на составные части удерживают ядерные силы, а нейтронная звезда существует благодаря колоссальной гравитации собранного в ней вещества. Точного описания поведения частиц вещества при таких плотностях в настоящее время не получено: это невероятно сложная задача. Однако на основе астрофизических наблюдений пульсаров и рентгеновских источников удается восстановить многие макроскопические свойства нейтронных звезд —их массы, радиусы, скорости осевого вращения. В конечном счете, зная эти характеристики, физика гравитационных и сильных взаимодействий дает возможность теоретически описать физическое состояние недр нейтронных звезд.

 

 

Исследуя звезды и изучая ранние стадии расширения Вселенной, астрономы столкнулись с необычным состоянием вещества, которое нельзя понять и описать без использования квантовой теории и теории элементарных частиц.

 

 

ЗАКОНЫ КВАНТОВОЙ МЕХАНИКИ приходится принимать во внимание во многих случаях. Например, без учета этих законов нельзя не только количественно рассчитать, но и качественно объяснить, как выделяется энергия при термоядерных реакциях в недрах звезд, а также понять процессы, происходящие с вырожденными звездами —белыми карликами и нейтронными звездами.

В начале 30-х гг. XX в. благодаря работам крупнейших физиков (Чандрасекара, Фаулера, Ландау) стало ясно, что само существование компактных горячих звезд — белых карликов, открытых в начале XX в., обусловлено проявлением специфических квантово-механических свойств вещества. Действительно, любая звезда находится в состоянии равновесия, при котором действию силы тяжести, стремящейся сжать звезду, противостоит сила давления упругого горячего газа звезды. Так, в Солнце давление создается хаотическим движением частиц солнечной плазмы (протонов и электронов), которая может рассматриваться как идеальный газ. Иное дело — белые карлики. Эти звезды с массой, приблизительно равной массе Солнца, могут иметь радиусы в сотни раз меньше солнечного! Следовательно, средняя плотность вещества белых карликов иногда в миллион раз (!) выше солнечной. Простые оценки показывают, что при высоких плотностях просто необходимо учитывать квантово-механические эффекты. Именно они объясняют устойчивость белых карликов.

Дело в том, что, согласно принципу Паули, в одном и том же квантово-механическом состоянии могут находиться не более двух электронов. В нормальных звездах число возможных квантово-механических состояний во много раз больше числа электронов, и они ведут себя так, как если бы принципа Паули не существовало. По мере повышения плотности вещества электроны постепенно занимают все возможные квантовые состояния. Число этих состояний велико, но не бесконечно: оно определяется плотностью вещества. Пока остается много свободных состояний, электронный газ может рассматриваться как идеальный, однако когда «вакансий» для электронов не хватает, возникает огромное давление, называемое квантово-механическим давлением, которое, в отличие от давления идеального газа, не связано с хаотическим движением частиц (т. е. с их температурой), а зависит только от плотности вещества. Такое состояние называют вырожденным, а газ электронов — вырожденным электронным газом. Именно давление вырожденного электронного газа противостоит силам гравитации в белых карликах. Похожая физическая картина имеет место в нейтронных звездах: для них, по принципу Паули, тоже существует эффект квантово-механического вырождения, но уже не электронов, а нейтронов.

 

 

С ФИЗИКОЙ ЭЛЕМЕНТАРНЫХ ЧАСТИЦ астрономия тесно соприкасается и при исследовании Вселенной на ранних этапах ее расширения. Согласно современным космологическим представлениям, миллиарды лет назад, до того, как в природе появились первые поколения звезд и галактик, вещество Вселенной представляло собой горячую плазму, плотность и температура которой быстро падали по мере ее расширения. Уходя все глубже в прошлое, мы, таким образом, попадаем в эпоху очень высоких температур вещества (иными словами, в область весьма высоких энергий частиц). Это именно то, чего добиваются физики-экспериментаторы, строя гигантские ускорители элементарных частиц. Многое из того, что пока недоступно проверке в земных условиях, может быть косвенно проверено по следам процессов, происходивших на ранних этапах существования Вселенной. Большую роль в эволюции «ранней Вселенной» могли сыграть элементарные частицы, еще не открытые в земных экспериментах. Теория «ранней Вселенной» и современная физика элементарных частиц оказались, таким образом, тесно связанными между собой. На стыке космологии и физики высоких энергий возникло целое научное направление — космофизика, изучающая поведение материи на начальных стадиях расширения Вселенной. В условиях сверхвысоких плотностей и температур могли рождаться, распадаться и взаимодействовать между собой частицы, еще не открытые наукой. Есть предположение, что такие частицы, слабо взаимодействующие с веществом, могут в настоящее время заключать в себе основную массу во Вселенной — ее так называемую скрытую массу.

 

 

Телескоп — основной прибор астрономических исследований. Большие телескопы представляют собой самые крупные оптические устройства, с которыми работают ученые. Любители астрономии имеют в своем распоряжении маленькие телескопы, как правило сконструированные для наблюдений небесных тел глазом. Все телескопы объединяет общая задача: они созданы для изучения космических тел в подробностях, не доступных невооруженному глазу.

 

 

Невооруженному глазу доступны лишь несколько тысяч астрономических объектов на небе — это неизмеримо малая часть всех космических тел, изучаемых астрономами. Так что же необходимо сделать для того, чтобы увидеть более слабые объекты?

Ответить на этот вопрос несложно, если вспомнить, что мы видим окружающие предметы только потому, что они излучают или отражают световые волны. Волны распространяются во все стороны, часть их попадает в зрачок глаза, проходит внутрь и вызывает ощущение света. Общеизвестно, что, если света мало, наблюдаемый предмет виден плохо, а если света будет еще меньше, предмет вообще перестанет быть видимым. Следовательно, если каким-либо образом увеличить количество света, попадающего в глаз от данного источника, его видимость улучшится.

Прибором, позволяющим увеличить количество света, и является телескоп. Свет попадает в глаз через зрачок, размер которого бывает от 2 до 8 мм (он меняется в зависимости от освещенности: чем меньше освещенность, тем больше зрачок. Когда мы наблюдаем ночное небо, зрачок расширяется до 6 - 8 мм).

Телескопы имеют большие диаметры объективов (объектив — это система линз или вогнутое зеркало), которые собирают свет со всей своей поверхности и направляют его на светочувствительные приемники или непосредственно в глаз. Это и позволяет наблюдать очень слабые звезды и другие объекты Вселенной. Самые слабые из них в сотни миллионов раз слабее, чем видимые невооруженным глазом. Правда, столь слабые светила наблюдают уже не визуально, а с помощью специальных приборов, присоединенных к телескопу.

При наблюдении небесных тел обычно стремятся увидеть в них как можно более мелкие детали. Посмотрев на Луну невооруженным глазом, мы видим на ее поверхности темные пятна. Сказать что-либо об их природе по внешнему виду довольно трудно; хочется разглядеть на Луне более мелкие подробности. Это стало бы возможно, если видимый размер Луны был гораздо больше. Пользуясь научной терминологией, скажем: чтобы удалось рассмотреть более мелкие детали, угол зрения, под которым видна Луна, должен увеличиться.

Угол зрения — это угол между прямыми линиями, проведенными к краям наблюдаемого предмета. Самый простой способ увеличить угол, под которым виден предмет, — это приблизиться к нему, но для астрономов такой путь нереален (за исключением тех случаев, когда к телам Солнечной системы посылаются космические аппараты, снабженные оптической аппаратурой).

Способность телескопа показывать (или регистрировать с помощью приборов) слабые звезды называется его проницающей силой, а способность различать мелкие детали — разрешающей силой, или разрешающей способностью.

 

 

CXEМA САМОГО ПРОСТОГО ТЕЛЕСКОПА показана на рисунке (нижнее изображение). Объектив и окуляр телескопа—простые линзы из стекла, показанные в разрезе. Далеко слева нужно вообразить себе две звезды. Параллельные пушки света от каждой из звезд проходят через объектив, преломляются в нем и сходятся в точки в фокальной плоскости. Эти точки — изображения звезд. Далее пучки света вновь расходятся, проходят через окуляр, преломляются в нем и опять выходят из телескопа параллельными пучками. Однако их свойства изменились: угол между ними стал больше, чем был до вхождения в объектив, а ширина уменьшилась. Далее пучки света входят в глаз наблюдателя (показанный также условно, в разрезе), преломляются в хрусталике и других прозрачных средах глаза и сходятся в точку на светочувствительной поверхности глаза —сетчатке. что и позволяет наблюдателю видеть две звезды.

Над схемой изображен ход пучков света от двух звезд при юс непосредственном наблюдении невооруженным глазом. Видно, что расстояние между изображениями в глазу меньше чем при наблюдении в телескоп, меньше и ширина пучков. перехватываемых зрачком, поэтому эта пара звезд при таком наблюдении будет казаться более «тесной», а сами звезды — более слабыми.

 

 

Впервые телескоп был применен для астрономических наблюдений в 1609 г. итальянским ученым Галилео Галилеем. Зрительную трубу изобрели немного раньше. Первые телескопы содержали всего две линзы — объектив и окуляр. Линзы в телескопах (как и в других оптических приборах) используются для того, чтобы изменить ход лучей света в нужном направлении. Для этой цели можно применять и другие оптические элементы — зеркала. В современных крупных телескопах они — главный оптический элемент, а линзы используются как вспомогательные части оптической системы. Телескопы, в которых основная оптическая деталь — объектив состоит из линз, называются рефракторами (от лат. refractio — преломление), или преломляющими телескопами. Телескопы с объективом из одного или нескольких зеркал называются рефлекторами (от лат. геflecto — отражаю), или отражательными телескопами. Все современные большие телескопы — рефлекторы. Если объектив телескопа состоит и из линз, и из зеркал, такой телескоп называют катадиоптрической системой (отражательно-преломляющей).

Ни один телескоп не дает идеального изображения наблюдаемого участка неба. Искажения, вносимые телескопом, называются аберрациями. Существуют аберрации различных типов. Они сводятся к окрашиванию изображения (хроматическая аберрация), к его размыванию (потере резкости) или искажению формы. За четырехсотлетнюю историю телескопических наблюдений было изобретено много оптических систем телескопов, специально рассчитанных таким образом, чтобы уменьшить аберрации. Мы рассмотрим главные системы телескопов. На рисунках оптические части показаны в разрезе. Окуляр не изображен, предполагается, что в фокальной плоскости находится фотопластинка или другой приемник света.

Телескоп-рефрактор с двухлинзовым объективом. Одиночная линза не может собрать в одну точку лучи света разных цветов вследствие того, что они преломляются в стекле линзы по-разному. Говорят, что такой телескоп обладает сильной хроматической аберрацией. Здесь возникает вопрос: нельзя ли, комбинируя одну или несколько линз, уменьшить окраску изображения? Математик Леонард Эйлер (1707 - 1783) теоретически показал в 1747 г., что такой объектив можно построить из двух линз — положительной и отрицательной, сделанных из различных сортов стекла.

Впервые изготовил его англичанин Доллонд в 1758 г. Две линзы позволяют собрать в одну точку лучи двух цветов, а остальные лучи собираются поблизости. Качество изображения в таких телескопах намного улучшилось, и, что не менее важно, стало возможным делать телескопы более короткими. Благодаря изобретению такого ахроматического (не дающего окраски) объектива телескопы-рефракторы получили широкое распространение в XIX в. С их помощью были открыты, например, спутники Марса, ближайшая плотная звезда — белый карлик (спутник Сириуса) и многие другие астрономические объекты.

 

 

Рефлектор Ньютона изобретен в 1668 г. английским ученым Исааком Ньютоном. Объектив телескопа — вогнутое зеркало, имеющее в разрезе форму участка сферы или параболы (параболическое зеркало дает более четкое изображение, но такое зеркало труднее изготовить). Чтобы вывести пучок света на приемник, на его пути ставят плоское, «диагональное» зеркало.

Если главное зеркало велико по сравнению с приемником света, можно обойтись и без диагонального зеркала, расположив приемник перед зеркалом, в точке фокуса. Такой телескоп дает очень хорошее изображение звезды, но только в том случае, если звезда находится на оси симметрии зеркала и наблюдатель видит звезду в центре поля зрения. Если телескоп навести так, что звезда окажется не в центре поля, ее изображение станет плохим — размытым и несимметричным. С удалением от центра качество изображения ухудшается очень быстро. Лучи света всех цветов отражаются от зеркала одинаково, поэтому рефлектор не имеет хроматической аберрации.

Рефлектор Ричи — Кретьена был изобретен американским ученым Джорджем Уиллисом Ричи (1864 - 1945) и (независимо) французским ученым Анри Кретьеном (1879 - 1956). У этого рефлектора оба зеркала — гиперболические. Такой телескоп не дает идеального изображения ни в одной точке поля зрения, но зато качество изображения по сравнению с рефлекторами Ньютона и Кассегрена становится удовлетворительным на большем поле зрения. Большинство современных крупных рефлекторов, включая космический телескоп «Хаббл», построены по этой схеме. Телескоп Шмидта (катадиоптрическая система). Изобретен в 1932 г. эстонским оптиком Бернхардтом Шмидтом (1879 - 1935). Передняя линза (коррекционная пластинка) имеет сложную форму, но малую оптическую силу ввиду большого фокусного расстояния. Телескоп может быть составной, как ахроматический объектив. Главное зеркало имеет форму сферы. Центр передней линзы совпадает с центром сферы главного зеркала. Такая комбинация позволяет получить хорошие изображения на значительном поле зрения. Телескоп Шмидта применяется для фотографирования объектов, имеющих значительный угловой размер (например, туманности), или для получения снимков больших областей неба. Все современные фотографические обзоры неба выполнены на телескопах системы Шмидта.

 

 

Телескоп Максутова (катадиоптрическая система) был изобретен в 1941 г. советским оптиком Дмитрием Дмитриевичем Максутовым (1896 - 1964). Существует большое число разновидностей этой оптической системы. Мы рассмотрим двухменисковый телескоп Максутова, состоящий из четырех компонентов. Сначала свет проходит через две линзы, называемые менисками (отрицательные линзы с малой оптической силой). Поверхности менисков сферические. Далее свет отражается от главного зеркала, а перед самой фокальной плоскостью проходит еще через одну линзу. Эта конструкция обладает всеми достоинствами телескопа Шмидта и, кроме того, имеет плоскую фокальную поверхность. Система Максутова очень популярна среди любителей, однако такой телескоп не может быть изготовлен столь же крупных размеров, как телескоп Шмидта.

САМЫЕ КРУПНЫЕ из существующих телескопов имеют зеркальные объективы размером 8 - 10 м. Строятся и проектируются новые телескопы еще больших размеров. Основная сложность здесь — изготовление зеркала с формой поверхности, которая с очень высокой степенью точности следует расчетной. Чем больше площадь зеркала, тем труднее этого достичь, особенно если учесть, что при изменении температуры или при изменении положения зеркального объектива его поверхность может деформироваться. Для больших телескопов задача изготовления высококачественного объектива довольно непроста, даже если учитывать возможности современной оптической техники. Однако качественно изготовленный объектив еще не гарантирует эффективной работы телескопа. Обеспечить нормальную работу наземного телескопа могут только надежная механическая конструкция и правильная установка телескопа, ведь телескоп — это не только оптический, но и сложный механический прибор. Объекты наблюдения могут находиться в любой точке неба. Все они в своем суточном движении перемещаются по небу с востока к западу. Механическая конструкция телескопа должна позволять быстро найти нужное место на небе, навести на него телескоп и сохранять направление на движущийся объект все время экспозиции, которая может составлять несколько часов. При этом необходимо, чтобы конструкция телескопа дала возможность сохранять взаимное расположение всех его частей в любом положении трубы телескопа, несмотря на неизбежную деформацию деталей при изменении наклона трубы. Постройка крупного телескопа требует использования самых совершенных технологий в машиностроении.

 

 

Проницающая и разрешающая силы телескопа зависят от размера изображения звезд в фокусе объектива. Свет от звезд проходит сквозь атмосферу, которая никогда не бывает абсолютно спокойной. В результате изображение звезды выглядит как размытое, волнующееся, часто разноцветное пятно. Размер этого пятна намного больше, чем тот, что создает оптическая система самого телескопа в отсутствие атмосферы. Стало быть, именно атмосфера ограничивает возможности любого сколько-нибудь крупного и даже среднего телескопа. Прежде чем строить обсерваторию, специалисты выбирают место с наилучшими атмосферными условиями, позволяющими реализовать высокую разрешающую способность инструмента. Как правило, обсерватории строят в горных районах.

Существуют оптические системы, которые «чувствуют» изменения направления лучей в атмосфере и компенсируют это с помощью специальных оптических устройств, меняющих направление лучей от звезды внутри телескопа так, чтобы они «сходились» в фокусе в кружок как можно меньшего размера. Такие системы называют адаптивной оптикой (слово «адаптивный» можно перевести как «приспосабливающийся»). Адаптивные системы заметно улучшают качество изображения, но не могут применяться при всех видах наблюдений.

 

 

Второй фактор, связанный с атмосферой и ограничивающий возможности телескопа, обусловлен низкой прозрачностью или даже полной непрозрачностью атмосферы для лучей определенных длин волн. Хорошо проходит через атмосферу только видимый свет (хуже — фотоны инфракрасного света с длинами волн до 8 - 13 мкм). Через атмосферу проникают и радиоволны с длинами волн от 1 см до 10 м, но для их приема используют не оптические, а радиотелескопы.

С развитием космической техники у астрономов появилась возможность выносить телескопы за пределы атмосферы. Такие космические телескопы по внешнему виду мало похожи на наземные, хотя часто имеют сходные оптические схемы. В космосе работали и работают астрономические обсерватории самого различного назначения.

Первое и самое главное преимущество космических телескопов заключается в том, что за пределами атмосферы могут приниматься излучения, не доходящие до Земли или доходящие в сильно ослабленном виде. Только космические телескопы позволили исследовать небо в гамма-рентгеновском, жестком ультрафиолетовом и далеком инфракрасном диапазонах спектра. Было обнаружено много источников излучения, о существовании которых раньше даже не подозревали. Вообще наше представление о мире было бы очень неполным, не будь у нас возможности наблюдать из космоса не доходящее до Земли излучение космических тел. Второе преимущество наблюдений из космоса — возможность реализовать высокую разрешающую и проницающую силу из-за отсутствия атмосферных помех. Так, космический телескоп «Хаббл», работающий на околоземной орбите с 1994 г., позволил наблюдать объекты до звездной величины 29 - 30. Его разрешающая способность около 0,1'' (угловой секунды). Наблюдать столь слабые объекты с поверхности Земли практически невозможно.

 

 

Чтобы правильно выбрать телескоп для выполнения тех или иных научных программ, необходимо знать его оптические характеристики. Очень важная характеристика — размер поля зрения, т.е. размер той области неба, резкое изображение которой телескоп может построить в фокусе объектива (точнее, в его фокальной плоскости, проходящей через точку фокуса). Большую роль играет освещенность изображения протяженного объекта, например туманности, в фокальной плоскости телескопа. (Освещенность — это мощность световой энергии, приходящей на единицу площади изображения.)

Возможности телескопа наблюдать мелкие детали небесных тел и очень слабые источники света на небе во многом зависят от того, насколько высоко создаваемое объективом качество изображения. Показателем качества является угловой размер изображения бесконечно удаленной светящейся точки (звезды): чем он меньше, тем изображение лучше. Телескоп «видит» звезду не как бесконечно малую точку, а как светящийся диск определенного углового размера. Главные причины, ограничивающие качество изображения — волновые свойства света и атмосферные условия. Вот почему огромное значение уделяется выбору такого места установки телескопа, где отрицательное влияние атмосферы на качество изображения было бы минимальным.

Еще одна характеристика — проницающая сила телескопа, т. е. предельная звёздная величина звезд, различимых с помощью данного телескопа при наблюдениях в зените. С помощью современных телескопов получаются фотографии звёздного неба, на которых видны звезды 22 - 24-й звёздной величины.

 

 

ОТЛИЧИТЕЛЬНОЙ ОСОБЕННОСТЬЮ профессиональных астрономических наблюдений является то, что они не производятся визуально. Для визуальных наблюдений изготавливаются только небольшие — любительские или учебные — телескопы. Как правило, объекты, исследуемые астрономами, слишком слабы, чтобы их можно было увидеть в телескоп, предназначенный для визуальных наблюдений, поэтому на смену визуальным телескопическим наблюдениям сначала пришла астрономическая фотография, а затем появились различные фотоэлектрические приемники излучения.

Астрономическая фотография используется до настоящего времени. Основа фотографии — способность света вызывать химические реакции. Роль светочувствительного вещества в фотографии играет бромистое серебро. При изготовлении фотографической эмульсии маленькие (около 0,002 мм) кристаллы бромистого серебра распределяют в жидкой массе прозрачного органического вещества (желатины). Затем эмульсию наносят на подложку (стекло или прозрачную пленку), где она затвердевает. Астрономы используют, как правило, фотопластинки: на них проще произвести точные измерения и, кроме того, они лучше сохраняются.

Если на фотоэмульсию падает свет, некоторые молекулы бромистого серебра разрушаются и образуют атомы серебра. Чем больше фотонов упало на данный участок пластинки, тем больше атомов серебра возникло. Говорят, что на пластинке образовалось скрытое изображение.

Чтобы его увидеть, фотопластинку проявляют: ее погружают в специальный раствор, где происходит химическая реакция между бромистым серебром и проявителем, в результате которой все молекулы бромистого серебра разрушаются и образуются отдельные частицы металлического серебра. Главная особенность проявления состоит в том, что кристаллы, в которых уже есть атомы серебра, образовавшиеся под действием света, проявляются быстрее тех, где таких атомов нет. Если вовремя прекратить проявление, те места фотопластинки, на которые падал свет, окажутся почерневшими, а другие — еще нет. Для закрепления изображения необходима операция фиксирования, при которой оставшиеся непроявленными кристаллы бромистого серебра удаляются и в эмульсии остаются только мелкие частицы серебра — зерна. Чем интенсивнее было первоначальное скрытое изображение на участке пластинки, тем более черным он выглядит после проявления. Такое изображение называется негативом: чем светлее был участок неба, тем темнее он выглядит на фотопластинке. Для получения нормальной фотографии (позитива) в бытовой фотографии повторяют фотографический процесс, как бы фотографируя негатив. Астрономы работают непосредственно с негативами.

 

 

Для астрономических целей выпускаются специальные фотоэмульсии. Астрономические объекты имеют малую яркость, поэтому при фотографировании приходится делать длинные выдержки, иногда больше часа. Обычные эмульсии в таких условиях теряют чувствительность в несколько раз. У астрономических эмульсий эта потеря намного меньше. Если действие фотографии основано на возбуждении светом в фотоэмульсии определенных химических реакций, продукты которых могут быть проявлены и зафиксированы, то фотоэлектрические приемники используют взаимодействие света с электронами атомов. Энергия фотона, падающего на светочувствительную поверхность приемника, может быть поглощена электроном. Такой электрон способен оторваться от атома или кристаллической решетки и стать «электроном проводимости» или вообще вылететь из вещества. Освободившиеся электроны можно «разогнать» до значительных энергий электрическим полем и зарегистрировать.

Наиболее распространены два вида фотоэлектрических приемников света — фотоэлектронные умножители (ФЭУ) и приборы зарядовой связи (ПЗС).
 

 

Важнейшая задача астрономии — изучение физической природы и эволюции космических объектов, включая всю Вселенную как целое. Приступить к решению этой задачи ученые смогли только в начале XVII в. благодаря изобретению телескопа, а затем благодаря использованию замечательных открытий в физике, таких, как открытие природы света и механизмов его излучения. В настоящее время созданы мощные телескопы, раздвинувшие горизонты наблюдаемой Вселенной до миллиардов световых лет.

 

 

АСТРОНОМИЯ — прежде всего наблюдательная наука, ведь объекты ее исследования находятся слишком далеко, чтобы человек мог на них воздействовать. Только в некоторых случаях астрономические исследования базируются на эксперименте, когда, например, изучаются доставленные на Землю пробы лунного грунта, анализируется с помощью спускаемых аппаратов состав атмосфер или грунта других планет, изучается околоземная или межпланетная среда или определяется состав упавших на Землю метеоритов.

Ясное ночное небо, особенно когда оно не подсвечено Луной, представляет собой источник важнейшей информации о космосе. Невооруженным глазом видны тысячи звезд и небольшое число незвездных объектов. С помощью крупных телескопов становятся потенциально доступными наблюдениям многие сотни миллионов отдельных объектов (главным образом слабых звезд и далеких галактик). Каждый из них испускает видимый свет и другие виды излучения, различающиеся энергией частиц, которые ее переносят (физики называют их квантами или, в случае видимого света, фотонами). Совокупность квантов разных энергий несет определенную информацию о физических условиях излучающей среды, а также о скоростях движения атомов или молекул, излучающих кванты. Следовательно, главная задача астрономических наблюдений — это прием (детектирование) излучения и измерение его энергии, переносимой различными квантами (фотометрия).

Другая задача, решаемая астрономическими наблюдениями, — точное измерение относительного положения источников (координат) и их изменений во времени, т. е. видимых перемещений, если они могут быть отслежены. Такие измерения называются угломерными. С их помощью, например, составляют точные карты выбранных областей неба, изучают движение звезд в пространстве или определяют траектории движения комет, астероидов и других тел Солнечной системы. Благодаря точным угломерным измерениям находят расстояния для большого количества звезд методом годичного параллакса.

 

 

В основе фотометрического анализа лежат два подхода: измерения энергии световых лучей, т. е. числа пришедших световых квантов в определенном интервале длин волн, или выделение лучей одного цвета (монохроматических), соответствующих той или иной спектральной линии с последующим измерением их длин волн. Первую попытку оценить относительную энергию излучения звезд сделал знаменитый греческий астроном Гиппарх еще во II в. до н. э. Он разделил все видимые невооруженным глазом звезды на шесть классов и назвал их звездными величинами (самые яркие звезды отнес к 1-й величине, а едва различимые невооруженным глазом — к 6-й величине). Современные оценки звездных величин основаны на объективных и точных измерениях энергии в определенных участках спектра. Астрономы обычно измеряют звездные величины отдельных объектов при помощи специальных приборов (фотометров, или детекторов изображения, на которые падает свет, собираемый телескопом). Главный элемент этих приборов — приемник излучения, заменяющий глаз наблюдателя при визуальных наблюдениях. Таким устройством может быть и простая фотографическая камера, заряженная фотопластинкой или пленкой, что в основном и было использовано при составлении многих звездных каталогов положений и видимых потоков излучения от звезд. Однако гораздо точнее звездные величины определяются при помощи фотоэлектрических приемников излучения - фотоумножителей и приборов с зарядовой связью (ПЗС), подобных тем, которые широко используются в современных цифровых видеокамерах.

 

 

Почти все, что мы знаем об окружающей нас Вселенной, получено по результатам наблюдений электромагнитного излучения астрономических объектов, которое представляет собой не только видимый свет, но и невидимое излучение, относящееся к различным областям электромагнитного спектра.

 

 

ВИДИМЫЙ СВЕТ, воспринимаемый глазом человека, — это всего лишь разновидность электромагнитных волн, которые излучаются и поглощаются в виде отдельных порций энергии (квантов). Каждый квант обладает своим значением энергии, которому соответствуют определенная длина волны и частота электромагнитного излучения. Зависимость излучаемой источником или принимаемой от него энергии от длины волны, частоты или энергии квантов, называется спектром электромагнитного излучения данного источника. Именно на основе анализа спектров излучения астрономы получают главную информацию о физических свойствах небесных тел.

За единицу измерения энергии квантов обычно принимают электронвольт (эВ), т. е. энергию, которую приобретает свободный электрон, ускоренный электрическим полем с разностью потенциалов в 1 В (вольт). Кванты видимого света обладают энергиями 2 - 3 эВ и занимают лишь небольшую область исследуемого в астрономии электромагнитного спектра, который простирается от значений энергии в несколько мегаэлектронвольт (МэВ), т. е. миллионов электронвольт, для гамма-излучения до одной миллионной электронвольта (10^-6 эВ) для метровых радиоволн.

Между этими крайними видами электромагнитного излучения последовательно располагаются рентгеновское, ультрафиолетовое, визуальное (видимое) и инфракрасное излучения.

 

 

Электромагнитное излучение обладает волновыми свойствами, проявляющимися в интерференции (сложении волн в пространстве) и дифракции (огибании волнами различных препятствий), поэтому, как и всякие волны, электромагнитное колебание можно характеризовать длиной волны λ и частотой ʏ, произведение которых λʏ равно скорости распространения колебаний (т. е. скорости света с).

λʏ = с.

У всех электромагнитных волн скорость распространения в вакууме одинакова и составляет почти 300 тыс. км/с. Длины световых волн очень малы (менее тысячной доли миллиметра), поэтому их обычно выражают в специальных единицах: нанометрах (1 нм = 10^-9 м) и ангстремах (1Å = 10^-10 м). Частоты же световых волн очень велики (десятки миллионов гигагерц).

 

 

Разную длину волны излучения наш глаз воспринимает как разный цвет источника. Области видимого излучения простираются по длинам волн примерно от 390 нм (фиолетовая граница видимого спектра) до 700 нм (красная граница). Между ними располагаются все цвета видимого спектра: фиолетовый (390 - 450 нм), синий (450 - 480 нм), голубой (480 - 510 нм), зеленый (510 - 570 нм), желтый (570 - 585 нм), оранжевый (585 - 630 нм) и красный (620 - 700 нм). Эти названия цветов не отражают всех оттенков, поскольку в действительности цвета излучений плавно переходят друг в друга.

Наблюдение в видимой области спектра играет большую роль в астрономии, и не только потому, что его чувствует глаз. Дело еще и в том, что земная атмосфера сравнительно хорошо пропускает видимый свет. В остальных участках спектра поглощение сказывается значительно сильнее, так что космическое излучение проникает только до некоторого уровня земной атмосферы и практически не доходит до Земли. Сильнее всего атмосфера поглощает коротковолновую область спектра, т. е. ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучения. Эти области, кроме близкого ультрафиолета (310 - 390 нм), доступны наблюдениям только с ракет и искусственных спутников, оснащенных специальной аппаратурой. Часть инфракрасного излучения, начиная примерно с длины волны 1 мкм, поглощается молекулами воздуха, главным образом молекулами водяных паров и углекислого газа.

Наблюдения с поверхности Земли здесь возможны только в некоторых, довольно узких «окнах» видимости между полосами молекулярного поглощения. Остальные участки инфракрасного спектра становятся доступными наблюдениям со сравнительно небольших высот и могут изучаться с аэростатов и шаров-зондов. Они исследуются на некоторых высокогорных обсерваториях, а также из космоса. Помимо видимого света земная атмосфера прозрачна и для радиоволн в диапазоне примерно от 1 см до 20 м. Волны короче 1 см, за исключением узких областей, например на 1, 4,5 и 8 мм, полностью поглощаются нижними слоями земной атмосферы, а волны длиннее нескольких десятков метров отражаются и поглощаются самими верхними ее слоями — ионосферой. К концу XIX в. астрономы освоили ближние инфракрасный и ультрафиолетовый участки спектра, а в середине XX в. и радиодиапазон. С началом эры космических исследований стали доступны далекий ультрафиолет, рентгеновское и гамма-излучения. Таким образом, во второй половине XX в. астрономия стала уже всеволновой, т. е. появилась возможность изучать самые экзотические объекты во всех диапазонах излучаемого ими спектра.

 

 

АНАЛИЗ СПЕКТРОВ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ —наиболее важный метод в астрономии, с помощью которого получена основная часть знаний о Вселенной. Всякое, даже слабо нагретое тело создает тепловое излучение в виде электромагнитных волн. При низких температурах, не превышающих 1000 К, излучаются главным образом инфракрасные (тепловые) лучи и радиоволны. По мере нагревания спектр теплового излучения меняется. Во-первых, увеличивается общее количество излучаемой энергии, а во-вторых, усиливается излучение все более и более коротких длин волн. Сначала растет видимое (от красного до фиолетового) излучение, затем ультрафиолетовое, рентгеновское и т. д. При каждом значении температуры нагретое тело сильнее всего излучает в определенной области спектра. Так, например, при температуре 2000 К, как правило, наиболее интенсивно красное излучение, при 6000 К —желто-зеленое, а при более высоких температурах (10 000 - 20 000 К) — голубое, синее и фиолетовое. Газ, нагретый до миллионов кельвинов, преимущественно должен излучать в рентгеновском диапазоне спектра. Однако точное распределение энергии и конкретный вид спектра в общем случае зависят не только от температуры, но и от химического состава и физического состояния излучающей среды.

Спектры космических источников могут быть совершенно не похожими друг на друга. Так, звезды дают непрерывный спектр (так называется спектр, в котором присутствует излучение на всех длинах волн), на его фоне видны многочисленные темные линии, или линии поглощения. Разреженные газы (например, диффузные туманности) дают линейчатый спектр, в котором излучение сосредоточено в узких участках — ярких (эмиссионных) спектральных линиях с определенными значениями длин волн. Расположение и число спектральных линий в различных участках спектра газа прежде всего зависят от его химического состава, плотности и температуры.

 

 

Следовательно, по спектру, проведя количественный анализ, можно в конечном счете определить, из каких химических элементов состоит излучающий газ, а также узнать его основные физические свойства (температуру, плотность и многие другие). Более глубокий анализ позволяет установить, как движутся атомы газа, находятся ли они в магнитных или электрических полях, какова напряженность этих полей и т. д.

Если в спектре источника обнаруживаются линии какого-либо химического элемента, это свидетельствует о наличии этого элемента в веществе изучаемого объекта. Однако, если линии данного химического элемента и не видны, это вовсе не означает, что его нет в изучаемом веществе: спектральные линии могут находиться в ненаблюдаемой части спектра, или же данные атомы входят в состав молекул, спектр которых имеет иной вид, или у атомов «сорваны» электроны, вследствие чего они потеряли способность излучать и поглощать в обычных спектральных линиях. Наконец, атомов может быть так мало, что их линии просто недоступны прибору.

Больше всего линий в спектрах астрономических объектов приходится на ультрафиолетовый и видимый диапазоны электромагнитных волн, но астрономические наблюдения позволили обнаружить линии и в радиодиапазоне, где они излучаются холодным межзвездным газом, и в рентгеновском диапазоне, в спектрах очень горячего газа.

Если измерить мощность излучения атомов в определенной спектральной линии, то по ней можно судить об их количестве, т. е. в конечном счете о массе светящегося газа или даже о его плотности. Это относится прежде всего к разреженному прозрачному газу. У непрозрачных объектов (например, звезд) мы не видим всех излучающих слоев, поэтому давление и температура, определенные по спектру, будут относиться не к звезде в целом, а лишь к ее наблюдаемым слоям атмосферы.

 

 

На форму спектральных линий влияет также различное движение отдельных частей источника, например его вращение или наличие газовых выбросов (скажем, протуберанцев на Солнце). Так, по форме спектральных линий узнают, с какой скоростью вращаются звезды и даже целые галактики.

К спектральным линиям, излучаемым подавляющим числом астрономических объектов, относятся линии водорода. Это дало основание предполагать, что водород — наиболее распространенный химический элемент в природе (факт, подтвержденный количественным анализом химического состава различных небесных тел).

Второе место по распространенности в природе после водорода занимает гелий, хотя принадлежащие ему спектральные линии значительно труднее наблюдать в видимом диапазоне спектра. Так, например, линии гелия почти не заметны среди линий поглощения в солнечном спектре, однако в спектре внешних слоев Солнца (в частности, в спектре сравнительно плотных облаков — протуберанцев) видны яркие эмиссионные линии гелия, что свидетельствует о наличии на Солнце этого элемента. Именно поэтому гелий (с греч. helios — Солнце) был обнаружен на Солнце раньше, чем на Земле.

В спектре солнечной короны (внешней разреженной и горячей оболочки) совсем не видны линии водорода, хотя заведомо известно, что вещество короны имеет тот же состав, что и Солнце, и, следовательно, должно содержать водород. Причина отсутствия линий — высокая температура короны (атомы водорода там ионизованы и не излучают спектральных линий).
 

 

Чтобы лучше ориентироваться среди огромного количества звезд, вся небесная сфера исторически поделена на отдельные участки — созвездия. Многие из них включают яркие звезды, которые легко найти при наблюдении невооруженным глазом. Они помогают ориентироваться в рисунке созвездия.

 

 

ЛЮБАЯ ЗВЕЗДА, видим ли мы ее в телескоп или невооруженным глазом, входит в какое-нибудь созвездие. Созвездие — это участок звездного неба. Всего — 88 созвездий. Одни из них занимают огромную площадь и включают много ярких звезд. Другие, наоборот, маленькие. Есть созвездия с такими неяркими звездами, что их нелегко отыскать. Самое крупное созвездие —Гидра, на небе оно занимает площадь 1300 кв. градусов. Без телескопа в нем можно увидеть около 130 звезд. Созвездие Девы имеет площадь 1290 кв. градусов и содержит 95 звезд. Большая Медведица — соответственно 1280 кв. градусов и 125 звезд. Самые маленькие созвездия — Южный Крест (68 кв. градусов, 30 звезд). Малый Конь (72 кв. градусов, 10 звезд), и Стрела (80 кв. градусов, 20 звезд). Для сравнения следует отметить, что видимый диск Луны занимает на небе примерно 1/5 кв. градуса. Больше всего звезд, видимых невооруженным глазом, в созвездиях Лебедь и Центавр (Кентавр) — по 150, в созвездиях Геркулес и Корма — по 140. А в созвездиях Треугольник, Ворон, Сетка и Столовая Гора можно увидеть по 15 звезд. В южном созвездии Резец — 10 звезд. Первым составил карту звездного неба грек Евдокс Книдский (IV в. до н. э.). На ней созвездия, как зодиакальные, так и расположенные вне пояса Зодиака, были представлены фигурами различных животных и героев древнегреческих мифов.

В III в. до н. э. древнегреческий поэт Арат Солийский в своей астрономической поэме «Явления» изложил одноименный трактат Евдокса, т. е. описал деление звездного неба на созвездия. Поэма Арата — древнейшее из дошедших до нас полное описание греческих созвездий.

В «Альмагесте» Птолемея (II в. н. э.) указаны 48 созвездий (в основном Северного полушария неба) с названиями, взятыми из древнегреческих мифов.

 

 

В 1603 г. немецкий астроном Иоганн Байер издал атлас звездного неба «Уранометрия». В нем каждое созвездие изображено как легендарная фигура из мифологических сюжетов. В атласе появились новые названия открытых южных созвездий, такие, как Павлин, Тукан, Летучая Рыба, Южная Гидра, Золотая Рыба, Райская Птица, Индеец и др. Эти названия отражают эпоху Великих географических открытий.

В атласе Байера впервые звезды каждого созвездия были обозначены буквами греческого алфавита α, β, γ, δ, ε и т. д. в порядке убывания их яркости. Однако позже время внесло свои поправки. Например, в созвездии Близнецов, как выяснилось, звезда Кастор обозначена буквой а, но она слабее звезды Поллукс, обозначенной буквой β. То же со звездами в Орионе — Бетельгейзе (α) и Ригель (β). Для обозначения более слабых звезд, если не хватало греческих букв, использованы латинские.

В XVII в. польский астроном Ян Гевелий выделил и дал названия еще 11 созвездиям. На карте появились Гончие Псы, Жираф, Ящерица, Малый Лев, Единорог, Лисичка, Рысь и др.

В XVIII в. французский астроном Никола Лакайль добавил еще 14 южных созвездий, в названиях которых получил отражение технический прогресс: Скульптор, Печь, Часы, Компас, Насос, Циркуль, Телескоп, Микроскоп и др.

Постепенно карта звездного неба заполнилась созвездиями. Между ними появились извилистые границы, которые были опубликованы в 1842 г. в книге немецкого астронома Фридриха Аргеландера «Новая Уранометрия». В ней более точно указаны звездные величины звезд. Аргеландер впервые ввел десятые доли в оценке звездных величин. Окончательное разделение неба на 88 созвездий было принято в 1922 г. на первом съезде Международного астрономического союза. Границы созвездий на картах обозначены линиями вдоль небесных параллелей и кругов склонения относительно координатной сетки на период 1875 г. Из-за прецессии координатная сетка со временем постепенно смещается и границы созвездий перестают совпадать с направлением кругов склонения и небесных параллелей.

 

 

В Северном полушарии неба полностью находятся 28 созвездий, 15 экваториальных созвездий расположены в обоих полушариях. В Южном полушарии неба — 45 созвездий. В средних широтах России наблюдаются лишь некоторые из них.

ВИДИМОСТЬ СОЗВЕЗДИЙ зависит от времени года и суток. Солнце в течение года проходит по зодиакальным созвездиям. Ясно, что само зодиакальное созвездие, в котором находится Солнце и соседние с ним созвездия, увидеть нельзя. Зато лучше всего в середине ночи видны созвездия в противоположной стороне неба, там, где Солнце было полгода назад.

В результате суточного вращения звездного неба изменяется положение созвездий относительно горизонта: в восточной части неба созвездия поднимаются, в западной — опускаются. Граница между ними — небесный меридиан. Когда созвездие проходит через меридиан, оно наблюдается выше всего над горизонтом (верхняя кульминация) или, наоборот, ниже всего (нижняя кульминация), находясь по другую сторону полюса мира.

По условиям наблюдений в средних широтах принято разделять звездное небо на три области: область незаходящих звезд, невосходящих звезд и область, в которой звезды восходят и заходят.

 

 

НЕЗАХОДЯЩИЕ ЗВЕЗДЫ — те звезды, у которых верхняя и нижняя кульминации проходят над горизонтом. Такие звезды можно наблюдать в любую ясную ночь независимо от времени года. Известно, что высота полюса мира над горизонтом равна широте места наблюдения. Значит, те звезды, у которых угловое расстояние от полюса не больше чем широта места, не будут заходить за горизонт.

В центре области незаходящих звезд —Полярная звезда. Она находится в рукоятке ковша Малой Медведицы.

В средних широтах к незаходящим созвездиям относятся также ковш Большой Медведицы, Дракон, Цефей, Кассиопея и малоизвестные Жираф, Рысь и Ящерица. У других созвездий только часть звезд не заходит под горизонт. Среди них такие яркие звезды, как Вега (α Лиры), Капелла (α Возничего), Денеб (α Лебедя), часть звезд Персея и др. Расскажем о некоторых из них.

Малая Медведица принадлежит к небольшим созвездиям, в нем всего только 20 звезд, видимых невооруженным глазом. Путеводная звезда — Полярная — расположена рядом с Северным полюсом мира.

Но так было не всегда. Вследствие прецессии полюс мира медленно перемещается среди звезд. Около 3 тыс. лет назад он был недалеко от звезды 2-й звездной величины — β Малой Медведицы.

Большая Медведица принадлежит к наиболее крупным созвездиям. Семь звезд ковша Большой Медведицы — самое известное сочетание звезд на небе.

Рядом со звездой Мицар (ξ) человек с нормальным зрением видит золотистую звездочку 4-й звездной величины — Алькор. Мицар и Алькор — самые известные и наиболее доступные для наблюдения близкие звезды. В созвездии находятся три галактики, которые можно наблюдать в небольшой телескоп. Приходилось ли вам видеть, как вдали вспыхивает и гаснет морской маяк? Вот так же регулярно, только во много раз медленнее, словно далекий звездный маяк, вспыхивает δ Цефея. В ее честь все звезды, ритмично меняющие свой блеск, называются цефеидами — маяками Вселенной. Созвездие Цефея относительно Полярной звезды расположено симметрично Большой Медведице. Значительная часть его лежит в полосе Млечного Пути. Как раз там и находятся четыре наиболее яркие звезды, образующие ромб. Из них самая дальняя от Полярной и есть знаменитая переменная звезда δ Цефея. Ярчайшая звезда созвездия — Альдерамин — α Цефея. Если соединить ее прямой с ξ Цефея, то почти посередине, но чуть в стороне, можно увидеть интересную звезду μ. Как прозрачный гранат, сияет эта темно-красная звездочка в полосе Млечного Пути. «Гранатовая» — самая красивая из всех звезд, доступных для наблюдения невооруженным глазом.

Созвездие Кассиопеи выделяется на фоне Млечного Пути. Пять наиболее ярких звезд образуют несколько растянутую букву М. Любопытно, что из района самой близкой к нам звезды Толимана (α Центавра) наше Солнце яркой желтоватой звездой сияет в созвездии Кассиопеи, как бы продолжая «зигзаг» Кассиопеи в сторону созвездия Персея.

 

 

НЕВОСХОДЯЩИЕ ЗВЕЗДЫ — те звезды, которые при суточном вращении небесной сферы не появляются над горизонтом. Для Северного полушария Земли невосходящие звезды — это звезды вблизи Южного полюса мира. Их полярное расстояние от Южного полюса мира не больше чем широта места наблюдения. Южный полюс мира лежит в созвездии Октанта, где нет звезд даже 3-й звездной величины. Не случайно поэтому мореплаватели в южных морях ориентировались по созвездию Южный Крест. Его большая диагональ указывает на одну из ярчайших звезд неба — Ахернар (α Эридана).

В списке ярчайших звезд Ахернар занимает десятое место, звездная величина у него 0,5^m. Примерно посередине между Южным Крестом и Ахернаром лежит Южный полюс мира.

В созвездии Центавра (Кентавра) находятся две (расположенные близко друг от друга) яркие звезды α и β. У первой — два имени: Ригиль-Центаврус и Толиман. Вторая тоже имеет два имени: Агена и Хадар. Звездные величины у них соответственно 0,1^m и 0,6^m. Толиман — самая близкая к Земле звезда. Ее свет к нам идет 4,3 года.

Почти 300 лет назад было обнаружено, что α Центавра — двойная звезда. Она состоит из двух звезд, разделенных чуть большим расстоянием, чем расстояние от Солнца до Урана. Главная звезда пары — копия Солнца. Второй компонент пары меньше и слабее Солнца. Обе звезды обращаются вокруг общего центра масс за 80 лет. В 1917 г. в 2° от Толимана был обнаружен третий компонент системы — слабенькая звездочка 11^m. Ее назвали Проксима, что значит «ближайшая». Вокруг главных звезд системы Проксима обращается за 800 тыс. лет.

 

 

Созвездие Южный Крест очень маленькое. Его площадь 68 кв. градусов, но в нем 30 звезд, видимых невооруженным глазом. По количеству звезд на единицу площади созвездие Южный Крест почти в два раза превосходит такие созвездия, как Киль или Большой Пес.

В созвездии Киль находится звезда Канопус, занимающая по яркости второе место после Сириуса.

У Канопуса отрицательная звездная величина — 0,75^m. Эту звезду выбрали в качестве опорной для ориентирования в пространстве космических аппаратов, запускаемых к планетам. Выбор сделан потому, что Канопус не просто яркая звезда, но она лежит в направлении, перпендикулярном плоскости эклиптики, т. е. всегда находится на расстоянии около 90° от Солнца.

Достопримечательностью этого района неба являются две галактики, видимые невооруженным глазом, — Большое и Малое Магеллановы Облака. Малое лежит в созвездии Тукана, Большое — на границе созвездий Золотой Рыбы и Столовой Горы.

Видимый диаметр Малого Облака — 8°, поперечник Большого Облака — 12°.

 

 

Небо — это космическое пространство, которое мы видим с земной поверхности сквозь атмосферу. Из любой точки Земли небо нам кажется огромной полусферой, простирающейся над горизонтом. Для удобства указания местоположения на небе астрономы говорят о небесной сфере.

 

 

ПОСКОЛЬКУ НАМ КАЖЕТСЯ, что все звезды находятся как бы на внутренней поверхности небосвода, то в астрономии было введено понятие небесной сферы. Реально никакой сферы над Землей нет, но, чтобы удобнее делать угловые измерения на небе и описывать движение небесных светил, принято вводить понятие небесной сферы. Итак, небесная сфера — это сфера произвольного радиуса, в центре которой находится наблюдатель. Проецируя на ее внутреннюю поверхность любые небесные светила, мы получаем некую картину наблюдаемой Вселенной.

Если в течение нескольких часов фотографировать неподвижной камерой северную часть неба, можно получить снимок, на котором звезды нарисуют светлые концентрические дуги. Общий центр этих дуг называется Северным полюсом мира. Недалеко от него находится хорошо видимая невооруженным глазом звезда 2-й звездной величины — α Малой Медведицы. За ее близость (около 1°) к Северному полюсу мира она называется Полярной звездой. Наблюдая в течение некоторого времени за звездами вблизи полюса мира, можно заметить, что все звезды вращаются вокруг него против часовой стрелки. При этом отдельные звезды не отстают друг от друга и не уходят вперед. Это кажущееся вращение неба называется суточным. На самом деле оно является отражением действительного вращения Земли вокруг своей оси. Под горизонтом в противоположной точке небесной сферы находится другой полюс мира — Южный. Среди общего движения неподвижными остаются только полюсы. Воображаемая ось, вокруг которой вращается небесная сфера, называется осью мира (PP1 на схемах). Она проходит через наблюдателя и через полюсы мира, Северный и Южный, причем Северный полюс находится вблизи Полярной звезды, и этим объясняется ее почти неизменное положение на небе.

Расскажем о других точках, кругах и линиях небесной сферы. Вертикальная (отвесная) линия, проходящая через центр сферы, пересекает ее в двух точках Z Z1. Точка, находящаяся над головой наблюдателя, называется точкой зенита Z, противоположная — точкой надира Z1. Вертикальный круг, проходящий через вертикальную линию и светило, — это вертикал светила. Плоскость, проходящая через центр сферы перпендикулярно отвесной линии, — плоскость математического горизонта. Плоскость, проходящая через отвесную линию и ось мира, — плоскость небесного меридиана. Большой круг, образованный пересечением этой плоскости с небесной сферой, есть небесный меридиан (от лат. meridianus — полуденный). Меридиан проходит через полюсы мира, зенит и надир. Точки его пересечения с горизонтом — это точки юга Ю и севера С. Меридиан делит небесную сферу на два полушария — Восточное и Западное. Вследствие суточного движения в Восточном полушарии светила поднимаются над горизонтом, а в Западном — опускаются.

 

 

Прохождение светила через меридиан называется его кульминацией (от лат. culminis — вершина). Различают две кульминации — верхнюю и нижнюю. В момент верхней кульминации высота светила над горизонтом максимальна, в момент нижней — минимальна. Если у звезд наблюдаются обе кульминации, их называют незаходящими. Нижняя кульминация у них происходит над точкой севера, т. е. выше горизонта. К незаходящим звездам относятся звезды ковша Большой Медведицы. Незаходящие звезды можно видеть в любую ясную ночь. Если же у звезд верхняя кульминация происходит под горизонтом, то эти звезды называют невосходящими. Например, всем известное созвездие Южного Креста в наших, средних, широтах принадлежит к невосходящим. Некоторые звезды расположены на небесной сфере между незаходящими и невосходящими. У них можно наблюдать только верхнюю кульминацию. Не только звезды, но и любые светила оказываются в верхней и нижней кульминациях.

Плоскость небесного экватора, проходя через центр небесной сферы перпендикулярно оси мира, делит небесную сферу на два полушария — Северное и Южное. С горизонтом небесный экватор пересекается в точках востока В и запада 3.

Выделим еще один круг — эклиптику (от греч. ekleipsis — затмение), т. е. большой круг небесной сферы, по которому происходит видимое годичное движение Солнца. С древних времен было подмечено, что лунные и солнечные затмения бывают только тогда, когда Луна и Солнце встречаются на этом круге. Он не совпадает с плоскостью небесного экватора и наклонен к нему под углом 23,5°, пересекая его в двух точках — весеннего и осеннего равноденствий.

Определить положение на поверхности Земли того или иного пункта нам помогают географические координаты — широта и долгота.

Для определения положения звезд (как, впрочем, и любых других небесных тел) на небесной сфере могут быть использованы различные системы координат.

В астрономии чаще всего применяют четыре системы: горизонтальную, экваториальную, эклиптическую и галактическую, которые отличаются выбором основной плоскости и точки начала отсчета, а объединяет их то, что все координаты задаются только углами (о линейных размерах на небесной сфере говорить бессмысленно).

 

 

ГОРИЗОНТАЛЬНАЯ СИСТЕМА КООРДИНАТ самая простая. В ней основным кругом служит математический горизонт, а нуль-пунктом — точка юга (Ю). Координатами светила в этой системе на небесной сфере являются высота (h) и азимут (А). Высота светила — это угловое расстояние по вертикальному кругу от горизонта до светила, т. е. угол между горизонтом и самим светилом. Он отсчитывается от 0 до +90° к зениту (Z), если светило над горизонтом, и от 0 до -90° к надиру (Z₁), если светило под горизонтом. Азимут светила — это дуга горизонта, т. е. угол от точки юга до пересечения горизонта с вертикалом светила. Астрономический азимут отсчитывается в сторону суточного вращения небесной сферы, с юга на запад, от 0 до 360°. Обе эти координаты (h и А) в результате вращения небесной сферы постоянно изменяются.

Горизонтальная система координат используется в практической астрономии для непосредственных определений видимых положений светил с помощью угломерных инструментов.

 

 

ЭКВАТОРИАЛЬНЫХ СИСТЕМ КООРДИНАТ две. Основной круг в этих системах —небесный экватор, а вот нуль-пункт разный: у одной — так называемая точка экватора (Q), а у другой — точка весеннего равноденствия (ϓ).

В первой экваториальной системе координат положение светила на небесной сфере определяется склонением (δ) и часовым углом (t). Склонением светила называется угол, отсчитываемый от экватора до светила. По аналогии с горизонтальной системой координат можно сказать, что склонение—это высота светила над небесным экватором. Отсчитывается склонение от 0 до +90° по направлению к Северному полюсу мира (Р) и от 0 до -90° — к Южному (Р₁). Таким образом, звезды, расположенные в Южном полушарии небесной сферы, имеют отрицательное склонение.

Другая координата — часовой угол t. Это угол, отсчитываемый вдоль экватора в сторону вращения небесной сферы от верхней точки экватора до точки пересечения экватора с так называемым часовым кругом светила (он проходит через данное светило и полюсы мира). Отметим, что отсчет ведется не в градусах, а в часах. Дуга в 1 ч соответствует 15°, ибо за 1 ч небесная сфера поворачивается на 15°. Соответственно 1 мин равна 15 угловым минутам, а 1 с — 15 угловым секундам. В этой системе координат из-за суточного вращения небесной сферы склонение светила остается постоянным, а часовой угол изменяется пропорционально времени. Используется она в основном в практической астрономии для наведения телескопа по известным координатам объекта.

Во второй экваториальной системе координат положение светила на небесной сфере задается склонением (δ) и прямым восхождением (а). Склонение определяется точно так же, как и в первой системе. Другая координата — прямое восхождение. Это угол, отсчитываемый вдоль небесного экватора от точки весеннего равноденствия до точки пересечения экватора с часовым кругом светила. Координата «прямое восхождение» названа так потому, что отсчет ее ведется в том же направлении, в каком по небесной сфере происходит годичное движение Солнца. В ту же сторону движется и Луна, вращаясь вокруг Земли. Если говорить о перемещениях планет, то принято считать, что они движутся либо в прямом направлении, когда прямое восхождение со временем возрастает, либо в обратном (попятном), когда оно уменьшается. Прямое восхождение отсчитывается против вращения небесной сферы от 0 до 24 ч. В этой системе координаты светила не зависят от суточного вращения небесной сферы. Эта система координат является основной в астрономии и используется при составлении различных астрономических каталогов и звездных карт.

 

 

В ЭКЛИПТИЧЕСКОЙ СИСТЕМЕ КООРДИНАТ основным кругом служит эклиптика, а нуль-пунктом — точка весеннего равноденствия. Точки небесной сферы, отстоящие от эклиптики на 90° в обе стороны, называются полюсами эклиптики. Северный полюс эклиптики (Э) лежит в созвездии Дракона примерно посередине между Полярной звездой и Вегой. Южный полюс эклиптики (Э₁) находится в созвездии Золотой Рыбы, недалеко от Большого Магелланового Облака. Координатами в данной системе координат являются эклиптические широта (β) и долгота (λ).

По аналогии с горизонтальной системой координат можно сказать, что широтой светила называется его высота над эклиптикой. Она отсчитывается от 0 до +90° к Северному полюсу эклиптики и от 0 до -90° — к Южному. Долгота измеряется дугой эклиптики от точки весеннего равноденствия до круга широты светила (он проходит через данное светило и полюсы эклиптики). Она отсчитывается от 0 до 360° в сторону видимого годичного движения Солнца (так же, как и прямое восхождение). Эта система координат широко применялась в античной астрономии и в Средние века. Ее удобно применять для определения орбит небесных тел или при изучении движения Земли и планет вокруг Солнца.

 

 

В ГАЛАКТИЧЕСКОЙ СИСТЕМЕ КООРДИНАТ основным кругом служит галактический экватор. Он проходит примерно посередине Млечного Пути. Точки небесной сферы, отстоящие от галактического экватора на 90° в обе стороны, — это галактические полюсы. Точка, расположенная в Северном полушарии, — Северный галактический полюс (Г, в созвездии Волосы Вероники). Точка, расположенная в Южном полушарии, — Южный галактический полюс (Г1, в созвездии Скульптора). Координаты светила в этой системе задаются галактической широтой (β) и галактической долготой (λ).

Галактическая широта — это угол от галактического экватора до светила, т. е. высота светила над ним. Отсчитывается в пределах от 0 до +90° к Северному галактическому полюсу и от 0 до -90° — к Южному галактическому полюсу. Галактическая долгота отсчитывается от центра Галактики (А), лежащего в созвездии Стрельца (его координаты в экваториальной системе координат: α = +17^h 43^m и δ = -28°56') в направлении возрастания прямых восхождений. Она измеряется дугой галактического экватора от центра Галактики до круга галактической широты светила (он проходит через данное светило и полюсы Галактики). Отсчет ведется от 0 до 360°. Галактическую систему координат применяют в звездной астрономии при изучении нашей Галактики.

 

 

Видимый суточный путь Солнца по небу на каждой географической широте места наблюдения выглядит по-своему, причем в течение года картина меняется. Это связано с тем, что Земля движется вокруг Солнца, сохраняя почти неизменным положение оси своего вращения, наклоненной к плоскости орбиты, отчего и происходит смена времен года.

 

 

Утром Солнце поднимается из-за горизонта в восточной стороне неба. В наших северных широтах оно движется слева направо, в Южном полушарии Земли —справа налево. В первую половину дня Солнце поднимается над горизонтом, во вторую — опускается. В полдень оно достигает наибольшей высоты, находясь над точкой юга. В этот момент оно пересекает небесный меридиан и, как говорят астрономы, находится в верхней кульминации. В полночь Солнце тоже пересекает небесный меридиан, т. е. находится в нижней кульминации. В средних широтах нижняя кульминация Солнца происходит ниже точки севера, под горизонтом. А вот за Полярным кругом, где Солнце летом иногда не заходит под горизонт, можно наблюдать и верхнюю, и нижнюю кульминации. Там в течение суток высота Солнца тоже меняется: для наблюдателя в Северном полушарии в полдень Солнце находится над точкой юга (и у него максимальная высота), а в полночь — над точкой севера (и у него минимальная высота). На южных широтах картина будет обратной: наибольшей высоты там Солнце достигает над точкой севера.

На географическом полюсе суточный путь Солнца практически параллелен горизонту. Его высота за сутки меняется очень медленно.

На земном экваторе Солнце всегда восходит и заходит относительно горизонта отвесно. Дневной и ночной его пути равны, поэтому там всегда день равен ночи. В день весеннего равноденствия (21 марта) Солнце восходит точно в точке востока и, находясь на небесном экваторе, в полдень проходит через зенит, а затем заходит в точке запада.

До дня летнего солнцестояния (22 июня) точки восхода и захода будут постепенно смещаться к северу, а в полдень Солнце будет пересекать небесный меридиан, удаляясь к северу от зенита. Наибольшее удаление от зенита равно 23,5°. После летнего солнцестояния точки восхода и захода начнут смещаться в противоположную сторону и совпадут с точками востока и запада в день осеннего равноденствия (23 сентября). В этот день Солнце в полдень вновь кульминирует в зените. В следующую четверть года, до дня зимнего солнцестояния (22 декабря), точки восхода и захода будут продолжать смещаться к югу. Верхняя кульминация Солнца будет также от зенита смещаться к югу, вновь достигнув наибольшего удаления от него в 23,5°. Затем, в следующую четверть года, точки восхода и захода Солнца начнут смещаться назад, к северу, и придут соответственно в точки востока и запада в день весеннего равноденствия.

Итак, в полдень Солнце на земном экваторе бывает в зените два раза в год — в дни равноденствий. Кстати, на географических тропиках, географическая широта которых ±23,5°, Солнце только один раз в году бывает в зените: на Северном тропике — 22 июня; на Южном — 22 декабря. На любых других широтах, лежащих между тропиками. Солнце в течение года кульминирует в зените дважды: к северу от экватора — в период с 21 марта по 23 сентября, а к югу от экватора — с 23 сентября по 21 марта.

В течение года видимый суточный путь Солнца то сокращается, то увеличивается. Наименьшим он оказывается в день зимнего солнцестояния, наибольшим — в день летнего солнцестояния. В дни равноденствий Солнце находится на небесном экваторе (восходит в точке востока и заходит в точке запада).

 

 

ГОДИЧНОЕ ДВИЖЕНИЕ СОЛНЦА. В течение года Солнце медленно (за сутки примерно на 1°) перемещается на фоне звездного неба справа налево. Звезд, правда, днем не увидишь из-за рассеянного в земной атмосфере солнечного света, зато можно проследить, как в течение года меняется вид ночного звездного неба. Все это обусловлено вращением Земли вокруг Солнца.

Период одного видимого полного оборота Солнца относительно звезд называется звездным годом. Он равен 365 суткам 6 ч 9 мин 10 с, или 365,2564 средних солнечных суток.

Путь видимого годичного перемещения Солнца на фоне звезд называется эклиптикой (от греч. ekleipsis — затмение). Эклиптика — это большой круг на небесной сфере, поэтому одна половина ее находится в Северном полушарии неба, а другая — в Южном. Эклиптика и небесный экватор пересекаются под углом 23°26' в точках весеннего и осеннего равноденствия. В первой из этих точек Солнце обычно бывает 21 марта, когда оно переходит из Южного полушария неба в Северное; во второй — 23 сентября, при переходе из Северного полушария в Южное. В наиболее удаленной к северу точке эклиптики Солнце бывает 22 июня (летнее солнцестояние), а в наиболее удаленной к югу — 22 декабря (зимнее солнцестояние). В високосный год эти даты сдвинуты на один день.

 

 

Все четыре точки эклиптики обозначаются особыми знаками: весеннего равноденствия 'Y’, осеннего равноденствия ♎, летнего солнцестояния ♋, зимнего солнцестояния ȵ. Главной является точка весеннего равноденствия 'Y’. Именно от нее отсчитывается одна из небесных координат — прямое восхождение; она же служит для отсчета звездного времени и тропического года — промежутка времени между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия.

Плоскость эклиптики совпадает с плоскостью земной орбиты. Земная ось наклонена к этой плоскости под углом 66°34', а с перпендикуляром к плоскости эклиптики угол будет соответственно равен 23°26'. Вот почему угол между плоскостями небесного экватора и эклиптики тоже 23°26'.

ВРЕМЕНА ГОДА. От высоты Солнца над горизонтом зависит количество солнечного тепла, попадающего на земную поверхность. Например, утренние косые солнечные лучи слабо согревают ее. Чем выше поднимается Солнце над горизонтом, тем отвеснее падают его лучи, тем сильнее нагревается земная поверхность. К вечеру вновь косые солнечные лучи не могут поддерживать высокий нагрев почвы и температура понижается.

Шарообразная Земля по-разному нагревается солнечным теплом, поэтому на ней есть различные тепловые пояса (жаркий, умеренные и холодные). Солнце всегда освещает только половину земного шара, поэтому на Земле дневная сторона равна ночной, но это вовсе не означает, что везде и всегда на Земле день равен ночи. Нагрев различных участков земной поверхности определяется изменением высоты Солнца над горизонтом и продолжительностью освещения ее солнечными лучами. Днем земная поверхность нагревается, а ночью остывает. Чем длиннее день и короче ночь, тем больше тепла получает земная поверхность.

Заметим, что дневные и ночные температуры воздуха в том или ином месте зависят не только от освещенности Солнцем. Они определяются еще и переносом холодных или теплых воздушных масс, перемещением циклонов и антициклонов. На Земле же в течение года происходит смена теплых и холодных сезонов. Это явление природы называется сменой времен года. Оно связано в первую очередь с изменением условий освещения Солнцем земной поверхности из-за наклона земной оси к плоскости земной орбиты.

 

 

В дни равноденствий (весеннего и осеннего) оба полушария Земли (Северное и Южное) освещены одинаково. На всей Земле день равен ночи. В летнее солнцестояние Земля повернута к солнечным лучам Северным полушарием. Оно лучше согревается солнечным теплом, день продолжительнее ночи, а за Северным полярным кругом — полярный день. В Северном полушарии — лето, а в Южном полушарии в это время, наоборот, зима: день короткий, более косо падают солнечные лучи, за Южным полярным кругом — полярная ночь. Через полгода все меняется.

Итак, при годичном движении нашей планеты происходит смена времен года, поскольку земная ось имеет постоянный наклон к плоскости земной орбиты и направление земной оси и направление оси в пространстве не меняются (если пренебречь очень медленным прецессионным изменением направления).

И наконец, последнее, что связано с видимым годичным движением Солнца. Половину эклиптики от весеннего равноденствия до осеннего (с 21 марта по 23 сентября) Солнце проходит за 186 суток, вторую же половину, от осеннего равноденствия до весеннего, — за 179 - 180 суток. А ведь половинки эклиптики равны: каждая — 180°. Следовательно, Солнце движется по эклиптике неравномерно. Эта неравномерность является следствием изменения скорости движения Земли по эллиптической орбите вокруг Солнца. Все это приводит к разной длительности времен года.

 

 

Луна движется вокруг Земли по эллиптической орбите, поэтому расстояние от Земли до Луны изменяется почти на 50 тыс. км. Среднее расстояние от Земли до Луны принимают равным 384 386 км (округленно — 400 000 км). Это в десять раз больше длины экватора Земли.

Луна сама не излучает света, поэтому на небе видна только освещенная Солнцем ее поверхность —дневная сторона. Ночная же, темная, не видна.

Перемещаясь по небу с запада на восток. Луна за 1 ч сдвигается на фоне звезд примерно на полградуса, т. е. на величину, близкую к ее видимому размеру, а за сутки — на 13°. За месяц Луна на небе догоняет и перегоняет Солнце, при этом происходит смена лунных фаз: новолуние, первая четверть, полнолуние и последняя четверть.

 

 

В новолуние Луну не разглядеть даже в телескоп. Она располагается в том же направлении, что и Солнце (только выше или ниже его), и повернута к Земле ночным полушарием. Через два дня, когда Луна удалится от Солнца, узкий серп можно увидеть за несколько минут до ее захода в западной стороне неба на фоне вечерней зари. Первое появление лунного серпа после новолуния греки называли «неомения» («новая Луна»). С этого момента начинается лунный месяц.

Через 7 суток 10 ч после новолуния наступает фаза, называемая первой четвертью. За это время Луна удалилась от Солнца на 90°. С Земли видна только правая половина лунного диска, освещенная Солнцем. После захода Солнца Луна находится в южной стороне неба и заходит около полуночи. Продолжая перемещаться от Солнца все левее. Луна с вечера оказывается уже на восточной стороне неба. Заходит она уже после полуночи, с каждым днем все позднее и позднее.

Когда Луна оказывается в стороне, противоположной Солнцу (на угловом расстоянии 180° от него), наступает полнолуние. С момента новолуния прошло 14 суток 18 ч. После этого Луна начинает приближаться к Солнцу справа.

Происходит уменьшение освещения правой части лунного диска. Угловое расстояние между ней и Солнцем уменьшается от 180 до 90°. Опять видна только половина лунного диска, но уже левая его часть. После новолуния прошло 22 дня 3 ч. Наступила последняя четверть. Луна восходит около полуночи и светит в течение всей второй половины ночи, к восходу Солнца оказываясь в южной стороне неба.

 

 

Ширина лунного серпа продолжает уменьшаться, а сама Луна постепенно приближается к Солнцу с правой (западной) стороны. Появляясь на восточном небосклоне, с каждыми сутками все позднее, лунный серп становится совсем узким, но рогами повернут вправо и похож на букву «С». Говорят, Луна старая. Виден пепельный свет на ночной части диска. Угловое расстояние между Луной и Солнцем уменьшается до 0°. Наконец, Луна догоняет Солнце и снова становится невидимой. Наступает следующее новолуние. Лунный месяц закончился. Прошло 29 дней 12 ч 44 мин 2,8 с, или почти 29,53 суток. Этот период называется синодическим месяцем (от греч. sy' nodos — соединение, сближение). Синодический период связан с видимым на небе расположением небесного тела относительно Солнца. Лунный синодический месяц —это промежуток времени между последовательными одноименными фазами Луны.

Свой путь на небе относительно звезд Луна совершает за 27 суток 7 ч 43 мин 11,5 с (округленно — 27,32 суток). Этот период называется сидерическим (от лат. sideris — звезда), или звездным месяцем.

 

 

На фоне неподвижных звезд перемещаются светила иной природы — планеты. Они, как и Земля, движутся вокруг Солнца. Сочетание их движения с движением Земли, на которой находится наблюдатель, создает особенности их видимого перемещения по небу.

 

 

Если следить за положениями планет из ночи в ночь, то окажется, что одни планеты движутся сравнительно быстро на фоне относительно неподвижных звезд, например Меркурий и Венера, другие медленно — Марс и Юпитер. И чуть заметно, как передвигается среди звезд Сатурн.

Второе отличие планет от звезд — их блеск. Все звезды мерцают, а планеты светят ровным, спокойным светом, отраженным от Солнца. Кроме того, каждая планета имеет свой цвет: золотистый — Меркурий, белый — Венера, красноватый — Марс, желтоватый — Юпитер и Сатурн. Перемещение планет, которое можно наблюдать на небе на фоне звезд, не что иное, как отражение их движения в пространстве вокруг Солнца. Планеты движутся почти в одной плоскости и все в одну сторону, однако скорости прохождения планет по орбитам разные. Чем дальше планета расположена от Солнца, тем длиннее ее орбита, тем медленнее она движется.

Все планеты вокруг Солнца движутся в ту же сторону, что и Земля. Если смотреть со стороны Северного полюса мира, то это движение против часовой стрелки, справа налево. Такое движение называется прямым. Однако перемещение планет на фоне звезд с Земли видится иначе. Меркурий и Венера в орбитальном движении перегоняют Землю, остальные отстают, поэтому с Земли наблюдается как прямое, так и попятное движение планет. Меняя прямое движение на попятное и обратно, планета как бы останавливается на фоне звезд. В этом случае говорят о стоянии планеты. Сочетание прямого и попятного движений создает впечатление, будто планета на фоне звезд описывает петлю.

Величина петли зависит от удаленности планеты от Земли: чем дальше планета, тем меньше петля.

КОНФИГУРАЦИИ ПЛАНЕТ. Планеты Меркурий и Венера, орбиты которых лежат внутри орбиты Земли, называются нижними, остальные — верхними или внешними. Видимое положение планеты относительно Солнца называется конфигурацией планеты. Меркурий и Венера могут занимать следующие конфигурации. Соединение планеты с Солнцем, при котором она движется прямо, называется верхним соединением (планета расположена за Солнцем). Если планета перемещается попятно, то это — нижнее соединение (планета перед Солнцем).

 

 

После верхнего соединения нижняя планета обгоняет Солнце и, перемещаясь прямо, удаляется от него к востоку. Видимое угловое расстояние планеты от Солнца к востоку называется восточной элонгацией, к западу — западной (от лат. еlоngatio — удаление). Наибольшее угловое удаление планеты от Солнца называется наибольшей элонгацией. Из-за вытянутости орбит наибольшая элонгация Меркурия колеблется от 18 до 28°, Венеры — от 43 до 48°. При восточной элонгации планета наблюдается вечером, после захода Солнца. В телескоп видна половина диска планеты, выпуклостью к Солнцу.

После наибольшей восточной элонгации планета начинает двигаться попятно, сближаясь с Солнцем. Расстояние от Земли до планеты уменьшается, и угловые размеры планетного диска растут. К Земле все больше поворачивается ночная сторона планеты, поэтому фаза освещенной поверхности уменьшается и становится равной нулю при нижнем соединении с Солнцем. Планета не видна, хотя расстояние до нее от Земли — минимальное.

После нижнего соединения с Солнцем планета удаляется от него к западу. Фаза освещенной поверхности растет от 0 до 0,5 при наибольшей западной элонгации. Наступают лучшие условия для наблюдения планеты в утренние часы. Планета останавливается, потом начинает догонять Солнце, прячась за него. Фаза становится больше 0,5 и постепенно увеличивается до 1,0. Наступает верхнее соединение с Солнцем. Планета не видна, так как находится за Солнцем.

 

 

Люди еще в древности заметили, что затмения Солнца бывают только в новолуние, когда Луны на небе не видно. Действительно, в этот момент Луна находится между Солнцем и Землей и закрывает наше дневное светило.

Каким же образом наш естественный спутник, в несколько сотен раз меньший Солнца, может закрыть его? Конечно, это невозможно, если оба тела находятся на одинаковом расстоянии от Земли. Однако Солнце расположено от Земли приблизительно в 400 раз дальше, чем Луна. С другой стороны, поперечник Солнца приблизительно в 400 раз больше поперечника Луны. Получается, что видимые угловые размеры диаметров Солнца и Луны почти совпадают. Когда Солнце, Луна и Земля расположены примерно на одной прямой, тень от Луны падает на Землю. Там, куда она падает, и будет наблюдаться полное солнечное затмение.

Лунная тень имеет в пространстве форму круглого конуса. Во время солнечного затмения этот конус обращен своей вершиной к Земле и задевает ею Землю. Однако на Землю падает не только тень, но и полутень. По форме полутень тоже представляет собой круглый конус, но расходящийся. Там, где этот конус накрывает Землю, Солнце будет только отчасти закрыто Луной. Здесь наблюдается частное затмение.

 

 

Полное солнечное затмение представляет собой эффектное зрелище. Яркий день вдруг сменяется ночью! Начинается затмение с того, что на солнечном диске с правой стороны появляется ущерб, но это пока частное солнечное затмение. Ущерб увеличивается все больше и больше. Луне нужен почти час, чтобы целиком закрыть Солнце. Небо темнеет. Солнце превращается в узкий серпик, но вот исчезает и он. Становится темно. Появляются яркие звезды и планеты. В том же месте, где до этого находилось Солнце, — черный круг, окаймленный серебристым сиянием — солнечной короной. Проходит минута, другая. И вот справа от черного диска вспыхивают яркие лучи Солнца: на небе как бы появляется перстень с ослепительным бриллиантом. Исчезают звезды. Полное затмение кончилось.

Солнце снова видно серпиком, но выпуклостью вправо. Серп растет, и примерно через час заканчивается и частное затмение. Характер затмения во многом зависит от расстояний между Луной и Землей, а также Землей и Солнцем. Поскольку Земля и Луна движутся по эллиптическим орбитам, видимые с Земли поперечники Солнца будут меняться в пределах от 31'20'' до 32'31", а Луны — от 29'22" до 33'28". Значит, если видимый угловой диаметр Луны значительно больше видимого диаметра Солнца, полное затмение будет продолжительным (но не более 7 мин). Если же видимый диаметр Луны ненамного больше видимого диаметра Солнца, то затмение будет кратковременным. Если же лунный диск меньше солнечного, то Луна не закроет целиком диск Солнца и на небе вместо полностью закрытого Солнца появится яркое колечко без короны. Такое затмение называется кольцеобразным.

 

 

Бывает и так, что нигде на земной поверхности не происходит ни полного, ни кольцеобразного затмения, а только частное. В этом случае лунная тень проносится мимо Земли, а земную поверхность частично накрывает полутень.

Итак, солнечные затмения бывают частными, полными и кольцеобразными. Всякое затмение начинается как частное, а в дальнейшем может быть полным или кольцеобразным.

ЛУННЫЕ ЗАТМЕНИЯ. В отличие от солнечных, лунные затмения бывают только в полнолуние, когда Луна попадает в земную тень.

Так же, как и лунные, земные тень и полутень имеют форму сходящегося и расходящегося конусов соответственно. Когда Луна попадает в полутень, говорят, что наступило полутеневое затмение, а когда она заходит в саму тень — теневое. Астрономы различают также частное полутеневое затмение (Луна лишь частично заходит в полутень) и частное теневое затмение (Луна только частично покрывается тенью Земли).

Увидеть полутеневое затмение довольно трудно, ибо блеск Луны в этот момент ослабевает мало. Так что, когда говорят о лунном затмении, имеют в виду теневое затмение Луны. Происходит оно так. На небе ярко светит полная Луна, но вот незаметно ее левый край темнеет, и наш единственный спутник начинает медленно погружаться в темную пелену. Появляются слабые звезды, которые раньше не были видны из-за яркого лунного света. Сама же Луна становится тусклой, с красноватым оттенком. Наступает полное лунное затмение (теневое). Через некоторое время левый край Луны начинает постепенно выходить из земной тени, а через час все затмение заканчивается. Небо светлеет, и меркнут слабые звезды.

 

 

Участок земной тени, пересекаемый Луной, — это круг с поперечником, в 2,65 раза больше лунного поперечника. Луна пересекает тень с запада на восток.

Если наш естественный спутник проходит через центр тени, то полное затмение пpoдoлжaeтcя 1,5 ч. Вместе с частным оно длится около 4 ч. Однако Луна может только частично погрузиться в земную тень, и тогда полного затмения вообще не произойдет.

Так как солнечное затмение бывает в новолуние, а лунное — в полнолуние, то, казалось бы, каждый месяц должны происходить два затмения: одно —солнечное, другое — лунное. Однако это случается значительно реже. Почему? Дело в том, что плоскости земной и лунной орбит не совпадают, они расположены под углом 5° друг к другу. Из-за этого во время новолуния Луна, как правило, проходит либо выше, либо ниже Солнца, а во время полнолуния она движется или чуть выше, или чуть ниже тени Земли. И только два раза в год, когда точки пересечения плоскости орбиты Луны с плоскостью орбиты Земли (так называемые узлы лунной орбиты, или лунные узлы) приблизительно оказываются на линии Солнце — Земля, наступает период, когда можно увидеть затмение. Новолуния и полнолуния в эти периоды происходят как раз вблизи узлов лунной орбиты, и, значит, лунная тень обязательно упадет на Землю, а самой Луне не избежать встречи с тенью нашей планеты.

Пребывая в одном и том же районе Земли, человек за свою жизнь может не увидеть ни одного полного солнечного затмения, так как полоски, которые рисует тень Луны на Земле, довольно узкие, шириной не более 300 км, и, пройдя по одному месту, Луна сможет прочертить его снова, как правило, лишь через сотни лет. Лунные же затмения случаются реже, но видны сразу из всех точек Земли, где Луна в это время находится над горизонтом, так что за свою жизнь каждый из нас видит их не один десяток.

 

 

Когда новолуние происходит вдали от лунных узлов, на расстоянии более 18° от них, то Луна не закрывает Солнца и солнечных затмений не бывает. Если новолуние наступает в пределах от 11 до 18° от лунного узла (в обе стороны от него), то Луна не полностью закрывает Солнце, лунная тень проходит мимо Земли и затмение будет частным. При новолунии, наступающем в пределах до 11° от лунного узла, происходит либо полное, либо кольцеобразное затмение.

Новолуния повторяются через 29,5 суток. Поэтому пока Солнце проходит отрезок эклиптики в 36° (18° х 2 = 36°), посередине которого лежит лунный узел, на что уходит 36 суток, обязательно случится, по крайней мере, одно новолуние, а значит, обязательно произойдет и солнечное затмение. Таких узлов лунной орбиты два. Значит, в году обязательно будут два солнечных затмения. Если же новолуние произойдет при приближении к лунному узлу, а через месяц при следующем новолунии. Солнце будет уходить от узла, но все еще оставаясь в указанных пределах, то в этом случае произойдут подряд два солнечных затмения. Через полгода при прохождении Солнцем другого лунного узла, при тех же условиях, могут быть еще два затмения, т. е. всего четыре.

Значительно реже в году может быть пять солнечных затмений.

Чаще всего каждый год происходит по четыре затмения: два солнечных и два лунных.

 

 

Несферичность формы нашей планеты, подверженной влиянию притяжения Луны и Солнца, приводит к изменению направления оси Земли при ее вращении и, как следствие, к изменению местоположения полюсов мира относительно звезд. Для земного наблюдения это значит, что со временем полюсы мира будут указывать на другие звезды и созвездия.

 

 

ТОЧКА ВЕСЕННЕГО РАВНОДЕНСТВИЯ медленно движется по эклиптике навстречу Солнцу, и оно ежегодно возвращается к этой точке раньше, чем завершает полностью свой путь по эклиптике относительно звезд. Происходит предварение равноденствия, или прецессия (от лат. рrаесеsio — предшествование, предварение).

По современным измерениям, под влиянием прецессии точка весеннего равноденствия ϓ смещается с востока на запад примерно на 50,2" в год, совершая полный оборот за 25 771 лет, т. е. почти за 26 тыс. лет.

Причину прецессии объяснил Исаак Ньютон тем, что Земля не является идеальным шаром, поэтому Луна и Солнце, притягивая экваториальные выступы сплюснутой Земли, стремятся повернуть ось ее вращения.

Вспомним, что происходит с обыкновенной игрушкой — вращающимся волчком. Если его ось не строго перпендикулярна к подставке, то она описывает конусообразную поверхность вокруг вертикальной линии.

Подобное происходит с Землей. Если бы она была идеальным по форме шаром, с ее осью вращения ничего не происходило бы. Однако Земля сжата у полюсов и вздута в экваториальной зоне. Луна и Солнце, когда они не находятся в плоскости экватора, своим притяжением воздействуют на экваториальную выпуклость Земли. Та часть выпуклости, которая оказывается ближе, скажем, к Луне, испытывает большее притяжение, чем противоположная выпуклость на другой стороне Земли. Разница притяжений создает пару сил, стремящуюся повернуть ось вращения Земли так, чтобы она стала перпендикулярной к орбитальной плоскости.

По законам механики, это приводит к тому, что земная ось медленно меняет свое направление, описывая в пространстве конус с вершиной в центре Земли с периодом 26 тыс. лет. Ось этого конуса остается перпендикулярной к плоскости орбиты Земли (т. е. к плоскости эклиптики).

Для наблюдателя, находящегося в Северном полушарии, прецессионное движение земной оси совершается по часовой стрелке, а на небесной сфере, наоборот, полюс мира будет двигаться против часовой стрелки. Напомним, на небесную сферу мы смотрим изнутри, поэтому вращение полюса мира обратное.

 

 

В целом прецессионное движение не изменяет наклона земной оси к плоскости орбиты. Этот наклон составляет 66,5° (точнее, 66°34'), а с перпендикуляром к плоскости орбитальной — 23,5° (точнее, 23°26'). Так что, когда мы говорим, что земная ось не меняет своего направления в пространстве, так как перемещается параллельно самой себе, это не совсем так.

Как уже отмечалось, прецессионное движение земной оси вызывается Луной и Солнцем. Но солнечное воздействие в два раза слабее лунного. Из общей суммы 50,2'' в год 16” приходится на действие Солнца и 34,2" — на Луну.

Прецессионное воздействие Солнца и Луны меняется по величине. Оно достигает наибольшего значения, когда склонения Солнца и Луны наибольшие по абсолютному значению, например, когда они вблизи точек летнего или зимнего солнцестояний. Когда же оба светила находятся в плоскости экватора и их склонение δ = 0°, то прецессионные силы обращаются в нуль. Но Солнце меняет склонение с положительного на отрицательное в течение года, а Луна — в течение месяца. Из-за этого возникают периодические мелкие колебания земной оси, которые называются нутацией (лат. nutatio — качание, колебание). Наибольшее из них имеет период 18,67 года, т. е. равно периоду обращения узлов лунной орбиты. Из-за нутации полюсы мира (Северный и Южный) на небесной сфере тоже описывают маленькие эллипсы, их большие оси равны всего 18,42'' (угловых секунд), а малые — 13,72”.

Вследствие прецессии Северный полюс мира перемещается относительно звезд, описывая окружность вокруг Северного полюса эклиптики на расстоянии около 23,5°. Южный полюс мира то же самое движение совершает вокруг Южного полюса эклиптики, который лежит рядом со звездой δ Золотой Рыбы.

Но описываемые полюсами мира малые круги не замыкаются, потому что полюса эклиптики тоже немного перемещаются среди звезд.

 

 

Вопрос «Который час?» можно услышать повсюду: дома, на улице, в школе, на работе... Трудно представить, что будет, если в нашей обычной жизни не пользоваться часами! Еще большее значение точное время имеет в научных исследованиях и работах: при определении координат и составлении карт, при проведении астрономических наблюдений и физических экспериментов, при запуске космических ракет и в космических исследованиях, а также в различных производственных процессах.

 

 

У ХАЛДЕЙСКИХ ЖРЕЦОВ в Вавилоне часами служил гномон-столб, установленный вертикально на ровной площадке. Солнце освещало гномон, который отбрасывал тень на площадку. На ней был расчерчен циферблат, позволявший узнать время. В IV в. до н. э. гномоном стали пользоваться в Греции. Позже были придуманы сложные солнечные часы, пригодные для любого времени года. Затем у разных народов появились различные механические часы с зубчатыми колесами и стрелками на циферблате. Наконец, построили часы с маятником. Очень сложно устроены астрономические часы для хранения точного времени. Астрономические часы проверяют по моментам прохождения звезд через небесный меридиан. Все было бы просто, если бы Земля вращалась равномерно, но это не так. Зафиксированы вековые, сезонные и скачкообразные изменения угловой скорости вращения Земли. Вековое замедление вращения Земли обусловлено лунно-солнечными приливами. С помощью наиболее точных атомных часов удалось определить даже сезонные неравномерности вращения Земли. Например, в июле сутки короче апрельских и ноябрьских примерно на 0,001 с, что вызвано перераспределением атмосферного давления, изменением снежного покрова и другими причинами.

ЗЕМНОЙ ШАР можно рассматривать как гигантские солнечные часы с циферблатом от 0 до 24 ч. За единицу времени в астрономии принимают время полного оборота Земли вокруг оси или, что то же самое, время видимого вращения небесного свода. Это время называют звездными сутками. Солнечные сутки, которые определяются как промежуток времени между двумя последовательными верхними кульминациями центра солнечного диска, продолжительнее звездных на 3 мин 56 с, т. е. почти на 4 мин. Разница обусловлена годичным движением Солнца по эклиптике. За сутки Солнце перемещаете? среди звезд в направлении, обратном видимому суточному вращению небесной сферы (с запада на восток) примерно на два диаметра своего диска, т. е. на Г. Значит, чтобы Солнце оказалось на меридиане, небесной сфере нужно еще повернуться на 1°, а на это уходит около 4 мин.

Момент верхней кульминации Солнца называется полднем, а нижней — полночью. Положение Солнца относительно небесного меридиана, т. е. его часовой угол, определяет для данного пункта Земли местное солнечное время. Однако продолжительность солнечных суток не строго постоянна и меняется в течение года. Это связано с изменением скорости Земли на орбите вокруг Солнца и с наклоном плоскости эклиптики к плоскости небесного экватора, поэтому астрономы ввели такое понятие, как равномерно идущее среднее солнечное время, которое может на несколько минут отличаться в ту или иную сторону от истинного солнечного времени, непосредственно связанного с положением Солнца на небе.

Если на каком-то географическом меридиане Солнце находится в верхней кульминации, то там полдень. На меридиане, лежащем на 15° восточнее, — уже 13 ч. и т. д. Наоборот, на меридианах, лежащих к западу на 15, 30, 45°, будет соответственно 11, 10, 9 ч и т. д.

 

 

Все населенные пункты, лежащие на одном и том же меридиане, имеют одинаковое местное время. Чем больше разница их долгот, тем больше разница во времени. Например, когда в Москве 12 ч, то в Нижнем Новгороде на 26 мин больше, а в Смоленске на 22 мин меньше.

Пользоваться местным временем в повседневной жизни неудобно, поэтому в 1884 г. была предложена поясная система счета времени, при которой счет времени ведется по показаниям только 24 основных географических меридианов, отстоящих друг от друга по долготе на 15°, т. е. на 1 ч. Эти меридианы проходят приблизительно посередине каждого часового пояса. За основной меридиан нулевого пояса принят Гринвичский, от которого отсчитываются и географические долготы. Время нулевого часового полюса называют всемирным временем. Большинство стран Европы относятся к 1-му часовому поясу.
 

 

 

Для исчисления больших промежутков времени необходим календарь. Существуют три основных вида календарей — солнечный, лунный и лунно-солнечный. Более распространен солнечный календарь, связанный с периодической сменой времен года — основой хозяйственной деятельности человека. Однако периоды изменений положения Солнца и Луны (год и месяц) не содержат целого числа солнечных суток, что вынуждает конструировать искусственные календарные системы, более пригодные для практического использования.

 

 

КАЛЕНДАРЕМ называется система исчисления больших промежутков времени. Самое трудное в календаре — согласовать продолжительность года и месяца с сутками. Продолжительность обращения Земли вокруг Солнца (точнее, промежуток времени между прохождением центра Солнца через точку весеннего равноденствия) называется тропическим годом. Он составляет 365 суток 5 ч 48 мин 46,1 с, т. е. 365,242199... суток, поэтому измерять продолжительность года в сутках можно только приближенно. Луна полностью меняет свои фазы за 29 суток 12 ч 44 мин 2,8 с, т. е. за 29,530588... суток. Эти «небесные дроби» осложняют календарный счет времени.

Разные народы в разное время создали три вида календарей: солнечные, лунные и лунносолнечные. Солнечные календари построены на основе движения Солнца, в них пытались согласовать между собой сутки и год. Лунные календари, с помощью которых хотели соотнести продолжительность суток и лунного месяца, построены на основе движения Луны. В лунно-солнечных календарях сделана попытка упорядочить между собой все три единицы времени. Годы лунного календаря содержат попеременно 354 и 355 дней, т. е. они на 10 - 11 дней короче солнечных. Лунный календарь сохранился у некоторых народов, исповедующих ислам. Лунно-солнечный календарь применяется у евреев, исповедующих иудаизм, для исчисления сроков религиозных праздников. Большинство стран ориентируется по солнечному календарю.

 

 

НЕКОТОРЫЕ НАРОДЫ создали особый вид календаря. Это так называемый циклический календарь, используемый в Восточной и Юго-Восточной Азии. В его основу положен полный оборот Юпитера по небесной сфере за 12 лет (точнее, 11,862 г.), а также лунный месяц. Календарь использовали кочевники, поэтому каждый год носит наименование животного: 1-й — мышь (крыса); 2-й — корова (бык); 3-й — тигр; 4-й — заяц (кролик); 5-й — дракон; 6-й — змея; 7-й — лошадь; 8-й — овца (баран); 9-й — обезьяна; 10-й — курица (петух); 11-й — собака; 12-й — свинья (кабан).

За основу более значительного календарного цикла принят цикл в 60 лет — примерное время двух оборотов Сатурна по небесной сфере (29,458 лет). Юпитер за это время совершает около пяти оборотов. В каждом 60-летнем цикле насчитывается по 21 912 суток, и он состоит из пяти 12-летних лунных циклов, содержащих различное число дней — от 353 до 385. Новый год цикла приходится на январское или февральское новолуние, которое бывает в промежутке с 21 января по 20 февраля.

Для китайских составителей календаря цифра «5» явилась символом пяти элементов природы, которым соответствует определенный цвет: дерево — синий, зеленый; огонь — красный; земля — желтый; металл — белый; вода — черный. Поскольку в каждом 60-летнем цикле одно и то же животное встречается пять раз с промежутком в 12 лет, то для различия годов пользуются цветной символикой. Например, годы мыши имеют такие обозначения: 1-й — синяя мышь; 13-й — красная мышь; 25-й — желтая мышь; 37-й — белая мышь; 49-й — черная мышь. Очередной 60-летний цикл начался с 1984 г. и закончится в 2043 г.

 

 

У ИСТОКОВ КАЛЕНДАРЯ, которым мы сейчас пользуемся, лежит римский календарь. За 700 лет до н. э. в римском календаре было 10 месяцев — мартиус (первый месяц в году), априлис, майюс, июниус, квинтилис, секстилис, септембер, октобер, новембер и децембер. Первый месяц был назван в честь бога войны Марса; второй, возможно, происходит от латинского слова «априкус» — «согреваемый Солнцем»; третий назван по имени богини Земли — Майи, матери бога Меркурия; четвертый — по имени богини Юноны, супруги Юпитера. Последующие месяцы сохраняли свои числовые латинские обозначения. Март, май, июль и октябрь имели по 31 дню, остальные — по 30 дней. В календарном году было 304 дня.

Во времена легендарного царя Пумы Помпилия в календарь (650 г. до н. э.) добавили два месяца — одиннадцатый и двенадцатый (январь и февраль). Один из них был назван по имени двуликого бога Януса — януариус, а другой — фебруариус (от лат. «очистительный», название связано с обрядом очищения в Древнем Риме). Римляне четное число считали несчастливым, поэтому к календарному году прибавили 51 день и перетасовали количество дней в остальных месяцах. В них стало либо 29, либо 31 день. Только фебруариус оказался вдвойне «несчастливым»: он был последним месяцем в году, короче других и содержал четное число дней. В году стало 355 дней, что почти совпадало с продолжительностью лунного года. Начало каждого месяца определяли по новолунию. Специальные глашатаи на площадях объявляли народу начало каждого месяца или года. Первое число каждого месяца римляне называли «календами»; от латинских слов «календы» и «календариум» (книга для записи долгов) произошло слово «календарь».

 

 

В 45 г. до н. э. Юлий Цезарь, используя расчеты александрийского ученого Созигена, ввел календарь, получивший название юлианского (ныне это календарь старого стиля). К прежнему календарю добавили 10 дней, которые Созиген отдал коротким месяцам. В основу календаря было положено годичное движение Солнца по 12 зодиакальным созвездиям. Первым месяцем стал януариус, так как римские консулы ежегодно вступали в должность с первого числа этого месяца. Нечетные месяцы состояли из 31 дня, четные — из 30. Только фебруариус имел 29 — 30 дней.

В связи с переносом начала года на 1 януариуса названия месяцев перестали соответствовать их числовым значениям: сентембер (седьмой) стал девятым, октобер (восьмой) — десятым, новембер (девятый) — одиннадцатым и децембер (десятый) — двенадцатым; то же было с пятым и шестым месяцами. Пятый месяц квинтилис стал седьмым и к тому же вскоре был назван июлем по имени Юлия Цезаря, а шестой месяц — секстилис стал восьмым, и позже его нарекли в честь императора Августа. К августу также добавили один день из фебруариуса, чтобы в месяце императора было дней не меньше, чем в месяце Юлия Цезаря (31). Таким образом фебруариус стал самым коротким месяцем года (28 - 29 дней).

Средняя продолжительность года юлианского календаря — 365 дней и 1/4 дня, что очень близко к продолжительности тропического года. Чтобы год содержал целое число дней, условились в течение трех лет считать в каждом году по 365 дней, а в четвертом — високосном (год, номер которого делится на 4 без остатка) — 366. В те времена добавочный день помещали между 23 и 24 фебруариуса и раз в четыре года его дважды считали до мартовских календ. Это делалось из суеверного опасения, чтобы эту операцию с календарем не заметили боги. По-латыни «шестой» — «секстус», а «еще раз шестой» — «биссекстус». На Руси греческая буква бэта (β) произносилась как «в». Так появилось слово «високос».

 

 

Семидневная неделя пришла в юлианский календарь с христианством, а названия шести дней недели в честь «блуждающих» светил — Солнца, Луны, Марса, Меркурия, Юпитера, Сатурна — были заимствованы из вавилонского календаря (так, например, слово «понедельник» произошло от слова «луна» и в английском языке — Monday, от moon — «луна», и в немецком языке — Montag, от Mond — «луна», и во французском языке — lundi, от lune — «луна»). Решение о нерабочем дне и праздновании воскресенья принял римский император Константин в 321 г.

В 325 г. состоялся Никейский Вселенский церковный собор, на котором было решено праздновать Пасху в первое воскресенье после первого весеннего полнолуния, т. е. полнолуния, следующего заднем весеннего равноденствия (21 марта).

Разница между юлианским и тропическим годами составляет 11 мин 14 с. За 128 лет накапливаются сутки. Таким образом, через 1200 лет после Никейского собора юлианский календарь отстал от природы на 10 дней, а дата весеннего равноденствия переместилась на 11 марта.

Итальянский ученый Лилио (Джильо) разработал календарь, уменьшив на три число високосных лет за 400 лет. Високосным он предложил считать лишь те вековые года, число столетий которых делится на 4 без остатка. Римский папа Григорий XIII буллой ввел этот новый календарь (отсюда и название —григорианский), отбросив лишние 10 дней. Таким образом, в 1582 г. после четверга 4 октября пятница уже была 15 октября, а весеннее равноденствие вновь пришлось на 21 марта. Средняя продолжительность года в таком календаре настолько близка к тропическому, что ошибка календаря в одни сутки накапливается лишь за 3300 лет.

В XX в. разница между календарями старого и нового стилей стала равна 13 суткам (из числа високосных были исключены 1700, 1800 и 1900 гг.). По обоим календарям 2000 г. считается високосным, а 2100 г. —  нет, поэтому с 2100 г. разница между стилями станет равна 14 суткам.

В Древней Руси новый год начинался в марте, в дни, близкие к весеннему равноденствию, когда появлялась молодая Луна. С принятием христианства в X в. на Русь пришел юлианский календарь с римскими наименованиями месяцев и семидневной неделей. В 1492 г. по византийским обычаям начало года перенесли на 1 сентября, а летоисчисление вели «от сотворения мира»: это был 7000 г. Слова «воскресенье» вместо «неделя», а «неделя» вместо «седмица» стали употреблять только в XVI в.

Новое летоисчисление на Руси было введено Петром I с 1 января 1700 г. «от Рождества Христова», которое последовало за 31 декабря 7208 г. «от сотворения мира».

 

 

ЛЕТОИСЧИСЛЕНИЕ КАЛЕНДАРЯ берет отсчет от какого-либо мифологического или исторического события. Начало летоисчисления в христианской эре (по церковным документам — с 724 г. н. э.) достаточно условно отнесено к рождению Иисуса Христа. С XV в. все документы римских пап имели даты «от Рождества Христова». Византийская же эра «от сотворения мира» отсчитывается от 1 марта 5508 г. до н. э.

Мусульманская эра называется «хиджра» (по-арабски — бегство, переселение). Основатель ислама пророк Мухаммед (Магомет) и его приверженцы переселились (бежали) из Мекки в Медину в сентябре 622 г. н. э. Халиф Омар I в 638 г. н. э. объявил год хиджры началом мусульманского летоисчисления, а началом года назначил 1-е число 1-го месяца (мухаррама), что соответствовало тогда 16 июля 622 г. н. э. Так, 1 мухаррама 1421 г. хиджры соответствует четвергу 6 апреля 2000 г. и. э. Мусульманская эра основана на лунном календаре.
 

 

Несмотря на довольно близкие по космическим масштабам расстояния планет от Земли, эти небесные тела очень трудно исследовать — ведь в отличие от звезд планеты не излучают собственного видимого света, они требуют специфических методов исследований, а изучение мелких деталей на поверхности вообще немыслимо без дорогостоящих космических экспериментов. Тем не менее первые систематические наблюдения планет (а также и Солнца), попытки понять их видимое движение по небу — это то, с чего начиналась самая древняя наука — астрономия.

 

 

ПОЧЕМУ НЕОБХОДИМО ИССЛЕДОВАТЬ планеты вместе с Землей? Прежде всего, чтобы лучше понимать тот мир, в котором мы живем, его происхождение и развитие, роль человека в нем. Жизнь человека, как и всего общества в целом, основана на прогнозировании событий. Для верного прогнозирования надо знать законы, управляющие миром. Яркий пример: именно исследование движения планет привело к открытию одного из основных законов, определяющих развитие мира, — закона всемирного тяготения. Оказалось, что математически простои закон удивительно точно описывает движение планет. С его помощью достаточно легко моделировать их движение. Ввиду очень большого по сравнению с поперечниками планет расстояния между ними, а также вследствие низкой плотности вещества в межпланетном пространстве и огромной массы Солнца по сравнению с массой планет, движение планет можно рассматривать как движение точек, обладающих определенной массой, в поле тяготения Солнца, а взаимное притяжение планет может учитываться в качестве малой поправки.

Точность прогнозирования движения планет (и Земли с Луной) достаточно велика, что помогает, например, определять моменты и обстоятельства солнечных затмений, зарегистрированных за всю историю человечества. Это, в частности, позволяет установить и хронологию многих исторических событий, если они «привязаны» к затмениям.

 

 

В ОСНОВЕ ИЗУЧЕНИЯ ЗЕМЛИ лежат два метода исследований. Первый метод — это дистанционное наблюдение, когда ученые регистрируют то или иное явление, которое затем интерпретируют с помощью построения соответствующих моделей (к таким способам наблюдений, например, относятся фотосъемка или исследование глубины океана с помощью специального гидроакустического прибора-эхолота). Второй метод — исследование, при котором «контактным» путем непосредственно изучают свойства объекта (например, химический состав, плотность, фазовое состояние, прочностные свойства и т. д.). Дистанционные исследования в большинстве случаев сводятся к анализу электромагнитного, акустического и корпускулярного излучений объекта. Так, исследование распространения акустических колебаний в теле Земли (сейсмических волн), возбуждаемых, в частности, при землетрясениях, позволяет познать особенности внутреннего строения нашей планеты.

Все методы, применяемые для исследования других планет, представляют собой развитие методов познания Земли — геологических, геодезических, картографических, геофизических и геохимических. Так, например, методы радиационной геохимической разведки, основанные на исследовании ядерных излучений, своеобразным образом трансформировались в методы изучения геохимии других планет. По спектрам их гамма- и рентгеновского излучения ученые определяют содержание радиоактивных элементов в коре безатмосферных тел Солнечной системы. Неоднородность распределения радиоактивных элементов на поверхности в сочетании с другими данными о планете позволяет судить о геологических процессах и строении ее недр. Методы так называемого нейтронного каротажа, используемые в земной геофизической разведке для поисков нефтяных месторождений, в применении к исследованиям планет позволили по спектрам нейтронов, рассеиваемых поверхностными слоями Луны и Марса, обнаружить на них неравномерно распределенные залежи водородосодержащих соединений.

 

 

МЕТОДЫ ПОЛУЧЕНИЯ ИНФОРМАЦИИ о планетах и спутниках также можно разделить на две группы:

— группа дистанционных методов наблюдения планет с Земли или с космических аппаратов (регистрация электромагнитного излучения планет или радиолокация);

— группа прямых методов изучения планет и их атмосфер.

Остановимся сначала на дистанционных методах. Электромагнитное излучение, приходящее от планет, исследуется в очень широком диапазоне — от гамма-лучей, возбуждаемых жестким корпускулярным и световым излучениями Солнца (что позволяет судить о составе, плотности, температуре верхних слоев атмосферы планет и о составе поверхностных слоев безатмосферных тел), до инфракрасного и радиоизлучения (что в сочетании с другими данными помогает изучить тепловой режим на планете, а рассеяние электромагнитных волн дает возможность судить о строении атмосфер планет и строении поверхности безатмосферных тел).

Радионаблюдения планет дают важнейшую информацию о свойствах их поверхностей. Например, эти методы используются для определения температуры на некоторой глубине под поверхностью, позволяют оценить величину диэлектрической постоянной вещества. Для изучения планет используется и радиолокация, которую можно выполнять как с Земли, так и с космических аппаратов. По изменению смещения частоты радиосигнала, посылаемого к Земле искусственным спутником планеты или космическим зондом в окрестности планеты, определяют ее массу и гравитационные аномалии. Кроме того, радиолокация с искусственных спутников планеты позволяет оценивать профили рельефа участков планеты и ее фигуру (форму), а при использовании радиолокаторов бокового обзора — изучать рельеф поверхности планеты по рассеянию радиоволн определенной длины. Для этих целей наряду с радиовысотомерами используются и лазерные альтиметры, у которых зондирующий импульс формируется на борту искусственного спутника при помощи лазера. Радиолокационные исследования дают возможность также оценить характерные углы склонов поверхности и степень ее изрытости.

 

 

И все же основную массу информации о планетах получают путем регистрации излучения в ультрафиолетовом, видимом и инфракрасном диапазонах спектра. Самый распространенный метод — съемка поверхности планет или Луны в видимом диапазоне излучения, что позволяет производить фотометрические измерения участков и определять отражательную способность поверхности (альбедо), а также поляризационные свойства самого поверхностного слоя. На основе этих данных создаются карты планет, на которых отображается информация о распределении видимой яркости в различных диапазонах спектра и информация о поляризации излучения, а также и другие характеристики поверхности. Наблюдая инфракрасную область спектра, ученые определяют температуру поверхности. По характеру изменения температуры поверхностного слоя выделяют районы с различной толщиной пылевого покрова, с выходами скальных пород и обилием скальных фрагментов на поверхности. Много важной информации дают изображения поверхности планет в различных лучах спектра, получаемые космическими аппаратами с близкого расстояния. Для этого широко используются такие детекторы излучения, как ПЗС-матрицы, позволяющие преобразовать изображение в сочетание электрических импульсов, представить его в цифровой форме и передать на Землю по радиоканалу развертку изображения в виде последовательности цифровых сигналов. Изучение планет и спутников с поверхности Земли существенно затрудняется тем, что атмосфера нашей планеты пропускает электромагнитные колебания лишь в определенных участках спектра. Кроме того, неспокойная земная атмосфера ограничивает угловое разрешение находящихся на поверхности Земли оптических телескопов. Частично эти трудности удается преодолеть, выбирая для размещения астрономических инструментов места на значительных высотах с подходящими для исследований условиями, создавая телескопы с адаптивной (приспосабливающейся) оптикой, компенсирующей неспокойность атмосферы, и разрабатывая специальную методику получения и обработки изображений. В настоящее время все же наиболее ценную информацию о планетах получают не с Земли, а с помощью космических аппаратов, для чего, конечно, требуются специальные методы, обеспечивающие не только проведение самих наблюдений, но и передачу их результатов на Землю. Атмосфера поглощает все коротковолновое излучение, а также значительную часть инфракрасного излучения, миллиметрового и сантиметрового радиоизлучения. Полностью использовать весь диапазон излучения позволяют только наблюдения с борта космических аппаратов, работающих за пределами земной атмосферы. Однако для некоторых исследований мало выйти за пределы атмосферы; необходимо приблизить к планете приемник излучения. Например, низкая интенсивность гамма- и рентгеновского излучения лунной поверхности допускает его уверенную регистрацию только при достаточной близости к поверхности, с низких селеноцентрических орбит (порядка 100 км над поверхностью Луны). Так, исследуя гамма-излучение поверхностных пород Луны, получили данные о присутствии в них естественных радиоактивных элементов — калия, тория и урана, а также узнали содержание некоторых породообразующих элементов, таких, как кислород, кремний, магний и железо. Полученные данные позволили оценить химический состав вещества и определить тип пород, слагающих различные участки лунной поверхности.

 

 

Обратимся теперь к прямым методам изучения планет. Они в принципе не отличаются от прямых методов исследования Земли. Основные трудности создают два фактора. Во-первых, заранее плохо известен диапазон ожидаемых регистрируемых величин, что в условиях автоматических измерений требует тщательного предварительного планирования эксперимента, а при резких ограничениях на массу и энергопотребление на космических аппаратах вынуждает при последующих запусках наращивать точность измерений. Во-вторых, это сложности технического осуществления эксперимента, дороговизна и трудность его проведения, проблема обеспечения высокой надежности и устранения систематических и случайных ошибок, способных привести к ложной интерпретации результатов. На первых этапах космических исследований, когда стоимость средств доставки была гораздо выше стоимости научного оборудования, космические аппараты несли разнообразную аппаратуру, способную за одну экспедицию получить как можно более полную информацию.

По мере миниатюризации научной аппаратуры и удешевления средств доставки стали использоваться малые космические аппараты, позволяющие проводить исследования при существенно меньших затратах.

 

 

МОЖНО ОТДЕЛЬНО ВЫДЕЛИТЬ три направления прямых методов исследований планет и Луны:

— проведение длительного мониторинга — так называемых «служб» — тех или иных процессов (погоды, сейсмики и т. д.);

— поиск биологических процессов;

— проведение прямых исследований с непосредственным участием человека.

Осуществление постоянного мониторинга требует разработки специальной аппаратуры, обеспечивающей длительную работу при тщательном контроле параметров прибора в меняющихся условиях, а также использующей специальные методы передачи данных, как правило через ретранслятор. В качестве ретранслятора обычно выступает другой космический аппарат — искусственный спутник планеты. Ретрансляторы на космических зондах используются и при передаче данных со спускаемых аппаратов.

При поиске биологических процессов на Марсе эксперименты отличались большой сложностью, поскольку различить биохимические и небиохимические процессы можно только с использованием очень тонкого анализа продуктов реакций, основанного на теоретических представлениях, без помощи которых нельзя получить однозначную интерпретацию экспериментов.

Что касается непосредственного участия человека в прямых исследованиях планет, то оно могло бы значительно ускорить процесс исследования, ведь человек способен гибко менять стратегию и тактику проведения научных экспериментов с учетом конкретных условий. Проблема здесь в том, что стоимость человеческих экспедиций на другие планеты слишком велика (например, экспедиции 12 астронавтов на Луну, осуществленные по программе «Аполлон», стоили более 24 млрд долларов), поэтому значительно дешевле проводить многоэтапные исследования с последующей обработкой их результатов на Земле. Одним из промежуточных результатов таких исследований может быть, например, доставка с планет на Землю взятых образцов грунта.

 

 

В нашей Солнечной системе известно девять планет: ближайшие к Солнцу четыре планеты принято называть планетами земной группы, а следующие четыре — планетами-гигантами. Девятая планета — Плутон — не входит ни в какую группу.

 

 

Планеты земной группы похожи между собой по размерам, массе и составу пород. В нее входят Меркурий, Венера, Земля и Марс. Поверхности этих небесных тел сложены твердыми породами со средней плотностью вещества от 3,9 г/см³ у Марса до 5,5 г/см³ у Земли. Размеры рассматриваемых планет сравнительно невелики. Средний радиус Венеры 6051 км лишь на 5% меньше среднего радиуса Земли (6371 км). Марс почти в два раза меньше Земли, его средний экваториальный радиус равен 3393 км. Самая маленькая из всех в этой группе — ближайшая к Солнцу планета Меркурий, его радиус 2439 км. Меркурий находится в среднем на расстоянии 58 млн км, или 0,4 а. е. от центрального светила (1 а. е. — одна астрономическая единица — это среднее расстояние от Земли до Солнца). Радиус орбиты Венеры — 0,7 а. е., а Марс расположен в 1,5 раза дальше от Солнца, чем Земля.

Периоды обращения планет закономерно увеличиваются по мере удаления от Солнца. Быстрее всех по орбите движется Меркурий (со скоростью 48 км/с), совершающий оборот вокруг Солнца всего за 0,24 земного года. Венера, двигаясь со скоростью 35 км/с, совершает один оборот за 0,62 года. Земля — за один год (ее скорость около 30 км/с), а Марс, средняя орбитальная скорость которого 24 км/с, — за 1,9 года.

Наиболее сплюснута орбита Меркурия (ее эксцентриситет равен 0,2, а самый маленький эксцентриситет у орбиты Венеры (0,01), так что она движется почти точно по окружности). Наклон полярной оси значителен только у Земли — 23° и у Марса — 25°, что приводит к смене времен года на этих планетах в отличие от Меркурия и Венеры, где времена года, аналогичные земным, отсутствуют.

Чем дальше планета находится от Солнца, тем меньше тепла и света она получает, однако температура на ее поверхности зависит также и от того, есть ли у планеты атмосфера и каков ее состав. Меркурий практически лишен атмосферы, и солнечные лучи беспрепятственно проникают к поверхности. Максимальная температура на этой планете составляет около 700 К. Однако самая высокая температура наблюдается на поверхности второй от Солнца планеты — Венеры (хотя она расположена почти в два раза дальше Меркурия), поскольку ее мощная атмосфера из углекислого газа удерживает тепло, сохраняя днем и ночью постоянную температуру — около 735 К. На Земле среднегодовая температура близка к 290 К, а на Марсе из-за сильно разреженной углекислой атмосферы — лишь 220 К.

По периоду вращения вокруг оси первые две планеты (Меркурий и Венера) сильно отличаются от Земли и Марса, продолжительность суток на которых очень близки: 23,9 и 24,6 ч соответственно. Меркурий вращается в 58 раз медленнее, чем Земля, а Венера — в 243 раза медленнее, при этом Венера вращается вокруг оси в обратном направлении (по отношению к орбитальному движению).

 

 

ГРУППУ БОЛЕЕ УДАЛЕННЫХ ОТ СОЛНЦА ПЛАНЕТ, к которым относятся Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун, называют планетами-гигантами. Они совершенно не похожи на планеты земной группы. Они очень массивны: на их долю приходится 99,5% всей массы планетной системы. Масса Юпитера, например, в 318 раз превосходит массу Земли. Сатурн превосходит по массе Землю в 95 раз. Почти вся кинетическая энергия вращения и практически весь момент импульса Солнечной системы приходится на планеты-гиганты. Средняя плотность вещества планет-гигантов удивительно низкая: от 0,7 г/см³ у Сатурна до 1,6 г/см³ у Нептуна. Самое любопытное, что у них нет твердой поверхности в привычном для нас смысле. Они состоят в основном из водорода и гелия. Видимая поверхность этих планет — на самом деле облачный покров мощной атмосферы, окружающей океан сжиженного молекулярного водорода.

Периоды обращения планет-гигантов вокруг Солнца порой превышают среднюю продолжительность жизни людей на нашей планете: от 12 лет у Юпитера до 165 лет у Нептуна. Однако вращаются они вокруг оси очень быстро, быстрее, чем любая из планет земной группы: средний период вращения видимой поверхности Юпитера составляет 9,8 ч, а Нептуна — 17,8 ч. Девятая планета — Плутон — самая маленькая, ее диаметр — около 2400 км — меньше, чем у Луны!

 

 

Наша планета уникальна, и не только потому, что мы на ней живем. Это единственная планета, где имеются большие объемы жидкой воды (что сыграло решающую роль в возникновении жизни), где атмосфера не слишком разрежена, чтобы пропускать жесткое солнечное излучение, и не слишком плотная, чтобы скрывать небо от ее обитателей.

 

 

ЗЕМЛЯ (астрономический символ _⊕) — одна из девяти планет Солнечной системы. Подобно другим планетам, она движется вокруг Солнца по эллиптической орбите, большая полуось которой (т. е. среднее расстояние между центрами Земли и Солнца, названное астрономической единицей — а. е.) в астрономии принята в качестве единицы длины для измерения расстояний между небесными телами в пределах Солнечной системы. Расстояние от Земли до Солнца в разных точках орбиты неодинаковое. В перигелии (самой близкой к Солнцу точке земной орбиты, ее Земля проходит 3 января) оно приблизительно на 2,5 млн км меньше, а в афелии (самой удаленной от Солнца точке орбиты, в которой Земля бывает 3 июля) — на столько же больше среднего расстояния, составляющего около 150 млн км. Плоскость земного экватора наклонена к плоскости орбиты на угол 23°27'. Суточное вращение Земли происходит практически с постоянной угловой скоростью и составляет период 23 ч 56 мин 4,1 с. У Земли есть единственный естественный спутник —Луна. Масса Земли была определена путем экспериментальных измерений гравитационной постоянной и ускорения силы тяжести и оказалась равной

5,974 х  10²⁴ кг.

Мировой океан, средняя глубина которого 3900 м, занимает 71% поверхности Земли (около 361 млн км²). Суша составляет всего 29% (149 млн км²). Горы, особенно высокие, так же как и глубоководные впадины, занимают незначительную часть планеты. На современных континентах распространены главным образом низменные равнины. Изучением поверхности Земли и ее недр занимается наука геология, проблемами Мирового океана — океанология состоянием атмосферы Земли — метеорология, внутренним строением Земли —сейсмология. Совокупность знаний, полученных на Земле, служит основой для изучения остальных планет земной группы — Меркурия, Венеры и Марса, которые по своим физическим характеристикам (размерам, массе, средней плотности, скорости вращения) близки к Земле.

 

 

КАК И ДРУГИЕ ПЛАНЕТЫ, Земля имеет слоистое строение по вертикали. У нее выделяют несколько сферических оболочек, различающихся по химическому составу, фазовым состояниям вещества, плотности и другим физико-химическим характеристикам. Подобно другим планетам земной группы. Земля имеет твердую оболочку, в которой сосредоточена большая часть ее массы. Кроме того, Земля обладает газовой атмосферой, жидкой оболочкой - гидросферой, которая составляет Мировой океан, а также биосферой — оболочкой, состав, структура и эволюция которой обусловлены в значительной степени прошлой и современной деятельностью живых организмов. Максимальная высота гор на планете зависит от сил гравитации. На Земле максимальная высота гор составляет около 10 км, а, например, на Марсе, где гравитационное поле в 2,5 раза слабее земного, — около 25 км.

Информацию о земных недрах получают, исследуя данные о распространении в глубь Земли сейсмических волн — механических колебаний, возникающих при землетрясениях и взрывах. Полезными при построении модели Земли оказываются также данные об измерениях теплового потока, выходящего из ее недр, и результаты определений общей массы и полярного сжатия нашей планеты. Поток тепла из недр в разных участках поверхности Земли неодинаков. В среднем он близок к величине 6,7 х 10^-2 Вт/м², что соответствует суммарному выходу энергии 10²¹ Дж в год. Главным источником энергии внутри Земли служит распад радиоактивных элементов, входящих в состав земных пород. У земных недр различают три основные части: кору, мантию (оболочку) и ядро. Кора — самая внешняя тонкая (10 - 100 км), твердая и наименее плотная оболочка. Минимальную толщину она имеет в океанических областях, а максимальную — в горных районах материков. Под корой находится твердая и толстая (1000 - 3000 км) оболочка — мантия, имеющая сложное строение и промежуточную плотность, меняющуюся с глубиной. Мантия подразделяется на верхнюю (850 - 900 км) и нижнюю (около 2000 км), в которой температура близка к точке плавления. Ядро Земли разделяют на внешнее (жидкое) и внутреннее (твердое). Давление в центре Земли превышает 3,6 х 10¹¹ Па, а температура — 6000°С. Плотность достигает значения 12 500 кг/м³. Средняя плотность вещества Земли равна 5500 кг/м³.

Химический состав основных частей земных недр также существенно различен. Ядро, по-видимому, состоит из железа. В земной коре преобладают оксид кремния SiO2 и оксид алюминия Аl2O3. В литосфере (твердом веществе Земли) основными элементами являются железо (34,6%), кислород (29,5%), кремний (15,2%) и магний (12,7%).

Химический состав вещества Земли существенно отличается от солнечного и совершенно не соответствует средней распространенности элементов в космосе, так как по сравнению с космосом в составе Земли очень мало водорода, гелия и других легких газов.

 

 

ОСНОВНЫМИ ИСТОЧНИКАМИ ЭНЕРГИИ в недрах планет являются радиоактивный распад элементов и так называемая гравитационная дифференциация. Второй процесс представляет собой постепенное перемещение вещества в недрах планеты по вертикали под действием гравитационных сил; тяжелые фрагменты постепенно тонут, а легкие всплывают. Этот процесс на нашей планете еще не завершен. Внутри ее происходят постоянные перемещения, которые сопровождаются фазовыми переходами, изменениями химического состава и т. д. Подобные глубинные процессы влияют на земную кору, вызывая деформацию и горообразование. Такого рода явления называются тектоническими. Им родственны вулканические процессы. В верхней мантии существуют небольшие области, где температура достаточна для плавления ее вещества. Расплавленное вещество (магма) выдавливается вверх и прорывается через кору. Происходит вулканическое извержение, при котором из недр также выбрасываются водяной пар, углекислый газ и другие газы.

Поверхности планет и их спутников формируются двумя группами процессов — внутренними (к ним относятся тектонические и вулканические) и внешними (изменение поверхности в результате падений метеоритных тел, что приводит к образованию кратеров; механическая эрозия, т. е. полное или частичное разрушение или повреждение какой-либо поверхности под действием ветра, осадков, воды, ледников; химическое взаимодействие с атмосферой и гидросферой). На Земле к перечисленным внешним процессам добавляется воздействие биосферы.

К тому же наша планета окружена протяженной и достаточно плотной атмосферой, вследствие чего основное количество метеоритных тел сгорает при взаимодействии с ней, так и не долетев до поверхности Земли.

 

 

ЗЕМЛЯ ОКРУЖЕНА протяженной атмосферой, не имеющей четкой верхней границы. Средняя молекулярная масса земной атмосферы у поверхности планеты равна 28,8, а ее давление на уровне поверхности океана составляет (при нормальных условиях) приблизительно 100 Па. Вертикальную структуру атмосферы, т. е. изменения физико-химических характеристик с высотой (распределение различных химических элементов, входящих в состав атмосферы, по высоте, состояние ионизации и плотность вещества на различных высотах и т. д.), определяют поле тяготения планеты, а также температура и химический состав атмосферы. Основными газами, входящими в состав нижних слоев атмосферы Земли, являются азот (около 78,1% по числу частиц) и кислород (почти 21% по числу частиц). Других газов существенно меньше (например, аргона — около 0,9%, водяного пара — около 0,1%).

Водород и гелий — самые распространенные элементы почти во всех небесных объектах, но в нижних слоях земной атмосферы они практически отсутствуют. Эти элементы обнаружены лишь в верхних ее слоях — геокороне. Они становятся основными компонентами атмосферы только на высотах порядка нескольких сотен километров (гелий преобладает в атмосфере начиная с 500 - 1000 км, а на еще больших высотах атмосфера состоит практически из чистого водорода — самого легкого газа). Однако общее их содержание во всей атмосфере ничтожно мало по сравнению с другими химическими элементами. К тому же количество водорода и гелия постоянно уменьшается, так как поле тяготения Земли на таких больших расстояниях от ее поверхности уже не в силах удержать молекулы этих газов и они улетают в межпланетное пространство.

 

 

Первые данные о верхней атмосфере Земли были получены с помощью ракет, достигавших высот 200 - 400 км. В настоящее время практически вся имеющаяся информация приобретается с помощью ИСЗ. Установлено, что воздух в атмосфере распределен так, что почти половина его сосредоточена на высотах ниже 6 км, половина оставшегося вещества атмосферы — ниже 12 км и т. д. Плотность воздуха падает с высотой, и если у поверхности Земли она приблизительно равна 1,3 кг/м³, то на высоте 120 км составляет уже 2,45 х 10^-8 кг/м³, а на высоте 2500 км — 4,9 х 10^-17 кг/м³. На высотах 500 - 1000 км плотность атмосферы может меняться в 10 - 100 раз в течение суток и в зависимости от 11-летнего периода солнечной активности, причем наибольшая плотность характерна для дневного времени суток и для максимума солнечной активности, а наименьшая — для ночного времени и для минимума солнечной активности. Химический состав атмосферы также заметно меняется в зависимости от времени и высоты.

По физическим процессам атмосферу можно разделить на две области: хемисферу (ниже 80 км), где существенную роль играют химические процессы, и ионосферу (выше 80 км), где преобладают электрические процессы. Наличие электронов и ионов в верхних слоях атмосферы, а также появление в них атомов, не связанных в молекулы (например, на высотах порядка 200 км атомарного кислорода больше, чем молекулярного азота), и более простых (по сравнению с нижними слоями) молекул обусловлено тем, что верхние слои земной атмосферы интенсивно поглощают ультрафиолетовое излучение Солнца. На высотах между 20 и 30 км максимальна плотность озона (О3), здесь поглощается почти вся та солнечная радиация, которая губительна для живых организмов.

Каждому атмосферному слою соответствует своя температурная зависимость. В тропосфере — нижнем слое атмосферы — температура постепенно падает с высотой. Это область изменений погоды. Над ней расположена стратосфера, которая характеризуется постоянной температурой порядка -55° С. Еще выше находится мезосфера, в которой температура сначала растет, а затем падает до -65°С. Выше 80 км температура монотонно возрастает и на высоте около 350 км достигает постоянного значения — около +1300°С.

Благодаря тому, что экваториальные атмосферные массы прогреваются сильнее полярных, в верхних слоях атмосферы происходят постоянные перемещения воздушных масс как в горизонтальном, так и в вертикальном направлениях, что приводит к образованию крупномасштабной турбулентности (перемешиванию) в атмосфере.

 

 

НАЛИЧИЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ЗЕМЛИ - одна из особенностей нашей планеты. Магнитный полюс Земли, к которому притягивается черный конец стрелки компаса (он указывает на север), не совпадает с Северным географическим полюсом. Его координаты 76° с. ш. и 101° з. д., координаты Южного полюса —66° ю. ш. и 140° в. д. Индукция магнитного поля Земли у полюса составляет 6,2 х 10^-5 Т (Тесла), а у экватора — 3,1 х Ю^-5 Т.

Изучение намагниченности изверженных и осадочных пород показывает, что Северный и Южный магнитные полюсы Земли иногда меняются местами. Считается, что собственное магнитное поле нашей планеты возникает благодаря наличию электрических токов в ее расплавленных недрах.

Под действием солнечного ветра — потока заряженных частиц от Солнца — область вокруг Земли, содержащая ее магнитное поле (магнитосфера), имеет несимметричную конфигурацию: с освещенной Солнцем стороны Земли она ограничена примерно сферической поверхностью с радиусом 10 - 15 радиусов Земли (R), а с противоположной стороны вытянута, подобно хвосту кометы, на расстояние до нескольких тысяч R. Магнитосфера защищает планету от губительных для живых организмов быстрых заряженных частиц, непрерывно летящих от Солнца.

 

 

Луна — это естественный спутник Земли и самое близкое к нам небесное тело, ведь расстояние до нее всего около 400 тыс. км. Это единственное космическое тело, на котором побывали люди. На Луне нет атмосферы, нет рек и озер, растительности и живых организмов. Лунный мир негостеприимен: поверхность спутника днем раскаляется солнечными лучами, а по ночам там космический холод.

 

 

На сегодняшний день Луна хорошо исследована как с помощью наземных телескопов, так и благодаря полетам более 50 космических аппаратов (КА) и космических кораблей (КК) с космонавтами. КА «Луна-3» (СССР, 1959 г.) и «Зонд-3» (СССР, 1965 г.) впервые сфотографировали восточную и западную части невидимого с Земли полушария Луны; искусственные спутники Луны исследовали ее гравитационное поле и рельеф: самоходные аппараты «Луноход-1» и «Луноход-2» передали на Землю множество снимков и информацию о физико-механических свойствах грунта; 12 американских астронавтов с помощью КК «Аполлон» (США) в 1969 - 1972 гг. побывали на Луне, где провели исследования на поверхности в шести различных местах посадок. Астронавты установили там специальную научную аппаратуру. Они привезли на Землю около 400 кг лунных пород. КА «Луна-16», «Луна-20» и «Луна-24» (СССР) в автоматическом режиме выполнили бурение и доставку лунного грунта; космические аппараты нового поколения «Клементина» (1994) и «Лунар Проспектор» (1999) получили более точные сведения о рельефе и гравитационном поле Луны, а также обнаружили на поверхности следы возможных залежей водородосодержащих материалов, вероятно, водяного льда. В частности, повышенная концентрация этих материалов отмечается в постоянно затененных понижениях около полюсов.

Луна движется по траектории сложной формы под воздействием тяготения в основном двух небесных тел — Земли и Солнца, при этом солнечное притяжение вдвое больше земного. Земля удерживает Луну на среднем расстоянии в 384 400 км. В самой далекой от Земли точке лунной орбиты — апогее — это расстояние увеличивается до 405 500 км, а в самой близкой — перигее — уменьшается до 363 300 км.

Период обращения Луны вокруг Земли (сидерический месяц) составляет 27,3 суток, но из-за того, что вместе с Землей Луна обращается вокруг Солнца, ее положение относительно линии Солнце — Земля повторяется через несколько больший промежуток времени, равный 29,5 суток. За этот период, называемый синодическим месяцем, Луна проходит все фазы от новолуния к первой четверти, полнолунию, последней четверти и снова возвращается к фазе новолуния. Луна вращается вокруг своей оси с постоянной угловой скоростью в том же направлении, в котором она обращается вокруг Земли, и с тем же периодом — 27,3 суток. Именно поэтому с Земли мы видим только одно полушарие, которое так и называют — видимое, а другое, скрытое от наших глаз, невидимое полушарие называют обратной стороной Луны.

Сочетание равномерного вращения Луны вокруг оси с неравномерным движением по эллиптической орбите приводит к тому, что наблюдатель с Земли может немного заглядывать за границу видимого полушария с западного и восточного краев Луны примерно на 8° от среднего положения. Это явление называется оптической либрацией по долготе. Существует также оптическая либрация по широте, возникающая из-за того, что ось вращения Луны немного наклонена к плоскости ее орбиты.

 

 

ФОРМА ЛУНЫ изучена очень хорошо. Фигура, образованная физической поверхностью Луны, близка к правильной сфере со средним радиусом 1737,5 км. Центр этой фигуры сдвинут относительно центра масс Луны примерно на 2 км в сторону Земли. Площадь поверхности лунного шара составляет около 38 млн км² или 7,4% от площади земной поверхности, а объем — 2% от объема Земли. Соотношение масс Луны и Земли составляет 1 : 81,3. По данным о размерах и массе Луны можно подсчитать ее среднюю плотность — 3,34 г/cм³ что значительно меньше средней плотности Земли (5,51 г/см³).

Сила тяжести на Луне в шесть раз меньше, чем на Земле, поэтому человек, находясь на ее поверхности, будет ощущать, что его тело утратило 5/6 своего веса.

Поскольку масса Луны относительно мала, газовой оболочки — атмосферы — у нее практически нет: Луна не смогла бы удержать ее сколько-нибудь долго. Поэтому поверхность Луны освещается прямыми солнечными лучами. Тени от неровностей рельефа очень глубоки и черны из-за отсутствия рассеянного света.

 

 

На поверхности Луны выделяют области двух типов: светлые материковые, занимающие 83% поверхности, и темные области, названные морями еще в середине XVII в., когда предполагалось, что там имеется вода. Поскольку названия морей в течение нескольких столетий использовались на картах Луны, их не стали менять, когда выяснилось, что воды на Луне нет. Причем в этих названиях, предложенных в 1651 г. итальянским астрономом Джованни Риччоли (1598 - 1671), отразилось бытующее в то время мнение, будто фазы Луны влияют на погодные условия на Земле (в действительности прямая связь здесь отсутствует). Поэтому в восточной части видимого полушария моря носят названия: Спокойствие, Нектар, Ясность, Изобилие, а в западной части: Океан Бурь, Море Дождей, Море Влажности и Море Облаков.

 

 

По минералогическому составу и содержанию отдельных химических элементов лунные породы очень близки к земным породам типа базальтов на темных участках поверхности (морях) и к породам, называемым анортозитами, на светлых участках (материках). Для анортозитов характерно более высокое, чем для базальтов, содержание окислов алюминия и кальция и меньшее количество окислов железа и титана.

Преобладающий тип образований лунной поверхности - кратеры самых разных размеров, от сотен километров до нескольких десятков сантиметров в поперечнике, появившиеся в результате ударов метеоритов о поверхность. Кратеры отличаются не только размерами, но и степенью разрушенности окружающего вала: сравнительно молодые кратеры имеют четко выраженный вал, а более древние — разрушенный вал. У большинства молодых кратеров на внутренних стенках вала имеются своеобразные ступеньки (террасы), а на дне встречаются центральные горки. Также на дне некоторых кратеров можно видеть трещины или цепочки из еще более мелких кратеров. Дно ряда кратеров залито лавой. У самых молодых кратеров поперечником в десятки километров при отвесно падающих лучах Солнца (в полнолуние) можно видеть радиально расходящиеся светлые полосы, простирающиеся на сотни, а иногда и тысячи километров. Это результат выброса вещества при образовании кратера. Примерами таких кратеров являются Тихо, Коперник и другие. Есть на Луне и гигантские цепочки кратеров, протянувшиеся к северо-западу от Моря Восточного на тысячи километров. Кроме того, на Луне встречаются долины шириной в несколько десятков километров и длиной в сотни километров, а также горные массивы, которые чаще всего окаймляют круговые моря. Польский астроном Ян Гевелий (1611 - 1687) еще в 1647 г. предложил называть их по именам земных гор: Апеннины, Алтай, Кавказ, Карпаты. Самые высокие лунные горы — Апеннины — достигают 6 км. Кратеры называют в честь астрономов, философов и других ученых.

 

 

Уточнить внутреннее строение Луны помогли исследования скоростей распространения сейсмических волн, возникавших при ударе о поверхность Луны последних ступеней ракеты-носителя и лунных отсеков КК «Аполлон».

Условно лунные недра разделяют на пять зон. Самая верхняя зона толщиной, или, как иногда говорят, мощностью, 60 - 100 км, отождествляется с лунной корой, образованной породами анортозитового состава. Вторая зона — верхняя мантия имеет мощность около 250 км. Третья зона — средняя мантия толщиной около 500 км (здесь находятся очаги глубоких лунотрясений). Предполагается, что морские базальты возникли вследствие частичного плавления вещества в средней мантии. Четвертая зона — нижняя мантия, вещество которой может находиться в расплавленном состоянии. Таким образом, на глубине около 800 км кончается твердая оболочка — литосфера Луны. Температура в верхней части этого слоя может доходить до 1500° С. На глубине 1400 - 1500 км было обнаружено резкое уменьшение скорости продольных сейсмических волн. Эта граница отмечает начало пятой зоны — лунного ядра.

 

 

Ближайшая к Солнцу планета названа в честь римского бога Меркурия (у греков он известен как Гермес) — посланника богов и бога зари, покровителя торговцев и путешественников. Древние египтяне называли эту планету Собкоу, в Скандинавии и Германии она была известна как Один, в Японии — Суйсей, в Индии — Будх. Меркурий находится на среднем расстоянии 58 млн км, или 0,4 а. е. (астрономической единицы) от Солнца, яркий свет которого мешает наблюдать эту планету с поверхности Земли. Двигаясь по сильно вытянутой орбите, Меркурий в перигелии приближается к Солнцу на расстояние 0,31 а. е., а в максимальном удалении (афелии) находится на расстоянии 0,47 а. е. от него, совершая полный оборот за 88 земных суток.

 

 

 Долгое время считалось, что Меркурий вращается вокруг своей оси синхронно с движением вокруг Солнца (т. е. с тем же периодом) и обращен к нему всегда одним полушарием. Однако в 1965 г. методами радиолокации с Земли было установлено, что период вращения этой планеты составляет только 58,6 суток, т. е. за 2/3 своего года Меркурий завершает полный оборот вокруг своей оси. Сложение осевого и орбитального движений приводит к тому, что, находясь на линии Солнце — Земля, Меркурий всегда повернут одной и той же стороной к нам. Солнечные сутки (промежуток времени между верхними или нижними кульминациями Солнца) продолжаются на планете 176 земных суток.

Меркурий получает в шесть раз больше солнечного света на единицу площади, чем Земля, причем весьма значительная часть солнечной энергии поглощается, поскольку поверхность планеты темная, отражающая лишь 12 - 18% падающего света. В перигелии температура освещенной поверхности достигает 700 К, а в афелии она составляет примерно 560 К. Поверхностный слой планеты (реголит) сильно измельчен и служит прекрасной теплоизоляцией, так что на глубине нескольких десятков сантиметров от поверхности температура постоянная — около 350 К. На ночной стороне температура поверхности опускается до 100 К.

У Меркурия обнаружена чрезвычайно разреженная гелиевая атмосфера, создаваемая солнечным ветром — потоками заряженных частиц, непрерывно «дующих» от Солнца. В среднем каждый атом гелия находится в атмосфере Меркурия около 200 дней, а затем покидает планету. Давление такой атмосферы у поверхности в 500 млрд раз меньше, чем у поверхности Земли. Кроме гелия, выявлено ничтожное количество водорода, следы аргона и неона. Слабое магнитное поле планеты составляет менее 1% от напряженности магнитного поля Земли.

Ускорение свободного падения на Меркурии равно 3,68 м/с². Космонавт на этой планете будет весить почти в три раза меньше, чем на Земле! Ввиду того, что средняя плотность Меркурия почти такая же, как и Земли, предполагается существование у Меркурия металлического ядра, занимающего примерно половину объема планеты. Над ядром расположены мантия и силикатная оболочка.

 

 

СОСТАВИТЬ ТОЧНЫЕ КАРТЫ поверхности планеты и увидеть мелкие детали ее рельефа впервые удалось лишь благодаря космическому аппарату (КА) «Маринер-10», запущенному в 1973 г. в США. Этот КА три раза приближался к Меркурию и фотографировал разные участки поверхности планеты. В общей сложности удалось заснять 45% ее поверхности — в основном Западное полушарие. Были также уточнены данные о радиусе планеты — 2439 км и ее массе — 5,5% от массы Земли. Самые лучшие фотографии поверхности Меркурия, полученные КА «Маринер-10», содержали детали размером до 100 м. На некоторых снимках хорошо видны следы излияния лавы и уступы, называемые эскарпами. По-видимому, интенсивная бомбардировка метеоритами поверхности Меркурия на заре формирования Солнечной системы в ряде случаев приводила к таким излияниям.

Сфотографированная часть поверхности Меркурия удивительно похожа на лунную поверхность: множество кратеров различных размеров покрывают эту планету, однако в некоторых областях, которые называют равнинами, плотность кратеров существенно меньше — совсем как на лунных морях.

Меркурианский рельеф имеет поднятия различных форм. В среднем они меньше, чем на Луне. Профили высот изучают с помощью наземных радиолокационных исследований — таким путем удалось выявить несколько крупных кольцевых структур диаметром более 300 км на участке, еще не заснятом космическим аппаратом.

Уже давно была высказана гипотеза о том, что Меркурий — это очень давно потерянный спутник Венеры.

 

 

Венера — с амый яркий объект на небосводе, если исключить Луну и Солнце: из всех планет в своем орбитальном движении Венера ближе всего подходит к Земле. Масса и размер Венеры также близки к земным, но этим сходства с нашей планетой почти исчерпываются. Условия на Венере совсем непохожи на земные. Облачный слой Венеры лишен просветов, поэтому долгое время оставалось загадкой, что же представляет собой ее поверхность.

 

 

Венера удалена от Солнца на 108 млн км (в перигелии это расстояние равно 107 млн км, а в афелии — 109 млн км). Радиус Венеры — 6052 км, а масса составляет 81% массы Земли. Венера обращается вокруг Солнца в ту же сторону, что и другие планеты, совершая полный оборот за 225 суток. Период ее вращения вокруг оси (243 суток) удалось определить лишь в начале 60-х гг. XX в., когда для измерения скоростей вращения планет стали применять методы радиолокации. В отличие от других планет, у которых направления обращения и вращения совпадают, Венера вращается вокруг оси в сторону, противоположную орбитальному движению. Вследствие этого солнечные сутки на Венере короче времени ее полного поворота вокруг оси и составляют 117 земных суток. Год на Венере лишь вдвое больше суток. Атмосфера Венеры на 96,5% состоит из углекислого газа и почти на 3,5% из азота. Другие газы (водяной пар, кислород, окись и двуокись серы, аргон, неон, гелий и криптон) составляют менее 0,1%. Однако следует иметь в виду, что венерианская атмосфера намного мощнее нашей, так что азота там, например, в пять раз больше по массе, чем на Земле.

Туманная дымка в атмосфере Венеры простирается с высоты 30 км до высоты 48 - 49 км. Далее до высоты 70 км идет облачный слой, содержащий капельки концентрированной серной кислоты. Облака Венеры отражают 3/4 приходящего солнечного света.

На вершине самых высоких гор Венеры — Гор Максвелла (высотой около 11 км) давление атмосферы составляет 45 бар, а на дне Каньона Дианы — 119 бар. Для сравнения: давление земной атмосферы у поверхности Земли — всего 1 бар. Атмосфера Венеры — самая мощная среди атмосфер планет земной группы. Такая плотная атмосфера, состоящая в основном из углекислого газа, пропускает к поверхности планеты около 23% солнечного излучения, нагревающего поверхность Венеры. Поглощенная энергия не накапливается, а покидает планету в форме теплового инфракрасного излучения. Однако это излучение с трудом проходит сквозь атмосферу, и только при температуре 730 - 740 К уходящий поток энергии оказывается равным приходящему к поверхности, поэтому на Венере температура поверхности столь высока, причем независимо от широты местности. Атмосфера просто не дает поверхности остыть. Такой механизм поддержания высокой температуры называется парниковым эффектом. Естественно, что высоко в горах, где толщина атмосферы меньше, температура ниже на несколько десятков градусов.

 

 

Первым аппаратом, опустившимся на поверхность этой планеты в рабочем состоянии, стал космический аппарат (КА) «Венера-7» (1970). Он передал данные о составе атмосферы, температуре различных ее слоев и температуре поверхности, а также о давлении, равном примерно 90 земным атмосферам. Затем, в октябре 1975 г., два КА «Венера-9» и «Венера-10» осуществили мягкую посадку на освещенной стороне планеты на расстоянии 2200 км друг от друга и передали на Землю первые панорамы поверхности с мест посадок. На их основе ученые пришли к выводу о тектонической активности коры планеты.

Американский КА «Пионер Венера-1» в 1978 г. выполнил детальные исследования окружающего пространства и радиолокационное зондирование, благодаря которому была составлена первая подробная карта рельефа поверхности Венеры. С КА «Пионер Венера-2» были сброшены четыре спускаемых аппарата (СА) для прохождения в атмосфере на дневной и ночной стороне и передачи информации до падения на планету. Один из аппаратов выдержал удар и смог передавать данные с поверхности в течение 67 мин. На ней был обнаружен толстый слой пыли, осаждавшейся в течение 15 мин после посадки СА.

ДАННЫЕ о химическом составе пород впервые были получены в 1982 г. в месте посадки аппаратов «Венера-13» и «Венера-14», оснащенных специальными грунтозаборными устройствами. Результаты анализов, выполненных автоматами, передали на Землю. Ученые нашли, что венерианские породы сопоставимы с земными базальтами, встречающимися в глубоководных впадинах океанов. В состав пород входят окислы кремния, алюминия, магния, железа, кальция и других элементов. На цветных панорамах с мест посадок этих станций можно рассмотреть детали размером до 5 мм. Раздробленный грунт состоит из мелких частиц и камешков размером до 5 см. Каменные плиты протяженностью от 0,5 до 2 м, по-видимому, являются выходами древних скальных пород со следами выветривания. На переднем плане панорамы видна опора аппарата. Расстояние между зубцами опоры — 50 мм, а размер крышки от камеры, находящейся рядом с опорой, составляет 19 х 12 см. Небо на Венере, как оказалось, имеет желто-зеленый оттенок.

 

 

Увидеть глобальные особенности рельефа большей части поверхности Венеры ученые смогли благодаря радиолокационному зондированию с КА «Пионер Венера» (США, 1978), «Венера-15», «Венера-16» (СССР, 1983 - 1984) и «Магеллан» (1990 - 1994). Наземная радиолокация менее эффективна, поскольку позволяет «увидеть» только часть поверхности, причем с меньшим разрешением деталей по сравнению с радиолокацией с космических аппаратов. КА «Магеллан» получил изображения практически всей поверхности с разрешением примерно в 300 м (размер самых маленьких обнаруженных деталей).

Оказалось, что большая часть поверхности Венеры занята холмистыми равнинами. На долю возвышенностей приходится лишь 8 % поверхности.

Рельеф горных районов Венеры довольно сложен. В области, названной Земля Иштар, находится обширное высокогорное плато Лакшми вулканического происхождения, расположенное на высоте 3 - 4 км. Оно в два раза больше Тибета. С востока плато окружают Горы Максвелла, а с севера — Горы Фреи и Горы Акны. На плато расположены два крупных вулканических образования — кальдеры поперечниками 100 и 160 км. Земля Афродиты, площадь которой близка к площади всей Африки, расположена в приэкваториальной области Венеры. Самая высокая ее часть находится на отметке высоты 5 км. В этой области можно видеть большое число ярких в радиодиапазоне кольцевых структур. На южной окраине Земли Афродиты есть необычное образование —Каньон Артемиды диаметром 2600 км, а на восточной окраине — Каньон Дианы.

Область под названием Бета, высотой до 5 км, вероятно, представляет собой щитовой вулкан, состоящий из горы Реи и горы Теи. Следы лавовых потоков здесь простираются на большие расстояния от вулканов. Предполагается, что именно в этом районе могут находиться действующие вулканы. Кратеров на Венере обнаружено довольно много — около 900. В среднем на площадь в 1 млн км² приходятся два кратера (для сравнения: на Луне на 1 млн км² приходится в среднем 392 кратера). Причем на поверхности планеты не выявлено кратеров поперечником менее 1,5 км. Это объясняется тем, что атмосфера Венеры не пропускает мелкие метеориты.

Тот факт, что на Венере мало кратеров, говорит о том, что ее поверхность претерпела обновление в недавнем прошлом: средний возраст участков поверхности оценивается в 500 млн лет.

 

 

В общей сложности на поверхности Венеры выявлено около 150 крупных вулканов диаметром более 100 км, хотя по преимуществу вулканы все же имеют небольшие размеры — менее 20 км в поперечнике, их насчитывается десятки тысяч! Все это свидетельствует о наличии огромных резервуаров лавы под поверхностью планеты. На Венере существует множество вулканов высотой 1 - 6 км, некоторые из которых, возможно, извергаются и в настоящее время. Изображения, полученные КА «Магеллан», содержат и уникальные формы рельефа. Например, крупные холмы размером около 25 км и высотой до 1 км, расположенные вблизи области Альфа, представляют собой очень толстые и медленно растекавшиеся лавовые потоки. Их называют «вулканы-блины».

Необычные, похожие на паркет формы рельефа, представляющие собой пересечения хребтов и долин, назвали тессерами. Это самые древние участки поверхности планеты, возраст которых оценивается в 1 млрд лет.

Гравитационные измерения КА «Магеллан» показали, что кора Венеры более прочная и толстая, чем считалось раньше. У Венеры имеется железное ядро радиусом 3000 км и мантия из расплавленных горных пород, занимающая большую часть планеты. Есть некоторые свидетельства складчатости и увеличения в объеме поверхности Венеры, а также следы недавних вулканических потоков. Однако на Венере нет признаков тектоники плит, которые мы наблюдаем на Земле.

Крупные депрессии (понижения) овальной формы с приподнятой центральной частью, окруженные валами — венцы, также не похожи на формы рельефа, встречающиеся на других планетах. Их природа пока плохо известна. По-видимому, они образовались в результате движения глубинных потоков вещества в мантии планеты.
 

 

Четвертая от Солнца планета, названная по имени римского бога войны Марса из-за своего красноватого цвета, расположена в 1,5 раза дальше от Солнца, чем Земля, и в отличие от нее движется по более вытянутой орбите, совершая полный оборот за 687 земных суток. Орбиты Марса и Земли лежат практически в одной плоскости (угол между ними составляет всего 2°). Через каждые 780 дней Земля и Марс оказываются на минимальном расстоянии друг от друга, которое из-за того, что орбиты планет — эллипсы, а не правильные круги, колеблется в пределах от 56 до 101 млн км. Такое сближение планет называют противостоянием. Если расстояние между планетами менее 60 млн км, то противостояние называют великим. Великие противостояния повторяются через каждые 15 - 17 лет.

 

 

Орбита Марса заметно отличается от круговой, поэтому расстояние от Марса до Солнца не остается постоянным, меняется от 207 млн км в перигелии до 250 млн км в афелии. Экваториальный радиус Марса — 3394 км — на 20 км больше полярного. Марс меньше Земли по массе в 10 раз, а по площади поверхности — в 3,5 раза. Период осевого вращения Марса был определен с помощью наземных телескопических наблюдений за наиболее заметными деталями поверхности и составляет 24 ч 39 мин и 36 с. Ось вращения Марса наклонена на угол 25,2° от перпендикуляра к плоскости орбиты. Именно поэтому на Марсе наблюдается смена времен года, но сезоны там длятся почти вдвое дольше, чем на Земле. При этом из-за эллиптической орбиты сезоны в Северном и Южном полушариях имеют разную продолжительность: лето в Северном полушарии длится 177 марсианских суток, а в Южном оно на 21 день короче и теплее. Атмосфера Марса состоит на 95% из углекислого газа. Другие составляющие атмосферы: 2,5% азота, 1,6% аргона, менее 0,4% кислорода. Среднее давление атмосферы у поверхности (6,1 миллибар) в 160 раз меньше, чем давление на уровне моря нашей планеты (1 бар). В самых глубоких впадинах давление на Марсе может достигать 12 миллибар. Атмосфера планеты сухая, в ней практически нет водяных паров.

В сравнительно мощный телескоп на поверхности Марса можно различить лишь крупные темные и светлые области поперечником в сотни и тысячи километров. Лучше всего видны белые полярные шапки Марса.

Еще в конце XVIII в. выдающийся английский астроном Вильям Гершель заметил, что размеры белых полярных шапок периодически меняются со сменой сезона: летом шапки уменьшаются в размерах, причем одновременно из полярных областей в умеренные широты распространяется «волна потемнения» участков поверхности. Полярные шапки Марса многослойны. Нижний, основной слой толщиной в несколько километров образован обычным водяным льдом, смешанным с пылью, который сохраняется и в летний период. Это так называемые постоянные шапки. Наблюдаемые сезонные изменения полярных шапок происходят за счет верхнего слоя толщиной менее 1 м, содержащего твердую углекислоту—«сухой лед». Покрываемая этим слоем площадь быстро растет в зимний период, достигая параллели 50° широты, а иногда и переходя этот рубеж. Весной с повышением температуры этот верхний слой испаряется и остается лишь постоянная шапка. «Волна потемнения» участков поверхности, наблюдаемая со сменой сезонов, объясняется изменением направления ветров, постоянно дующих от одного полюса к другому. Ветер уносит верхний слой сыпучего материала — светлую пыль, обнажая участки более темных пород. В периоды, когда Марс находится ближе всего к Солнцу, нагрев поверхности и атмосферы возрастает и нарушается равновесие марсианской среды. Возникает сильный ветер, начинаются вихри и бури. Иногда более миллиарда тонн пыли поднимается и удерживается во взвешенном состоянии в атмосфере, при этом резко меняется климатическая обстановка на всей планете. Продолжительность пылевых бурь может достигать 50 - 100 суток.

 

 

НАЧАЛО КОСМИЧЕСКОГО ИССЛЕДОВАНИЯ Марса положили космические аппараты (КА) серии «Марс» (СССР) и «Маринер» (США). Первым КА, достигшим красной планеты, стал «Марс-1» (1962). Первые снимки участков поверхности Марса были сделаны КА «Маринер-4» в 1965 г., а также «Маринер-6» и «Маринер-7» (США) в 1969 г. По фотографиям, полученным КА «Маринер-9» в 1971 г., составлены подробные карты поверхности. В этом же году осуществлена первая мягкая посадка на поверхность (советский КА «Марс-3»). КА «Марс-4» и «Марс-5» выполнили фотографирование отдельных участков поверхности. Наиболее результативными были КА «Викинг-1» и «Викинг-2» (США), выведенные на околомарсианские орбиты в 1976 г. Спускаемые аппараты этих станций совершили мягкую посадку в Северном полушарии планеты на расстоянии 6400 км друг от друга. Наряду с изучением атмосферы, метеорологических условий, свойств грунта в местах посадок были проведены уникальные эксперименты по поиску возможных признаков жизни в пробах марсианского грунта, помещенных в специальные контейнеры.

 

 

Однако надежных следов органических соединений, являющихся продуктами жизнедеятельности микроорганизмов, не обнаружено. Данные об изменении температуры на поверхности Марса и новые сведения о свойствах пород, слагающих естественный спутник Марса — Фобос, были получены КА «Фобос-2» (СССР) в 1989 г. КА «Марс Пасфайндер» (США) в 1997 г. доставил на поверхность маленький марсоход, который выполнил исследования химического состава пород в окрестностях места посадки. КА «Марс Глобал Сервейер» (США) с марта 1999 г. успешно фотографирует поверхность с высоким разрешением. К неожиданным открытиям, сделанным с помощью этих снимков, можно отнести обнаружение множества геологических образований - террас, которые хорошо видны на фотоизображениях дна Долины Маринера. По-видимому, их образовала вода еще в далеком прошлом планеты. В настоящее время открытых водоемов на Марсе нет. Вода содержится только в полярных шапках и в грунте — в слое вечной мерзлоты, толщина которого может составлять несколько километров.

 

 

ПОВЕРХНОСТЬ МАРСА отличается сильной асимметрией в распределении пониженных участков — равнин, составляющих 35 % всей поверхности и возвышенных областей, покрытых множеством кратеров. Большая часть равнин расположена в Северном полушарии. Граница между ними в ряде случаев представлена особым типом рельефа — столовыми горами, сложенными плосковершинными горками и хребтами. Четыре гигантских потухших вулкана возвышаются над окружающей местностью, вершина самого большого из них поднимается на высоту до 26 км. Это — Гора Олимп. Диаметр ее основания — около 600 км, а размер кальдеры (кратера) на вершине — 60 км. Три других древних вулкана — Гора Аскрийская, Гора Павлина и Гора Арсия — расположены почти на одной прямой, в горной местности Фарсида, высотой около 9 км. Сами вулканы возвышаются над Фарсидой еще на 17 км. Помимо указанных четырех, на Марсе найдено более 70 мелких потухших вулканов.

За исключением равнин, поверхность Марса густо покрыта кратерами. Кратеры, как правило, выглядят более разрушенными, чем на Меркурии или Луне. Следы ветрового разрушения можно наблюдать повсюду.

Наличие борозд и трещин свидетельствует о том, что в древности на Марсе была вода и, следовательно, атмосфера имела большую плотность. На склонах некоторых кратеров видны необычные для планет земной группы застывшие потоки воды, по которым можно судить о наличии подповерхностного льда. В 2002 г. присутствие грунтового льда было подтверждено измерениями, проведенными с борта КА «Одиссей» (НАСА), находящегося на околомарсианской орбите.

СПУТНИКИ МАРСА были открыты в 1877 г. американским астрономом Асафом Холлом (1829 - 1907) во время великого противостояния. Их назвали Фобос (в пер. с греч. — страх) и Деймос (ужас), поскольку в античных мифах бога войны всегда сопровождали его дети — страх и ужас. Спутники очень маленькие и имеют неправильную форму. Размеры Фобоса составляют 13,5 х 9,4 км, а Деймоса — 7,5 х 5,5 км.

 

 

Вторая по размеру и массе планета, названная Сатурном (римский аналог античного титана Кроноса, сына Урана и Геи), превосходит Землю по объему в 800 раз. Средняя плотность его удивительно мала — меньше плотности воды и составляет 0,7 г/см³ Экваториальный радиус по верхней границе облачного слоя равен 60 270 км, а полярный на несколько сотен километров меньше. Период вращения Сатурна составляет 10,2 ч. В атмосфере Сатурна содержится 94% водорода и 6% гелия (по объему).

 

 

Обращаясь вокруг Солнца на расстоянии в 10 раз более отдаленном, чем Земля, Сатурн совершает полный оборот по орбите, близкой к круговой, за 29,5 лет. Угол наклона орбиты к плоскости эклиптики составляет всего 2°, в то время как экваториальная плоскость Сатурна довольно сильно (на 27°) наклонена к плоскости его орбиты, поэтому смена времен года происходит и на этой планете.

Галилео Галилей, наблюдая Сатурн в свой несовершенный телескоп в самом начале XVII в., не мог понять, почему с двух противоположных сторон от диска планеты видны детали, похожие на выступы. Лишь через 50 лет нидерландскому ученому Христиану Гюйгенсу (1629 - 1695) удалось определить, что Сатурн окружен ярким, тонким и плоским кольцом, нигде не соприкасающимся с планетой. Еще через четверть века французский астроном Жан Доменик Кассини (1625 - 1712) обнаружил темную полосу, разделяющую кольцо на внешнюю и внутреннюю часть. Внешнюю часть кольца назвали кольцом А, внутреннюю — кольцом В, а разделяющую их темную полосу — делением Кассини. Позже наземными наблюдениями были выявлены кольца С, D и Е. Темные полосы — щели в системе колец обусловлены гравитационным взаимодействием вещества колец со спутниками планеты. Кольца не сплошные — сквозь них может проходить свет (они состоят из рыхлых комков размерами до нескольких метров). Кольца оказались удивительно тонкими — всего несколько десятков метров, поэтому когда расположение Земли и Сатурна бывают такими, что кольца поворачиваются к нам «ребром», то они «исчезают» для наземных телескопов.

В окрестностях Сатурна побывали несколько космических аппаратов (КА). КА «Пионер-11» (США) в 1979 г. обнаружил тонкое внешнее кольцо F за пределами кольца А, измерил температуру атмосферы планеты и крупнейшего в ее системе спутника Титана, выявил границы магнитосферы Сатурна. КА «Вояджер-1» (США) в 1980 г. впервые показал, что система колец Сатурна состоит из тысяч отдельных узких колечек, а также обнаружил шесть новых спутников. Ближе всего к Сатурну подошел КА «Вояджер-2», передавший подробные снимки самой планеты, ее колец и спутников.

Поток солнечной энергии, доходящей до Сатурна, в 91 раз меньше потока, доходящего до Земли, поэтому температура на нижней границе облаков Сатурна составляет всего 150 К. Однако выяснилось, что поток теплового излучения, исходящий от Сатурна, в два раза превышает поток энергии, получаемой им от Солнца. Источником этой внутренней энергии может быть, как и в случае с Юпитером, гравитационная дифференциация (разделение) вещества, когда более тяжелый газ (гелий) медленно просачивается в недра планеты. Из-за низких температур в надоблачной атмосфере Сатурна, где пары аммиака вымораживаются, образуется плотный слой тумана, скрывающего структуру поясов и зон, поэтому на Сатурне они не так четко видны, как на Юпитере.

Под покровом атмосферы Сатурна, как предполагают, находится океан сжиженного молекулярного водорода, а в самом центре планеты — массивное металлосиликатное ядро.

 

 

САМЫЙ БОЛЬШОЙ СПУТНИК САТУРНА - Титан превышает по своему размеру Меркурий. Диаметр Титана составляет 5150 км. Удивительно, но этот спутник имеет собственную плотную атмосферу, которая скрывает детали поверхности. Как и в случае с Землей, преобладающим газом в атмосфере Титана является азот. Атмосфера содержит 85% азота, около 12% аргона и менее 3% метана.

Поверхность Титана состоит из льда с примесью силикатных пород. Средняя плотность вещества, слагающего спутник, — 1,9 г/см³. Предполагается, что на Титане может быть глубокий океан из жидкого этана, метана и азота, ниже которого находится слой ацетилена толщиной до 300 м. К середине 1990-х гг. у Сатурна было известно 22 спутника. Позднее открыли еще несколько, однако это очень маленькие ледяные образования (по-видимому, их более 30). Многие из этих спутников так и не получили собственных имен.

 

 

Седьмая планета от Солнца — Уран — знаменита тем, что плоскость ее экватора наклонена к плоскости орбиты на угол 98°. Таким образом, Уран вращается, как бы лежа на боку. Это первая планета, которая была открыта с помощью телескопа, что значительно раздвинуло границы Солнечной системы. Невооруженным глазом Уран не виден.

Названная по имени бога неба Урана в античной мифологии, планета была случайно обнаружена в 1781 г. английским астрономом Вильямом Гершелем. Уран расположен почти в 20 раз дальше от Солнца, чем Земля. До этого открытия самой далекой планетой Солнечной системы считался Сатурн.

Экваториальный радиус Урана составляет 25 559 км, а полярный радиус почти на 300 км меньше. Период вращения планеты, определяемый по движению деталей в атмосфере планеты, зависит от широты: на широте 70° он составляет 14 ч, а на широте 33° - 16,2 ч. Масса Урана, найденная по движению его естественных спутников, оказалась в 14,5 раза больше массы Земли, но средняя плотность планеты (1,3 г/см²) лишь ненамного превышает плотность воды. Атмосфера Урана состоит более чем на 85% из водорода, на 12% из гелия и на 2,3% из метана (по объему). Поскольку Уран вращается «на боку», продолжительность дня и ночи значительно превышает осевой период вращения планеты: день и ночь на широте 30° длятся 14 лет, на широте 60° - 28 лет, а на полюсах — 42 года.

Модель внутреннего строения Урана показывает, что в центре Урана температура должна быть ниже, чем у Юпитера и Сатурна, но все же достаточно впечатляющая (более 7000 К). За ядром из сильно сжатых металлов, силикатов, льдов аммиака и метана, занимающем около 0,3 радиуса планеты, видимо, находится мантия из смеси водяного и аммиачно-метанового льдов. Видимая поверхность образована газовой оболочкой из водорода и гелия.

Окружающие Уран узкие и плотные кольца — их всего девять — были открыты в 1977 г. с помощью обсерватории, находящейся на самолете «Боинг» (это стало возможным благодаря использованию эффекта затмения планетой звезды, в процессе которого блеск звезды ослабевает еще до начала затмения и спустя какое-то время после него, что свидетельствует о наличии непрозрачных элементов — колец планеты). Кольца слабо отражают солнечный свет, ведь они темнее сажи. Внешнее кольцо шириной несколько десятков километров находится на расстоянии 51 150 км от центра планеты. Кольца состоят из глыб метровых размеров, причем в самих кольцах, по-видимому, очень мало пылевых частичек.

В окрестностях этой планеты побывал только один космический аппарат (КА) — «Вояджер-2» (в январе 1986 г.). Он сфотографировал планету, ее кольца и обнаружил не известные ранее спутники.

Уран трудно наблюдать с Земли, на его видимом диске почти неразличимы какие-либо детали.

В отличие от других планет-гигантов, Уран почти не имеет собственных источников энергии. Предполагается, что низкая метеорологическая активность Урана и слабое тепловое излучение объясняются особой динамикой атмосферы, образующей теплоизолирующий слой.

 

 

По наземным данным были известны только пять спутников Урана: в 1787 г. Гершель открыл Оберон и Титанию, в 1851 г. Уильям Ласселл (1799 - 1880) обнаружил Ариель и Умбриель, а в 1942 г. Джерард Койпер (1905 - 1973) открыл Миранду. По снимкам с КА «Вояджер-2» найдены еще более 10 спутников, находящихся в плоскости экватора планеты и внутри орбиты Миранды. Новые спутники получили названия по именам героев пьес Уильяма Шекспира и произведений Александра Поупа: Корделия, Офелия, Джульетта, Дездемона и др. Ближайший к планете крупный спутник Миранда (диаметром 400 км) был сфотографирован с близкого расстояния. На поверхности этого спутника выявлены две области чередующихся темных и светлых полос, образованных параллельными грядами и долинами, свидетельствующими о тектонической активности Миранды.

В настоящее время к Солнцу обращен Южный полюс спутников и планеты, а их Северные полушария находятся в тени. Средняя плотность крупных спутников Урана около 1,4 г/см³ поэтому предполагается, что они на 60% состоят изо льда. Средние суточные температуры у спутников менее 60 К, а при таких температурах лед становится уже твердым минералом.

 

 

Нептун — далекая и холодная планета-гигант, ставшая первой планетой, открытой в результате теоретических расчетов по возмущениям в наблюдаемом движении планеты Уран. С Земли Нептун виден как слабенькая звездочка 8-й звездной величины, найти которую можно лишь с помощью хорошего бинокля. Однако это только потому, что Нептун находится очень далеко от нас и от Солнца — на расстоянии 4,5 млрд км!

 

 

НЕПТУН —четвертая из планет-гигантов, названная в честь бога морей в античной мифологии. По своему строению, составу и окружающему магнитному полю эта планета очень похожа на Уран. Экваториальный радиус Нептуна почти в четыре раза превышает радиус Земли, а по массе он в 17 раз больше нашей планеты. Средняя плотность Нептуна невелика: 1,64 г/см³. Нептун обращается вокруг Солнца на расстоянии около 30 астрономических единиц, совершая полный круг почти за 165 земных лет. Плоскость орбиты планеты наклонена всего на 1,8° к плоскости эклиптики. Угол наклона экватора к плоскости орбиты составляет почти 30°. Вследствие большой удаленности от Солнца освещенность на Нептуне в 900 раз меньше, чем на Земле.

Единственным космическим аппаратом, который «посетил» Нептун, был «Вояджер-2» (США), прошедший в 1989 г. на расстоянии нескольких тысяч километров от поверхности облачного слоя Нептуна. Аппарат позволил увидеть детали облачного покрова планеты. Атмосферные полосы на Нептуне выражены слабо. Большое Темное Пятно размером с нашу планету, обнаруженное в Южном полушарии Нептуна, является гигантским антициклоном, совершающим полный оборот за 16 земных суток. Это область повышенного давления и температуры. В отличие от Большого Красного Пятна на Юпитере, дрейфующего со скоростью 3 м/с. Большое Темное Пятно на Нептуне перемещается значительно быстрее — со скоростью 325 м/с. Темное Пятно меньших размеров, расположенное на широте 74° ю. ш., за одну неделю сместилось на 2000 км к северу. Довольно быстрым движением отличалось и обнаруженное светлое образование в атмосфере (так называемый «скутер»), В некоторых местах скорости ветра в атмосфере Нептуна достигают 400 - 700 м/с.

 

 

Атмосфера Нептуна, как и у других планет-гигантов, простирается на несколько тысяч километров и состоит в основном из водорода и гелия с небольшой примесью метана. Видимый облачный слой соответствует давлению 1,2 бара, т. е. чуть более высокому, чем у поверхности Земли. Предполагается, что на дне атмосферы Нептуна, где давление составляет около 200 бар, находится океан из воды, насыщенной различными ионами. Значительное количество метана, по-видимому, содержится глубже, в ледяной мантии планеты. Даже при очень высоких температурах 2000 - 5000 К и давлении в 1 000 000 бар (Мбар) воды метана и аммиака могут образовать твердые или газожидкие смеси. На долю горячей ледяной мантии, согласно расчетам, должно приходиться 70 % массы всей планеты. Около четверти массы Нептуна должно иметь ядро планеты, состоящее из окислов кремния, магния, железа и его соединений, а также каменных пород. Модель внутреннего строения планеты показывает, что давление в центре планеты составляет 6 - 8 Мбар, а температура около 7000°. В отличие от Урана, поток, излучаемый из недр Нептуна, почти в три раза больше потока, который приходит от Солнца. Это обусловлено процессами внутреннего выделения тепла.

Система колец Нептуна в целом похожа на систему колец Урана, с той разницей, что суммарная площадь всего материала в кольцах Нептуна примерно в 100 раз меньше, чем в кольцах Урана. Отдельные дуги колец, окружающих Нептун, были обнаружены при покрытиях звезд планетой (при видимом перемещении планета затмевает звезду, и изменение блеска звезды еще до начала затмения и уже после него указывает на наличие непрозрачных элементов-колец планеты). На снимках КА «Вояджер-2» видны незамкнутые образования, которые назвали арками. Они расположены на сплошном самом внешнем кольце малой плотности. Диаметр внешнего кольца — почти 70 тыс. км, а ширина арок примерно 50 км. Другие кольца, находящиеся на расстояниях от 61,9 тыс. до 62,9 тыс. км, замкнутые.

Наблюдения с Земли позволили обнаружить два спутника Нептуна: Тритон и Нереиду. КА «Вояджер-2» нашел еще шесть спутников размером от 50 до 400 км и уточнил диаметры Тритона (2705 км) и Нереиды (340 км).

 

 

В состав Солнечной системы, кроме Солнца, больших планет и их спутников, входят так называемые малые тела-кометы, астероиды и порожденные ими еще более мелкие метеорные тела. Некоторые из них сталкиваются с Землей, обусловливая обмен веществом между нашей планетой и космическим пространством. Комплекс малых тел — важная часть Солнечной системы, связанная с ней общностью происхождения.

 

 

ОСНОВНАЯ ЧАСТЬ массы Солнечной системы (99,87 %) сосредоточена в ее центральном теле — звезде, которая называется Солнце. Именно Солнце обеспечивает единство всей системы, поскольку другие тела движутся по своим орбитам в поле его тяготения. Среди этих тел — девять больших планет, которые тоже имеют весьма значительные массы. Почти у всех планет есть спутники — сравнительно мелкие тела, обращающиеся вокруг планеты.

Однако этим иерархия тел Солнечной системы не исчерпывается: существуют и еще более мелкие тела, которые испытывают тяготение Солнца и не могут покинуть его окрестности. Это прежде всего малые планеты — астероиды. Они сильно уступают большим планетам по размерам (самый крупный астероид диаметром около 1000 км), но превосходят их количеством. Вообще, можно отметить, что это общая закономерность: чем меньше масса тела, тем больше таких тел в Солнечной системе. Осколки раздробившихся при столкновении астероидов иногда падают на Землю — это метеориты. Ввиду малых размеров ни один астероид нельзя увидеть невооруженным глазом, и даже в самые мощные наземные телескопы не удается рассмотреть их диски. Только развитие космической техники позволило приблизить фотокамеры к некоторым из этих объектов и получить их изображения.

 

 

Другой класс малых тел — кометы —также имеет незначительные массы, но их вещество может быть распределено по очень большому объему, и поэтому они иногда наблюдаются на небе в виде весьма протяженных объектов. Мелкие космические частицы, массой менее 1 г, порождают явление «падающих звезд», или метеоров. Само явление происходит в атмосфере Земли, что и дает возможность его наблюдать, однако источник явления имеет космическую природу — это тоже часть комплекса малых тел Солнечной системы. Определенная доля вещества метеоров генетически связана с кометами, т. е. образовалась при распаде кометных ядер.

Впрочем, в Солнечной системе имеются частицы еще мельче, их размер не превосходит 1 мкм. Речь идет о межпланетной пыли, сосредоточенной вблизи плоскости эклиптики, возле которой вокруг Солнца движутся планеты. Для земного наблюдателя эта пыль обнаруживает себя так называемым зодиакальным светом, иногда видимым как размытый светящийся конус на небе, расширяющийся к горизонту и всегда расположенный в области зодиакальных созвездий. Число межпланетных пылинок огромно, но общая их масса ничтожна — в миллиард раз меньше массы Земли!

 

 

МАЛЫЕ РАЗМЕРЫ ТЕЛ, казалось бы, должны были осложнить их наблюдение и изучение. Однако это относится не ко всему комплексу малых тел. Кометы, метеоры и падения на Землю метеоритов известны с глубокой древности; впрочем, как раз их легкая наблюдаемость долгое время считалась аргументом против их космической природы — кометы и метеоры относили к чисто атмосферным явлениям. Современная астрономия достаточно точно определяет их место в общей картине мироздания.

Тела, постоянно падающие из космоса на Землю, медленно увеличивают ее массу. Специалисты пытаются оценить этот прирост, исходя из частоты падений тел разной массы. Средняя оценка составляет около 50 тыс. т в год. Казалось бы, это значительная величина, но она ничтожна по сравнению с массой Земли. Если бы эта величина была постоянной на протяжении всей истории Земли, общая доля такого прироста составила бы одну двадцатимиллионную массы Земли! Тем не менее не исключено, что на ранних этапах эволюции Солнечной системы и Земли как планеты падение крупных тел давало заметный прирост массы нашей планеты.

Небольших тел в Солнечной системе так много, что наша планета систематически сталкивается с некоторыми из них. Атмосфера надежно прикрывает поверхность Земли от воздействия самых мелких тел: метеорные частицы полностью сгорают в ней, и даже более крупные частицы, порождающие метеориты, целиком теряют в атмосфере свою космическую скорость. За редчайшими исключениями их падение не вызывает катастрофических последствий.

Однако случались столкновения Земли и с более крупными телами, скорость которых атмосфера погасить уже не может. Разумеется, это происходит очень редко, но все-таки происходит, о чем говорят данные геологии. Древние метеоритные кратеры — это шрамы на поверхности Земли, оставленные космической бомбардировкой. Самым крупным космическим телом, столкнувшимся с Землей в течение последнего столетия, был, по-видимому, Тунгусский метеорит. Он упал 30 июня 1908 г. в безлюдной сибирской тайге. При этом выделилась энергия, эквивалентная взрыву 40 мегатонн тротила!

 

 

Последствия таких столкновений — это катастрофы, местные и даже глобальные, поэтому сейчас специалисты разрабатывают методы их предотвращения. Работа по предотвращению космических катастроф состоит из двух взаимосвязанных задач. Во-первых, важно обнаружить опасное тело на возможно большем расстоянии от Земли. Столкновение нетрудно предсказать для астероидов, пересекающих орбиту Земли, — их движение хорошо изучено. Гораздо сложнее дело обстоит с ядрами долгопериодических комет, которые не наблюдались при их предыдущих сближениях с Солнцем.

Вторая задача — это уничтожение опасного тела (например, при помощи ядерного заряда) либо отклонение его с опасной орбиты. По мере технического прогресса эти возможности могут быть реализованы в случае необходимости, но ученые уже сегодня пытаются обезопасить человечество от космических «бомбардировок».

 

 

В отличие от других небесных тел, кометы имеют весьма необычный внешний вид и иные, чем у планет, орбиты. Их часто называют «хвостатыми гостями», ведь некоторые кометы могут наблюдаться только раз в тысячелетие.

 

 

НЕОБЫЧНЫЙ ПУТЬ КОМЕТ по небесной сфере, равно как и их странный для небесного светила внешний вид (у комет имеются светящиеся хвосты, простирающиеся иной раз чуть ли не на полнеба!), вызывали особое отношение к ним у людей еще в далеком прошлом. В представлении, скажем, средневекового человека небо и земля резко противопоставлялись как символы вечного и тленного, совершенного и грешного, высшей гармонии и места скорби, и появления на небе чудовищных хвостатых светил неизбежно расценивались как предвестия грядущих несчастий: войн, эпидемий, голода и других природных и социальных бедствий. Отголоски этих суеверий встречаются и в наше время. Чаще всего они связаны со стремлением предприимчивых людей поэксплуатировать интерес к сенсациям, в значительной мере обусловленный невежеством.

Лишь в конце XVII — начале XVIII в., во времена Ньютона и Галлея, с помощью точных наблюдений и теоретических работ были получены достоверные данные о движении комет. До этого даже великий «законодатель неба» Иоганн Кеплер, совершенно правильно определивший орбиты планет как эллипсы, почему-то считал, что кометы движутся по прямолинейным путям.

На самом деле оказалось, что орбиты комет тоже эллиптические. В одном из фокусов эллипса находится Солнце. Однако если эллипсы планетных орбит вытянуты очень слабо (орбиты почти круговые), то кометы движутся по сильно вытянутым орбитам. В результате при обращении планеты вокруг Солнца расстояние до него меняется незначительно, а комета на своем пути то очень близко подходит к Солнцу, то удаляется от него на большие расстояния. В соответствии с законами небесной механики скорость движения велика вблизи Солнца и мала вдали от него, так что значительную часть времени комета проводит на удаленном участке орбиты и потому невидима. Большинство комет уходит от Солнца далеко за пределы орбиты самой удаленной планеты — Плутона.

 

 

ЛУЧШАЯ ВИДИМОСТЬ КОМЕТЫ при ее сближении с Солнцем обусловлена не сокращением расстояния до него и до Земли, а происходящими на ней физическими процессами.

Твердая часть кометы, в которой сосредоточена основная доля ее массы, называется ядром. Это — тело небольшого размера, поперечники кометных ядер не превышают, как правило, нескольких десятков километров. Исследования показали, что ядра комет состоят преимущественно из льдов, и к ним относятся не только водяной лед, но и замерзшие газы — углекислый газ, разные углеводороды. В них вкраплены мелкие песчинки и пылинки тугоплавкого каменистого вещества.

Пока ядро находится в очень холодных внешних областях Солнечной системы, оно неактивно, и обнаружить его очень трудно.

По мере того как комета по своей орбите приближается к Солнцу, ядро нагревается солнечными лучами, газы начинают испаряться и выбрасываются из ядра, увлекая с собой и твердые пылинки. У кометы образуется газовая оболочка — так называемая голова, размеры которой достигают сотен и тысяч километров.

Дальнейшую судьбу выброшенного вещества определяет в основном солнечный ветер — поток высокоскоростных частиц, непрерывно выбрасываемых Солнцем. Взаимодействуя с веществом головы кометы, он заставляет это вещество вытягиваться в сторону, противоположную Солнцу. Так появляется кометный хвост, простирающийся на миллионы километров. Кстати, вытянутость кометных хвостов в сторону, противоположную Солнцу, отмечали еще древние наблюдатели. Эти протяженные образования хорошо заметны с Земли, хотя содержат ничтожно малое количество вещества: один из астрономов справедливо назвал кометные хвосты «видимым ничто». В 1910 г. знаменитая комета Галлея оказалась как раз между Солнцем и Землей, так что наша планета прошла сквозь кометный хвост. Никакого отрицательного воздействия на Землю это явление не произвело — вопреки всем апокалиптическим «пророчествам», промелькнувшим в печати.

 

 

Теорию форм кометных хвостов разработал в XIX в. известный русский астроном Федор Александрович Бредихин (1831 - 1904). Введенная им классификация форм используется до сих пор. Бредихин предложил выделять кометные хвосты четырех типов. К хвостам первого типа он отнес тонкие прямолинейные голубоватые хвосты, направленные точно в сторону, противоположную Солнцу. Оказалось, что они состоят из газов и имеют собственное свечение — результат взаимодействия кометного вещества с частицами солнечного ветра. Хвосты второго типа — беловатые, слегка изогнутые; их спектр повторяет в основном спектр Солнца, следовательно, они лишь отражают солнечный свет. Эти хвосты составлены твердыми пылевыми частицами. Хвосты третьего типа в общем похожи на хвосты второго, но более короткие и сильнее отклонены по направлению от Солнца. Наконец, бывают «аномальные» хвосты четвертого типа, направленные в сторону Солнца. Входящие в них твердые частицы имеют относительно большую массу, и ни солнечный ветер, ни давление солнечных лучей уже не могут сильно отклонить их от направления, в котором они были выброшены из ядра. Все эти типы хвостов — пылевые. Интересно, что одна и та же комета может одновременно иметь хвосты разных типов.

В дальнейшем солнечный ветер «выметает» за пределы Солнечной системы самые легкие из выброшенных частиц — молекулы газов и мельчайшую пыль. Более тяжелые частицы постепенно «расползаются» вдоль кометной орбиты и образуют метеорный рой. При встрече этого роя с Землей происходит явление метеорного потока, наблюдаемое как большое число «падающих звезд».

Вместе с тем само ядро, теряя вещество в результате выбросов, уменьшается в размерах, дробится, и в конце концов сходит на нет. Для комет, регулярно сближающихся с Солнцем раз в несколько десятилетий, срок жизни кометного ядра не превышает миллиона лет — это очень небольшое время в сравнении с возрастом Солнечной системы. Первая (неудачная) попытка измерить размер кометного ядра была предпринята в том же 1910 г., когда комета Галлея оказалась точно между Солнцем и Землей. Русский астроном Витольд Карлович Цераский (1849 - 1925), точно рассчитав движение кометы, попытался разглядеть ядро в виде темного пятнышка на диске Солнца в тот момент, когда комета, Земля и Солнце оказались на одной линии.

 

 

При следующем сближении кометы Галлея с Землей, в 1986 г., космические аппараты, запущенные СССР и Европейским космическим агентством, сблизились с ядром и передали на Землю его изображение. Теперь ядро можно было измерить непосредственно. Оказалось, что оно имеет неправильную форму, его наибольший поперечник равен 16 км.

Среди комет обнаружили несколько таких, которые движутся по разомкнутым орбитам (гиперболам). Это значит, что после сближения с Солнцем они навсегда покинут Солнечную систему.
 

 

Метеоры иногда называют «падающими звездами»: многим случалось видеть яркую огненную черту, прорезавшую ночной небосвод. Метеоры —самые маленькие космические тела, доступные наблюдению с Земли. Они порождаются мелкими космическими частицами, влетающими с огромной скоростью в земную атмосферу и там сгорающими. В некоторые месяцы, например в августе, появляется особенно много метеоров.

 

 

ПРОЛЕТ МЕТЕОРА не вызывает никаких изменений в картине созвездий — «падающие звезды» не имеют отношения к звездам настоящим. Долгое время метеоры вообще считались чисто атмосферным явлением, никак не связанным с космосом. Лишь длительные исследования астрономов позволили установить, что метеоры порождаются частицами (их называют метеорными телами, или метеороидами), которые движутся вокруг Солнца по своим собственным орбитам и, следовательно, представляют собой полноправных членов Солнечной системы.

Изредка на небе можно видеть сразу очень много метеоров — тогда говорят о метеорном дожде. Это явление известно издавна, а в науке впервые его описал немецкий естествоиспытатель и путешественник Александр Гумбольдт (1769 - 1859), который наблюдал его в ноябре 1799 г. у берегов Южной Америки. Гумбольдт обратил внимание на то, что все метеоры в метеорном дожде как бы вылетали из одной точки на небе. Эту точку назвали радиантом, а само явление разлета из одной точки — радиацией метеоров. Радиант наблюдавшегося Гумбольдтом метеорного дождя находился в созвездии Льва и перемещался вместе со звездами при суточном вращении небесной сферы.

В 1832 г. метеорный дождь повторился. Опять множество метеоров летело из того же радианта, причем это случилось того же числа — 17 ноября. Подобная картина повторилась и в 1866 г. К середине XIX в. было уже известно еще несколько радиантов, «действовавших» ежегодно. Так, в августе метеоры летели из созвездия Персея, в апреле — из созвездия Лиры и т. д. Подобная радиация метеоров требовала объяснения. Выяснилось, что это явление — кажущееся, связанное с известным оптическим эффектом перспективы. Совокупность метеоров, вылетающих из одного радианта, называется метеорным потоком. Радиант, таким образом, характеризует направление движения всех метеоров потока. Оказалось, что понятие радианта можно применить и к одиночному метеору. По определению, это та точка небесной сферы, где ее пересекает продолженная назад пространственная траектория метеора.

 

 

Определить траекторию метеора по наблюдению из одного пункта нельзя, даже если это фотография. Дело в том, что линия пролета метеора и точка, в которой находится наблюдатель, определяют плоскость, а положение самой линии в этой плоскости неизвестно, так как неизвестны расстояния до точек траектории. На Земле мы оцениваем расстояния до удаленных предметов и их линейные размеры либо пользуясь стереоскопичностью зрения, либо сравнивая их с предметами известной величины. На небе последнее сделать нельзя, и поэтому астрономы всегда скептически относятся к сообщениям очевидцев о полетах по небу разных предметов «поперечником метров тридцать, в двух-трех километрах от меня». Из одного пункта мы можем оценить на небе всего лишь угловое расстояние между точками пути метеора, например между той точкой, где он вспыхнул, и той, где он погас.

Другое дело, если удается пронаблюдать (сфотографировать) один и тот же метеор из двух пунктов, отстоящих друг от друга на несколько километров. Тогда мы будем иметь уже две плоскости, на линии пересечения которых и лежит траектория метеора. Путем несложной геометрической обработки фотографий можно получить все параметры этой траектории. В частности, именно такие исследования показали, что светящиеся участки траекторий практически всех метеоров действительно являются прямыми линиями, т. е. земное тяготение не искривляет их сколько-нибудь заметным образом.

 

 

С ПОМОЩЬЮ ФОТОГРАФИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ удалось определить и скорости метеоров. Для этого перед объективом фотокамеры, «патрулирующей» часть звездного неба и фиксирующей все пролетевшие здесь метеоры, устанавливают обтюратор — вращающуюся или колеблющуюся лопасть, которая периодически закрывает объектив. След метеора на фотографии получается в виде пунктира (частота перерывов равна частоте прерывания светового пучка обтюратором), и это позволяет определить скорость метеора. Определение скорости необходимо для того, чтобы рассчитать орбиту метеорного тела в Солнечной системе. При этом нужно принять во внимание, что наблюдение производится с движущейся Земли, и учесть это движение при расчете скорости и направления движения метеора. Оказалось, что скорость у всех метеоров одного потока одинаковая, а поскольку одинаково и направление их движения при встрече с Землей, это означает, что и их орбиты в Солнечной системе примерно совпадают. И когда в 1867 г. итальянский астроном Скиапарелли (тот самый, который разглядел «каналы» на поверхности Марса) установил, что орбита одного из метеорных потоков совпадает с орбитой одной из комет, стало ясно, что метеорные потоки порождаются кометами.

Любое кометное ядро содержит вкрапленные в лед мелкие твердые частицы. Когда комета сближается с Солнцем, льды испаряются и покидают ядро, частично увлекая с собой и эту пыль. Известно, что некоторые кометные хвосты состоят целиком из таких пылевых частиц. Скорость выброса частиц из ядра намного меньше, чем орбитальная скорость самого ядра, поэтому приобрести совершенно самостоятельную орбиту частицы не могут. В конце концов они «расползаются» вдоль орбиты кометы и заполняют объем некоего размытого «бублика» (тора, как говорят в геометрии), осью которого является орбита кометы. Если Земля в своем движении вокруг Солнца пересекает какую-то часть этого тора, наблюдается метеорный поток. Ровно через год Земля снова окажется в том же месте своей орбиты и поток повторится.

Исследования метеоров показали, что подавляющее большинство их орбит полностью лежит в пределах Солнечной системы. Несколько разомкнутых (гиперболических) орбит вполне можно отнести к возмущающему воздействию массивных планет на орбиту частицы. Этот факт очень важен, так как говорит о том, что метеорные частицы не приходят к нам из межзвездного пространства, а являются членами Солнечной системы и связаны с ней общим происхождением. Фотографические наблюдения позволили собрать обширную информацию о метеорном веществе в районе земной орбиты. Развитие этих методов наблюдений привело к созданию особых метеорных фотокамер, которые отличаются, с одной стороны, широким полем зрения.

 

 

Для наблюдений метеоров применяют также и радиолокаторы. При пролете метеора с огромной скоростью в атмосфере происходит ионизация газа, возникает «ионизационная колонна», от которой отражается посланный с Земли радиолуч. Это отражение принимают и анализируют.

Нет больших технических проблем в получении спектров метеоров. Для этого нужно всего лишь установить перед объективом фотокамеры призму или дифракционную решетку. Однако анализ метеорных спектров затруднен, так как в них присутствуют не только линии, обусловленные свечением вещества самой частицы, но и атмосферные линии, связанные с излучением воздуха, нагретого частицей. Тем не менее именно эти исследования позволяют судить о химическом составе метеорных тел. В спектрах метеоров имеются линии металлов, особенно яркие — линии железа, что говорит о родстве этих тел с метеоритами. Обнаружена также ярко-красная линия водорода — а известно, что пометные ядра содержат в изобилии Н2О и другие вещества, включающие водород. Это свидетельствует о генетической связи малых тел Солнечной системы.

 

 

Кроме девяти больших планет, вокруг Солнца обращается множество малых планет, или астероидов. Их размеры колеблются от нескольких десятков метров до 1000 км. Ни один из них нельзя увидеть с Земли невооруженным глазом, поэтому они стали известны только с XIX в. с появлением точных звездных карт и сравнительно мощных телескопов. Значительная часть астероидов движется между орбитами Марса и Юпитера, но некоторые подходят к Солнцу ближе Меркурия, а другие удаляются от него дальше Сатурна.

 

 

КОГДА АСТРОНОМЫ научились рассчитывать размеры планетных орбит и получили возможность изобразить общий план Солнечной системы, выявилась одна интересная закономерность. Оказалось, что расстояния планет от Солнца увеличиваются при переходе от одной планеты к другой не произвольным образом, а в геометрической прогрессии:

а_n = 0,4 + 0,3 x 2^{n - 1},

где а_n — среднее расстояние от планеты до Солнца в а. е., n — номер планеты от Солнца, начиная с Венеры (для Меркурия второе слагаемое условно принимается равным нулю).

Это правило было установлено в конце XVIII в. немецкими астрономами Иоганном Даниэлем Тициусом (1729 - 1796) и Иоганном Элертом Боде (1747 - 1826) и носит их имя. Подставив значения в формулу, получим для Меркурия а_n = 0,4 а. е., для Венеры (n = 1) расстояние а_n = 0,7 а. е., для Земли (n = 2) а_n = 1,0 а. е., для Марса (n = 3) a_n = 1,6 а. е., для Юпитера (n = 5) a_n = 5,2 а. е., для Сатурна (n = 6) а_n = 10,0 а. е., для Урана (n = 7) а_n = 19,6 а. е. Все эти значения неплохо совпадают с истинными величинами средних расстояний планет от Солнца.

Удивляло астрономов только отсутствие планеты под номером четыре с ожидаемым средним расстоянием от Солнца 2,8 а. е. Она должна была бы находиться между орбитами Марса и Юпитера. Много усилий затратили астрономы на поиски этой планеты, но лишь в первую новогоднюю ночь XIX в. эти усилия увенчались успехом. Итальянский астроном Джузеппе Пиацци (1746 - 1826), работавший на обсерватории Палермо в Сицилии, обнаружил светило, перемещавшееся на фоне неподвижных звезд и, следовательно, являвшееся планетой. Вычисления показали, что она имеет как раз такую орбиту, какую ей и полагалось иметь по правилу Тициуса — Боде для n = 4. Следуя традиции, Пиацци дал ей имя римской богини плодородия Цереры, покровительницы Сицилии.

Казалось бы, гармония планетных расстояний восстановлена. Однако неожиданности в мире планет этим не исчерпались. В 1802 г. немецкий астроном Генрих Вильгельм Ольберс (1758 - 1840), врач по образованию, открыл рядом с Церерой еще одну планету (он назвал ее Палладой), среднее расстояние которой от Солнца было примерно таким же, как у Цереры. Затем в 1804 и 1807 гг. были открыты еще две планеты — Веста и Юнона в том же районе Солнечной системы. Когда астрономы начали применять для своих целей фотографию, открытия посыпались как из рога изобилия: к началу XX в. там, где сто лет назад в плане Солнечной системы зияла непонятная пустота, было обнаружено уже более 400 планет!

Впрочем, все они оказались очень маленькими. Как и у Цереры, ни у одной из них нельзя было различить диск, и поэтому их стали называть астероидами (от греч. asteroeideis — звездоподобные).

 

 

БОЛЬШАЯ ЧАСТЬ известных астероидов движется между орбитами Марса и Юпитера, составляя так называемый пояс астероидов, однако есть и заметные исключения.

Уже в начале XX в. были открыты астероиды, орбиты которых почти совпадали с орбитой Юпитера. Эти астероиды составляют две группы: одна из них движется впереди Юпитера в 60° от него, если смотреть со стороны Солнца, а другая — на таком же расстоянии сзади. Их назвали в честь героев гомеровской «Илиады»: первую группу — «греки» (Ахилл, Аякс, Диомед, Одиссей и др.), а вторую — «троянцы» (Приам, Анхиз, Эней и др.).

Существуют астероиды, расположенные и еще дальше от Солнца. Например, у астероида Хирон самая дальняя точка его орбиты (афелий) расположена в районе орбиты Нептуна и отстоит от Солнца на 18,9 а. е. Современные наблюдательные средства астрономии, вынесенные при помощи космических аппаратов за пределы атмосферы, позволили установить наличие обширного комплекса астероидных тел и за орбитой планеты Нептун. По-видимому, они образуют там пояс, похожий на пояс астероидов между орбитами Марса и Юпитера, только значительно более широкий. Его называют поясом Койпера — по имени американского ученого, предсказавшего его существование еще в середине XX в. Уже известны сотни астероидов, входящих в этот пояс; первый из них был открыт в 1992 г. Самые крупные из них имеют размеры в несколько сотен километров. Некоторые ученые считают, что планета Плутон и ее спутник Харон тоже входят в пояс Койпера, т. е. формально их можно отнести к астероидам.

 

 

Очевидно, что астероиды двух последних групп теоретически могут столкнуться с нашей планетой.

Внутри главного пояса, между орбитами Марса и Юпитера, астероидов так много, что если их орбиты представить проволочными колечками, то, подняв одно кольцо, мы подняли бы все остальные (орбиты накладываются друг на друга в проекции). Тем не менее и здесь есть свои закономерности: практически отсутствуют астероиды с такими орбитами, большие полуоси которых относились бы к большой полуоси Юпитера как целые числа (1:3, 2:5, 3:7, 1:2 и т. д.). Такие провалы называют люками Кирквуда (по имени обнаружившего их американского астронома Д. Кирквуда). Движение астероидов с такими орбитами было бы резонансным по отношению к Юпитеру, т. е. многократно повторялось бы взаимное положение астероида и Юпитера, и тот своим притяжением понемногу, но регулярно «раскачивал» бы орбиту астероида, меняя его расстояние от Солнца. Обилие тел в поясе астероидов ставит вопрос об общности происхождения хотя бы некоторых из них. Не являются ли некоторые астероиды продуктами дробления более крупного тела? Как этот факт должен отразиться на параметрах их орбит?

Уже давно делались попытки выделить группы астероидов со сходными орбитами. Однако траектории движения астероидов подвержены возмущениям со стороны массивных тел, и современные орбиты уже мало похожи на те, которые получились сразу после дробления.

Японский астроном К. Хираяма в 1918 - 1919 гг. нашел такие элементы орбит, которые очень медленно меняются под влиянием возмущений (он назвал их «инвариантными»). По сходству этих элементов Хираяма выделил пять семейств — Фемиды, Эос, Корониды, Марии и Флоры и отнес к ним несколько десятков астероидов. Последующие исследования выявили до 70 семейств астероидов. Некоторые ученые относят к разным семействам до 75% всех нумерованных астероидов (т. е. тех, элементы орбит которых определены достаточно хорошо). Помимо движения по орбитам астероиды обладают и собственным вращением.

Этот факт был впервые установлен по периодическим изменениям блеска некоторых астероидов, а потом подтвержден непосредственной фотосъемкой с космических аппаратов. Полученные с небольшими интервалами по времени изображения астероида (например, Весты) дают почти «кинематографическую» картину вращения вокруг оси. Периоды вращения астероидов лежат в пределах от 2 - 3 ч до нескольких суток.

Тот же факт периодического изменения блеска говорит и о неправильной форме астероидов. Это соответствует и теоретическим представлениям: сила тяжести на маленьких телах слишком ничтожна для того, чтобы придать им шарообразную форму.

 

 

ДЛЯ ТОГО ЧТОБЫ понять роль астероидов в тех процессах, которые протекали в Солнечной системе, нужно знать их вещественный состав. Имеется два основных источника таких сведений.

Во-первых, на Землю падают метеориты — осколки астероидов. Их вещество доступно прямому лабораторному анализу — минеральному, химическому и изотопному. Этот анализ показывает, что вещество наиболее многочисленного типа метеоритов — хондритов не подвергалось переработке в условиях высоких температур, и, следовательно, тела, в которых оно сформировалось, были изначально небольшими. С другой стороны, имеются железные метеориты и очень похожие на земные горные породы ахондриты. Породившие их астероиды могли быть только обломками более крупных тел, внутри которых происходили процессы плавления и дифференциации (разделения) вещества.

Другой источник сведений о веществе астероидов — это их спектры. Разумеется, все эти небольшие тела сами не светятся, а только отражают солнечный свет. Однако спектры отражения зависят и от вещества отражающей поверхности. По спектрам астероиды разделены на несколько групп, главные из которых обозначены буквами S, М, С. Происхождение астероидов — одна из важных проблем планетной космогонии.

 

 

Падение метеорита на Землю сопровождают яркие световые и акустические явления, причина которых —взаимодействие летящего с огромной скоростью тела с атмосферой Земли. Трение о воздух разогревает и заставляет светиться тело, т. е. возникает явление метеора, но очень яркого — специалисты называют его болидом. Яркие болиды видны даже днем. Если вещество обычного метеора полностью испаряется в атмосфере (см. Метеоры), то масса тел, порождающих метеориты, достаточно велика для того, чтобы, несмотря на испарение части вещества, остаток его все же достигал поверхности Земли. Атмосфера целиком гасит его космическую скорость, и встреча с Землей происходит уже при скорости в десятки метров в секунду — тело при ударе чаще всего даже не разбивается на куски. Иногда, впрочем, давление воздуха дробит тело еще в атмосфере — тогда говорят о метеоритном дожде.

 

 

 

Только что упавшие метеориты довольно горячие, но быстро остывают. Дело в том, что повышение температуры при трении об атмосферу не затрагивает глубинных слоев метеорита: разогревается и даже расплавляется только наружный слой и образовавшуюся расплавленную пленку сразу срывает набегающий поток воздуха. Пленка застывает в воздухе в виде мельчайших капелек, которые формируют столб дыма вдоль траектории болида. Очень медленно, за несколько часов, это вещество осядет на поверхность Земли. Когда скорость метеорита упадет, последняя расплавленная пленка на его поверхности застынет, образовав кору плавления толщиной, как правило, менее 1 мм — характернейший признак метеоритов. Другая деталь поверхности метеорита — углубления, образующие как бы застывшую рябь. Они называются регмаглиптами и образуются также вследствие обработки поверхности воздушным потоком на большой скорости.

Таким образом, внешний вид метеоритов имеет свои особенности, отличающие их от обычных земных образцов. Только часть метеоритов сразу после падения доставляют исследователям (когда поднимают только что упавший с неба кусок): большинство метеоритов при падении не наблюдают и обнаруживают их гораздо позднее. Собирающие их люди обращают внимание на необычный вид этих образцов, а затем анализ подтверждает их метеоритную природу. Следовательно, все хранящиеся в метеоритных коллекциях образцы делятся на падения и находки. Падения представляют больший интерес для исследователей, чем находки, — информация о них обширнее (можно, например, по наблюдениям очевидцев полета болида, попытаться построить траекторию этого метеорита) и их вещество менее изменено влиянием земных факторов.

 

 

ВЕЩЕСТВО МЕТЕОРИТОВ столь своеобразно, что опытный минералог легко отличит его от земных горных пород. По веществу метеориты делятся на два основных класса: железные и каменные.

Главная составляющая железных метеоритов — никелистое железо. В земных горных породах природный сплав железа и никеля не встречается, поэтому одно его присутствие в образце заставляет подозревать космическое происхождение. Количество никеля в сплаве может быть разным, и оно определяет структуру метеорита. Если никеля мало, то получается монокристаллическая гексаэдритовая структура, если много — то поликристаллическая октаэдритовая, где плоские кристаллы минерала с низким содержанием никеля — камасита — разделены тонкими слоями другого минерала — тэнита, в котором содержание никеля выше. Пластинки камасита ориентированы по граням октаэдра, поэтому на протравленном кислотой срезе метеорита видны системы параллельных полосок — так называемые видманштеттеновы фигуры. Такая структура свойственна только метеоритам.

Существуют и бесструктурные железоникелевые метеориты — так называемые атакситы. К ним, между прочим, относится самый большой целый кусок метеорита — южноафриканский метеорит Гоба, представляющий собой плиту размерами 3 х 3 х 1 м и весом около 70 т. Он до сих пор лежит на месте находки.

 

 

Метеориты состоят из тех же химических элементов, что и земные горные породы, и это говорит о материальном единстве мира. Однако сочетания химических элементов — минералы могут и не встречаться на Земле, как, например, никелистое железо. Это связано с особыми условиями образования метеоритного вещества. Впрочем, и земные минералы в метеоритах присутствуют. Так, большая часть вещества каменных метеоритов представлена силикатами — оливинами и пироксенами, весьма обычными для земных горных пород. Как правило, и никелистое железо присутствует в каменных метеоритах в виде включений, поэтому они в среднем тяжелее земных камней.

Наиболее часто встречающийся тип каменных метеоритов — хондриты (в их структуре выделяются мелкие округлые образования — хондры). По составу они не отличаются от вмещающего их вещества (матрицы), и происхождение их неясно: то ли это застывшие капельки, позднее включенные в матрицу, то ли какие-то стяжения в уже сформировавшейся массе метеорита. Бывают и каменные метеориты, лишенные хондр, — ахондриты. Они более всех других похожи на земные горные породы, и поэтому их труднее дифференцировать от земных.

Среди каменных метеоритов имеются весьма интересные для исследователей виды — например, углистые хондриты, представляющие собой, по современной теории, слабоизмененное первичное вещество Солнечной системы, или «лунные» и «марсианские» метеориты. При ударе о поверхность Луны или Марса довольно крупных астероидных тел могли возникнуть осколки поверхности, скорость которых достаточно высока для того, чтобы навсегда покинуть родительское тело. Потом возможно их выпадение на Землю в виде метеоритов.

Промежуточный класс составляют железокаменные метеориты. Наиболее распространенный их тип представляет собой железную губку, поры которой заполнены каменистым веществом.

Среди падений оказалось больше каменных метеоритов, чем железных. Это говорит о том, что в космосе каменное вещество встречается чаще. Среди находок, напротив, преобладают железные метеориты: они прочнее, дольше сохраняются в земных условиях и к тому же более резко отличаются от земных горных пород, чем каменные.

 

 

Только наблюдения и регистрации с помощью специальных инструментов дают возможность вычислить орбиты метеоритов (точность визуальных наблюдений случайных очевидцев для этих целей недостаточна). Все рассчитанные таким образом орбиты оказались орбитами астероидного типа, и этот факт говорит о том, что метеориты — осколки астероидов. При столкновении астероиды дробятся, орбиты осколков меняются под влиянием сил тяготения и некоторые из них пересекают орбиту Земли —тогда встреча с нашей планетой становится неизбежной.

Вещество метеоритов в настоящее время изучено очень подробно. В большой мере этому способствовало развитие методов анализа вещественного состава, имевшее место после получения первых образцов лунного грунта: это было слишком дорогое вещество в очень малых количествах и расходовать его следовало предельно экономно. Разработанные для этой цели тонкие методы анализа были применены к исследованию метеоритов.

Прямой анализ вещества планет и спутников, ставший возможным в результате космических полетов, не снизил статус метеоритных исследований. Метеориты образовались, как правило, изначально в небольших телах, где вещество не изменялось столь интенсивно, как в крупных планетах и спутниках, где оно плавилось, разделялось и т. д. Следовательно, метеориты содержат информацию о том веществе, из которого когда-то образовалась вся Солнечная система, и наибольшую ценность в этом отношении представляют углистые хондриты.
 

 

Основоположниками современной космогонии — науки о происхождении небесных тел считаются немецкий философ Иммануил Кант и французский математик Пьер Симон Лаплас. Планетная космогония — наука о происхождении Земли и планет вообще — неразрывно связана со звездной космогонией, изучающей проблемы образования звезд и нашего Солнца в частности.

 

 

Приблизительно до середины XX в. проблема происхождения планет считалась чисто астрономической. Планетная космогония в первую очередь должна была объяснить четыре основные закономерности в строении Солнечной системы:

1) упорядоченное движение планет (известно, что все планеты обращаются вокруг Солнца в одном направлении и их эллиптические орбиты лежат практически в одной плоскости, близкой к плоскости солнечного экватора);

2) закономерное увеличение примерно в геометрической прогрессии расстояний планет от Солнца;

3) деление планет по физико-химическим характеристикам (массе, химическому составу, количеству спутников и т. д.) на две группы — планеты земного типа (Меркурий, Венера, Земля и Марс) и планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун);

4) неравномерное распределение массы и момента импульса между Солнцем и планетной системой: Солнце содержит в себе 99,866% массы Солнечной системы, а на планеты приходится около 98% момента импульса. Эти закономерности свидетельствуют о том, что планеты и Солнце образовались в едином процессе.

В 1755 г. Иммануил Кант опубликовал первую стройную научную теорию происхождения планетной системы. В ее основу легло предположение о формировании планет и их спутников из сгустков газа и пыли, которые образовались во вращающемся вокруг Солнца рассеянном веществе, простиравшемся до границ современной планетной системы. В 1796 г. Пьер Лаплас предложил свою концепцию образования Солнечной системы из вращающейся газовой туманности: в ходе эволюции эта туманность охлаждалась и сжималась, при этом она вращалась все быстрее и быстрее, вследствие чего от нее отделились газовые кольца, из которых и сконденсировались планеты. Поскольку и Кант, и Лаплас рассматривали образование планет из рассеянного вещества газовой туманности, то иногда говорят о небулярной гипотезе Канта — Лапласа.

 

 

Позже было предложено несколько так называемых «катастрофических» гипотез, в которых утверждалось, что Солнечная система образовалась в результате прохождения Солнца вблизи другой звезды. Пример такого подхода — гипотеза американских ученых Ф. Мультона и Т. Чемберлина, выдвинутая ими в самом начале XX в. Согласно этой гипотезе, прохождение вблизи Солнца, первоначально не имевшего планет, другой звезды вызвало сильное извержение газов из обеих звезд. Все изверженные частицы газа обращались вокруг Солнца в одной плоскости в одном и том же направлении. Со временем вещество охлаждалось и в нем сформировались маленькие твердые частицы, которые при слипании образовали планеты. В 20 - 30-е гг. XX в. достаточно широкой известностью пользовалась еще одна «катастрофическая» гипотеза — гипотеза английского астронома Дж. Джинса, согласно которой планеты возникли из вещества, вырванного из Солнца притяжением пролетевшей поблизости звезды. И все же при детальном изучении «катастрофические» гипотезы оказались несостоятельными: помимо того, что они требовали крайне невероятного события — прохождения другой звезды очень близко к Солнцу, они не могли объяснить и большие размеры планетной системы. После того как стали очевидными недостатки «катастрофических» гипотез, планетная космогония вновь вернулась к классическим идеям Канта — Лапласа.

В начале 40-х гг. XX в. проблемой образования Земли занялся советский полярный первопроходец и геофизик-теоретик Отто Юльевич Шмидт (1891 - 1956). Исследуя Землю, он постоянно ощущал потребность в надежной теории ее происхождения. Основываясь на анализе геофизических и геохимических данных, он пришел к выводу о том, что наша планета никогда не проходила через стадию полностью расплавленного или газообразного вещества и, следовательно, образовалась из достаточно мелких тел, подобных метеоритам.

В 1943 г. О. Ю. Шмидт публично изложил свою теорию аккумуляции Земли из роя небольших холодных тел, который, по его мнению, был захвачен Солнцем (так называемая метеоритная, или планетезимальная, теория).

 

 

ОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЦА. Данные, накопленные современной астрофизикой, свидетельствуют о том, что звезды образуются в газопылевых комплексах, масса которых достигает величины 10⁵ солнечных масс (M_ʘ). в настоящее время в нашей Галактике известно много областей интенсивного звездообразования, таких, как рассеянное звездное скопление IC 1805 в созвездии Кассиопеи, область Большой туманности Ориона и др. Предполагается, что и наше Солнце образовалось в группе с другими звездами в ходе сложного процесса сжатия и фрагментации (деления на более мелкие части) холодного массивного газопылевого облака.

Расчеты показали, что для формирования из газопылевого облака одиночной звезды с протяженным диском (случай Солнца и протопланетного диска) необходимо, чтобы на ранней стадии сжатия облака в звезду после формирования компактного ядра момент его импульса был «отведен» на периферию, т. е. чтобы внешние области облака ускорили свое вращение, а центральные замедлили. Такая передача углового момента от центральных к внешним областям может происходить, например, при столкновении отдельных фрагментов облака, вращающихся вокруг зарождающегося в центре ядра, или при наличии магнитного поля ядра, пронизывающего все облако.

ОБРАЗОВАНИЕ ПЛАНЕТ. Согласно современной теории. Земля и другие планеты Солнечной системы образовались из холодных твердых допланетных тел небольшого размера — плапетезималей. Первоначальный околосолнечный газопылевой диск по своим размерам превосходил современную планетную систему и состоял преимущественно из газа. Содержание пыли в облаке не превышало нескольких процентов по массе. Размеры пылевых частиц лежали в пределах от долей микрометров до сотен микрометров. Благодаря тому, что в остывающем облаке давление было очень низким (менее одной десятитысячной доли атмосферного давления), его вещество в процессе остывания сублимировалось, т. е. переходило в твердое состояние, минуя жидкую фазу. Первыми образовались частички тугоплавких соединений кальция, магния, алюминия и титана, затем магниевые силикаты, железо и никель. Водород и гелий остаются в газообразном состоянии, так как для их конденсации необходимы очень низкие температуры (вблизи абсолютного нуля), которые в диске недостижимы. Температура в диске падала по мере удаления от Солнца. Такое падение температуры определяло химический состав пылинок в протопланетном диске, и в конечном итоге — химический состав тел в Солнечной системе.

 

 

Планеты земной группы сформировались из веществ, конденсирующихся при высоких температурах, ближе современного пояса астероидов, расположенного между орбитами Марса и Юпитера. Известно, что по мере удаления от Солнца увеличивается число тел, содержащих обогащенные водой минералы и некоторые летучие вещества. Крупнейшие спутники Юпитера — Ганимед и Каллисто — наполовину состоят из воды. Эти данные свидетельствуют о том, что водяной лед конденсировался во всей зоне формирования Юпитера. В области тех внешних планет, которые формировались при еще более низких температурах, в составе пылинок оказались льды аммиака и метана, твердая углекислота и другие замерзшие летучие соединения (об этом свидетельствует химический состав кометных ядер, прилетающих к нам с далекой периферии Солнечной системы).

На следующем этапе эволюции протопланетного диска образовался тонкий пылевой слой — пылевой субдиск в центральной плоскости облака. На него начали оседать пылинки и льдинки, причем чем массивнее были частички, тем быстрее они падали. В процессе движения они сталкивались друг с другом и слипались, их размеры увеличивались до нескольких сантиметров. Когда плотность пыли в субдиске превысила плотность газа в десятки раз, пылевой слой стал гравитационно неустойчивым: даже очень слабые уплотнения, возникавшие в нем, переставали рассеиваться и, наоборот, со временем сгущались. На этом этапе эволюции в пылевом субдиске могла возникнуть система колец, которые, уплотняясь, в свою очередь распадались на множество отдельных мелких сгустков. При столкновении друг с другом эти сгустки могли объединяться и все более уплотняться. Так мог сформироваться рой допланетных тел размерами около километра.

Подобный сценарий образования допланетных тел мог реализоваться в случае, если пылевой субдиск был очень плоским, т. е. если его диаметр во много раз превышал толщину. Системы планетных колец были именно такими объектами. Помимо вышеописанного процесса гравитационной конденсации, допланетные тела могли образоваться и в результате постепенного слипания мелких частиц. В любом случае эти тела служили строительным материалом для формирования планет, их спутников и метеоритов.

 

 

Если образование допланетных тел в газопылевом облаке продолжалось несколько десятков тысяч лет, то процесс аккумуляции планет (объединение допланетных тел в планеты) занял сотни миллионов лет. Этот процесс очень трудно смоделировать, так как последующая геологическая стадия, длящаяся уже более 4 млрд лет, к настоящему времени стерла многие особенности начального состояния планет. Состав планет земной группы свидетельствует о том, что их образование происходило при отсутствии легких газов, но зато с участием каменистых частиц и тел, содержавших различное количество железа и других металлов. Стадия объединения планетезималей в планеты и их рост длились более 100 млн лет. Наиболее вероятно, что Юпитер и Сатурн образовались в два этапа: сначала, как и у планет земной группы, у них возникли массивные ядра-зародыши, состоявшие из каменистых и ледяных планетезималей, а затем эти ядра захватили из окружающего пространства газ, образовавший водородно-гелиевую оболочку. Уран и Нептун образовались аналогичным образом, только намного медленнее.

До середины XX в. считалось, что на начальном этапе своей эволюции Земля прошла через «огненно-жидкое» (расплавленное) состояние. Теория «холодного начального состояния» появилась только во второй половине XX в., хотя еще в 1908 г. известный естествоиспытатель и мыслитель В. И. Вернадский (1863 - 1945) отказался от представлений о горячей «начальной» Земле. Он предполагал, что все внутреннее тепло Земли имеет радиоактивную природу.

Термины «холодное» и «огненно-жидкое» не имеют непосредственного отношения к температуре недр планеты, они характеризуют физику процесса ее образования. Однако начальное состояние Земли в первую очередь связано с температурой ее недр. В настоящее время планетезимальная теория формирования Земли и концепция ее роста позволяют объяснить образование ее ядра за первые сотни миллионов лет существования планеты, а также происхождение атмосферы и гидросферы.

 

 

Земля формировалась из роя частиц, который двигался в широкой области между орбитами Венеры и Марса. Удары в протоземлю массивных планетезималей, размеры которых составляли десятки и более километров, привели к нагреву поверхностного слоя планеты. Дополнительно земные недра нагревались благодаря распаду радиоактивных элементов, входивших в состав протоземного вещества, а также в результате сжатия протоземли под действием растущих внешних слоев протопланеты. Согласно проведенным вычислениям, на конечном этапе формирования Земли температура в ее центре достигала 1000 - 1500 К, понижаясь с приближением к поверхности. По-видимому, уже на заключительных этапах аккумуляции Земли начался процесс дифференциации (расслоения) земных недр (который продолжается и в настоящее время): более тяжелые компоненты земного вещества тонули, а более легкие всплывали на поверхность (постепенно из них сформировался наружный слой земного шара — земная кора). Процесс формирования земной коры продолжался несколько миллиардов лет и протекал неоднородно, в результате чего толщина земной коры существенно различается в разных местах. Разогревание Земли привело к выделению газов и водяных паров, содержавшихся в небольших количествах в каменистых веществах. Прорываясь на поверхность, водяные пары сконденсировались в воды морей и океанов, а газы образовали атмосферу нашей планеты, состав которой на начальном этапе сильно отличался от современного.

Современный состав земной атмосферы в значительной степени обусловлен воздействием биосферы, т. е. жизнедеятельностью микроорганизмов. Эволюция Земли продолжается и в настоящее время.

В недрах планет земной группы происходили аналогичные процессы — дифференциация недр и радиоактивный распад элементов, приводящие к выделению энергии, а также вулканическая деятельность. Механическая эрозия (разрушение пород под действием ветра, воды, ледников), взаимодействие наружных слоев с гидросферой и атмосферой и в настоящее время формируют поверхности планет, обладающих атмосферой. У планет и спутников без плотной атмосферы поверхность формируется в основном благодаря падению метеоритных тел.

 

 

Благодаря тому что Солнце во много раз ближе к Земле, чем другие звезды, свет и тепло от него имеют жизненно важное значение для всех обитателей нашей планеты. Свет других звезд очень слаб, что делает их непохожими на Солнце. Однако если бы астроном из далекой звездной системы наблюдал наше Солнце на своем небе, то он не обратил бы на него особого внимания — издалека Солнце выглядит обычной звездой.

 

 

СОЛНЦЕ — типичная желтая звезда-карлик, спектрального класса G2 (см. Классификация звезд), с заурядными внешними данными. Есть звезды ярче Солнца, есть и слабее. Есть звезды больше Солнца, есть и меньше. Есть звезды и более, и менее массивные.

С точки зрения астрофизика, близость Солнца — это возможность подробного его изучения. Уникальность Солнца в том, что мы знаем про него гораздо больше, чем про другие звезды.

Среднее расстояние от Земли до Солнца (называемое также астрономической единицей) составляет около 150 млн км и измерено очень точно с помощью небесной механики и радиолокации ближайших планет. Размер видимого диска Солнца — 30 угловых секунд (такой же, как у Луны). По этим данным легко вычислить радиус Солнца: он равен 700 тыс. км, что примерно в 109 раз больше, чем радиус Земли. Солнце вращается вокруг оси, почти перпендикулярной к плоскости эклиптики. Это вращение происходит не как у твердого тела: период у полюсов больше, чем на экваторе. Для земного наблюдателя Солнце совершает полный оборот за 27 - 32 суток (синодический период); на экваторе линейная скорость вращения составляет примерно 2 км/с. Масса Солнца вычисляется из периодов обращения небесных тел вокруг него на основании закона тяготения Ньютона. Средняя плотность Солнца получается равной всего лишь 1,41 г/см³, что вчетверо меньше средней плотности Земли. Измерив полный поток энергии от Солнца и зная его радиус, можно вычислить количество тепла, излучаемое единицей площади «поверхности» (примерно 60 МВт/м²). По этой величине определяется температура фотосферы - самого глубокого слоя солнечной атмосферы, которая близка к 6000 К. По пути к Земле солнечный свет постепенно рассеивается в пространстве (это называется дилюцией); в ясный день на 1 м² земной поверхности попадает почти 1,4 кВт солнечной энергии (если не учитывать поглощения в атмосфере). И что очень важно для астрофизика, мы можем оценить возраст Солнца. Согласно современной теории происхождения Солнечной системы, Солнце образовалось примерно в то же время, что и другие тела — планеты, астероиды, а также некоторые мелкие фрагменты твердого вещества, которые падают на Землю в виде метеоритов. Возраст метеоритов измеряется радиоизотопным методом, а так как в космосе они не подвергались никакому внешнему воздействию (в отличие, например, от земных пород, на которые воздействовали геологические изменения), то их возраст принимается близким к возрасту Солнечной системы, а значит, и Солнца. Так было определено, что Солнце образовалось около 5 млрд лет назад.

 

 

СОВРЕМЕННАЯ НАУКА дает возможность рассчитать модель Солнца, т. е. установить связь изменения физических величин (температуры, давления, плотности) с радиусом внутри звезды.

Непосредственные наблюдения позволяют оценить только массу, радиус и светимость Солнца. Кроме того, удается определить некоторые параметры химического состава вещества в его атмосфере.

Получается, что преобладающим на Солнце является водород, имеется также значительная доля гелия (около 25% массы) и небольшое количество более тяжелых элементов (примерно 2%). С этими данными можно начинать строить модель Солнца, но сначала необходимо принять некоторые упрощения, а точнее, пренебречь эффектами, для которых пока либо нет непротиворечивого научного объяснения, либо не хватает мощности компьютеров для расчета. Обычно пренебрегают потерей массы в процессе эволюции, вращением, отклонениями от сферической симметрии, магнитными полями, циклами солнечной активности, перемешиванием вещества на больших глубинах и др. Считается, что в начале своей жизни, 5 млрд лет назад. Солнце состояло из однородной смеси водорода, гелия и элементов с большим атомным весом, которые обычно объединяют общим названием «тяжелые». Массу Солнца принимают равной современной. Для расчета внутреннего строения Солнца ученые записывают четыре уравнения процессов, происходящих в его недрах: первое уравнение описывает условие гидростатического равновесия (сила тяжести уравновешивается давлением газа), второе — перенос энергии из центра к поверхности; третье — выделение этой энергии в ядерных реакциях; четвертое — закон сохранения массы. Эти уравнения решаются численными методами на быстродействующих компьютерах; результатом является внутреннее строение звезды. Добавляя пятое уравнение, которое описывает выгорание водорода в ядерных реакциях в зависимости от времени, получают полную систему уравнений, решение которой дает эволюционный трек Солнца на диаграмме Герцшпрунга — Рассела (диаграмма отражает связь между светимостью и температурой звезд).

 

 

Недра Солнца можно условно разделить на три зоны по характеру процессов, которые связаны с выделением и передачей энергии. Размер каждой зоны — примерно 1/3 радиуса. Центральную, внутреннюю зону обычно называют ядром; там происходит термоядерная реакция с выделением тепла: в ядре выделяется 99,9 % энергии и сосредоточено больше 65 % массы. Далее энергия переносится путем поглощения и излучения квантов, которые превращаются из гамма-лучей в рентгеновские, ультрафиолетовые и затем в видимый свет в зависимости от температуры окружающей плазмы. Вторая зона (срединная часть Солнца) называется лучистой зоной; там практически нет ядерных реакций из-за низкой плотности и температуры. Следующую, внешнюю область Солнца занимает конвективная зона. Перенос энергии путем переизлучения квантов становится настолько неэффективным из-за низкой прозрачности вещества, что плазма приходит в движение: нагретые массы газа всплывают, остывают у поверхности и вновь опускаются вглубь, за новой порцией энергии. Такой процесс называется конвекцией (от лат. convectio — принесение, доставка). Конвективные потоки достигают наблюдаемых слоев Солнца и создают картину грануляции.

 

 

В теории внутреннего строения Солнца есть и нерешенные проблемы. Одна из них — загадка солнечных нейтрино (ит. neutrino, уменьшительное от neutrone — нейтрон; буквально — нейтрончик). Нейтрино — очень легкая (или совсем не имеющая массы покоя) элементарная частица, которая очень слабо взаимодействует с веществом, настолько слабо, что нейтрино, образующиеся в термоядерных реакциях в ядре Солнца, беспрепятственно проходят через всю его толщу и улетают в космос. Какая-то их часть попадает на Землю (которую они тоже с легкостью пронизывают). Таким образом, наблюдения нейтрино на Земле — это своего рода способ, позволяющий заглянуть в самые недра Солнца. Однако высокая проникающая способность нейтрино имеет обратную сторону: его нелегко зарегистрировать, так как частица эта с таким же успехом проходит через любые детекторы. К счастью, нейтрино очень много. Через каждый сантиметр поверхности Земли ежесекундно пролетает около 50 млрд солнечных нейтрино, и ученые нашли-таки способ их регистрировать. В качестве телескопа используется большой бак с реагентом (хлорсодержащей жидкостью или галлием), в котором происходят реакции пролетающих нейтрино с ядрами атомов. Отметим, что при этом приходится считать буквально каждую частицу, столкнувшуюся с ядром атома детектора — настолько это редкое событие! Когда поток нейтрино от Солнца был измерен, оказалось, что он в несколько раз меньше, чем предсказывали теоретические расчеты. Сначала проводились измерения на хлорном детекторе, который регистрирует лишь высокоэнергичные нейтрино (эксперимент Дэвиса, начатый еще в 1961 г.). Ожидаемое число таких нейтрино сильно зависит от температуры в ядре Солнца, и долгое время ученые полагали, что для согласия теории с экспериментом достаточно изменить некоторые теоретические положения, но это оказалось не так. Когда заработали детекторы на основе галлия (SAGE и GALLEX), которые регистрировали нейтрино любых энергий, стало ясно, что где-то в цепочке логических рассуждений есть слабое звено.

 

 

Атмосфера — это газовая оболочка. Атмосфера Земли, например, представляет собой воздушный слой, в нижней и наиболее плотной части которого формируется погода на планете. Солнце, как и другие звезды, тоже имеет атмосферу, но она совсем не похожа на земную: это горячий разреженный газ, пронизываемый магнитными полями, в котором никогда не бывает затишья. Все структуры, непосредственно наблюдаемые на Солнце (солнечные пятна, солнечные вспышки), зарождаются и развиваются в его атмосфере.

 

 

АТМОСФЕРА СОЛНЦА — это самые внешние его слои, из которых излучение может непосредственно уходить в межпланетное пространство. На основании наблюдений принято условно выделять в атмосфере Солнца три оболочки, а именно:

1) самая глубокая — фотосфера толщиной 200 - 300 км, состоящая из слабо ионизованного, почти нейтрального водорода и в основном однократно ионизованных металлов (т. е. металлов, от атомов которых оторвано по одному электрону);

2) сильно неоднородная, клочковатая хромосфера протяженностью 10 - 20 тыс. км, в которой по мере продвижения вверх последовательно ионизуются водород, гелий и более тяжелые химические элементы;

3) разреженная и горячая корона, в которой большинство атомов ионизовано, вплоть до самых глубоких электронных оболочек. Солнечная корона постепенно переходит в динамическое образование — постоянно расширяющийся поток ионизованных атомов (в основном протонов, альфа-частиц и свободных электронов), образующих солнечный ветер. Изучение каждого из этих атмосферных слоев требует специальных методов наблюдений.

ФОТОСФЕРА (от греч. phos — свет и spharia — сфера) — самый глубокий слой атмосферы Солнца, непосредственно наблюдаемый в видимых лучах, основной источник солнечного света и тепла (это и объясняет его название). Температура газов фотосферы уменьшается с высотой от 8000 - 10 000 К в самых глубоких ее слоях, из которых к нам доходит не более нескольких процентов излучения, до минимальной для всего Солнца температуры около 4300 К. Фотосфера отличается от других слоев солнечной атмосферы более высокой плотностью и тем, что основной составляющий ее газ — водород — при температуре менее 7000 - 8000 К почти полностью нейтрален, т. е. его атомы сохраняют свой единственный электрон, в то время как, например, легче ионизующиеся атомы металлов, за небольшим исключением, однократно ионизованы. Кроме того, фотосфера обладает и другой особенностью — своеобразной структурой, напоминающей кучевые облака в земной атмосфере при наблюдении с самолета. Эта структура, называемая грануляцией, — проявление самых внешних слоев конвективной зоны, расположенных непосредственно под фотосферой. Однообразие этой структуры часто нарушается крупными темными пятнами, нередко образующимися целыми группами. Пятна обычно окружены яркими площадками — факелами.

 

 

ХРОМОСФЕРА (от греч. chroma — цвет и spharia — сфера) — слой атмосферы Солнца, расположенный над фотосферой, в котором по мере увеличения высоты температура возрастает от нескольких тысяч до десятков тысяч кельвинов, что сопровождается последовательной ионизацией водорода, гелия и других химических элементов. Название «хромосфера» связано с тем, что во время полной фазы солнечного затмения этот слой атмосферы выглядит как тонкий окрашенный (розовато-фиолетовый) ободок вокруг Солнца. Толщина этого ободка примерно 12 - 15 тыс. км. Он очень неоднороден и состоит из отдельных мелких волокон и струи, сильно различающихся по температуре и плотности. Основной элемент его структуры — спикулы, вытянутые, наклонно бьющие струи газа, поднимающегося и опускающегося со скоростями 10 - 30 км/с. Эти струи придают хромосфере вид горящей степи. Спектр хромосферы такой же, как и у протуберанцев (громадных облаков плазмы): в ее излучении, наблюдаемом вблизи края солнечного диска, присутствуют яркие эмиссионные спектральные линии, прежде всего — линии водорода (они-то и придают хромосфере розоватую окраску). В сильных спектральных линиях хромосферу можно наблюдать и вне затмений при помощи специальных узкополосных светофильтров.

 

 

Над хромосферой находится высокоионизованная, горячая и сильно разреженная плазма, называемая солнечной короной. Она состоит из тех же химических элементов, что и вещество фотосферы, однако отличается от него гораздо более высокой степенью ионизации.

Переход от хромосферы к короне довольно резок: увеличение кинетической температуры плазмы в сотни раз (от 10⁴ до 10⁶ К) и уменьшение плотности примерно в 1000 раз происходит на протяжении всего нескольких сотен километров. Поэтому если в хромосфере атомы металлов и частично гелия лишены только одного своего внешнего электрона, то в короне они полностью ионизуются (как и водород), а ядра более тяжелых атомов теряют электроны из двух-трех внешних электронных оболочек.

Причина высокой температуры и сильной ионизации плазмы короны — нагрев ее вещества до температуры более миллиона кельвинов электрическими токами, связанными с магнитными полями в короне. О наличии этих полей можно непосредственно судить по внешнему виду короны, наблюдаемой во время полных солнечных затмений, либо по ее изображениям, получаемым при помощи космических аппаратов.

Общая структура короны имеет лучистый характер. Когда пятен и других проявлений активности на Солнце много, эти лучи длинные, прямые и направлены вдоль радиуса, а за 2 - 3 года до минимума солнечной активности они изгибаются к солнечному экватору.

Плазма короны содержит много свободных электронов, возникших при ионизации атомов водорода, гелия и остальных химических элементов. В среднем в каждом ее кубическом сантиметре находится около 100 млн заряженных частиц, однако это в сотни миллиардов раз меньше числа молекул в таком же объеме воздуха в земной атмосфере на уровне моря. Только на высотах 300 - 400 км в атмосфере Земли достигается такая же плотность, как и у коронального газа.

Горячая корона как бы испаряется в окружающее пространство, образуя поток ионизованной плазмы, истекающей из солнечной атмосферы вместе с «вмороженными» в него магнитными полями. Этот поток непрерывно «дует» от Солнца по всем направлениям. Его называют солнечным ветром.

 

 

ВЕЩЕСТВО СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ из-за присутствия большого числа свободных электронов очень хорошо проводит электрические токи, которые, как известно из физики, связаны с магнитными полями и взаимодействуют с ними. Атмосфера Солнца пронизана магнитными полями, во многом определяющими характер движения газов в солнечной атмосфере.

Относительно происхождения солнечных магнитных полей у астрофизиков нет еще полной ясности. Скорее всего, очень слабое магнитное поле газопылевой туманности, из которой возникла Солнечная система, многократно усилилось при ее сжатии.

За миллиарды лет эволюции, казалось бы, это поле должно было затухнуть вследствие превращения энергии связанных с ним электрических токов в тепло. Однако в самых крупных масштабах, соизмеримых с размерами Солнца, это затухание происходило настолько медленно, что общее магнитное поле сохранилось.

 

 

Солнце медленно теряет свое вещество: потоки ионизованного разреженного газа непрерывно покидают его атмосферу и уходят в межпланетное пространство, образуя солнечный ветер. Он распространяется далеко за орбиты больших планет. Плазма солнечного ветра, а также солнечные космические лучи заполняют гелиосферу — протяженную область вокруг Солнца, на которую влияют солнечные магнитные поля. Гелиосфера, в свою очередь, воздействует на все тела Солнечной системы, в том числе и на Землю, и обусловливает многие процессы, происходящие на нашей планете.

 

 

Подобно любому горячему газовому облаку, внешние слои Солнца, его корона, расширяющиеся в окружающее пространство, создают более или менее постоянный поток ионизованной плазмы, называемый солнечным ветром. В результате Солнце ежесекундно теряет около миллиона тонн своей массы, уходящей в межпланетное пространство. Однако это составляет не более чем 10^-13 доли его массы в год — такая величина ничтожно мала даже в масштабе всей эволюции Солнца как звезды, поэтому Солнцу «похудение» не грозит.

Существование солнечного ветра обусловлено главным образом тем, что высокая температура короны приводит к ее непрерывному расширению, как бы «испарению» в межпланетное пространство.

Действительно, высокая температура означает большие скорости тепловых движений частиц, при этом всегда у некоторой части из них скорости оказываются соизмеримыми со скоростью убегания (второй космической скоростью), которая для Солнца достигает нескольких сотен километров в секунду. Вот почему частицы, движущиеся от Солнца, могут покинуть его. К тому же по мере удаления от Солнца скорость убегания уменьшается быстрее, чем скорость теплового движения частиц. Таким образом, частицы солнечного ветра фактически уже не принадлежат атмосфере Солнца. Межпланетное пространство, заполненное частицами солнечной плазмы, называют гелиосферой.

Вследствие осевого вращения Солнца заряженные частицы убегают от него не по прямым траекториям, а по гигантским спиралям, удаляясь от Солнца со скоростью, составляющей у орбиты Земли около 400 км/с. Это и есть скорость солнечного ветра. В каждом кубическом метре околоземного космического пространства содержится около десятка миллионов частиц солнечного ветра, уходящего далеко за орбиту Земли и других планет. Временами, когда активность Солнца повышается, плотность (концентрация частиц) ветра значительно возрастает. Солнечный ветер уносит из солнечной атмосферы не только плазму, но и ее магнитное поле, которое из-за высокой электропроводности плазмы остается тесно с ней связанным. Вот почему линии магнитной индукции солнечного магнитного поля распространяются на всю гелиосферу. Только собственные магнитные поля планет (Земли, Юпитера) не позволяют проникнуть солнечному ветру и солнечному магнитному полю к их поверхности.

 

 

Основной источник солнечного ветра — горячие активные области в атмосфере Солнца. Они имеют биполярную магнитную структуру, т. е. содержат магнитное поле обеих полярностей (линии магнитной индукции в одном месте направлены от Солнца, в другом — к Солнцу). По этой причине гелиосфера приобретает своеобразную спиральную секторную структуру магнитного поля, в которой соседние сектора различаются магнитной полярностью (направлением линий магнитной индукции). Очевидно, что секторов может быть лишь четное число, поскольку если соседние сектора окажутся одной полярности, то они сольются в один сектор с одинаковым направлением поля. Наличие именно такой структуры магнитного поля подтвердили эксперименты, проведенные с помощью космических аппаратов.

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР — это не единственный фактор, влияющий на Землю и другие планеты. Прежде всего Земля получает от Солнца энергию в виде света и других электромагнитных волн. Солнечная энергия, попадающая на нашу планету, играет основную роль в ее энергетическом балансе. Именно благодаря солнечной энергии температурные условия оказались пригодными для развития такого уникального явления природы, как жизнь.

Температура Земли, ее климат, движение воздушных масс, погода в различных областях планеты — все это зависит от приходящего на Землю солнечного излучения. Солнечный свет освещает и согревает твердую поверхность (литосферу), жидкую (гидросферу) и газообразную (атмосферу); его жесткие лучи ионизуют ионосферу, а корпускулярное излучение Солнца (потоки летящих от него частиц) воздействует на магнитосферу Земли. Все эти процессы очень сложны, и их влияние на живой и неживой мир Земли далеко еще не изучено.

 

 

Исследование солнечно-земных связей — специальный раздел современной науки о Земле и Солнечной системе. В нем изучается комплекс явлений, связанных с воздействием солнечного электромагнитного и корпускулярного излучений на геомагнитные, атмосферные, климатические, погодные, биологические и другие геофизические процессы и явления.

МАГНИТНОЕ ПОЛЕ ЗЕМЛИ защищает ее от прямого воздействия потоков электронов и атомных ядер солнечного ветра и от еще более энергичных частиц — солнечных космических лучей, образующихся в активных областях на Солнце. На пути к Земле солнечная плазма встречает препятствие — область, занятую земным магнитным полем (магнитосферу). Набегающий фронт солнечного ветра «сминает» и деформирует ее внешнюю границу со стороны, обращенной к Солнцу, а энергичные частицы обтекают препятствие. Обтекающий магнитосферу поток солнечного ветра сильно вытягивает магнитные силовые линии, образуя у Земли своеобразный магнитный хвост длиной в десятки миллионов километров, развернутый в сторону от Солнца. Проникая через границу магнитосферы (в основном в области ее «хвоста»), электроны и ионы солнечного ветра образуют слои разреженной плазмы, нагреваемые до температуры в десятки миллионов градусов.

Оказывается, что в области «хвоста» магнитосферы, а также вблизи магнитных полюсов заряженные частицы могут относительно легко «прорваться» сквозь земную магнитосферу. Двигаясь вдоль линий магнитной индукции (силовых линий) земной магнитосферы, энергичные электроны и атомные ядра устремляются к магнитным полюсам нашей планеты и, сталкиваясь с атомами и молекулами верхних слоев земной атмосферы, вызывают причудливые (то слабые, то очень яркие, переливающиеся различными цветами) свечения верхних слоев атмосферы. Эти необычайно красивые и разнообразные явления называются полярными сияниями. Аналогичные явления должны происходить и вблизи других планет, обладающих магнитным полем. Коротковолновое (ультрафиолетовое и рентгеновское) излучение Солнца, можно сказать, формирует земную атмосферу на больших высотах. Оно ионизует и нагревает самые верхние, наиболее разреженные ее слои. Однако степень этого нагрева сильно зависит от уровня солнечной активности, к которому наша атмосфера очень чутка.

 

 

Различные слои верхней атмосферы (ионосферы) способны отражать радиоволны определенных диапазонов, поэтому возмущения в ионосфере, вызванные дополнительным рентгеновским излучением от солнечных вспышек, сильно влияют на условия прохождения радиоволн и слышимость радиопередач. Активность Солнца может послужить причиной нарушения радиосвязи.

Другое проявление ультрафиолетового излучения Солнца — образование озонного слоя в атмосфере.

Измерения показали, что начиная с 20 - 25 км температура растет с высотой. Выяснилось, что на увеличение температуры влияет энергия, выделяющаяся при разложении озона О₃. Это вещество отличается от обычного кислорода тем, что его молекула состоит не из двух, а из трех атомов кислорода. Самый глубокий слой нашей атмосферы — тропосфера — примыкает к твердой поверхности Земли.

 

 

Ближайшая к нам звезда — Солнце. Днем, когда оно над горизонтом, мы не видим других звезд, потому что от Солнца к нам приходит света в десятки миллиардов раз больше, чем от любой, даже самой яркой звезды. Это не означает, что Солнце действительно излучает намного больше света по сравнению с остальными звездами. Просто Солнце находится намного ближе к нам (расстояние от Земли до Солнца — 150 млн км).

 

 

Астрономические расстояния столь велики, что измерять их в километрах неудобно. В ближнем космосе (скажем, в пределах Солнечной системы) наиболее употребительной единицей длины стала астрономическая единица (а. е.), равная расстоянию от Земли до Солнца. Расстояние от Солнца до Проксимы Центавра — около 275 тыс. а. е., а ведь это — самая близкая из звезд, не считая Солнца! Для определения расстояний до звезд даже астрономическая единица подчас оказывается слишком мелкой.

Расстояния до звезд иногда измеряют в световых годах. Световой год — это не единица времени, как можно подумать исходя из названия. Это единица длины, равная расстоянию, которое свет проходит за год (а скорость света — самая высокая скорость в природе). Один световой год (св. год) — это 63 240 а. е. До Проксимы Центавра расстояние составляет 4,3 св. года.

Астрономы очень часто используют и другую большую единицу длины. Она называется парсек (сокращение слов «параллакс» и «секунда»; далее дано происхождение этого названия). Взяв отрезок длиной в один парсек (пк) и пристроив к нему под прямым утлом отрезок длиной в радиус земной орбиты (1 а. е.), получим прямоугольный треугольник, самый острый угол которого равен 1" (угловой секунде). 1 ПК — это 3,26 св. года. До Проксимы Центавра — 1,3 ПК.

Самые далекие звезды нашей Галактики расположены на расстояниях в десятки килопарсек (в десятки тысяч парсек). Расстояния до звезд других галактик зачастую приходится определять в мегапарсеках (миллионах парсек): один килопарсек (кпк) составляет немногим больше 3 тыс. св. лет, а один мегапарсек (Мпк) — 3 млн св. лет.

 

 

Расстояние до звезд можно измерять и в других единицах, например в сантиметрах или метрах: 1 св. год составляет 9,46 х 10¹⁸ см, или 9,46 х 10¹⁶ м, а 1 пк в 3,26 раза больше. Единица расстояния парсек самым непосредственным образом связана с важнейшим методом определения расстояния до близких звезд — с методом годичного тригонометрического параллакса.

Измерив достаточно точно параллаксы для очень большого числа звезд, можно установить, сколько света излучают звезды определенных типов, т. е. какая у них светимость. Эти результаты дают возможность рассчитать расстояния до более далеких звезд, у которых уже не удается измерить тригонометрические параллаксы, сопоставляя их светимость с видимой звездной величиной. Так, зная, с каким периодом изменяется блеск, можно определить светимость для переменных звезд — цефеид, а значит, найти расстояние до цефеиды и, например, до звездного скопления или галактики, где она находится. В галактиках, где есть цефеиды, можно изучать появляющиеся в них сверхновые звезды, а затем по сверхновым звездам вычислять расстояния до еще более далеких галактик. Но в конечном счете определения расстояний базируются на звездах с известным тригонометрическим параллаксом. Астрономы высоко оценивают результаты полета запущенного Европейским космическим агентством спутника HIPPARCOS. Его научная программа предусматривала измерения тригонометрических параллаксов звезд. В 1997 г. появился основанный на наблюдениях с этого спутника каталог, содержащий бес прецедентно точные значения параллаксов 120 тыс. звезд.

 

 

Взглянув на звездное небо в темную ночь, нетрудно убедиться, что звезды сильно отличаются по блеску. У ярких звезд глаз может заметить даже разницу в цвете. Но лишь немногие звезды кажутся нам яркими. Другие хорошо видны, хотя похожи на слабые искорки. Многие звезды удается разглядеть с трудом: они едва различимы на небе. Наиболее яркие звезды имеют разные цветовые оттенки: одни — явно красноватого цвета, другие излучают холодное голубоватое свечение. В действительности же слабые звезды также отличаются по цвету, просто глаз человека не может этого заметить. Современные фотометрические приборы позволяют количественно измерять малейшие цветовые различия (величины, характеризующие цвет, называются показателями цвета). Еще более важную информацию дают измерения звездных спектров. Каждой звезде соответствует свой вид спектра, и с его помощью можно узнать температуру, возраст звезды, плотность ее атмосферы, скорость движения и многие другие характеристики. Астрономы древности попытались оценить блеск звезд: самые яркие звезды назвали звездами 1-й величины (1^m), несколько более слабые — звездами 2-й величины (2^m) и т. д. Самые слабые звезды, едва различимые глазом, были названы звездами 6-й величины (6^m). После изобретения телескопа стало ясно, что существуют звезды и намного более слабые, чем звезды 6-й величины. Заметим, что термин звездная величина не имеет никакого отношения к размерам звезд.

 

 

Современные астрономы по-прежнему пользуются понятием «звездная величина», но оно получило более строгое определение. Физическая величина, воспринимаемая нами как блеск звезды, — это создаваемая звездой освещенность. При изменении освещенности в геометрической прогрессии наше ощущение света меняется в арифметической прогрессии. Этот закон не был известен в древности, но именно он помог определить, что отношение освещенности, создаваемой звездами 1-й величины, к освещенности, создаваемой звездами 2-й величины, равно отношению освещенностей от звезд 2-й и 3-й величин. Сейчас это отношение по определению принимают равным 2,512, при этом отношению освещенностей в 100 раз соответствует различие ровно на пять звездных величин.

В результате удалось распространить понятие «звездная величина» на очень слабые звезды (скажем, звезды 30-й величины). Конечно, блеск в звездных величинах может определяться не только целыми числами.

Строго применяя современное понимание звездной величины, астрономы определили показатели более ярких звезд, чем звезды 1-й величины. Так, самая яркая после Солнца звезда на небе Сириус имеет в современных каталогах отрицательную величину — 1,5^m. Солнце — звезда - 27-й звездной величины. Важнейшие характеристики звезд в современной астрономии часто сравнивают с солнечными. В звездных величинах можно измерять блеск не только звезд, но и других небесных тел, например Луны и планет. Луна в полнолуние имеет звездную величину — 13^m; звездная величина Венеры в периоды, когда она ярче всего сияет на сумеречном небе, равна примерно — 4^m.

 

 

Звездные величины, о которых шла речь выше, называют видимыми и визуальными. Термин «видимые» означает, что величины не исправлены на различия в расстояниях и могут быть искажены в результате поглощения света в пространстве между звездой и наблюдателем (однако видимые звездные величины должны исправляться за поглощение света в земной атмосфере). Термин «визуальные» означает, что мы оперируем с теми звездными величинами, которые воспринимает человеческий глаз.

СВЕТИМОСТЬ. Чтобы от видимых перейти к абсолютным звездным величинам, нужно рассчитать, какую видимую звездную величину имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии 10 пк, а поглощения света в межзвездном пространстве не было бы. Абсолютная визуальная величина Солнца равна +5. Если бы Солнце находилось от нас на расстоянии 10 пк, его все еще можно было бы увидеть невооруженным глазом, но оно затерялось бы среди множества далеко не самых ярких звезд. Абсолютные величины звезд, как правило, находятся в диапазоне от -10 до +20. Различие на 30 абсолютных звездных величин означает разницу в мощности излучения (как говорят, различие в светимости) в триллион (тысячу миллиардов) раз! Светимость, как правило, выражают в единицах светимости Солнца.

 

 

ТЕМПЕРАТУРА. Звезда — это раскаленный газовый шар. Температура поверхности у разных звезд составляет примерно от 2000 до 100 000 К. Цвет звезды определяется температурой ее поверхности. Красные звезды холоднее голубых. Температура поверхности определяет и спектральный класс звезды (см. Классификация звезд).

В недрах звезд температура намного выше, чем на поверхности, и составляет десятки миллионов кельвинов. При таких температурах атомы существовать не могут, в недрах звезд находится плазма — особая форма вещества, состоящая из не связанных между собой ядер атомов и электронов. В недрах звезд идут термоядерные реакции и выделяется энергия, благодаря которой звезды светят.

МАССА. Важнейшая характеристика звезды — ее масса. Масса Солнца составляет 2 х 10³⁰ кг. Массу других звезд обычно выражают в единицах массы Солнца. Определить массу конкретной звезды зачастую бывает трудно, но массы звезд распространенных типов известны довольно точно. Самые крупные звезды примерно в 100 раз массивнее Солнца. Расчеты показали, что масса звезды, светящейся за счет термоядерных реакций (а только такие объекты, собственно, и заслуживают названия «звезды»), не может быть меньше 0,07 массы Солнца. Максимальные различия между звездами по массе намного меньше, чем по светимости!

ПЛОТНОСТЬ. По имеющимся данным о массе и диаметре Солнца нетрудно подсчитать, что его средняя плотность — около 1400 кг/м³ Это почти в 1,5 раза превышает плотность воды, но в четыре раза меньше средней плотности Земли. Самые крупные по размерам известные звезды больше Солнца по диаметру примерно в 1500 раз. Некоторые из них существенно не отличаются от Солнца по массе, а значит, имеют примерно в 2 млн раз меньшую среднюю плотность. Самые маленькие размеры и большие плотности имеют звезды — белые карлики и нейтронные звезды. Характерные размеры белых карликов сравнимы с размерами Земли, а массы зачастую почти не отличаются от массы Солнца. Известны белые карлики со средней плотностью, превышающей плотность Солнца в десятки миллионов раз. Нейтронные звезды могут быть совсем маленькими (несколько километров в диаметре), а значит, более плотными в миллионы раз.

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВА. Методами спектрального анализа удается определить содержание химических элементов в атмосферах звезд; более глубокие слои непосредственно наблюдать нельзя, и об их составе приходится судить на основе косвенных данных. Почти три четверти массы атмосферы звезды обычно составляет водород, около 25% — гелий, а на долю элементов тяжелее гелия остается не более 2%. У старых звезд содержание элементов тяжелее гелия может быть существенно пониженным, иногда в 10 - 100 раз. У большинства нормальных звезд состав атмосферы довольно точно соответствует составу того вещества, из которого когда-то сформировалась звезда.

 

 

В недрах звезд идут термоядерные реакции, которые существенно изменяют содержание тяжелых элементов, но продукты термоядерного синтеза на поверхность обычно не выносятся, хотя бывают и исключения. Основное термоядерное «горючее» — водород, который постепенно превращается в гелий, а затем начинаются реакции превращения гелия в углерод. Внутри звезд могут находиться слои, в которых почти весь водород превратился в гелий, а еще глубже — слои, где гелий превратился в углерод.

Считают, что все имеющиеся во Вселенной запасы элементов тяжелее гелия возникли именно в ходе термоядерных реакций в недрах звезд, а затем были выброшены старыми звездами при сбросе внешней оболочки или иными способами. Элементы тяжелее железа в обычных реакциях термоядерного синтеза, за счет которых светят звезды, не возникают, но они есть и в атмосферах звезд, и в планетном веществе. Полагают, что они возникли в таких бурных процессах, как вспышки сверхновых звезд.

 

 

В звездных каталогах отражено свыше 500 млн звезд (до 21-й звездной величины). Всего в нашей Галактике — десятки миллиардов звезд. Астрономы давно поняли необходимость классификации этого огромного множества звезд, чтобы составить общее представление о свойствах каждой звезды.

 

 

В фойе Ватиканской обсерватории висит большая картина. В ее центре на фоне звездного неба изображен астроном в одежде католического священника. По обе стороны от астронома — небольшие портреты нескольких римских пап, сыгравших определенную роль в развитии астрономии (как, например, реформатор календаря Григорий XIII) или способствовавших процветанию обсерватории. Астроном-священник — это итальянский аббат Анджело Секки (1818 - 1878). В 60-е гг. XIX в. он присоединил к телескопу спектроскоп (прибор для изучения спектра), выполнил наблюдения большого числа звезд и разделил их по виду спектра на четыре класса. В спектрах звезд первого класса выделялись линии поглощения водорода, второго — многочисленные линии поглощения металлов, а у звезд третьего и четвертого классов спектры были «полосатыми», причем полосы, как установили позднее, принадлежали различным молекулам (сейчас известно, что в одном из классов преобладали полосы окиси титана, а в другом — полосы углерода и его соединений). Таким образом, А. Секки — автор первой классификации спектров звезд.

Современный вид классификация звездных спектров получила на рубеже XIX и XX вв. Директор Гарвардской обсерватории (США) Эдуард Пикеринг (1846 - 1919), пришедший в астрономию из физики, был энтузиастом спектральных наблюдений звезд. По его инициативе обсерватория начала программу массовой спектральной классификации звезд всего неба. Такую программу невозможно было бы осуществить, наводя щелевой спектроскоп на одну звезду за другой или фотографируя спектр каждой звезды при помощи щелевого спектрографа. Был применен новый метод — метод так называемой объективной призмы (вернее было бы сказать, предобъективной). Суть его в следующем. Перед объективом фотографического телескопа — астрографа — устанавливают перекрывающую весь объектив тонкую призму, и на пластинке вместо почти точечных изображений звезд получаются короткие черточки — фотографии спектров сразу всех звезд, попадающих в поле зрения снимка. Длина спектральных черточек должна быть достаточной для того, чтобы под микроскопом разглядеть спектральные линии или полосы. Сотрудники Гарвардской обсерватории, и прежде всего Энни Кэннон (1863 - 1941), которая лично провела классификацию спектров почти 400 тыс. звезд, выполнили огромную работу. Результатом ее стал знаменитый каталог HD (каталог имени Генри Дрэпера), используемый до сих пор. При работе над каталогом было решено обозначить спектральные классы звезд буквами латинского алфавита, однако классификация дополнялась в ходе работы и некоторые классы исключались. Постепенно выяснилось, что существует плавный переход от одного класса к другому и порядок классов не согласуется с алфавитным порядком. В конце концов получился принятый в настоящее время вариант гарвардской спектральной классификации, в которой классы, соответствующие трем первым классам Секки, идут в следующем порядке:

O-B-A-F-G-K-M.

 

Для запоминания последовательности спектральных классов придумано несколько мнемонических приемов.

Плавный переход между спектральными классами записывают в виде цифрового подкласса. Так, звезда спектрального класса G, наиболее похожая на звезды спектрального класса F, будет классифицирована как G0, а наиболее похожая на звезды спектрального класса К — как G9; возможны и все промежуточные варианты звездных спектров (G1, G2, G3, G8).

 

 

Поначалу многие астрономы думали, что звезды разных спектральных классов отличаются содержанием химических элементов в их атмосферах. Выяснилось, однако, что гарвардская последовательность (от О до М) выстроена по убыванию температуры поверхности звезды. Самые «горячие» звезды спектрального класса О могут иметь температуру до 50 000 К; самые «холодные» звезды класса М — намного меньшую (до 2000 К). На небе звезды класса О кажутся голубоватыми; класса В — голубовато-белыми; А — белыми; F — желтоватыми; G — желтыми; К — красноватыми; М — красными.

 

 

В гарвардской последовательности четвертый класс Секки отсутствует. Выяснилось, что среди самых «холодных» звезд не все укладываются в основную ветвь гарвардской классификации. Ее пришлось дополнить: звезды с углеродными полосами в спектре отнесли к двум классам — R и N (сейчас их чаще всего объединяют в один класс С). Был найден и еще один класс звезд с молекулярными полосами, не замеченный Секки. Это звезды класса S, в спектрах которых видны полосы окиси циркония. Расщепление спектральной классификации для звезд с низкой температурой поверхности отражает реальные отличия в содержании химических элементов, прежде всего в относительном содержании кислорода и углерода. Звезды, в атмосферах которых преобладает кислород, попадают в спектральный класс М; в случае преобладания углерода звезда попадет в класс С, а звезды класса S — промежуточный случай. Цвет звезд классов С и S — густо-красный.

Итак, гарвардская классификация приняла следующий вид:

 

 

Из дальнейших усовершенствований гарвардской спектральной классификации важнейшим стало введение классов светимости, учитывающих, что среди звезд есть карлики, субгиганты, гиганты и сверхгиганты, которые отличаются своей светимостью, т. е. мощностью излучаемой световой энергии.

Оказалось, что по спектру звезды можно определить, является ли она, скажем, гигантом или карликом: физические условия в атмосферах звезд одной температуры, но разной светимости не совпадают, что обусловливает интенсивность и ширину некоторых спектральных линий. Наибольшее распространение в спектральной классификации звезд получили следующие классы светимости:

0 — гипергиганты (звезды самой высокой светимости);

Iα — яркие сверхгиганты;

Ib — более слабые сверхгиганты;

II — яркие гиганты;

III — нормальные гиганты;

IV — субгиганты;

V — карлики (звезды главной последовательности, см. диаграмму Герцшпрунга — Рассела).

По этой системе классификация звезды принимает следующий вид: например, В8Iα (звезда Ригель), A0V (Вега), K2III (Арктур). Наше Солнце — звезда спектрального класса G2V.

В 1998 г. был предложен и стал часто применяться новый спектральный класс L, как бы продолжающий главную последовательность в сторону еще более «холодных» звезд — коричневых карликов с температурой ниже 2000 К. Спектры класса L также богаты молекулярными полосами.

Описанный вариант звездной классификации не следует считать полным. Прежде всего, он не учитывает проявления реально существующих отличий в содержании химических элементов в атмосферах не самых «холодных» звезд. Так, среди звезд спектральных классов от В до F немало так называемых химически пекулярных (особых) звезд, в спектрах которых необычно сильны линии кремния, хрома, стронция, а иногда — марганца и ртути.

У некоторых, особенно старых, звезд в атмосферах мало элементов тяжелее кислорода, из-за чего попытка приписать им гарвардский спектральный класс приводит к разным результатам в зависимости от того, на какие линии — водорода или металлов — опирается классификация. Иногда в спектрах звезд, помимо линий поглощения, наблюдаются яркие (эмиссионные) линии. Такие спектры, например, бывают у новых звезд. Богатые эмиссионные спектры наблюдаются у многих переменных звезд типа Т Тельца. Яркие широкие эмиссионные линии видны в спектрах горячих звезд с протяженными оболочками. Их называют звездами Вольфа — Райе и относят к классам WN или WC в зависимости от того, эмиссии какого элемента — азота или углерода — у них наблюдаются.

 

 

К классу D относят звезды — белые карлики. Этот класс также делится на подклассы в зависимости от химического состава атмосферы; чаще всего встречаются белые карлики подклассов DA (у них наблюдаются линии водорода) и DB (наблюдаются линии гелия).

Большим достижением науки о звездах является то, что ей удалось на основании теории внутреннего строения звезд и термоядерных реакций в их недрах понять, почему звезды определенной массы, возраста и химического состава имеют тот или иной спектральный класс.

 

 

Солнце — одиночная звезда, рядом с ней нет никакой другой. На первый взгляд все звезды на небе тоже одиночные, но это не так. Астрономические наблюдения показали, что больше половины звезд — двойные или имеют нескольких соседей, с которыми связаны с рождения узами гравитации.

ВТОРАЯ ЗВЕЗДА в ручке ковша Большой Медведицы — Мицар. Это яркая звезда 2-й звездной величины. Человек с нормальным (не обязательно даже очень хорошим) зрением ясно увидит, что рядом с ней есть звездочка послабее, 4-й звездной величины — Алькор. Видимое расстояние между звездами этой пары составляет 12' (угловых минут); невооруженным глазом можно различить двойственность звезды, если расстояние между ее компонентами превышает 1 - 2'. Двойная звезда Мицар — Алькор (названия означают «конь» и «всадник») известна с древних времен. Интересный и непростой вопрос: действительно ли две звезды, составляющие пару, близки в пространстве? Представим, что расстояние от нас до Мицара сильно отличается от расстояния до Алькора; тогда эта пара — результат случайной проекции (оптическая двойная звезда). Если же расстояния до компонентов пары примерно одинаковы, то эти звезды действительно находятся сравнительно близко друг от друга и могут быть гравитационно связанными (двигаться по орбите вокруг общего центра масс). Гравитационно связанные двойные звезды называют физическими двойными. Чтобы доказать, что пара — физическая двойная, надо выявить орбитальное движение ее звезд. Известно, что расстояния до Мицара и Алькора приблизительно одинаковы и звезды этой пары движутся примерно в одном направлении в пространстве. Однако расстояние между звездами пары все же велико, и если они действительно представляют собой физическую двойную звезду, то период их орбитального движения должен составлять миллионы лет. По этой причине так и остается невыясненным, действительно ли связана пара Мицар — Алькор. Но независимо от того, является ли она физической или оптической, ее можно назвать визуальной (различимой глазом или в телескоп) двойной звездой.

 

 

Наведем теперь телескоп на Мицар. Оказывается, сам Мицар — тоже визуальная двойная звезда! Между звездами этой пары (Мицаром А и Мицаром В) — всего 15" (угловых секунд), они отличаются по блеску тоже на две звездные величины, как Мицар (А + В) и Алькор. Вероятнее всего, эта пара — физическая, но орбитальный период и в этом случае должен быть весьма большим (тысячи лет).

Очень интересные результаты были получены при спектральных наблюдениях Мицара А и Мицара В. Линии в спектре более яркой звезды пары имеют необычный вид: они расщеплены на два компонента, которые к тому же не сохраняют своего положения, а смещаются относительно друг друга с периодом в 20,5 суток (то сливаются, то расходятся вновь). Периодическое смещение линий можно объяснить эффектом Доплера. Когда звезда такой пары удаляется от Земли, то связанные с ней спектральные линии смещаются к красному концу спектра, а когда приближается к Земле — к фиолетовому концу. Это значит, что Мицар А — спектральная двойная звезда.

Теперь посмотрим, что представляет собой система Мицара в целом. Мицар А и Мицар В — две спектральные двойные звезды. Эти две пары в свою очередь составляют намного более широкую пару, а еще дальше к ней примыкает Алькор — тоже звезда с признаками спектральной двойственности. Итак, Мицар — кратная звезда, а если Алькор действительно входит в систему, то эта система состоит из шести, а то и большего числа компонентов. По своему строению Мицар представляет собой так называемую иерархическую кратную систему. Это означает, что в нем есть две тесные пары, образующие в свою очередь пару на большем расстоянии, которая может иметь еще более далеких спутников (одиночных или тоже иерархических кратных). Иерархические кратные системы довольно устойчивы. Если же попарные расстояния между всеми компонентами кратной системы различаются несильно, такое образование называют системой типа трапеции (по знаменитой кратной системе Трапеции Ориона, находящейся в центре Большой туманности Ориона). Системы типа трапеции неустойчивы и должны сравнительно быстро распадаться. Иерархические кратные системы, содержащие особенно много компонентов, уже можно назвать небольшими звездными скоплениями.

 

 

РАЗГРАНИЧИТЬ все двойные звезды на визуальные и спектральные можно лишь условно. Не слишком тесную спектральную двойную систему можно при благоприятных условиях запечатлеть раздельно в телескоп, а также увидеть при наблюдениях из космоса или с помощью сложных специальных (интерферометрических) методов с поверхности Земли. Чем ближе к прямому угол, составляющий луч зрения с плоскостью орбиты двойной системы, тем труднее обнаружить спектральную двойственность, поскольку периодические изменения расстояния до звезд системы становятся незначительными и эффект Доплера смещает линии слабо. Заметить двойственность таких звезд удается лишь изредка, выявив периодические смещения положения звезды относительно других звезд (астрометрическая двойная звезда). Если же орбита двойной системы видна «с ребра», спектральную двойную заметить легче всего. Мало того, звезды такой системы могут периодически загораживать друг друга от земного наблюдателя.

Это затменная двойная система. Тщательно изучив систему и как спектральную, и как затменную двойную, можно очень точно определить размеры и массы входящих в систему звезд и расстояния между ними. Самый слабый компонент иерархической шестикратной системы Кастор — YY Близнецов — затменная двойная. Первая затменная переменная звезда была обнаружена еще в XVII в. Это яркая звезда Алголь (β Персея).

Загородить от нас звезду, конечно, может не только ее спутник — другая звезда, но и планета. Ослабление блеска из-за затмения планетой будет, однако, совсем небольшим, и его очень трудно измерить. Первую звезду, затмения которой обусловлены планетой, проектирующейся на ее диск, удалось открыть совсем недавно.

У очень тесных двойных звезд компоненты своим тяготением искажают форму друг друга, которая из-за этого иногда сильно отличается от формы шара. При движении таких звезд по орбите суммарный блеск, наблюдаемый с Земли, может меняться, даже если затмений не происходит. Такие двойные звезды выявляют как эллипсоидальные переменные звезды. Нешаровые компоненты, конечно, встречаются и в тесных затменных системах, особенно в самых короткопериодических (как правило, с периодами менее 12 ч), которые получили название звезды типа W Большой Медведицы.

 

 

Если в двойной системе расстояние между компонентами мало, вещество с поверхности одной звезды может перетекать на другую. Это обусловливает как существенное изменение характера эволюции компонентов двойной звезды, так и разнообразные неустойчивые процессы в системе, в том числе даже взрывы. Двойные звезды вращаются вокруг общего центра масс под действием взаимного притяжения. Чем массивнее звезды и чем ближе они друг к другу, тем выше скорости их орбитального движения. Поэтому если измерить изменение их относительного положения или период обращения и оценить скорости (по эффекту Доплера), то можно, используя законы механики и закон всемирного тяготения, вычислить массы компонентов (точно так же, как массы планет Солнечной системы определяются по движению их спутников).

Если в двойной звездной системе орбиты сильно вытянуты, то один раз за орбитальный период входящие в систему звезды будут проходить особенно близко друг к другу. При этом усиливается их взаимодействие, что иногда проявляется в виде вспышек, всплесков рентгеновского излучения (для двойных систем с нейтронными звездами) или иных интересных астрофизических явлений.

 

 

Астрофизики считают, что звезды формируются из газовых (точнее, газопылевых) облаков, существующих в межзвездном пространстве. Немало таких облаков астрономы наблюдают вдоль полосы Млечного Пути. Некоторые из газопылевых облаков проявляют себя в видимом свете, но большинство их обнаружено в результате радионаблюдений.

 

 

Мы находимся внутри Галактики, вблизи основной плоскости ее звездного диска, который и воспринимается нами как Млечный Путь. Здесь же концентрируется и межзвездная среда. Межзвездные облака известны давно. В оптических лучах они наблюдаются как туманности — светлые, образованные нагретым светящимся газом, и темные, поглощающие свет расположенных за ними звезд. И те и другие имеют прямое отношение к образованию и эволюции звезд, В газовых туманностях есть менее плотные и более плотные области. Наиболее плотные иногда видны как темные глобулы (от лат. globulus — шарик). Пыль делает их совершенно непрозрачными. Вещество глобул — это очень холодный газ (преимущественно молекулярный водород) и пыль. Самые большие запасы газа и пыли находятся в гигантских молекулярных облаках. При определенных условиях, которые могут зависеть как от внутреннего состояния облаков, так и от влияния окружающих их звезд, в недрах молекулярных облаков газ начинает делиться на сжимающиеся фрагменты. Это происходит при низкой температуре и достаточно высокой плотности газа. Сжимается газовый зародыш звезды благодаря собственной гравитации и при этом медленно разогревается. Давление газа замедляет сжатие, и образование звезды может растянуться на миллионы лет. Светящийся сжимающийся газовый шар, которому предстоит стать звездой, астрономы называют протозвездой. Непрозрачная среда вокруг протозвезды часто надежно скрывает ее, но протозвезды можно наблюдать в инфракрасных лучах, которые поглощаются значительно слабее.

Сжатие протозвезды будет продолжаться до тех пор, пока в ее недрах температура не возрастет до миллионов градусов. Тогда в центре облака в полную силу начнут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Выделяющаяся энергия будет нагревать газ, и его давление остановит сжатие. Это обязательно произойдет, если масса образующейся звезды составляет не меньше 0,07 массы Солнца — М_ʘ (иначе температура никогда не поднимется до того значения, при котором начинаются термоядерные реакции, и протозвезда будет медленно сжиматься до состояния вырожденной звезды — белого карлика). Как только «включатся» термоядерные реакции, протозвезда станет молодой звездой главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела.

 

 

Стадия главной последовательности — самая длительная стадия эволюции звезды. Чем меньше масса звезды, тем продолжительнее эта стадия. Для звезд, похожих на Ригель, она длится миллионы лет. Для нашего Солнца продолжительность стадии главной последовательности предположительно составит около 10 млрд лет, из них на главной последовательности Солнце уже провело примерно половину срока. Звезды с массой меньшей 0,8 М_ʘ стареют настолько медленно, что они еще не успели уйти с главной последовательности за все время существования Галактики. В самых старых звездных системах — шаровых скоплениях — мы действительно наблюдаем звезды небольшой массы, все еще находящиеся на главной последовательности.

Звезды всегда образуются группами. Молодые звезды нередко составляют ассоциации — сравнительно рыхлые звездные группировки, наблюдающиеся в областях звездообразования. Среди таких звезд много переменных звезд типа Т Тельца, и переменность их блеска свидетельствует о еще не завершившихся бурных процессах, сопровождающих рождение звезды. Во многих случаях наблюдаются выбросы газовых струй — джетов — из молодых звезд. Окончание эволюционного этапа главной последовательности происходит тогда, когда запасы основного термоядерного «горючего» — водорода — в центральной области звезды оказываются израсходованными. После этого звезда начинает медленно увеличиваться в размерах в десятки и сотни раз.

СЛЕДУЮЩАЯ ЭВОЛЮЦИОННАЯ СТАДИЯ - образование красного гиганта. У звезды, ставшей красным гигантом, энергию также производят термоядерные реакции превращения водорода в гелий, но идут они не в центре звезды, где образовалось гелиевое ядро, а в окружающем такое ядро тонком сферическом слое. Продвигаясь по мере выгорания водорода наружу, слоевой термоядерный источник оставляет за собой новые запасы гелия, увеличивающие массу гелиевого ядра. Сама звезда при этом сильно растет в размерах, а температура поверхностных слоев уменьшается. Звезда поэтому и называется красным гигантом, так как уменьшение температуры всегда вызывает покраснение.

 

 

В последующем в центральной области такой звезды, где образовалось много гелия, должна начаться реакция по его превращению в углерод. Она неизбежно «включается» тогда, когда температура в недрах звезды возрастает до 100 млн градусов. Три ядра гелия (три α-частицы), сливаясь, образуют ядро атома углерода, при этом выделяется энергия, компенсирующая потерю энергии на излучение звезды. На этой стадии у звезды окажутся два источника энергии: в центре будут идти реакции «тройного α-процесса», а вблизи поверхности гелиевого ядра звезды по-прежнему будет существовать слой, в котором водород превращается в гелий.

Такая звезда уже намного компактнее, чем красный гигант: у нее выше температура поверхности и ниже светимость. Реакции превращения гелия в углерод затем выйдут из центральной области, возникнет и начнет продвигаться наружу второй гелиевый слоевой источник энергии. Закончится все это сбросом оболочки звезды, и звезда превратится в планетарную туманность. Звездный остаток — очень плотный белый карлик — уже не будет иметь источников термоядерной энергии и станет постепенно охлаждаться. Совсем остыв, белый карлик должен превратиться в практически не светящееся тело размером с планету и массой с небольшую звезду, и его можно будет обнаружить, пожалуй, только по гравитационному воздействию на другие звезды.

Однако все это может произойти только через много миллиардов лет, пока же остывших белых карликов в природе не существует.

МАЛОМАССИВНЫЕ ЗВЕЗДЫ превращаются в белые карлики в результате сравнительно спокойных процессов, но заключительные стадии эволюции массивных звезд представляются астрофизикам очень бурными. Прежде чем превратиться в нейтронную звезду или черную дыру, массивная звезда обязательно проходит этап гравитационного коллапса, который наблюдается как взрыв сверхновой звезды. На тех участках неба, где вспыхивали сверхновые звезды, можно видеть расширяющиеся туманности, состоявшие из выброшенного газа звездной оболочки, смешанного с газом звездной среды. Иногда удается наблюдать и звездный остаток. Так, на месте Сверхновой 1054 г. обнаружен пульсар — быстро вращающаяся нейтронная звезда, плотный остаток массивной звезды.

Схематически описанная выше картина звездной эволюции может быть названа классической. Она относится к эволюции звезды, достаточно удаленной от других звезд и развивающейся, можно сказать, сама по себе. Однако большинство звезд во Вселенной не являются одиночными. Тесная пара звезд, вращающихся вокруг общего центра масс, не может эволюционировать по классической схеме. Более массивная звезда двойной системы раньше завершит этап главной последовательности и начнет превращаться в красный гигант. Однако чем больше размер звезды, тем слабее она удерживает свои внешние слои. При достижении определенного размера газовое вещество с поверхности станет перетекать на другой компонент. Перетекание массы пойдет с лавинообразным ускорением, и соотношение масс компонентов изменится. В результате более массивный компонент двойной системы так и не сможет превратиться в нормальный красный гигант. Очень быстро в такой системе произойдет «перемена ролей» — бывший менее массивный спутник станет главной, массивной звездой системы.

 

 

Особой стадией эволюции двойных звезд являются взрывные (катаклизмические) звезды, у которых вещество перетекает уже на белый карлик, причем могут наблюдаться как вспышки в газовом диске, окружающем белый карлик, где вещество тормозится перед падением, так и термоядерные взрывы богатого водородом вещества, выпавшего на поверхность белого карлика.

Особенно интересные явления могут произойти с тесной двойной системой уже после того, как оба компонента станут белыми карликами. Расстояние между ними должно все время уменьшаться, поскольку система теряет энергию, излучая ее в виде гравитационных волн. В конце концов белые карлики могут слиться. И если до слияния масса каждого из них не могла превосходить упомянутый выше предел устойчивости в 1,4 М_ʘ, то после слияния предел может быть превзойден. И тогда произойдет слияние двух звезд в одну, последующий гравитационный коллапс и вспышка сверхновой звезды.

Астрофизики считают, что именно таким является механизм взрыва некоторых сверхновых звезд, в спектрах которых отсутствуют линии водорода; их называют сверхновыми первого типа.

 

 

Звезды распределены в пространстве очень неоднородно. Мы наблюдаем немало одиночных звезд (таких, как Солнце), двойных и кратных звезд. Однако самые впечатляющие системы звезд — это звездные скопления. Звезды в них связаны общим происхождением и с самого рождения были вместе.

 

 

В ОТЛИЧИЕ ОТ СОЗВЕЗДИЙ, в которых звезды лишь случайно видны на небе рядом, а в действительности не связаны между собой ни общим происхождением, ни даже близким расположением в пространстве, звездные скопления — это группы звезд, которые родились в одно время из одного облака межзвездного газа и удерживают друг друга силами взаимного тяготения.

Самое известное звездное скопление — Плеяды (с греч. Pleias (Pleiados) — множество), еще его называют Стожарами. Это симпатичный маленький «ковшик» в созвездии Тельца. Невооруженный глаз видит в Плеядах 5 - 7 звезд, но это лишь самые яркие. В бинокль видно около 50 звезд, а всего в этом скоплении их более 300. Плеяды занимают на небе область диаметром 7 пк (парсек) и удалены от нас примерно на 150 пк. Это относительно молодое скопление. Его возраст — около 100 млн лет. Астрономам известны и более молодые скопления, которым всего несколько миллионов лет, и очень старые — до 15 млрд лет.

Любители астрономии хорошо знакомы с еще одним скоплением в созвездии Тельца — это Гиады, ближайшее к нам звездное скопление (расстояние до него — всего 45 пк). Оно занимает на небе обширную область вокруг оранжевой звезды Альдебаран (α Тельца), хотя сам Альдебаран в это скопление не входит.

Некоторые скопления звезд были открыты еще до изобретения телескопа. Это уже знакомые нам Плеяды и Гиады, а также туманное пятнышко в созвездии Рака, известное как Ясли (англичане называют его Улей). Кроме того, в созвездии Волосы Вероники с давних пор наблюдалась россыпь слабых звезд, что и послужило причиной названия этого созвездия. Название связано с реальным историческим персонажем: Вероника — жена египетского фараона Птолемея III Эвергета (III в. до н. э.). В Яслях, удаленных от нас на 170 пк, самые яркие звезды имеют только 7-ю звездную величину. Чтобы их заметить, нужен чрезвычайно зоркий глаз, а лучше всего наблюдать в бинокль при очень темном небе.

 

 

Еще несколько скоплений можно увидеть невооруженным глазом как слабые «туманные звезды», но догадаться об их истинной природе до изобретения телескопа было просто невозможно. А тот факт, что звездная россыпь в Волосах Вероники представляет собой единое скопление, был доказан лишь в 1915 г.

Изобретение в XVII в. телескопа позволило открыть множество звездных скоплений. В одном из первых каталогов «туманных объектов» — каталоге Шарля Мессье (1730 - 1817), составленном в 1781 г., содержится всего 103 объекта, из них 57 — звездные скопления. К настоящему времени в нашей Галактике открыто уже около 2 тыс. звездных скоплений. Разумеется, это пока только малая их часть.

Скопления звезд рождаются в недрах огромных холодных облаков межзвездного газа и пыли. Наблюдать этот процесс сложно, поскольку пыль делает такие облака непрозрачными для света. Однако с помощью радио- и инфракрасных телескопов процесс рождения звезд все же можно исследовать. Он происходит так. В самой плотной части облака под действием собственного тяготения газ сжимается и делится на более мелкие сжимающиеся сгустки — протозвезды. Продолжая сжатие, протозвезды разогреваются и становятся звездами разных масс. Наиболее массивные из звезд приобретают высокую температуру и светимость и разогревают вокруг себя остатки протозвездного газа. В свою очередь, его давление возрастает, он стремится расшириться и тем самым разрушает материнское облако.

На этом процесс рождения звезд прекращается. Начинается жизнь звездного коллектива, судьба которого может быть разной в зависимости от того, много ли звезд в коллективе, как близко они расположены и насколько велики их взаимные скорости. Если в момент разрушения облака звезды располагались сравнительно далеко друг от друга и не ощущали сильного взаимного притяжения, а их скорости при этом были значительны, то они не смогут удержаться вместе и разлетятся менее чем за миллион лет. Если же родилась плотная и многочисленная группа звезд, крепко связанных силами взаимного притяжения, то она образует устойчивый «рой», который будет долго жить в виде звездного скопления.

 

 

Звездные скопления принято делить на несколько типов в зависимости от их внешнего вида, возраста и количества звезд. Наиболее известны три типа: рассеянные скопления (иногда их еще называют «открытыми» или «галактическими»), шаровые скопления и звездные ассоциации.

Шаровые скопления — самые плотные и массивные. Они содержат до нескольких миллионов звезд; в среднем — около 200 тыс. звезд. Это очень старые скопления. С момента их формирования прошло 10 - 15 млрд лет, поэтому их звезды, имевшие большую массу, чем масса Солнца, уже закончили свою эволюцию (светить продолжают только звезды малых масс).

Конечно, некоторые шаровые скопления можно наблюдать невооруженным глазом или в бинокль как размытые пятнышки (например, М 13 в Геркулесе или ω Центавра), но их истинную природу открыли только с помощью телескопа. Первый туманный объект М 22, который теперь причисляют к шаровым скоплениям, открыл в созвездии Стрельца с помощью телескопа немецкий астроном А. Иль в 1665 г. Следующим было открыто скопление со Центавра, его обнаружил в 1677 г. английский астроном Эдмонд Галлей. Пока в нашей Галактике найдено около 150 шаровых скоплений. Всего же их, вероятно, около 200. Они обнаруживаются по всему объему Галактики, заполняют галактическое гало (внешние области Галактики) до расстояния в 100 кпк от галактического центра, но чем ближе к центру Галактики, тем чаще можно встретить шаровые скопления (поэтому особенно много их наблюдается в созвездиях Стрельца и Скорпиона, т. е. в том направлении, где лежит центр Галактики).

 

 

Рассеянные скопления содержат от нескольких десятков до нескольких тысяч звезд; в среднем — 200 - 300 звезд. Эти скопления, как правило, располагаются вблизи галактической плоскости, а значит, наблюдаются в полосе Млечного Пути или невдалеке от нее. Звезды в рассеянных скоплениях значительно моложе, чем в шаровых: обычно им не более 1 млрд лет, а их типичный возраст — почти 10 млн лет, т. е. равен всего лишь около 1/500 возраста Земли и Солнца. Этим вполне объясняется расположение рассеянных скоплений в плоскости Галактики, там, где много межзвездного газа, из которого формируются звезды. Поскольку рассеянные скопления сравнительно молоды, они содержат много массивных ярких звезд, однако «упакованы» эти звезды не так плотно, как в шаровых скоплениях.

Как правило, шаровые скопления выглядят плотнее рассеянных и имеют более правильную, симметричную форму. Однако по фотографии не всегда можно отличить рассеянное скопление от шарового: у далеких шаровых скоплений видны только самые яркие звезды — красные гиганты, которых примерно в 100 раз меньше, чем обычных звезд главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела. На фотографии далекого шарового скопления видно около сотни звезд, и сразу сложно понять, какого типа это скопление. Известно чуть больше 1500 рассеянных скоплений, однако еще многие тысячи их наверняка скрываются в удаленных областях Галактики, закрытых от нас облаками межзвездной пыли.

 

 

Звездные ассоциации — это еще более разреженные группировки звезд, чем рассеянные скопления. Ассоциации расположены в спиральных рукавах Галактики, там, где сконцентрировано межзвездное вещество и рождаются звезды. Известно менее 100 ассоциаций, и все они состоят из молодых, ярких и массивных звезд, в основном спектральных классов О и В. Звезды меньшей массы в ассоциациях тоже есть, но их сложнее заметить. Часто звезды ассоциации разлетаются от общего центра, где они когда-то родились. Если мысленно вернуться вспять, то окажется, что они «тронулись в путь» всего около миллиона лет назад, совсем недавно по звездным масштабам. Когда через несколько миллионов лет эволюция наблюдаемых сейчас звезд классов О и В закончится, заметить на небе известные ныне ассоциации станет невозможно. Однако на смену им наверняка родятся новые. Возможно, большая часть звезд в Галактике родилась именно в составе короткоживущих ассоциаций.

Для астрономов звездные скопления представляют большой интерес, поскольку эти группы звезд равно удалены от нас и родились одновременно из одного вещества. Звезды в скоплениях различаются только исходной массой, что значительно облегчает изучение их эволюции.«Паспортом» каждого скопления служит диаграмма Герцшпрунга — Рассела для его звезд: по ней можно определить возраст скопления, расстояние до него и другие важные параметры.

Очень интересно изучать расположение звезд внутри скоплений. Взаимодействие звезд друг с другом приводит к тому, что самые массивные из них, а также двойные звезды, постепенно опускаются к центру скопления и формируют там плотное ядро, а более легкие звезды уходят на периферию скопления и образуют его корону. Когда в ядре скопления происходит тесное сближение одиночной звезды с двойной системой, их взаимодействие может завершиться заменой партнера в двойной звезде или полным разрушением системы. Но чаще всего пролет одиночной звезды мимо двойной приводит к тому, что двойная становится более компактной и прочно связанной системой, а пролетающая одиночная звезда получает дополнительный импульс и с увеличенной скоростью уносится прочь.

 

 

Внутренняя структура звездных скоплений изменяется с их возрастом: в процессе эволюции ядро скопления становится все меньше и плотнее, а окружающая его звездная корона — все больше и разреженнее. Проходя мимо массивных объектов, таких, как гигантские молекулярные облака или ядро Галактики, скопление под действием приливных гравитационных возмущений теряет звезды из своей короны и может заметно изменить свою структуру. Поэтому, изучив распределение звезд в скоплении, можно немало узнать о том, как долго и в каких областях Галактики оно путешествовало.

Не менее важно изучать и расположение самих звездных скоплений в Галактике. Молодые рассеянные скопления и звездные ассоциации концентрируются в спиральных рукавах, позволяя астрономам определять как положение самих спиральных рукавов, так и распределение в них областей активного формирования звезд. Изучая звездные скопления, можно весьма детально восстановить прошлое нашей Галактики и соседних звездных систем. Например, тот факт, что самые старые шаровые скопления населяют гало Галактики, говорит о том, что в период ранней молодости Галактика имела более или менее сферическую форму. Затем межзвездный газ, из которого формируются звезды, сконцентрировался во вращающемся диске, поэтому звездные скопления среднего и молодого возраста заполняют только диск Галактики и не встречаются в ее гало.

 

 

Все пространство между звездами заполнено очень разреженной средой. Частично это газ, потерянный звездами различных поколений, а частично — остатки того древнего вещества, из которого сформировались первые звезды нашей Галактики.

 

 

НА ЗВЕЗДНОМ НЕБЕ мы видим только светящиеся точки на черном фоне, и поэтому может показаться, что кроме звезд в далекой Вселенной ничего нет. Лишь иногда ночного наблюдателя смущает бледная полоса Млечного Пути: она светит ровно и отдельных звезд в ней не видно. Невольно возникает вопрос: быть может, этот свет идет от тонкого разреженного вещества в пространстве между звездами? Возможно, первым такую идею высказал великий датский астроном Тихо Браге, реформатор практической астрономии. В 1572 г. он наблюдал «рождение» на небе новой звезды; теперь мы называем ее Сверхновой Тихо и знаем, что это был взрыв умирающего светила. Однако ученый считал, что у него на глазах рождается звезда и что она сгущается из разреженного вещества Млечного Пути. Для той эпохи это была смелая идея, значительно опередившая свой век.

В 1610 г. Галилео Галилей рассмотрел Млечный Путь в телескоп и сделал вывод, что это огромное количество далеких, неразличимых невооруженным глазом звезд. Идея о межзвездном веществе на некоторое время оказалась забытой.

Чем совершеннее становился телескоп, тем больше странных «туманных звезд», или «туманностей», обнаруживали астрономы. Еще в 1612 г. европейские астрономы заметили и описали Большую туманность Ориона.

 

 

Поначалу туманности лишь раздражали астрономов, мечтавших первыми увидеть новые кометы. Самые усердные среди наблюдателей стали составлять списки неподвижных туманностей, чтобы не путать их с долгожданными «хвостатыми гостьями».

Первым такой «черный список» из шести туманностей составил в 1714 г. англичанин Эдмонд Галлей (1656 - 1742), чье имя носит знаменитая комета. Французские астрономы Шарль Мессье (1730 - 1817) и Пьер Мешен (1744 - 1804) обнаружили уже 103 туманности, которые в 1783 г. Мессье описал в своем популярном каталоге. Однако для «охотников» за кометами это по-прежнему был список неинтересных объектов.

Возможно, еще долго никто не обратил бы особого внимания на туманности, если бы не семья великих астрономов — Гершелей. Родившийся в Ганновере (Германия) и перебравшийся навсегда в Англию музыкант Вильям Гершель (1738 - 1822) влюбился в астрономию. Своими руками он построил большой телескоп и с его помощью усердно бороздил небеса. Именно В. Гершель открыл новую планету — Уран. К счастью, в те годы Англия еще не была такой дымной и городское освещение не мешало видеть ночное небо. Аккуратно записывая в дневнике все замеченное на небе, В. Гершель издал в 1786 г. «Каталог тысячи туманностей и звездных скоплений».

Разнообразные наблюдаемые формы туманностей Вильям Гершель стремился свести в единую эволюционную цепь. Ему казалось, будто разные туманности под действием гравитационных сил демонстрируют последовательные стадии сгущения разреженного межзвездного вещества в звезды и что в процессе длительных эволюционных изменений отдельные туманности (например, в созвездии Ориона) якобы поменяли форму. Разумеется, это были лишь кажущиеся изменения, но, несмотря на наивность теоретических обобщений, В. Гершель заложил фундамент наблюдательной космогонии.

 

 

Сын Вильяма — Джон Гершель (1792 - 1871) окончил Кембриджский университет и тоже стал астрономом. Он отправился в 1833 г. на мыс Доброй Надежды, чтобы изучать южное небо, и в 1864 г. издал «Общий каталог туманностей и звездных скоплений», содержащий данные о 5079 объектах. С таким обширным материалом уже нельзя было не считаться: космические облака стали полноправным объектом астрономических исследований.

Последний визуальный «штурм неба» связан с именем англичанина Уильяма Парсонса (1800 - 1867) — лорда Росса. Он продолжил усилия в. Гершеля по созданию крупных телескопов-рефлекторов. Телескоп лорда Росса с диаметром зеркала 1,8 м позволил впервые совершенно определенно установить спиральную форму некоторых туманностей (теперь мы знаем, что спиральные туманности — это тоже звездные системы, гигантские далекие галактики). Однако многие туманности неправильной формы даже при наблюдении в гигантский телескоп лорда Росса так и остались для ученых диффузными «облачками». Как выяснилось позже, часть туманностей представляет собой далекие звездные системы, а часть — облака светящегося газа в нашей Галактике. Во второй половине XIX в. у астрономов уже была твердая уверенность, что в пространстве между звездами «что-то есть». Изобретение фотопластинки позволило обнаруживать недоступные глазу, слабо светящиеся небесные объекты. Число туманностей в каталогах к началу XX в. перевалило за 10 тыс.

ПРИРОДУ МЕЖЗВЕЗДНОГО ВЕЩЕСТВА помогло разгадать изобретение в XIX в. спектроскопа. Наблюдая сквозь стеклянную призму солнечный свет, англичанин Вильям Волластон (1766 - 1828) еще в 1802 г. первым заметил в цветной полоске спектра несколько темных линий. Известный немецкий физик-оптик Йозеф Фраунгофер (1787 - 1826) увидел в 1814 г. множество тонких темных линий, пересекающих спектры Солнца и ярких звезд, и понял, что некоторые из них знакомы ему по спектрам химических веществ, нагретых в пламени лабораторных горелок. Это были первые шаги спектрального анализа света. Спектральные линии поглощения в спектрах Солнца и звезд получили название фраунгоферовы линии.

В 1860 г. немецкие ученые Роберт Бунзен (1811 - 1899) и Густав Кирхгоф (1824 - 1887) установили, что различные химические элементы имеют характерные наборы спектральных линий. Затем Кирхгоф доказал, что если в нагретом состоянии вещество излучает определенные линии, то в спектре света, пропущенного через охлажденные пары этого вещества, на тех же местах образуются темные линии поглощения. Таким образом, каждое вещество оставляет свои «отпечатки» не только в излучении горячего космического тела, но и в свете, прошедшем сквозь холодный объект, скажем, сквозь межзвездное облако. Открытия Кирхгофа известны в науке как закон излучения Кирхгофа и как уравнение Кирхгофа.

 

 

Англичанин Уильям Хеггинс (1824 - 1910) изучил спектры некоторых ярких туманностей, разогретых, подобно Большой туманности Ориона, близкими горячими звездами. Хеггинс заметил, что спектры большинства туманностей состоят из нескольких эмиссионных линий, которые способен излучать только газ. Обнаружив в зеленой области спектров туманностей две неизвестные линии излучения, Хеггинс объявил об открытии нового химического элемента — небулия (от лат. nebula — туман). Позже было доказано, что эти линии излучают ионы кислорода и азота, но так или иначе газовая природа подобных туманностей стала фактом. Существование газовых туманностей Хеггинс доказал в 1864 г. Он одним из первых применил в астрономии спектроскопию и фотографию.

После объединения спектроскопа с фотографией, когда на фотопластинках стали регистрировать спектрограммы отдельных звезд, началась настоящая эра спектроскопии. Накапливая «стеклянные библиотеки» из тысяч спектрограмм и имея возможность сравнивать спектры одной и той же звезды, полученные в разные ночи, астрономы обнаружили в них линии поглощения, порожденные межзвездным веществом. Причем это было уже не только вещество горячих и ярких туманностей, которые изучал Хеггинс, а невидимые холодные облака. Оказавшись между звездой и наблюдателем, холодный газ поглощает из спектра звезды те самые линии, которые он излучает в нагретом состоянии.

Как астрономы научились различать линии поглощения, возникающие в атмосфере звезды и в межзвездном облаке? Самым простым способом — наблюдением короткопериодических двойных звезд. Орбитальное движение звезд в паре приводит к небольшому, но ритмичному смещению линий в спектре «вправо-влево» — то в сторону синего, то в сторону красного конца спектра (эффект Доплера). Однако если в пространстве между звездой и наблюдателем есть облако газа, то его спектральные линии стоят на месте: ведь облако не принимает участия в движении звезд. Так были обнаружены межзвездные линии поглощения, принадлежавшие небольшим полупрозрачным облакам космического газа.

 

 

Значительно более плотные облака выдали свое присутствие в межзвездном пространстве иначе. Еще внимательный наблюдатель Вильям Гершель отмечал темные беззвездные «провалы» на фоне Млечного Пути. Продолжавший вслед за В. Гершелем изучение Галактики российский астроном, первый директор Пулковской обсерватории Василий Яковлевич Струве (1793 - 1864) установил наличие поглощения света в межзвездном пространстве и оценил его среднее значение в 0,15 звездной величины на каждую 1000 св. лет. Столетие спустя была подтверждена довольно высокая точность оценки Струве. Поглощение света стало первым свидетельством существования холодного межзвездного вещества.

«Отцом астрофизики» в астрономии считают итальянца Анджело Секки (1818 - 1878). Он впервые систематически применил спектроскоп в астрономии и составил в 1863 г. первую, довольно удачную классификацию спектров звезд. С помощью спектроскопа Секки установил различие между двумя типами туманностей: одни из них оказались звездными системами, а другие — газовыми облаками. Всерьез заинтересовавшись черными пустотами в Млечном Пути, которые В. Гершель считал «провалами в небесах», Секки настаивал на том, что это гигантские облака темных газов, видимые на фоне далеких звезд. Прошло немало лет, прежде чем удалось окончательно доказать правильность предположений Струве и Секки.

Звездный свет в темных облаках в основном поглощает не газ, а смешанные с ним микроскопические твердые частицы — космические пылинки размером не более тысячной доли миллиметра. Внутри каждой пылинки — твердое ядрышко (графитовое или силикатное с примесью железа), покрытое снаружи ледяной «шубой» из легких элементов. Хотя по массе космическая пыль составляет лишь около 1% межзвездного вещества, это очень важная его часть. Пылинки поглощают звездный свет и преобразуют его в невидимое инфракрасное излучение. Ядрышки пылинок, вероятно, образуются в атмосферах относительно холодных звезд-гигантов и выбрасываются затем в межзвездное пространство, где остывают и покрываются «шубой» из летучих элементов.

 

 

Однако основная масса межзвездного вещества — не светлые туманности и не пыль, а холодный и разреженный газ — преимущественно смесь водорода и гелия. Средняя плотность газа в межзвездной среде очень мала — меньше одного атома в расчете на 1 cм³, хотя встречаются и в тысячу раз более плотные облака. На 1000 атомов водорода приходится около 100 атомов гелия и 2 - 3 атома всех более сложных элементов таблицы Менделеева (прежде всего, кислорода, углерода и азота). К счастью, оказалось, что главное космическое вещество — атомы водорода — хорошие «радиопередатчики», постоянно сообщающие о себе на волне длиной 21 см. Обнаружив это в начале 50-х гг. XX в., астрономы, используя радиотелескопы, уже полстолетия изучают распределение и движение межзвездного газа в нашей и соседних галактиках. Чем крупнее антенна радиотелескопа, тем детальнее получаются карты распределения водорода и тем более подробно можно изучить межзвездные облака.

Газ в Галактике распределен весьма неравномерно. Оказалось, что его особенно много вблизи галактической плоскости, где он почти весь сосредоточен в слое толщиной 600 св. лет и диаметром около 100 тыс. св. лет (именно таков диаметр диска Галактики). В этом тонком слое газ также распределен неоднородно: он концентрируется в спиральных рукавах, заполняя их в виде облаков размером от 10 до 1000 св. лет и массой до 1 млн масс Солнца! Правда, плотность газа в этих облаках по земным понятиям ничтожно мала — от 1 до 1000 атомов на 1 см³.

Однако поскольку размер Галактики огромен, в ней набирается около 8 млрд солнечных масс межзвездного газа. А это около 5% полной массы Галактики!

Наиболее эффектно межзвездный газ выглядит в эмиссионных (излучающих свет) туманностях, таких, как Большая туманность Ориона, а также в планетарных туманностях, окружающих стареющие звезды, которые сбросили с себя часть газа. В этих ярких туманностях газ нагрет до температуры в несколько тысяч кельвинов (К), как на поверхности Солнца. Эмиссионные туманности светятся благодаря тому, что внутри их или рядом с ними есть молодые горячие звезды-сверхгиганты, а каждую планетарную туманность освещает изнутри горячее ядро состарившейся звезды. Горячие звезды испускают мощное ультрафиолетовое излучение, которое и заставляет газ светиться. Ультрафиолетовое излучение ионизует атомы межзвездного газа, т. е. разрывает связи между электронами и ядрами атомов. Через некоторое время под действием взаимного притяжения электроны вновь объединяются с ядрами в нейтральные атомы, излучая при этом электромагнитные кванты. Обычно электрон не сразу попадает на нижний энергетический уровень атома, а задерживается на нескольких промежуточных, и каждый раз при переходе между ними излучает фотон. Таким образом, один ультрафиолетовый фотон «дробится» на несколько оптических и создается впечатление, будто туманность светит ярче возбуждающей ее звезды.

 

 

В Галактике обнаружены и обширные области размером в сотни световых лет, заполненные очень горячим и разреженным газом с температурой один-два миллиона кельвинов. Потоки видимого света от такого газа слишком слабы. Горячий газ излучает в основном рентгеновские лучи и наблюдается с помощью рентгеновских телескопов. Области горячего газа порождают массивные звезды и прежде всего взрывы сверхновых звезд, нагревающих и заставляющих расширяться окружающую межзвездную среду.

Хотя яркие туманности и выгл5!дят эффектно, в них заключена ничтожная доля межзвездной среды, а большая ее часть скрывается в темных и очень холодных облаках молекулярного газа, имеющих температуру всего 10 - 50 К. Как выяснилось, именно в недрах таких холодных облаков формируются звезды новых поколений. Наблюдать процесс зарождения звезды очень сложно. Для этого используют радиотелескопы, которые принимают излучение молекул, а также инфракрасные телескопы, которые фиксируют излучение пылинок, нагретых формирующимися и разогревающимися при этом звездами.

Кроме холодных и нагретых облаков, а также разреженного межоблачного газа, межзвездное пространство заполнено редкими, но очень энергичными частицами «космических лучей» — электронами, протонами и ядрами атомов, движущимися почти со скоростью света. Некоторые из них достигают нижних слоев атмосферы или даже поверхности Земли и являются единственными представителями межзвездного вещества, которое удается непосредственно регистрировать. О наличии в далеком космосе энергичных космических лучей судят косвенно — по характерному радиоизлучению, которое испускают эти частицы, двигаясь в слабом межзвездном магнитном поле. Это излучение называют синхротронным, поскольку оно наблюдается в физических лабораториях, когда электроны разгоняют в магнитном поле ускорителя электронов — синхротрона. Радиотелескопы принимают синхротронное излучение ото всех областей Млечного Пути и даже от других галактик. Это доказывает существование там магнитных полей и космических лучей. Синхротронное излучение намного сильнее в спиральных рукавах галактик, где больше плотность межзвездной среды, интенсивнее магнитное поле и чаще происходят взрывы сверхновых звезд, которые служат основным источником космических лучей.

 

 

ЗВЕЗДЫ И МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА тесно связаны друг с другом. Из вещества холодных облаков рождаются звезды. Своим излучением они нагревают остатки родительского облака и распыляют их по диску Галактики. Потоки звездного ветра и взрывы сверхновых звезд постоянно перемешивают межзвездную среду, заставляя ее «кипеть и пузыриться», взлетать фонтанами над диском Галактики и падать, подобно хлопьям снега. Постепенно маленькие хлопья межзвездных облаков слипаются в гигантские газопылевые комплексы, не прозрачные для света окружающих звезд и потому лишенные источников тепла. Остывая и уплотняясь под действием гравитации, эти облака распадаются на плотные фрагменты — протозвезды — зародыши звезд нового поколения. В среднем в Галактике ежегодно рождается около 10 звезд — не так уж много на фоне грандиозных процессов, наблюдаемых в межзвездной среде. Но в некоторых соседних галактиках звезды формируются значительно активнее — до 1000 светил в год. Такие галактики сияют. Астрономы пытаются понять, какие процессы управляют частотой рождения звезд.
 

 

Исследования, проведенные с помощью наземных и космических телескопов, показали, что остаток вспышки сверхновой звезды — это сложный комплекс явлений, наблюдающихся в течение десятков и даже сотен тысяч лет после взрыва и охватывающих область межзвездной среды размером около сотни световых лет. Остаток сверхновой включает несколько газовых компонентов разной плотности и температуры, твердые частицы (пыль), субатомные релятивистские частицы (космические лучи) и магнитное поле. Масса выброшенного при взрыве сверхновой звезды вещества достигает нескольких масс Солнца, скорость его разлета может составлять 10 - 20 тыс. км/с. Вместе с этим веществом в окружающую межзвездную среду выбрасывается кинетическая энергия около 10⁴⁴ Дж. Разлет вещества со сверхзвуковой (для межзвездного газа) скоростью создает ударные волны, которые распространяются по окружающему газу, «сгребая» его в оболочку и нагревая до высокой температуры.

 

 

Через десятки и сотни лет на месте катастрофы наблюдаются нагретые ударными волнами плотные сгустки вещества взорвавшейся звезды и плотные конденсации околозвездного газа, возможно выброшенные самой звездой (предшественником сверхновой) еще до взрыва. Эти сгустки температурой 20000 — 50000 К излучают преимущественно в оптическом диапазоне спектра. Горячая разреженная плазма в выброшенной оболочке и сконденсированный околозвездный газ, нагретые ударными волнами до температуры 10⁶ - 10⁷ К, излучают в рентгеновском диапазоне. Сравнительно недавно выделена новая компонента излучения: инфракрасное излучение, приходящее от пылинок, нагретых в результате столкновений с горячим газом остатка сверхновой до 30 - 50 К.

Синхротронное радиоизлучение остатков сверхновых обусловлено высокоэнергичными частицами, в основном электронами, взаимодействующими с магнитными полями.

В молодых остатках частицы ускоряются мощной ударной волной, а магнитное поле формируется и усиливается в тонком слое на границе между газом, выброшенным при взрыве, и газом из окружающего пространства, сжатым расширяющейся оболочкой. В очень старых остатках, скорость расширения которых мала, излучают в основном электроны галактических космических лучей, постоянно присутствующие в межзвездном пространстве.

Если при вспышке сверхновой образовалась нейтронная звезда-пульсар, то она служит отдельным и очень мощным источником излучения.

 

 

УДАРНАЯ ВОЛНА, вызванная разлетом оболочки сверхновой, постепенно тормозится окружающей средой. Еще задолго до этого не остается никаких следов излучения выброшенного при взрыве вещества звезды. Старые остатки сверхновых достигают в диаметре десятков парсеков (и даже сотен, если остаток расширяется в среде очень низкой плотности). Скорость их расширения снижается до сотен и десятков километров в секунду. Они наблюдаются как тонковолокнистые оптические туманности. По мере замедления скорости разлета и остывания горячего газа рентгеновское излучение остатка сверхновой ослабевает. Когда скорость расширения оболочки сравнивается со скоростью хаотических движений газовых облаков в диске Галактики (около 8 км/с), остаток сверхновой становится неразличимым в межзвездной среде, но это происходит спустя сотни тысяч лет после взрыва.

Таким образом, взрывы сверхновых регулируют физическое состояние межзвездной среды в галактиках, подобных нашей. Особенно хорошо это заметно в области молодых звездных ассоциаций, куда входят десятки и сотни массивных звезд.

 

 

Название «Млечный Путь», или «Галактика», возникло в те далекие времена, когда люди еще не догадывались о природе небесных светил, но пытались понять их предназначение. В настоящее время понятие «Млечный Путь» означает прежде всего нашу звездную систему — гигантскую Галактику, состоящую из сотен миллиардов звезд, в число которых входит и наше Солнце с планетами.

 

 

С древних времен люди обращали внимание на слабое туманное свечение, которое заметно в темные безлунные ночи. Оно простирается по небу в виде неровной полосы, похожей на гигантский пояс. Этот пояс, замыкаясь в виде большого круга небесной сферы, делит ее на две почти равные половины — северную и южную галактические полусферы.

Происхождение и форма полосы Млечного Пути объясняются строением нашей звездной системы, которая сжата вдоль оси вращения и имеет форму двояковыпуклой линзы (чечевицы) или диска с утолщением в центральной части. Орбита Солнца проходит вблизи плоскости этого диска, поэтому, глядя вдоль плоскости диска, мы видим свет множества далеких звезд, сливающихся в сплошную полосу Млечного Пути, а взглянув на небо рядом с ней, мы замечаем, что звезд значительно меньше. К тому же в плоскости Галактики сосредоточен межзвездный газ и образующиеся из него молодые звезды. Среди них много массивных и горячих, которые нагревают окружающий газ и заставляют его светиться. Наиболее яркие облака межзвездного газа — светлые туманности — разбросаны по всей полосе Млечного Пути и усиливают ее яркость. В целом яркость Млечного Пути невелика. Многие жители современных городов, возможно, даже никогда его и не видели, поскольку городские огни делают ночное небо слишком светлым и слабое свечение Млечного Пути при этом не различается. Млечный Путь хорошо наблюдать вдали от городских улиц — в степи, в горах, на берегу моря. Чем выше поднимается над горизонтом полоса Млечного Пути, тем легче ее заметить и тем эффектнее она выглядит.

 

 

КРУГ МЛЕЧНОГО ПУТИ (галактический экватор) наклонен к небесному экватору, или экватору Земли, под большим углом (около 63°), поэтому суточное и годовое вращение небесной сферы значительно изменяет относительно горизонта положение Млечного Пути, что сказывается на условиях его видимости. Точки пересечения галактического и небесного экваторов называют узлами (по аналогии с точками пересечения планетных орбит с эклиптикой). Восходящий узел галактического экватора находится в созвездии Орла (α = 18^h 51^m), нисходящий — в созвездии Единорога (α = б^h 51^m). Северный полюс Галактики лежит в созвездии Волосы Вероники (α = 12^h 51^m, δ = -27,1°), а Южный — в созвездии Скульптора (α = 0^h 51^m, δ = -27,1°).

В Северном полушарии Млечный Путь удобно наблюдать в районе полуночи в июле, а также часов в 10 вечера в августе или около 8 часов вечера в сентябре, когда созвездие Лебедь находится близ зенита. Различимая невооруженным глазом полоса Млечного Пути в разных своих частях имеет ширину от 5 до 30°. Яркость его также неодинакова: он наиболее заметен в созвездиях Стрельца, Южного Креста и Центавра (т. е. в основном — в Южном полушарии), а слабее всего виден в созвездиях Персея, Жирафа и Возничего (в стороне, противоположной направлению на центр Галактики).

Для наблюдателей средних широт Северного полушария полоса Млечного Пути проходит через созвездие Кассиопеи на восток в сторону яркой звезды Капелла. Далее за Капеллой менее широкая и яркая часть Млечного Пути проходит немного восточнее Пояса Ориона и склоняется к горизонту вблизи от Сириуса — самой яркой звезды нашего неба. Наиболее заметная часть Млечного Пути видна на юге или юго-западе в то время, когда Северный Крест (созвездие Лебедя) расположен у нас над головой.

На фоне однородного свечения Млечного Пути, обусловленного бесчисленными далекими звездами, можно заметить темные облака и прожилки. В «шее» Лебедя Млечный Путь распадается на две отчетливые ветви, разделенные темным промежутком. Лучше выделяется восточная ветвь, где в созвездии Щита лежит яркое облако, которое известный американский астроном-наблюдатель Эдуард Барнард называл «жемчужиной Млечного Пути». Соединяются две ветви Млечного Пути далеко на юге, в созвездии Центавра. Темный промежуток между этими ветвями объясняется концентрацией газопылевой материи (непрозрачные межзвездные облака, проецируясь на Млечный Путь, создают впечатление его раздвоенности). В самой середине этого темного промежутка, в созвездии Стрельца, находится ядро нашей Галактики. Хотя оно скрыто от нас пылью, его можно наблюдать по инфракрасному излучению и радиоизлучению.

 

 

На южном небе тоже есть темные «провалы» в Млечном Пути. Самый известный — Угольный Мешок на границе созвездий Южного Креста и Центавра. Этот беззвездный участок неба размером 4 x 6° обязан своим существованием не очень крупному (50 - 60 св. лет), но близкому к нам облаку холодного межзвездного вещества. Оно содержит около 4 тыс. солнечных масс молекулярного и атомарного водорода, гелия и твердых частиц-пылинок, которые и поглощают свет звезд, лежащих за облаком. А поскольку это облако удалено от Солнца всего на 570 св. лет, ни одной более далекой звезды в этом направлении мы не видим.

Визуально наблюдаемая структура Млечного Пути содержит немало интересного. Например, кроме крупномасштабного плана Млечного Пути, в котором лишь угадывается направление на центр Галактики, наш глаз «выхватывает» из млечной полосы отдельные «звездные облака». Обычно это те области, где нет близких пылевых облаков и звездный диск виден на большую глубину. Однако известны и реальные звездные облака, в которых молодые звезды имеют явную генетическую связь друг с другом, т. е. общее происхождение. Например, на расстоянии около 5 тыс. св. лет от Солнца в направлении созвездия Стрельца есть компактное звездное облако с угловым размером 1 х 2°. Его истинный размер — около 160 св. лет, а внутри его расположено значительно меньшее и более плотное скопление звезд, известное под названием Маркарян 38. Все звезды в облаке и в скоплении имеют одинаковый возраст — 12 млн лет. Нет сомнения, что они появились на одном этапе звездообразования. Механизм коллективного «рождения» звезд в таких крупных облаках до сих пор не совсем ясен.

 

 

Вид Млечного Пути существенно зависит от того, в каком диапазоне излучения мы его наблюдаем. Ведь наша Галактика состоит из объектов самой разной природы — звезд, межзвездного газа и пыли, космических лучей и прочих, еще более экзотических. Да и каждый из этих объектов, по существу, представляет целую группу весьма разнородных источников излучения. Например, массивные горячие звезды и молодые белые карлики в основном излучают ультрафиолетовый свет, а звезды малой массы и состарившиеся светила — красные гиганты — излучают свою энергию в красном оптическом диапазоне. Объекты промежуточные между звездами и планетами — коричневые карлики — настолько прохладны, что излучают лишь в инфракрасном диапазоне. Еще более неоднородно по своим свойствам межзвездное вещество. Газ, выброшенный в процессе взрыва сверхновой звезды, нагрет до десятков миллионов кельвинов и светится исключительно в рентгеновском диапазоне спектра. Газ, окружающий нормальную горячую звезду, нагрет до нескольких тысяч кельвинов, поэтому он излучает свет. Но такой же газ, находящийся вдали от горячих звезд, имеет температуру всего несколько кельвинов и поэтому излучает только радиоволны.

Так же разнообразно и излучение космической пыли: она может быть как очень горячей, так и совсем холодной. А быстрые заряженные частицы космических лучей начинают интенсивно излучать, только когда попадают в области Галактики, пронизанные магнитным полем. В результате картина Млечного Пути зависит от того, в каком диапазоне излучения мы его наблюдаем, т. е. каким телескопом — оптическим, радио, инфракрасным или рентгеновским — пользуемся.

 

 

Среди миллионов гигантских звездных систем — галактик для нас наибольший интерес представляет, конечно, та, в которой находится наша планета Земля и наше Солнце. Галактика — это довольно сложная система, основная масса которой приходится на звезды различных возрастов и разреженный межзвездный газ. Между ними происходит интенсивное взаимодействие, которое во многом определяет характер эволюции Галактики.

 

 

НАЛИЧИЕ МЕЖЗВЕЗДНОГО ГАЗА делает Галактику непрерывно меняющейся, эволюционирующей системой, в которой рождаются звезды, образуются и гибнут туманности, изменяется состав вещества, сталкиваются облака, бьют фонтаны горячего газа, дуют звездные ветры (газовые потоки от звезд), рождая ударные волны в межзвездной среде. Одним словом, происходит нормальная космическая жизнь, и почти во всех ее проявлениях мы встречаем двух главных участников — звезды и межзвездное вещество.

Если судить по тому, как много известно астрономам о ближайшей звезде — Солнце — в сравнении с другими звездами, как подробно изучены планеты нашей Солнечной системы в сравнении с планетами других звезд, то можно заключить, что свою Галактику мы должны знать намного лучше, намного детальнее, чем все прочие, более далекие звездные системы. Отчасти это действительно так: некоторые особенности нашей Галактики известны астрономам очень хорошо. Однако многие важнейшие характеристики нашей звездной системы остаются непознанными именно потому, что мы сами находимся внутри Галактики: Солнечная система располагается почти точно в плоскости симметрии галактического диска, т. е. в области, насыщенной непрозрачными газопылевыми облаками. Такой наблюдательный пункт очень неудобен для изучения всей Галактики: в оптические телескопы мы можем наблюдать лишь ее малый фрагмент. Многие важные структурные составляющие Галактики — ядро, большая часть спиральных рукавов, внешние области галактического диска до сих пор скрыты от нас.

 

 

Наша Галактика — спиральная звездная система морфологического типа Sbc, т. е. промежуточного между морфологическими типами Sb и Sc. Глядя на другие галактики такого же типа, можно представить себе внешний вид нашей системы (например, NGC 5055 типа Sb или Sbc). Диаметр звездного диска Галактики более 80 тыс. св. лет; в пределах этой области в нем сосредоточено чуть более половины массы Галактики — это около 60 млрд. M_ʘ. В основном это звезды, лишь около 10% массы диска приходится на межзвездное вещество — газ и пыль. Толщину диска Галактики точно измерить трудно, хотя известно, что в районе центра Галактики диск тоньше, а к периферии он расширяется. К тому же звезды разного типа и межзвездный газ распределены в нем по-разному: холодное межзвездное вещество и недавно образовавшиеся из него звезды сосредоточены в центральном слое толщиной почти 500 св. лет, а более старые звезды и горячий газ заполняют диск на толщину около 2000 св. лет.

Наше Солнце находится примерно на расстоянии 2/3 от центра диска до его края. В этой, можно сказать, периферийной области галактического диска плотность звезд и газа уже не столь велика. Солнце обращается вокруг центра Галактики по почти круговой орбите, не отходящей далеко от центральной плоскости диска, поэтому даже нашим далеким потомкам не суждено взлететь над плоскостью Галактики и увидеть ее сверху. В современную эпоху Солнце движется в пространстве между основными спиральными рукавами Галактики; но время от времени оно в своем орбитальном движении пересекает спиральные рукава и на этот период оказывается в области более плотного межзвездного газа и более интенсивного формирования звезд. Сейчас же вблизи Солнца молодых звезд очень мало.

 

 

Кроме плоского компонента — диска, наша Галактика имеет и сферический компонент, условно разделенный на несколько составляющих — балдж (центральная конденсация), гало и корону. Балдж Галактики по плотности звезд сравним с диском. На фотографиях других спиральных галактик их балджи заметны как «центральное вздутие» диска. Масса балджа нашей Галактики оценивается в 10 - 20 млрд М_ʘ. В основном это звезды среднего и старшего возраста. Плотность звезд в балдже быстро падает с удалением от центра; на расстоянии в несколько тысяч световых лет от центра балдж уже почти не различим.

Изучая движение звезд в окрестности Солнца, астрономы уже давно заметили, что в спокойном потоке звезд вращающегося диска попадаются «суетливые» светила, несущиеся сквозь диск по всем направлениям. Они заполняют весь сферический объем Галактики, в котором размещается ее диск. Эту область Галактики называют гало. Ее населяют старые звезды возрастом около 10 млрд, лет, поэтому среди них нет массивных светил: те из них, которые родились давно, уже закончили свою эволюцию, а новым формироваться не из чего, ибо гало почти лишено холодного газа, служащего источником возникновения звезд. Часть звезд гало — не только в нашей, но и в других крупных галактиках — объединена в шаровые скопления. В нашей Галактике около 180 таких скоплений. В каждом из них от 10 тыс. до 1 млн звезд, значит, во всех шаровых скоплениях заключено не более 1% звезд гало. Тем не менее изучать такие «звездные кучи» значительно интереснее, чем отдельные звезды. К тому же яркие шаровые скопления помогают проследить границы гало: на расстоянии около 80 тыс. св. лет от центра плотность гало практически сходит на нет.

Корона Галактики — самая загадочная ее часть. Про «население» короны, протянувшейся на сотни тысяч световых лет, почти ничего не известно. На основании каких фактов ученые сделали заключение о ее существовании? Этот вывод следует из наблюдений за движением далеких спутников Галактики — нескольких шаровых скоплений и карликовых галактик, «обитающих» в области от 100 до 500 тыс. св. лет от ее центра. Хотя в этой области не удается заметить ни звезд, ни газа, высокие скорости движения спутников Галактики явно указывают на присутствие там массы, причем в огромном количестве — в несколько раз большем, чем во внутреннем, светящемся теле Галактики.

 

 

ТЕМПЕРАТУРА ПОВЕРХНОСТИ почти всех звезд лежит в интервале от 3000 до 30 000 К, поэтому их излучение заключено в оптическом диапазоне — от ультрафиолетового (УФ) до инфракрасного (ИК). Следовательно, для исследования любых звезд достаточно оптического телескопа, оснащенного хорошим набором приемников света — от УФ до ИК. В отличие от звездных атмосфер, условия в межзвездном веществе значительно разнообразнее: это вещество мы встречаем и в твердой, и в газообразной, и в плазменной формах; его температура изменяется от 4К до 4 000 000 К, а значит, его излучение может лежать практически в любом диапазоне: от радио- до рентгеновского.

Помимо газа, межзвездное пространство заполнено энергичными электрически заряженными частицами космических лучей, летящими по всем направлениям почти со скоростью света. Электроны, входящие в состав космических лучей, в слабых магнитных полях Галактики рождают радиоволны (синхротронный механизм излучения), и это излучение обнаруживается с помощью радионаблюдений.

Поскольку свободно летящие электроны имеют различные энергии, то излучают они на различных длинах волн, поэтому синхротронное излучение Галактики имеет непрерывный спектр. У каждого атома свой характерный набор энергий квантов, или, как говорят физики, набор спектральных линий. Важнейшими поставщиками межзвездного газа служат многочисленные красные карлики (вспыхивающие звезды), немногочисленные, но очень активные голубые звезды спектральных классов О и В, а также состарившиеся маломассивные звезды (планетарные туманности) и быстро стареющие массивные звезды (красные сверхгиганты). При этом именно в истекающей атмосфере красных сверхгигантов и красных гигантов (спектральный класс М) в условиях умеренной температуры и довольно высокой плотности формируются пылинки и некоторые молекулы. Взрывы новых и сверхновых звезд дают небольшой приток газа, но это очень важная составляющая межзвездной среды: наиболее тяжелые химические элементы образуются и попадают в межзвездное пространство именно при взрывах сверхновых.
 

 

Ближайшие к нам галактики представляют для ученых особый интерес, поскольку могут быть исследованы наиболее детально, в некоторых аспектах даже лучше, чем наша собственная Галактика, которую мы вынуждены наблюдать изнутри.

 

 

РАЗУМЕЕТСЯ, само понятие «ближайшие» весьма условно и его толкование зависит от уровня развития астрономической техники. Поскольку основным «населением» галактик являются звезды, то раньше «ближайшими» называли те системы, в которых звезды были доступны для индивидуального изучения. Таких галактик еще сравнительно недавно насчитывалось совсем немного: Большое и Малое Магеллановы Облака (БМО и ММО), туманность Андромеды (М 31), «спираль» в Треугольнике (М 33) и несколько карликовых галактик между ними. Однако после запуска космического телескопа «Хаббл» и создания новых наземных телескопов с диаметром объектива 8 - 10 м стало возможным изучать отдельные звезды в довольно удаленных галактиках, которые уже не назовешь ближайшими. Теперь, говоря о наших соседях в мире галактик, мы вкладываем в это понятие иной смысл. Ближайшие звездные системы — это те, которые заметно влияют на нашу Галактику и сами испытывают ее влияние. В первую очередь к ближайшим галактикам относят те соседние звездные системы, которые вместе с нашей Галактикой образуют небольшое скопление или группу галактик, так называемую Местную группу галактик.

В Местную группу входит около 35 галактик различного строения и массы. Доминируют в ней две спиральные системы — туманность Андромеды и Млечный Путь, расстояние между которыми около 2,5 млн. св. лет. Туманность Андромеды немного крупнее и, возможно, примерно в 1,5 раза массивнее нашей Галактики.

Среди прочих членов Местной группы своей массой и светимостью выделяются два — небольшая спираль М 33 и наш сосед — неправильная галактика БМО. За ними в порядке уменьшения светимости следуют неправильные галактики ММО, IC 10, NGC 6822, IC 1613 и WLM, а также два спутника туманности Андромеды — М 32 и NGC 205, имеющие эллиптическую форму. Остальные галактики заметно мельче. Радиус Местной группы приблизительно равен 3 млн св. лет. Вблизи границы этой области расположены три маленькие системы — Aquarius, Tucana и Sag DIG, принадлежность которых к Местной группе остается пока под вопросом.

 

 

В пределах Местной группы маленькие галактики расположены не совсем хаотично: многие из них явно тяготеют к большим родительским галактикам — к Млечному Пути и туманности Андромеды. Например, нашу Галактику сопровождают довольно крупные Магеллановы Облака и несколько небольших систем — Печь (Fornax), Дракон (Draco), Скульптор (Sculptor), Секстант (Sextans), Киль (Carina) и др. В «свиту» туманности Андромеды входят весьма крупные системы М 32 и NGC 205, а также небольшие NGC 147, NGC 185, And I, And II, And III и др. В мире галактик небольшие спутники часто сопровождают крупного «руководителя группы»; такие «коллективы» размером около 1 млн СВ. лет принято называть гипергалактиками. Таким образом, можно сказать, что основными составляющими Местной группы являются две гипергалактики — Млечный Путь и туманность Андромеды.

Третья по размеру и массе галактика Местной группы — «спираль» М 33. Она, по-видимому, не имеет спутников, хотя некоторые небольшие галактики расположены в проекции на небо ближе к М 33, чем к М 31. Однако туманность М 31 гораздо массивнее, чем М 33, поэтому даже далекие спутники туманности Андромеды следуют за М 31, а не за ее более легкой соседкой М 33.

«Население» Местной группы не отличается разнообразием: в основном это спиральные, неправильные и карликовые галактики, что типично для таких небольших и не очень плотных «коллективов». Например, в Местной группе отсутствуют крупные эллиптические галактики, которые можно найти в более богатых скоплениях. Единственная настоящая эллиптическая галактика — М 32, близкий спутник туманности Андромеды. Остальные сфероидальные и карликовые сфероидальные системы не считаются настоящими эллиптическими галактиками, поскольку они не очень плотны, слабо концентрированы к центру, содержат межзвездный газ и молодые звезды.

 

 

МАГЕЛЛАНОВЫ ОБЛАКА очень богаты газом и молодыми звездами: хотя их суммарная масса примерно в 10 раз меньше, чем у нашей Галактики, межзвездного вещества в них почти столько же. В БМО наблюдаются очень крупные области звездообразования, причем изучать их там легче, чем в запыленном Млечном Пути. В БМО астрономы обнаружили множество молодых звездных скоплений с массивными звездами, а также многочисленные следы взрывов сверхновых звезд. Кстати, единственная сверхновая звезда, наблюдавшаяся в XX в. в пределах Местной группы, вспыхнула именно в БМО в 1987 г. По не ясной пока причине в БМО около 4 млрд лет назад произошла вспышка звездообразования. Память о ней сохранилась в виде большого количества звездных скоплений именно такого возраста. Не исключено, что причиной этого эпизода послужило сближение БМО и ММО друг с другом или с Галактикой при взаимном движении по эллиптической орбите. Изучая более далекие двойные галактики, астрономы установили, что их взаимные сближения часто повышают интенсивность звездообразования в галактиках.

Будущая судьба Магеллановых Облаков представляется довольно ясно: после того как они совершат еще несколько оборотов вокруг центра нашей Галактики и еще больше приблизятся к нему, они будут окончательно разорваны приливными силами и «размазаны» вдоль орбиты. Их звезды войдут в состав Галактики, но еще долго будут двигаться широким потоком, напоминающим об их генетической связи. Несколько таких потоков уже обнаружено в гало (во внешних областях) Галактики. Вероятно, это остатки ранее поглощенных спутников.

 

 

ТУМАННОСТЬ АНДРОМЕДЫ — ближайшая к нам спиральная галактика. Во многом она похожа на нашу звездную систему, хотя есть и различия. Диск у нашей Галактики не такой симметричный, как у туманности Андромеды: спиральные рукава более «ветвистые и лохматые», и «растут» они не из самого центра Галактики, как в туманности Андромеды, а от концов небольшой звездной «перемычки» — бара, пересекающего ядро (центральные области) Галактики. К тому же у нашей звездной системы менее массивное гало и, соответственно, меньше шаровых скоплений, чем у нашей соседки — туманности Андромеды.

До сих пор в галактике обнаружено около 150 шаровых скоплений (всего их не более 200), а в туманности Андромеды — не менее 400 шаровых скоплений. Зато в диске нашей Галактики происходит более интенсивный процесс звездообразования: молодые светила формируются в несколько раз чаще, чем в туманности Андромеды.

Диск туманности Андромеды повернут к Земле почти ребром: луч нашего зрения составляет с плоскостью ее диска угол всего около 15°, поэтому изучать структуру спиральных рукавов туманности Андромеды не намного легче, чем структуру Млечного Пути. Впрочем, особенно не позавидуешь и «тамошним» гипотетическим астрономам: они видят диск нашей Галактики под углом всего 21°.

Как наиболее крупный член Местной группы, туманность Андромеды окружена большой «свитой». Вместе со своими спутниками и спиралью М 33 она образует подгруппу звездных островов, раскинувшуюся в направлении созвездия Андромеды и прилегающих к нему созвездий Кассиопеи, Треугольника и Рыб. Эту область американский астроном Харлоу Шепли называл Архипелагом Андромеды.

Подобно тому как Магеллановы Облака тесно соседствуют с нашей Галактикой, крупнейшие спутники туманности Андромеды расположены очень близко к ней. Правда, сами они совсем не похожи на богатые газом и молодыми звездами Магеллановы Облака. Спутники туманности Андромеды — сфероидальные галактики, почти не содержащие межзвездного вещества. Среди них выделяется эллиптическая галактика М 32, компактная и очень плотная, с довольно массивным ядром. Она обращается в опасной близости от туманности Андромеды и подвержена ее сильному гравитационному влиянию.

Изучая ближайшие к нам галактики Местной группы, астрономы получают неоценимую информацию о структуре и истории жизни самых обычных, самых распространенных звездных систем, каких большинство во Вселенной. История жизни галактик только начинает приоткрываться.

 

 

Ядра — это самые плотные центральные части галактик. Нередко ядра обладают удивительными особенностями, отличающими их от остальной галактики. Они могут иметь свою обособленную структуру, свою скорость вращения, а главное — содержать центральный источник энергии колоссальной мощности.

 

 

Уже к середине XX в., используя инфракрасные и радиотелескопы, астрономы убедились, что ядра нашей и других галактик — это «огромные кучи звезд», и в сердцевине такой «кучи» часто действительно содержится «центральное солнце» — маленький, но удивительно мощный источник энергии, в некоторых случаях сравнимый по мощности излучения со всей остальной галактикой. Ядро галактики, если оно проявляет себя подобным образом (как мощный источник энергии), называют активным. Практически каждая крупная галактика в той или иной степени демонстрирует активность в центре своего ядра, причем природа происходящих там процессов до сих пор не вполне ясна. Строго говоря, точного определения понятия «ядро галактики» пока не существует. Астроном может называть ядром ту область в центре изучаемой им галактики, которая, с его точки зрения, выглядит неразрешаемой (т. е. точечной), бесструктурной, чересчур яркой, активной или еще как-то обособленной от остальных частей галактики. Обычно размер ядра при этом оказывается в пределах от нескольких десятков до нескольких сотен световых лет, но иногда (скажем, при изучении особенно далеких галактик) ядром называют область размером в 2 - 3 тыс. св. лет, а в других случаях (например, при изучении близких галактик) — область размером всего лишь в один световой год.

Специалистам по звездной динамике удалось обнаружить процессы, способствующие уплотнению вещества в центре галактики. Оказалось, например, что звезды, объединенные в скопления, движутся по галактической орбите не так, как одиночные светила: массивное скопление своим тяготением ускоряет движение окружающих его «легких» звезд, но само при этом теряет энергию, тормозится и по спиральной орбите очень медленно приближается к центру галактики. Расчеты показывают, что за миллиарды лет эволюции в центре галактики могут собраться десятки массивных и очень плотных шаровых звездных скоплений, которые, постепенно слившись в одно гигантское скопление, образуют звездное ядро галактики. Кроме того, в центре галактики может накапливаться разреженное межзвездное вещество: массивные облака газа движутся практически так же, как звездные скопления, постепенно приближаясь к центру галактики, а менее плотная межоблачная среда испытывает трение о соседние слои и, теряя энергию, медленно оседает к центру галактического диска. Накапливающийся в ядре газ постепенно превращается в звезды, причем иногда они формируются внезапно и в большом количестве. В период таких «вспышек звездообразования» ядро галактики ярко сияет и выбрасывает потоки горячего «галактического ветра», подобные солнечному ветру, но значительно более интенсивные.

 

 

Наблюдения показали, что ядра (а тем более активные ядра) есть далеко не у всех галактик: лишь самые крупные звездные системы — спиральные и эллиптические — имеют центральную конденсацию, отчетливо выделяющуюся на фоне довольно яркой центральной части галактики.

С помощью детальных исследований удалось выяснить, что повышенная яркость галактического ядра в большинстве случаев объясняется тем, что оно состоит из массивных и очень плотных звездных скоплений, наподобие шаровых, только в десятки и даже сотни раз массивнее и плотнее. Свечение этих ядер — суммарное излучение находящихся в них звезд. Такие галактические ядра называют нормальными или неактивными. Их спектры, как и спектры отдельных звезд, содержат линии поглощения. Однако в спектре ядер эти линии менее контрастны, поскольку они расширены в результате эффекта Доплера из-за движения звезд со скоростями 200 - 500 км/с.

В отличие от нормальных ядер, излучение активных ядер нельзя объяснить как суммарное излучение обычных звезд. Незвездная природа излучения активных ядер проявляется прежде всего в том, что в спектре такого ядра присутствуют мощные эмиссионные линии, которые заказывают на наличие значительного количества горячего полупрозрачного газа. Большая ширина линий излучения свидетельствует о том, что облака газа движутся в ядре со скоростями во многие сотни и даже тысячи километров в секунду.

 

 

Первые наблюдения активности в ядрах галактик относятся к началу XX в., когда сотрудник Ликской обсерватории (США) Э. Фас заметил в спектре галактики NGC 1068 шесть ярких эмиссионных линий, испускаемых водородом, кислородом и неоном. Это было необычно, поскольку у большинства галактик спектры похожи на солнечный — темные линии поглощения на ярком непрерывном фоне. Исследовав спектры многих галактик, американский астроном К. Сейферт в 1943 г. выделил среди них особый тип галактик с очень широкими линиями излучения водорода в ядрах, что свидетельствовало об их высокой активности. Как позднее оказалось, у этих сейфертовских галактик светимость ядер и вид спектра меняются со временем, что ясно указывает на сравнительно небольшой размер активной области и высокую мощность происходящих в ней процессов.

В 50 - 60-е гг. XX в. астрономы открыли и исследовали галактики с мощным радиоизлучением — так называемые радиогалактики. И хотя области их радиоизлучения часто находятся далеко от ядра, быстро выяснилось, что «генератором энергии» для них служит именно ядро галактики, в котором рождаются П3ШКИ быстрых заряженных частиц (электронов, протонов) и в виде струй выбрасываются из ядра на многие тысячи световых лет, где и излучают свою энергию, двигаясь в межзвездных магнитных полях.

ЗНАКОМЯСЬ С ЯДРАМИ ГАЛАКТИК и переходя от наиболее спокойных («нормальных») ко все более активным ядрам, мы наконец достигли самых выдающихся объектов — квазаров, в которых активность ядра практически подавляет все прочие проявления галактики. Среди всех источников энергии во Вселенной квазары — самые мощные. Слово «квазар» (англ. quasar) — это аббревиатура термина «звездообразный радиоисточник» (англ. quasistellar radiosource). В начале 60-х гг. XX в. некоторые космические радиоисточники были отождествлены с ничем не примечательными «звездочками», потому им и дали такое название. Однако оптические спектры этих «звездочек» оказались необычными: ни одной знакомой линии астрономы в них не обнаружили. С такой ситуацией ученые встретились впервые: конечно, в разных источниках не все линии удавалось легко отождествить с теми или иными химическими элементами или соединениями, но в этом случае астрономы наблюдали просто непонятный спектр. В 1963 г. М. Шмидт из обсерватории Маунт-Паломар (США) первым догадался, что линии в спектрах квазаров принадлежат обычным химическим элементам, но находятся не на своих местах — все они сильно сдвинуты в сторону красного конца спектра. В соответствии с эффектом Доплера это свидетельствует о быстром удалении квазаров от нас.

 

 

Астрономы знают, что все далекие галактики «разбегаются» друг от друга, причем разбегаются тем быстрее, чем больше между ними расстояние (закон Хаббла). Огромные скорости удаления квазаров указывают, что расстояния до них очень велики — сотни миллионов и даже миллиарды световых лет! На таких расстояниях они заметны лишь потому, что обладают гигантской мощностью излучения, которое почти все рождается в крохотном ядре квазара. За 40 лет исследований было обнаружено более 5 тыс. квазаров. Нужно отметить, что далеко не всегда активность ядра галактики прямо связана с ее размером и массой. Например, среди галактик Местной группы (к ней относятся наша Галактика вместе с несколькими звездными системами), которые, вообще говоря, не проявляют высокой ядерной активности, наблюдается даже обратная зависимость: наибольшей рентгеновской светимостью ядра обладает самая скромная дисковая система — «спираль» в Треугольнике (М 33), а крупнейшая галактика группы — «спираль» в созвездии Андромеды (М 31) уступает ей по этому показателю в 10 раз. И уж совсем странно выглядит рядом с ними наша Галактика: почти такая же крупная, как М 31, она имеет ядро с рентгеновской светимостью в 10 тыс. раз слабее, чем у М 33! Не исключено, что в этом есть какая-то закономерность: наше Солнце — одна из самых спокойных звезд в Галактике, а сама Галактика — одна из самых спокойных звездных систем. Может быть, только в таких условиях и возможна жизнь?