Библиотека RIN.RU

- Курс общей астрономии




Курс общей астрономии ПРЕДИСЛОВИЕ К ЧЕТВЕРТОМУ ИЗДАНИЮ"Курс общей астрономии" выдержал три издания. Это означает, что книга такогорода нужна и в какой-то мере удовлетворяет читателей. Ею пользуются не толькостуденты университетов и пединститутов, но и преподаватели астрономии в среднихшколах. Естественно, что подобное расширение сферы использования книгиувеличивает ответственность авторов.Но трудность их положения не только в этом. В наше время астрономия переживаетэпоху стремительного развития, и на вторую половину XX века пришлась очереднаяреволюция в этой науке. Она заключается не только в превращении астрономии вовсеволновую, не только в достижении высокой разрешающей способностимежконтинентальными радиоинтерферометрами, в развитии новых методов регистрациикосмического излучения всех видов, всех энергий как с Земли, так и за еепределами, это не только информационный взрыв. Главное заключается в сдвигеобщего центра тяжести всей астрономии в сторону более глубокого пониманияэволюции как отдельных объектов, так и всей природы в целом.Этот сдвиг, естественно, находит свое отражение и в той роли, какую астрономияиграет в обществе - астрономические знания всегда лежали в основе мировоззрениялюдей. Член-корреспондент АН СССР проф. И.С. Шкловский говорит, что "современнаяастрономия стала насквозь эволюционной. Этим она отличается от физики, законыкоторой, выражающие основные свойства элементарных частиц и полей, вечны, т.е.не зависят от времени... Принципиально эволюционный характер астрономии роднитее с другими науками о природе - биологией и геологией".Ясно, что при такой роли астрономии в современной науке знакомство с важнейшимиее идеями необходимо каждому. Ни один современный человек не может считатьзаконченным свое образование, если он, изучив вопрос о происхождении и эволюциижизни на Земле, не имеет представления о всей предшествовавшей эволюции материи,происходившей в звездах и в диффузной газо-пылевой среде как в недавнем прошлом,так и в другие, более ранние периоды эволюции Вселенной.Необычайно возросший за последнее время интерес к астрономии на самых различныхуровнях современного общества говорит о том, что ее достижения радуют и волнуютне только их творцов. Совершенствуется преподавание астрономии в школах,расширяются ее курсы в вузах, астрономией быстро и с успехом овладевают инженерыи специалисты, работающие в смежных областях знания. Растет количество иповышается уровень популярной литературы.Однако при этом учебников по астрономии, дающих краткое и систематическоеизложение ее основ, - мало. Учебникам, в том числе и нашему, трудно "угнаться"за стремительным "бегом" науки. Если в прошлом издании мы старались удержатьсяот включения некоторых, еще не окончательно решенных вопросов, то сейчас этогосделать уже нельзя. Поэтому в новом издании пришлось сделать ряд добавлений.Существенно переработаны параграфы, главным образом о строении звезд имежзвездной среде. Несколько изменена последовательность изложения отдельныхвопросов. Распределение материала между авторами осталось прежним. Введение,главы I, II, III, IV, V и VI написаны П.И.Бакулиным, главы IX, XI, XII, XIII и §181 - Э.В.Кононовичем, главы VIII, Х и XIV - В.И. Морозом.Авторы по-прежнему глубоко признательны всем тем своим коллегам, которые оказалибольшую помощь при написании учебника и подготовке настоящего издания.Март 1976Авторы§ 1§ 1. Предмет и задачи астрономииАстрономия - наука о Вселенной, изучающая движение, строение, происхождение иразвитие небесных тел и их систем.Астрономия изучает Солнце и звезды, планеты и их спутники, кометы и метеорныетела, туманности, звездные системы и материю, заполняющую пространство междузвездами и планетами, в каком бы состоянии эта материя ни находилась.Изучая строение и развитие небесных тел, их положение и движение в пространстве,астрономия в конечном итоге дает нам представление о строении и развитииВселенной в целом. Слово "астрономия" происходит от двух греческих слов:"астрон" - звезда, светило и "номос" - закон.При изучении небесных тел астрономия ставит перед собой три основные задачи,требующие последовательного решения:1. Изучение видимых, а затем и действительных положений и движений небесных телв пространстве, определение их размеров и формы.2. Изучение физического строения небесных тел, т.е. исследование химическогосостава и физических условий (плотности, температуры и т.п.) на поверхности и внедрах небесных тел.3. Решение проблем происхождения и развития, т.е. возможной дальнейшей судьбыотдельных небесных тел и их систем.Вопросы первой задачи решаются путем длительных наблюдений, начатых еще вглубокой древности, а также на основе законов механики, известных уже около 300лет. Поэтому в этой области астрономии мы располагаем наиболее богатойинформацией, особенно для небесных тел, сравнительно близких к Земле.О физическом строении небесных тел мы знаем гораздо меньше. Решение некоторыхвопросов, принадлежащих второй задаче, впервые стало возможным немногим болееста лет назад, а основных проблем - лишь в последние годы.Третья задача сложнее двух предыдущих. Для решения ее проблем накопленногонаблюдательного материала пока еще далеко не достаточно, и наши знания в этойобласти астрономии ограничиваются только общими соображениями и рядом более илименее правдоподобных гипотез.§ 2. Подразделение астрономииСовременная астрономия подразделяется на ряд отдельных разделов, которые тесносвязаны между собой, и такое разделение астрономии, в известном смысле, условно.Главнейшими разделами астрономии являются:1. Астрометрия - наука об измерении пространства и времени. Она состоит из: а)сферической астрономии, разрабатывающей математические методы определениявидимых положений и движений небесных тел с помощью различных систем координат,а также теорию закономерных изменений координат светил со временем; б)фундаментальной астрометрии, задачами которой являются определение координатнебесных тел из наблюдений, составление каталогов звездных положений иопределение числовых значений важнейших астрономических постоянных, т.е.величин, позволяющих учитывать закономерные изменения координат светил; в)практической астрономии, в которой излагаются методы определения географическихкоординат, азимутов направлений, точного времени и описываются применяемые приэтом инструменты.2. Теоретическая астрономия дает методы для определения орбит небесных тел по ихвидимым положениям и методы вычисления эфемерид (видимых положений) небесных телпо известным элементам их орбит (обратная задача).3. Небесная механика изучает законы движений небесных тел под действием силвсемирного тяготения, определяет массы и форму небесных тел и устойчивость ихсистем.Эти три раздела в основном решают первую задачу астрономии, и их часто называютклассической астрономией.4. Астрофизика изучает строение, физические свойства и химический составнебесных объектов. Она делится на: а) практическую астрофизику, в которойразрабатываются и применяются практические методы астрофизических исследований исоответствующие инструменты и приборы; б) теоретическую астрофизику, в которойна основании законов физики даются объяснения наблюдаемым физическим явлениям.Ряд разделов астрофизики выделяется по специфическим методам исследования. О нихбудет сказано в § 101,5. Звездная астрономия изучает закономерности пространственного распределения идвижения звезд, звездных систем и межзвездной материи с учетом их физическихособенностей.В этих двух разделах в основном решаются вопросы второй задачи астрономии.6. Космогония рассматривает вопросы происхождения и эволюции небесных тел, в томчисле и нашей Земли.7. Космология изучает общие закономерности строения и развития Вселенной.На основании всех полученных знаний о небесных телах последние два разделаастрономии решают ее третью задачу.Курс общей астрономии содержит систематическое изложение сведений об основныхметодах и главнейших результатах, полученных различными разделами астрономии.§ 3. Возникновение и основные этапы развития астрономииАстрономия является одной из древнейших наук. Первые записи астрономическихнаблюдений, подлинность которых несомненна, относятся к VIII в. до н.э. Однакоизвестно, что еще за 3 тысячи лет до н. э. египетские жрецы подметили, чторазливы Нила, регулировавшие экономическую жизнь страны, наступали вскоре послетого, как перед восходом Солнца на востоке появлялась самая яркая из звезд,Сириус, скрывавшаяся до этого около двух месяцев в лучах Солнца. Из этихнаблюдений египетские жрецы довольно точно определили продолжительностьтропического года.В Древнем Китае за 2 тысячи лет до н.э. видимые движения Солнца и Луны былинастолько хорошо изучены, что китайские астрономы могли предсказыватьнаступление солнечных и лунных затмений.Астрономия, как и все другие науки, возникла из практических потребностейчеловека. Кочевым племенам первобытного общества нужно было ориентироваться присвоих странствиях, и они научились это делать по Солнцу, Луне и звездам.Первобытный земледелец должен был при полевых работах учитывать наступлениеразличных сезонов года, и он заметил, что смена времен года связана с полуденнойвысотой Солнца, с появлением па ночном небе определенных звезд. Дальнейшееразвитие человеческого общества вызвало потребность в измерении времени и влетосчислении (составлении календарей).Все это могли дать и давали наблюдения над движением небесных светил, которыевелись в начале без всяких инструментов, были не очень точными, но вполнеудовлетворяли практические нужды того времени. Из таких наблюдений и возниклапаука о небесных телах - астрономия.С развитием человеческого общества перед астрономией выдвигались все новые иновые задачи, для решения которых нужны были более совершенные способынаблюдений и более точные методы расчетов. Постепенно стали создаватьсяпростейшие астрономические инструменты и разрабатываться математические методыобработки наблюдений.В Древней Греции астрономия была уже одной из наиболее развитых наук. Дляобъяснения видимых движений планет греческие астрономы, крупнейший из нихГиппарх (II в. до н.э.), создали геометрическую теорию эпициклов, которая леглав основу геоцентрической системы мира Птолемея (II в. н.э.). Будучипринципиально неверной, система Птолемея тем не менее позволяла предвычислятьприближенные положения планет на небе и потому удовлетворяла, до известнойстепени, практическим запросам в течение нескольких веков.Системой мира Птолемея завершается этап развития древнегреческой астрономии.Развитие феодализма и распространение христианской религии повлекли за собойзначительный упадок естественных наук, и развитие астрономии в Европезатормозилось на многие столетия. В эпоху мрачного средневековья астрономызанимались лишь наблюдениями видимых движений планет и согласованием этихнаблюдений с принятой геоцентрической системой Птолемея.Рациональное развитие в этот период астрономия получила лишь у арабов и народовСредней Азии и Кавказа, в трудах выдающихся астрономов того времени -Аль-Баттани (850-929 гг.), Бируни (973-1048 гг.), Улугбека (1394-1449 гг.) и др.В период возникновения и становления капитализма в Европе, который пришел насмену феодальному обществу, началось дальнейшее развитие астрономии. Особеннобыстро она развивалась в эпоху великих географических открытий (XV-XVI вв.).Нарождавшийся новый класс буржуазии был заинтересован в эксплуатации новыхземель и снаряжал многочисленные экспедиции для их открытия. Но далекиепутешествия через океан требовали более точных и более простых методовориентировки и исчисления времени, чем те, которые могла обеспечить системаПтолемея. Развитие торговли и мореплавания настоятельно требовалосовершенствования астрономических знаний и, в частности, теории движения планет.Развитие производительных сил и требования практики, с одной стороны, инакопленный наблюдательный материал, - с другой, подготовили почву для революциив астрономии, которую и произвел великий польский ученый Николай Коперник(1473-1543), разработавший свою гелиоцентрическую систему мира, опубликованную вгод его смерти.Учение Коперника явилось началом нового этапа в развитии астрономии. Кеплером в1609-1618 гг. были открыты законы движений планет, а в 1687 г. Ньютонопубликовал закон всемирного тяготения.Новая астрономия получила возможность изучать не только видимые, но идействительные движения небесных тел. Ее многочисленные и блестящие успехи вэтой области увенчались в середине XIX в. открытием планеты Нептун, а в нашевремя - расчетом орбит искусственных небесных тел. Следующий, очень важный этап в развитии астрономии начался сравнительнонедавно, с середины XIX в., когда возник спектральный анализ и стала применятьсяфотография в астрономии. Эти методы дали возможность астрономам начать изучениефизической природы небесных тел и значительно расширить границы исследуемогопространства. Возникла астрофизика, получившая особенно большое развитие в XX в.и продолжающая бурно развиваться в наши дни. В 40-х гг. XX в. стала развиватьсярадиоастрономия, а в 1957 г. было положено начало качественно новым методамисследований, основанным на использовании искусственных небесных тел, что вдальнейшем привело к возникновению фактически нового раздела астрофизики -рентгеновской астрономии (см. § 160).Значение этих достижений астрономии трудно переоценить. Запуск искусственныхспутников Земли. (1957 г., СССР), космических станций (1959 г., СССР), первыеполеты человека в космос (1961 г., СССР), первая высадка людей на Луну (1969 г.,США), - эпохальные события для всего человечества. За ними последовали доставкана Землю лунного грунта, посадка спускаемых аппаратов на поверхности Венеры иМарса, посылка автоматических межпланетных станций к более далеким планетамСолнечной системы.Об отдельных, наиболее важных достижениях современной астрономии рассказано всоответствующих главах учебника.§ 4. Практическое и идеологическое значение астрономииАстрономия и ее методы имеют большое значение в жизни современного общества.Вопросы, связанные с измерением времени и обеспечением человечества знаниемточного времени, решаются теперь специальными лабораториями - службами времени,организованными, как правило, при астрономических учреждениях.Астрономические методы ориентировки наряду с другими по-прежнему широкоприменяются в мореплавании и в авиации, а в последние годы - и в космонавтике.Вычисление и составление календаря, который широко применяется в народномхозяйстве, также основаны на астрономических знаниях.Составление географических и топографических карт, предвычисление наступленийморских приливов и отливов, определение силы тяжести в различных точках земнойповерхности с целью обнаружения залежей полезных ископаемых - все это в своейоснове имеет астрономические методы.Исследования процессов, происходящих на различных небесных телах, позволяютастрономам изучать материю в таких ее состояниях, какие еще не достигнуты вземных лабораторных условиях. Поэтому астрономия, и в частности астрофизика,тесно связанная с физикой, химией, математикой, способствует развитию последних,а они, как известно, являются основой всей современной техники. Достаточносказать, что вопрос о роли внутриатомной энергии впервые был поставленастрофизиками, а величайшее достижение современной техники - созданиеискусственных небесных тел (спутников, космических станций а кораблей) вообщебыло бы немыслимо без астрономических знаний.Астрономия имеет исключительно большое значение в борьбе против идеализма,религии, мистики и поповщины. Ее роль в формировании правильногодиалектик-материалистического мировоззрения огромна, ибо именно она определяетположение Земли, а вместе с ней и человека в окружающем нас мире, во Вселенной.Сами наблюдения небесных явлений не дают нам оснований непосредственнообнаружить их истинные причины. При отсутствии научных знаний это приводит кневерному их объяснению, к суевериям, мистике, к обожествлению самих явлений иотдельных небесных тел. Так, например, в древности Солнце, Луна и планетысчитались божествами, и им поклонялись. В основе всех религий и всегомировоззрения лежало представление о центральном положении Земли и еенеподвижности. Много суеверий у людей было связано (да и теперь еще не всеосвободились от них) с солнечными и лунными затмениями, с появлением комет, сявлением метеоров и болидов, падением метеоритов и т.д. Так, например, кометысчитались вестниками различных бедствий, постигающих человечество на Земле(пожары, эпидемии болезней, войны), метеоры принимали за души умерших людей,улетающие на небо, и т.д.Астрономия, изучая небесные явления, исследуя природу, строение и развитиенебесных тел, доказывает материальность Вселенной, ее естественное, закономерноеразвитие во времени и пространстве без вмешательства каких бы то ни былосверхъестественных сил.История астрономии показывает, что она была и остается ареной ожесточеннойборьбы материалистического и идеалистического мировоззрений. В настоящее времямногие простые вопросы и явления уже не определяют и не вызывают борьбы этихдвух основных мировоззрений. Теперь борьба между материалистической иидеалистической философиями идет в области более сложных вопросов, более сложныхпроблем. Она касается основных взглядов на строение материи и Вселенной, навозникновение, развитие и дальнейшую судьбу как отдельных частей, так и всейВселенной в целом.§ 5. Основа и источник астрономических исследованийОснова астрономии - наблюдения. Наблюдения доставляют нам основные факты,которые позволяют объяснить то или иное астрономическое явление. Дело в том, чтодля объяснения многих астрономических явлений необходимы тщательные измерения ирасчеты, которые помогают выяснению действительных, истинных обстоятельств,вызвавших эти явления. Так, например, нам кажется, что все небесные теланаходятся от нас на одинаковом расстоянии, что Земля неподвижна и находится вцентре Вселенной, что все светила вращаются вокруг Земли, что размеры Солнца иЛуны одинаковы и т.д. Только тщательные измерения и их глубокий анализ помогаютотрешиться от этих ложных представлений.Основным источником сведений о небесных телах являются электромагнитные волны,которые либо излучаются, либо отражаются этими телами. Определение направлений,по которым электромагнитные волны достигают Земли, позволяет изучать видимыеположения и движение небесных тел. Спектральный анализ электромагнитногоизлучения дает возможность судить о физическом состоянии этих тел.Особенностью астрономических исследований является также и то, что до последнеговремени у астрономов отсутствовала возможность постановки опыта, эксперимента(если не считать исследований упавших на Землю метеоритов и радиолокационныхнаблюдений), и все астрономические наблюдения производились только с поверхностиЗемли.Однако с запуском первого искусственного спутника Земли в нашей стране в 1957 г.началась эра космических исследований, что позволило применить в астрономииметоды других наук (геологии, геохимии, биологии и т.п.). Астрономия продолжаетоставаться наблюдательной наукой, но недалек тот день, когда астрономическиенаблюдения будут производиться не только с межпланетных станций и орбитальныхобсерваторий, но и с поверхности Луны или других планет.§ 6. Краткий очерк строения ВселеннойСогласно современным представлениям, полученным в результате многовековыхнаблюдений и исследований, строение Вселенной в основных чертах следующее.Изученная часть пространства заполнена огромным количеством звезд - небесныхтел, подобных нашему Солнцу.Звезды рассеяны в пространстве неравномерно, они образуют системы, называемыегалактиками. Галактики имеют в большинстве своем эллипсоидальную и сплюснутую,чечевицеобразную форму. Их размеры таковы, что свет, распространяясь соскоростью 300 000 км/сек, проходит расстояние от одного края галактики додругого за десятки и сотни тысяч лет.Расстояния между отдельными галактиками еще больше - они в десятки разпревосходят размеры самих галактик.Число звезд в каждой галактике огромно - от сотен миллионов до сотен миллиардовзвезд. С Земли галактики видны как слабые туманные пятна, и поэтому их раньшеназывали внегалактическими туманностями. Только в близких к нам галактиках итолько на фотографиях, полученных самыми сильными телескопами, можно рассмотретьотдельные звезды.Внутри галактик звезды распределены также неравномерно, концентрируясь к ихцентрам и образуя различные скопления.Пространство между звездами в галактиках и пространство между галактикамизаполнено материей в виде газа, пыли, элементарных частиц, электромагнитногоизлучения и гравитационных полей. Плотность вещества межзвездной имежгалактической среды очень низка. Солнце и большинство звезд и звездныхскоплений, наблюдаемых на небе, образуют систему, которую мы называем нашейГалактикой; огромное количество входящих в нее слабых звезд представляетсяневооруженному глазу белесой полосой, проходящей через все небо и называемойМлечным Путем.Солнце - одна из многих миллиардов звезд Галактики. Но Солнце - не одинокаязвезда: оно окружено планетами - темными телами, вроде нашей Земли. Планеты (невсе) в свою очередь имеют спутников. Спутником Земли является Луна. Солнечнойсистеме принадлежат также астероиды (малые планеты), кометы и метеорные тела.Наука располагает данными, позволяющими утверждать, что многие звезды в нашейГалактике и звезды в других галактиках имеют планетные системы, подобныеСолнечной.Во Вселенной все находится в движении. Движутся планеты и их спутники, кометы иметеорные тела; движутся Солнце и звезды в галактиках, движутся галактики друготносительно друга. Как нет пространства без материи, так нет и материи бездвижения.Основные черты строения Вселенной, описанные выше, выявлены в результатеогромной работы, которая велась в течение тысячелетий. Конечно, различные частиВселенной изучены с различной полнотой. Так, до XIX в. в основном изучаласьСолнечная система и лишь с середины XIX в. началось успешное изучение строенияМлечного Пути, а с начала XX в. - звездных систем.Дальнейшие наблюдения и исследования должны объяснить еще очень многое встроении и развитии Вселенной. Они должны уточнить нарисованную выше картину,для чего необходимо будет решить много важных и принципиальных вопросов. Инесмотря на огромную отдаленность небесных объектов, современные методы исредства исследований позволяют с уверенностью говорить о том, что многие изэтих вопросов будут решены уже в недалеком будущем.§ 10§ 10. Небесная сфераПри изучении видимых движений небесных тел необходимо с той или иной степеньюточности определять их положения в моменты наблюдений. При этом нетнеобходимости знать расстояния до них, поскольку все тела представляются нам какбы находящимися на внутренней поверхности некоторой сферы произвольного радиуса.Поэтому видимые, положения светил можно определять только направлениями, а ихвзаимное расположение - углами между этими направлениями, или соответствующимидугами больших кругов на сфере, из центра которой исходят все направления.Воображаемая сфера произвольного радиуса с центром в произвольной точкепространства, на поверхности которой расположены светила так, как они видны нанебе в некоторый момент времени из дачной точки пространства, называетсянебесной сферой.Таким образом, воображаемый наблюдатель, находящийся в центре небесной сферы,должен видеть положения светил на ее поверхности точно в таком же взаимномрасположении, в каком реальный наблюдатель видит реальные светила на небе.Вращение небесной сферы повторяет вращение небесного свода.Небесная сфера служит для изучения видимых положений и движений небесных тел.Для этого на ее поверхности фиксируются основные линии и точки, по отношению ккоторым и производятся соответствующие измерения.Прямая ZOZ` (рис. 4), проходящая через центр О небесной сферы и совпадающая снаправлением нити отвеса в месте наблюдения, называется отвесной иливертикальной линией.Отвесная линия пересекается с поверхностью небесной сферы в двух точках: взените Z, над головой наблюдателя, и в диаметрально противоположной точке -надире Z`.Большой круг небесной сферы (SWNE), плоскость которого перпендикулярна котвесной линии, называется математическим или истинным горизонтом.Математический горизонт делит поверхность небесной сферы на две половины:видимую для наблюдателя, с вершиной в зените Z, и невидимую, с вершиной в надиреZ`.Математический горизонт следует отличать от видимого горизонта (линии, вдолькоторой "небо сходится с Землей"). Видимый горизонт на суше - неправильнаялиния, точки которой лежат то выше, то ниже истинного горизонта. В открытом моревидимый горизонт всегда малый круг, плоскость которого параллельна плоскостиматематического горизонта.Малый круг небесной сферы (аМа), проходящий через светило М и плоскость которогопараллельна плоскости математического горизонта, называется альмукантаратомсветила.Большой полукруг небесной сферы ZMZ`, проходящий через зенит, светило М и надир,называется кругом высоты, вертикальным кругом, или просто вертикалом светила.Рис. 5. Небесная сфера и экваториальные системы координат.Диаметр РР` (рис. 5) вокруг которого происходит вращение небесной сферы,называется осью мира. Ось мира пересекается с поверхностью небесной сферы в двухточках: в северном полюсе мира Р и южном полюсе мира Р`. Северный полюс тот, состороны которого вращение небесной сферы происходит по часовой стрелке, еслисмотреть на сферу извне. Большой круг небесной сферы QWQ`E, плоскость которогоперпендикулярна к оси мира, называется небесным экватором. Небесный экваторделит поверхность небесной сферы на два полушария: северное, с северным полюсоммира Р, и южное, с южным полюсом мира Р`.Малый круг небесной сферы (bМb), плоскость которого параллельна плоскостинебесного экватора, называется небесной или суточной параллелью светила М.Видимые суточные движения светил совершаются по суточным параллелям.Большой полукруг небесной сферы РМР`, проходящий через полюсы мира и черезсветило М, называется часовым кругом или кругом склонения светила.Небесный экватор пересекается с математическим горизонтом в двух точках: в точкевостока Е и в точке запада W. Круги высот, проходящие через точки востока изапада, называются первыми вертикалами - восточным и западным.Большой круг небесной сферы PZQSP`Z`Q`N, плоскость которого проходит черезотвесную линию и ось мира, называется небесным меридианом.Небесный меридиан делит поверхность небесной сферы на два полушария: восточное,с точкой востока Е, и западное, с точкой запада W.Плоскость небесного меридиана и плоскость математического горизонта пересекаютсяпо прямой линии NOS, которая называется полуденной линией.Небесный меридиан пересекается с математическим горизонтом в двух точках: вточке севера N и в точке юга S. Точкой севера называется та, которая ближе ксеверному полюсу мира. Точка юга - ближе к южному полюсу мира.Небесный меридиан пересекается с небесным экватором также в двух точках: вверхней точке экватора Q, которая ближе к зениту, и в нижней точке экватора Q`,которая ближе к надиру.Дуга небесного меридиана PZQSP` является его верхней частью, а дуга PNQ`Z`P` -нижней.§ 11. Горизонтальная и экваториальные системы небесных координатПоложение светила на небе, или вообще какой-либо точки на сфере, однозначноопределяется по отношению к основным плоскостям и связанным с ними линиям иточкам небесной сферы и выражается количественно двумя величинами (центральнымиуглами или дугами больших кругов), которые называются небесными координатами.Для решения разнообразных задач астрономии пользуются различными системаминебесных координат. Системы эти отличаются одна от другой выбором основнойплоскости и началом отсчета.Горизонтальная система. Основной плоскостью в этой системе является плоскостьматематического горизонта NWSE, а отсчет ведется от зенита и от одной из точекматематического горизонта (рис. 4).Одной координатой является или зенитное расстояние z, или высота светила надгоризонтом h.Высотой h светила М называется дуга вертикального круга mМ от математическогогоризонта до светила, или центральный угол mОМ (в плоскости вертикального круга)между плоскостью математического горизонта и направлением на светило М.Высоты отсчитываются в пределах от 0е до +90е к зениту (если светило находится ввидимой части небесной сферы) и от 0е до -90е к надиру (если светило находится вневидимой части небесной сферы).Зенитным расстоянием z светила М называется дуга вертикального круга ZM отзенита до светила или центральный угол ZOM между отвесной линией и направлениемна светило М. Зенитные расстояния отсчитываются в пределах от 0е до 180е внаправлении от зенита к надиру. Светила, находящиеся в видимой части небеснойсферы, имеют z £ 90е, а в невидимой части z > 90е.Между зенитным расстоянием и высотой одного и того же светила всегда справедливосоотношение z + h = 90е.(1.1)Светила, находящиеся на одном альмукантарате, имеют одинаковые высоты иодинаковые зенитные расстояния.Высота, или зенитное расстояние, определяет положение светила на вертикальномкруге.Положение же самого вертикального круга на небесной сфере определяется другойкоординатой - азимутом А. Азимутом А светила М называется дуга математическогогоризонта Sm от точки юга S до вертикального круга, проходящего через светило,или центральный угол SOm (в плоскости математического горизонта) междуполуденной линией и линией пересечения плоскости математического горизонта сплоскостью вертикального круга, проходящего через светило.Азимуты отсчитываются в сторону суточного вращения небесной сферы, т.е. к западуот точки юга S, в пределах от 0е до 360е. Иногда азимуты отсчитываются от 0е до+180е к западу (западные азимуты) и от 0е до -180е (восточные азимуты).В геодезии азимуты отсчитываются от точки севера N либо от 0е до 360е в сторонувостока либо от 0е до +180е (восточные азимуты) и от 0е до -180е (западныеазимуты). Такие азимуты называются геодезическими, в отличие от астрономическихазимутов, отсчитываемых от точки юга. Геодезический азимут А` и астрономическийA связаны простым соотношением А` = А ± 180е.(1.2)Знак плюс берется для A < 180е, или для отрицательных (восточных) азимутов; знакминус - для А > 180е, или для положительных (западных) азимутов.Светила, находящиеся на одном вертикальном круге, имеют одинаковые азимуты.Первая экваториальная система координат. Основной плоскостью в этой системеявляется плоскость небесного экватора QQ`, а началом отсчета - точки небесногоэкватора (рис. 5).Одной координатой является склонение светила d .Склонением d светила М называется дуга mМ часового круга РМmР` от небесногоэкватора до светила, или центральный угол mОМ (в плоскости часового круга) междуплоскостью небесного экватора и направлением на светило.Склонения отсчитываются в пределах от 0е до + 90е к северному полюсу мира(светило находится в северном, полушарии небесной сферы) и от 0е до - 90е кюжному полюсу мира (светило находится в южном полушарии сферы).Иногда, но весьма редко, склонение d заменяется полярным расстоянием р, т.е.дугой РМ часового круга от северного полюса мира до светила, или центральнымуглом РОМ между осью мира и направлением на светило. Полярные расстоянияотсчитываются в пределах от 0е до 180е от северного полюса мира к южному.Светила, находящиеся в северном полушарии небесной сферы, имеют р < 90е, а вюжном полушарии р > 90е.Между полярным расстоянием и склонением одного и того же светила всегдасправедливо соотношение p +d = 90е.(1.3)Светила, находящиеся на одной суточной параллели, имеют одинаковые склонения dи одинаковые полярные расстояния р.Склонение, или полярное расстояние, определяет положение светила на часовомкруге. Положение же самого часового круга на небесной сфере определяется другойкоординатой - часовым углом t.Часовым углом t светила М называется дуга небесного экватора Qm от верхней точкиQ небесного экватора до часового круга РМmР`, проходящего через светило, илицентральный угол QOm (в плоскости небесного экватора), измеряющий двухгранныйугол между плоскостями небесного меридиана и часового круга светила.Часовые углы отсчитываются в сторону суточного вращения небесной сферы, т.е. кзападу от верхней точки Q небесного экватора, в пределах от 0е до 360е (вградусной мере) или от 0h до 24h (в часовой мере). Иногда часовые углыотсчитываются от 0е до +180е (от 0h до +12h) к западу (западные часовые углы) иот 0е до -180е (от 0h до -12h) к востоку (восточные часовые углы).Светила, находящиеся на одном круге склонения, имеют одинаковые часовые углы.Вторая экваториальная система координат. Основной плоскостью в этой системеявляется также плоскость небесного экватора, а одной координатой - склонение d(реже - полярное расстояние р).Другой же координатой, определяющей положение часового круга светила, являетсяпрямое восхождение a.Прямым восхождение a светила М называется дуга небесного экватора ^m (см. рис.5) от точки весеннего равноденствия ^ (см. § 15) до часового круга, проходящегочерез светило, или центральный угол ^Оm (в плоскости небесного экватора) междунаправлением на точку весеннего равноденствия и плоскостью часового кругасветила.Прямые восхождения a отсчитываются в сторону, противоположную суточному вращениюнебесной сферы, в пределах от 0е до 360е (в градусной мере) или от 0h до 24h (вчасовой мере).Светила, находящиеся на одном часовом круге, имеют одинаковые прямыевосхождения.Горизонтальные координаты (г, h, А) и часовой угол светила t непрерывноизменяются вследствие суточного вращения небесной сферы (см. § 14), так как ониотсчитываются от неподвижных точек, не участвующих в этом вращении.Экваториальные координаты светила (прямое восхождение a и склонение d ) из-засуточного вращения небесной сферы не меняются, так как они отсчитываются отточек небесного экватора, которые сами участвуют в суточном вращении, иследовательно, положение светила относительно этих точек не изменяется.Горизонтальная система координат используется для непосредственных определенийвидимых положений светил с помощью угломерных инструментов.Первая экваториальная система (склонение и часовой угол) используетсяпреимущественно при определении точного времени - одной из основных задачпрактической астрономии.Вторая экваториальная система является основной при решении задачфундаментальной астрометрии. В этой системе составляются списки звездныхположений (звездные каталоги) и звездные карты.§ 12. Зависимость высоты полюса мира от географической широты места наблюденияВращение небесного свода - явление кажущееся и представляет собой следствиедействительного вращения Земли вокруг оси в направлении, противоположномсуточному вращению неба, т.е. с запада на восток. Поэтому в какой бы точке наповерхности Земли наблюдатель ни находился, он всегда видит вращение небеснойсферы происходящим вокруг оси мира - прямой, параллельной оси вращения Земли.Направление же отвесной линии меняется при перемещении наблюдателя по земнойповерхности и составляет различные углы с осью вращения. Взаимное расположениекругов и точек небесной сферы, связанных с осью мира и с отвесной линией,зависит, следовательно, от направления последней, т.е. от положения наблюдателяна поверхности Земли.Эта зависимость формулируется в виде следующей теоремы: "высота полюса мира hPнад горизонтом всегда равна астрономической широте ср места наблюдения".Доказательство теоремы следует непосредственно из чертежа (рис. 6), где ÐPON =hP и ÐOTq = j - углы с взаимно перпендикулярными сторонами. Как следствие этойтеоремы, астрономической широте места наблюдения j равны также (рис. 7):1) склонение зенита d Z = j;2) полярное расстояние точки севера рN = j ;3) зенитное расстояние верхней точки экватора zQ = j.На основании соотношения (1.1) зенитное расстояние полюса мира zP = 90е - hP =90е - j.Следовательно, величине (90е - j) равны также:1) полярное расстояние зенита pZ = 90е - j;2) склонение точки севера hQ = 90е - j;3) высота верхней точки экватора hQ = 90е - j.§ 13. Явления, связанные с суточным вращением небесной сферыа) Восход и заход светил. Вследствие суточного вращения небесной сферы всесветила описывают круги, плоскости которых параллельны плоскости небесногоэкватора, т.е. они движутся по суточным, или небесным параллелям.В зависимости от географической широты j места наблюдения и от склонений dсветил суточные параллели последних либо пересекают математический горизонт вдвух точках, либо целиком располагаются над ним, либо под ним (рис. 8). Точкапересечения светилом восточной части истинного горизонта называется точкойвосхода светила, точка пересечения западной части истинного горизонта - точкойзахода светила.Светило восходит и заходит на данной широте j , если абcолютное значение егосклонения "d " < (90е - " j ").(1.4)Если светило находится на небесном экваторе QQ`, т.е. его d = 0, то оновосходит точно в точке востока Е и заходит точно в точке запада W.Если склонение светила d > 0 (небесная параллель аа), то оно восходит насеверо-востоке, а заходит на северо-западе.Если склонение светила d < 0 (небесная параллель bb), то оно восходит наюго-востоке, а заходит на юго-западе.Наконец, если абсолютное значение склонения светила "d " ³ (90е - " j "),(1.5)то его суточная параллель не пересечет математического горизонта и оно будетлибо незаходящим (суточная параллель ll располагается целиком над горизонтом)либо невосходящим светилом (суточная параллель kk располагается целиком подгоризонтом).Если наблюдатель находится на земном экваторе (j = 0е), то для него согласноусловию (1.4) все светила являются восходящими и заходящими. Действительно, наземном экваторе (рис. 9) северный полюс мира Р лежит на горизонте, в точкесевера N, а южный полюс Р’ - в точке юга S. Небесный экватор QQ` перпендикуляренк математическому горизонту и проходит через зенит Z. Поэтому и плоскостисуточных параллелей всех светил также перпендикулярны к плоскостиматематического горизонта. Следовательно, все светила восходят и заходят, виднынад горизонтом в течение 12 часов и столько же часов не видны.Если наблюдатель находится на северном географическом полюсе Земли (j = +90е),то для него согласно условию (1.5) светила, имеющие d > 0, являютсянезаходящими, а светила с d < 0 - невосходящими. Действительно (рис. 10), насеверном географическом полюсе Земли северный полюс мира Р совпадает с зенитомZ, а небесный экватор QQ` - с математическим горизонтом. Поэтому плоскостисуточных параллелей светил параллельны плоскости математического горизонта, исветила не восходят и не заходят. Светила северного полушария небесной сферы (d> 0) всегда видны над горизонтом, а светила южного полушария небесной сферы (d< 0) никогда не видны.Нетрудно сообразить, что наблюдатель, находящийся на южном полюсе Земли,наоборот, всегда будет видеть светила южного полушария небесной сферы (d < 0) иникогда не увидит светил северного полушария небесной сферы (d > 0).Если наблюдатель находится на широте j , отличной от 0е и от 90е, то частьсветил будет для него являться восходящими и заходящими, а часть - невосходящимии незаходящими.б) Кульминации светил. Суточная параллель каждого светила пересекает небесныймеридиан в двух точках, лежащих на концах диаметра параллели.Явление пересечения светилом небесного меридиана называется кульминациейсветила.Кульминация называется верхней, если светило пересекает верхнюю часть PZQSP`небесного меридиана, содержащую Z (рис. 7), и нижней, если светило пересекаетнижнюю часть небесного меридиана PNQ`Z`P`, содержащую Z`.Различают верхнюю кульминацию к югу от зенита (на дуге ZQSP`) и к северу отзенита (на дуге PZ).У светил, не заходящих на данной широте j , доступны для наблюдений обекульминации - и верхняя и нижняя; у восходящих и заходящих светил - тольковерхняя, нижняя кульминация происходит под горизонтом; у невосходящих светил обекульминации недоступны наблюдениям, так как происходят под горизонтом.§ 14. Изменение координат светил при суточном движенииКогда светило восходит или заходит, то его z = 90е, h = 0е, а азимуты точеквосхода и захода зависят от склонения светила и широты места наблюдения.В момент верхней кульминации зенитное расстояние светила минимально, высотамаксимальна, а азимут А = 0 (если светило кульминирует к югу от зенита), или A =180е (если оно кульминирует к северу от зенита).В момент нижней кульминации зенитное расстояние светила принимает максимальноезначение, высота - минимальное, а азимут А = 180е, или А = 0е (если нижняякульминация происходит между надиром Z` и южным полюсом мира Р`).Следовательно, от нижней кульминации до верхней зенитное расстояние светилауменьшается, а высота увеличивается; от верхней до нижней кульминации, наоборот,зенитное расстояние увеличивается, высота уменьшается. При этом азимут светилатакже меняется в определенных пределах.Таким образом, горизонтальные координаты светила (z, h и A) непрерывноизменяются вследствие суточного вращения небесной сферы, и если светилонеизменно связано со сферой (т.е. его склонение d и прямое восхождение aостаются постоянными), то его горизонтальные координаты принимают свои прежниезначения, когда сфера совершит один оборот.Так как суточные параллели светил на всех широтах Земли (кроме полюсов)наклонены к горизонту, то горизонтальные координаты изменяются неравномерно дажепри равномерном суточном вращении небесной сферы. Высота светила h и егозенитное расстояние z наиболее медленно меняются близ меридиана, т.е. в моментверхней или нижней кульминаций. Азимут же светила A, наоборот, в эти моментыизменяется наиболее быстро.Часовой угол светила t (в первой экваториальной системе координат), подобноазимуту A, непрерывно меняется. В момент верхней кульминации светила его t = 0.В момент нижней кульминации часовой угол светила t = 180е или 12h.Но, в отличие от азимутов, часовые углы светил (если их склонения d и прямыевосхождения a остаются постоянными) изменяются равномерно, так как ониотсчитываются по небесному экватору, и при равномерном вращении небесной сферыизменения часовых углов пропорциональны промежуткам времени, т.е. приращениячасовых углов равны углу поворота небесной сферы.Равномерность изменения часовых углов имеет очень важное значение при измерениивремени.Высота светила h или зенитное расстояние z в моменты кульминаций зависят отсклонения светила d и широты места наблюдателя j.Непосредственно из чертежа (рис. 7) следует:1) если склонение светила M1 d < j, то оно кульминирует к югу от зенитана зенитном расстоянии z = j - d,(1.6)или на высоте h = 90е - j + d ;(1.7)2) если d = j, то светило кульминирует в зените и тогда z = 0(1.8)и h = + 90е ;(1.9)3) если d > j, то светило М2 в верхней кульминации находится к северу отзенита на зенитном расстоянии z = d - j,(1.10)или на высоте h = 90е + j - d .(1.11)4) наконец, в момент нижней кульминации зенитное расстояние светила М3 z = 180е - j - d ,(1.12)a высота h = d - (90е - j ) = j + d - 90е.(1.13)Из наблюдений известно (см. § 8), что на данной широте j каждая звезда всегдавосходит (или заходит) в одной и той же точке горизонта, высота ее в меридианетакже всегда одинакова. Отсюда можно заключить, что склонения звезд не меняютсяс течением времени (по крайней мере заметно).Точки же восхода и захода Солнца, Луны и планет, а также их высота в меридиане вразные дни года - различны. Следовательно, склонения этих светил непрерывноменяются с течением времени.§ 15. Эклиптика. Эклиптическая система координатИзмерениями зенитного расстояния или высоты Солнца в полдень (т.е. в момент еговерхней кульминации) на одной и той же географической широте было установлено,что склонение Солнца в течение года изменяется в пределах от +23е 27` до-23е27`, два раза в году переходя через нуль. Из наблюдений за изменением виданочного неба следует, что и прямое восхождение Солнца на протяжении года такжепостепенно изменяется от 0е до 360е, или от 0h до 24h. Действительно, в полночьв верхней кульминации находятся те звезды, прямые восхождения которых отличаютсяот прямого восхождения Солнца на 180е или на 12h. Наблюдения же показывают, чтос каждым днем в полночь кульминируют звезды все с большим и большим прямымвосхождением, следовательно, и прямое восхождение Солнца с каждым днемувеличивается.Рассматривая непрерывное изменение обеих координат Солнца, нетрудно установить,что оно перемещается среди звезд с запада к востоку по большому кругу небеснойсферы, который называется эклиптикой. Плоскость эклиптики E’` ^ E d (рис. 11)наклонена к плоскости небесного экватора под углом e = 23е 27`. Диаметр ПП`,перпендикулярный к плоскости эклиптики, называется осью эклиптики и пересекаетсяс поверхностью небесной сферы в северном полюсе эклиптики П (лежащем в северномполушарии) и в южном полюсе эклиптики П` (в южном полушарии).Эклиптика пересекается с небесным экватором в двух точках: в точке весеннегоравноденствия ^ и в точке осеннего равноденствия d. В точке весеннегоравноденствия ^ Солнце пересекает небесный экватор, переходя из южного полушариянебесной сферы в северное. В точке осеннего равноденствия d Солнце переходит изсеверного полушария в южное.Точки эклиптики, отстоящие от равноденственных на 90е, называются точкой летнегосолнцестояния (в северном полушарии) и точкой зимнего солнцестояния (в южномполушарии).Большой полукруг небесной сферы ПМП`, проходящий через полюсы эклиптики и черезсветило М, называется кругом широты светила.Эклиптика и точка весеннего равноденствия лежат в основе эклиптической системынебесных координат. Одной координатой в этой системе является эклиптическаяширота b светила М, которой называется дуга тМ круга широты (см. рис. 11) отэклиптики до светила, или центральный угол тОМ между плоскостью эклиптики инаправлением на светило М.Эклиптические широты отсчитываются в пределах от 0е до + 90е к северному полюсуэклиптики (П) и от 0е до - 90е к ее южному полюсу (П`).Светила, находящиеся на одном малом круге, плоскость которого параллельнаплоскости эклиптики, имеют одинаковые эклиптические широты.Эклиптическая широта определяет положение светила на круге широты. Положение жесамого круга широты на небесной сфере определяется другой координатой -эклиптической долготой l. Эклиптической долготой l светила М называется дуга ^mэклиптики от точки весеннего равноденствия ^ до круга широты, проходящего черезсветило, или центральный угол ^От (в плоскости эклиптики) между направлением наточку весеннего равноденствия и плоскостью круга широты, проходящего черезсветило. Эклиптические долготы отсчитываются в сторону видимого годичногодвижения Солнца по эклиптике, т.е. с запада к востоку в пределах от 0е до 360е.Светила, находящиеся на одном круге широты, имеют одинаковые эклиптическиедолготы.Эклиптическая система координат применяется преимущественно в теоретическойастрономии при определении орбит небесных тел.§ 16. Изменение экваториальных координат СолнцаИзменение экваториальных координат Солнца при его движении по эклиптикепроисходит следующим образом. Когда Солнце находится в точке весеннегоравноденствия ^ (см. § 15), его прямое восхождение и склонение равны нулю. Затемс каждым днем прямое восхождение и склонение Солнца увеличиваются, и когдаСолнце придет в точку летнего солнцестояния, его прямое восхождение станетравным 90е или бh, а склонение достигает максимального значения + 23е 27`. Послеэтого склонение Солнца начинает уменьшаться, а прямое восхождение по-прежнемурастет. Когда Солнце придет в точку осеннего равноденствия, его прямоевосхождение a = 180е или 12h, а склонение d = 0е. Далее, прямое восхождениеСолнца, продолжая увеличиваться, в точке зимнего солнцестояния становится равным270е или 18h, а склонение достигает своего минимального значения - 23е 27`.После этого склонение Солнца начинает расти, и когда Солнце придет в точкувесеннего равноденствия, его склонение снова становится равным нулю, а прямоевосхождение, достигнув значения 360е или 24h, обращается в нуль.Эти изменения экваториальных координат Солнца в течение года происходятнеравномерно. Склонение изменяется быстрее всего при движении Солнца вблизиравноденственных точек и медленнее всего - вблизи точек солнцестояний. Прямоевосхождение, наоборот, медленнее меняется вблизи равноденственных точек ибыстрее - вблизи точек солнцестояний. При этом скорость изменения прямоговосхождения Солнца вблизи точки летнего солнцестояния меньше, чем вблизи точкизимнего солнцестояния. Видимое движение Солнца по эклиптике есть следствиедействительного движения Земли - обращения ее вокруг Солнца.Движение Земли вокруг Солнца происходит в том же направлении, что и вращениеЗемли вокруг оси, и неравномерно (см. § 40). При этом ось вращения Земли всегданаклонена к плоскости орбиты Земли под углом 66е 33`. Поэтому нам и кажется, чтоСолнце так же неравномерно перемещается по небесному своду среди звезд, так же сзапада на восток, но по окружности (эклиптике), плоскость которой наклонена кплоскости небесного (и земного) экватора под углом 23е 27` = 90е - 66е33`.Когда Солнце находится в точке весеннего равноденствия (d = 0), то оно на всехгеографических широтах земной поверхности восходит в точке востока Е и заходит вточке запада W (см. § 13). Половина его суточного пути находится над горизонтом,половина под горизонтом. Следовательно, на всем земном шаре, кроме полюсов, вэтот день продолжительность дня равна продолжительности ночи. Этот деньназывается днем весеннего равноденствия (около 21 марта) и считается началомвесны в северном полушарии Земли. (В южном полушарии этот момент соответствуетначалу осени.)Полуденная высота Солнца в день весеннего равноденствия на данной севернойшироте j согласно формуле (1.7)h? = 90е - j.Когда Солнце находится в точке летнего солнцестояния (d = +23е 27`), то оновосходит на данной северной широте j на северо-востоке, а заходит насеверо-западе. Большая часть его суточного пути находится над горизонтом.Продолжительность дня в северном полушарии Земли максимальная, ночи -минимальная, в южном - наоборот. Этот день называется днем летнего солнцестояния(около 22 июня) и считается началом лета в северном полушарии Земли (в южномэтот момент соответствует началу зимы).В день летнего солнцестояния полуденная высота Солнца на данной северной широтеj достигает максимального значенияhmax = 90е - j + 23е 27’Когда Солнце находится в точке осеннего равноденствия (d = 0), то оно снова навсей Земле восходит в точке востока и заходит в точке запада, и снова на всехширотах, кроме полюсов, продолжительность дня равна продолжительности ночи. Этотдень называется днем осеннего равноденствия (около 23 сентября) и считаетсяначалом осени в северном полушарии Земли (началом весны - в южном полушарии).Высота Солнца в полдень на данной широте j в день осеннего равноденствия сноваравна 90е - j.Наконец, когда Солнце находится в точке зимнего солнцестояния (d = - 23е 27’),то оно восходит на юго-востоке, а заходит на юго-западе. Большая часть егосуточного пути находится под горизонтом. На данной северной географическойшироте j продолжительность дня минимальна, ночи - максимальна (в южных широтах,наоборот, продолжительность дня максимальна, ночи - минимальна). Этот деньназывается днем зимнего солнцестояния (около 22 декабря) и считается началомзимы в северном полушарии Земли (началом лета - в южном полушарии).Высота Солнца в день зимнего солнцестояния на данной северной широте jдостигает минимального значенияhmin = 90е - j - 23е 27’В остальные дни года высота Солнца в полдень лежит между значениями hmax и hmin.§ 17. Суточное движение Солнца на разных широтаа) Для наблюдателя на северном полюсе Земли (j = + 90е) незаходящими светиламиявляются те, у которых d ³ 0, а невосходящими те, у которых d < 0 (см. § 13,рис. 10).Положительное склонение у Солнца бывает с 21 марта по 23 сентября, аотрицательное - с 23 сентября по 21 марта. Следовательно, на северном полюсеЗемли Солнце приблизительно полгода бывает незаходящим, а полгода - невосходящимсветилом. Около 21 марта Солнце здесь появляется над горизонтом (восходит) ивследствие суточного вращения небесной сферы описывает кривые, близкие кокружности и почти параллельные горизонту, поднимаясь с каждым днем все выше ивыше. В день летнего солнцестояния (около 22 июня) Солнце .достигаетмаксимальной высоты hmах = + 23е 27`. После этого Солнце начинает приближаться кгоризонту, высота его постепенно уменьшается и после дня осеннего равноденствия(после 23 сентября) оно скрывается под горизонтом (заходит). День, длившийсяполгода, кончается и начинается ночь, которая длится также полгода. Солнце,продолжая описывать кривые, почти параллельные горизонту, но под ним, опускаетсявсе ниже и ниже, В день зимнего солнцестояния (около 22 декабря) оно опуститсяпод горизонт на высоту hmin = - 23е 27`, а затем снова начнет приближаться кгоризонту, высота его будет увеличиваться, и перед днем весеннего равноденствияСолнце снова появится над горизонтом. Для наблюдателя на южном полюсе Земли (j =- 90е) суточное движение Солнца происходит подобным же образом. Только здесьСолнце восходит 23 сентября, а заходит после 21 марта, и поэтому когда насеверном полюсе Земли ночь, на южном - день, и наоборот.б) Для наблюдателя на северном полярном круге (j = + 66е 33`) незаходящимиявляются светила с d ³ + 23е 27`, а невосходящими - с d < - 23е 27`.Следовательно, на северном полярном круге Солнце не заходит в день летнегосолнцестояния (в полночь центр Солнца только касается горизонта в точке севераN) и не восходит в день зимнего солнцестояния (в полдень центр солнечного дискатолько коснется горизонта в точке юга S, а затем снова опустится под горизонт).В остальные дни года Солнце на этой широте восходит и заходит. При этоммаксимальной высоты в полдень оно достигает в день летнего солнцестояния (hmax =+ 46е 54’), а в день зимнего солнцестояния его полуденная высота минимальна(hmin = 0е). На южном полярном круге (j = - 66е 33`) Солнце не заходит в деньзимнего солнцестояния и не восходит в день летнего солнцестояния.Северный и южный полярные круги являются теоретическими границами техгеографических широт, где возможны полярные дни и ночи (дни и ночи, длящиесябольше 24 часов).В местах, лежащих за полярными кругами, Солнце бывает незаходящим илиневосходящим светилом тем дольше, чем ближе место к географическим полюсам. Помере приближения к полюсам продолжительность полярных дня и ночи увеличивается.в) Для наблюдателя на северном тропике (j = + 23е 27`) Солнце всегда являетсявосходящим и заходящим светилом. В день летнего солнцестояния оно в полденьдостигает максимальной высоты hmax = + 90е, т.е. проходит через зенит. Востальные дни года Солнце в полдень кульминирует к югу от зенита. В день зимнегосолнцестояния его минимальная полуденная высота hmin = + 43е 06`.На южном тропике (j = - 23е 27’) Солнце также всегда восходит и заходит. Но намаксимальной полуденной высоте над горизонтом (+ 90е) оно бывает в день зимнегосолнцестояния, а на минимальной (+ 43е 06`) - в день летнего солнцестояния. Востальные дни года Солнце в полдень кульминирует здесь к северу от зенита.В местах, лежащих между тропиками и полярными кругами, Солнце восходит и заходиткаждый день года. Полгода здесь продолжительность дня больше продолжительностиночи, а полгода - ночь продолжительнее дня. Полуденная высота Солнца здесьвсегда меньше 90е (кроме тропиков) и больше 0е (кроме полярных кругов).В местах, лежащих между тропиками, Солнце бывает в зените два раза в году, в тедни, когда его склонение равно географической широте места.г) Для наблюдателя на экваторе Земли (j = 0) все светила, в том числе и Солнце,являются восходящими и заходящими. При этом 12 часов они находятся надгоризонтом, a 12 часов - под горизонтом. Следовательно, на экваторепродолжительность дня всегда равна продолжительности ночи. Два раза в годуСолнце в полдень проходит в зените (21 марта и 23 сентября).С 21 марта по 23 сентября Солнце на экваторе кульминирует в полдень к северу отзенита, а с 23 сентября по 21 марта - к югу от зенита. Минимальная полуденнаявысота Солнца здесь будет равна hmin = 90е - 23е 27` = 66е 33` (22 июня и 22декабря).На основании предыдущего можно сформулировать следующие астрономические признакитепловых поясов:1. В холодных поясах (от j = ± 66е 33` до j = ± 90е) Солнце может бытьнезаходящим и невосходящим светилом. Полярный день и полярная ночь могут длитьсяот 24 часов до полугода.2. В умеренных поясах (от j = ± 23е 27’ до j = ± 66е 33’) Солнце каждый деньвосходит и заходит, но никогда не бывает в зените. Полярных дней и ночей здесьникогда не бывает. Продолжительность дня и ночи короче 24 часов. Летом деньдлиннее ночи, а зимой - наоборот.3. В жарком поясе (от j = + 23е 27` до j = - 23е 27`) Солнце также всегдавосходящее и заходящее светило и два раза и голу (на тропиках один раз) вполдень бывает в зените (и разных местах - в разные дни года, а на экваторе - вдень весеннего и в день осеннего равноденствий). [См. также § 33.]§ 18. Основы измерения времениНа наблюдениях суточного вращения небесного свода и годичного движения Солнца,т.е. на вращении Земли вокруг оси и на обращении Земли вокруг Солнца, основаноизмерение времени.Вращение Земли вокруг оси происходит почти равномерно, с периодом, равнымпериоду вращения небесного свода, который достаточно точно может быть определениз наблюдений. Поэтому по углу поворота Земли от некоторого начального положенияможно судить о протекшем времени. За начальное положение Земли принимаетсямомент прохождения плоскости земного меридиана места наблюдения через избраннуюточку на небе, или, что одно и то же, момент верхней (или нижней) кульминацииэтой точки на данном меридиане.Продолжительность основной единицы времени, называемой сутками, зависит отизбранной точки на небе. В астрономии за такие точки принимаются: а) точкавесеннего равноденствия; б) центр видимого диска Солнца (истинное Солнце); в)"среднее солнце" - фиктивная точка, положение которой на небе может бытьвычислено теоретически для любого момента времени.Определяемые этими точками три различные единицы времени называютсясоответственно звездными, истинными солнечными и средними солнечными сутками, авремя, ими измеряемое, - звездным, истинным солнечным и средним солнечнымвременем.Здесь совершенно необходимо отметить, что эти различные названия времен, так жекак и все другие, с которыми мы познакомимся в дальнейшем, относятся к одному итому же реальному и объективно существующему времени. Иными словами, никакихразличных времен не существует, есть лишь различные единицы измерения времени иразличные системы его счета.Сутки и их доли (часы, минуты и секунды) используются при измерении короткихпромежутков времени. Для измерения больших промежутков времени служит другаяединица меры, основанная на движении Земли вокруг Солнца, - тропический год.Тропическим годом называется промежуток времени между двумя последовательнымипрохождениями центра истинного Солнца через точку весеннего равноденствия.§ 19. Звездные сутки. Звездное времяПромежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациямиточки весеннего равноденствия на одном и том же географическом меридианеназывается звездными сутками.За начало звездных суток на данном меридиане принимается момент верхнейкульминации точки весеннего равноденствия.Время, протекшее от верхней кульминации точки весеннего равноденствия до любогодругого ее положения, выраженное в долях звездных суток (в звездных часах,минутах и секундах), называется звездным временем s.Угол, на который Земля повернется от момента верхней кульминации точки весеннегоравноденствия до какого-нибудь другого момента, равен часовому углу точкивесеннего равноденствия в этот момент. Следовательно, звездное время s на данноммеридиане в любой момент численно равно часовому углу точки весеннегоравноденствия t^, выраженному в часовой мере, т.е. s = t^. (1.14)Точка весеннего равноденствия на небе ничем не отмечена. Непосредственноизмерить ее часовой угол или заметить момент прохождения ее через меридианнельзя. Поэтому практически для установления начала звездных суток или звездноговремени в какой-либо момент надо измерить часовой угол t какого-либо светила М,прямое восхождение которого a известно (рис. 12).Тогда, поскольку t = Qm, a = ^m, а часовой угол точки весеннего равноденствияt^ = Q ^ и, по определению, равен звездному времени s, s = t^ = a + t, (1.15)т.е. звездное время в любой момент равно прямому восхождению какого-либо светилаплюс его часовой угол.В момент верхней кульминации светила его часовой угол t = 0, и тогда s = a. (1.16)В момент нижней кульминации светила его часовой угол t = 12h, и звездное время s = a + 12h.(1.17)Измерение времени звездными сутками и их долями наиболее просто и поэтому весьмавыгодно при решении многих астрономических задач. Но в повседневной жизнипользоваться звездным временем крайне неудобно. Повседневный распорядок жизничеловека связан с видимым положением Солнца над горизонтом, с его восходом,кульминацией и заходом, а не с положением фиктивной точки весеннегоравноденствия. А так как взаимное расположение Солнца и точки весеннегоравноденствия в течение года непрерывно меняется, то, например, верхняякульминация Солнца (полдень) в разные дни года происходит в разные моментызвездных суток. Действительно, только раз в году, когда Солнце проходит черезточку весеннего равноденствия, т.е. когда его прямое восхождение a = 0h, онобудет кульминировать вместе с точкой весеннего равноденствия в полдень, в 0hзвездного времени. Через одни звездные сутки точка весеннего равноденствия сновабудет находиться в верхней кульминации, а Солнце придет на меридианприблизительно лишь через 4 минуты, так как за одни звездные сутки оно сместитсяк востоку относительно точки весеннего равноденствия почти на 1е, и его прямоевосхождение будет уже равно a " 0h 4m. Еще через одни звездные сутки прямоевосхождение Солнца снова увеличится на 4m, т.е. полдень наступит ужеприблизительно в 0h 8m по звездному времени и т.д. Таким образом, звездное времякульминации Солнца непрерывно растет, и полдень наступает в различные моментызвездных суток. Неудобство совершенно очевидное.§ 20. Истинные солнечные сутки. Истинное солнечное времяПромежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациямиСолнца (точнее, центра солнечного диска) на одном и том же географическоммеридиане называется истинными солнечными сутками. За начало истинных солнечныхсуток на данном меридиане принимается момент нижней кульминации Солнца (истиннаяполночь).Время, протекшее от нижней кульминации Солнца до любого другого его положения,выраженное в долях истинных солнечных суток (в истинных солнечных часах, минутахи секундах), называется истинным солнечным временем T?.Истинное солнечное время T? на данном меридиане в любой момент численно равночасовому углу Солнца t?, выраженному в часовой мере, плюс 12h, т.е. T?= t? + 12h(1.18)Часовой угол Солнца, когда оно находится над горизонтом и не закрыто облаками,всегда можно измерить непосредственно. В момент верхней кульминации Солнца (вистинный полдень) t? = 0h, и следовательно, истинное солнечное время в полденьвсегда равно 12 часам.Измерение времени истинными солнечными сутками просто, но пользоваться истиннымсолнечным временем в повседневной жизни так же неудобно, как и звездным.Неудобство возникает потому, что продолжительность истинных солнечных суток -величина непостоянная. Величина запаздывания верхней (и нижней) кульминацииСолнца относительно звездного времени (см. § 19) в разные дни года различна.Следовательно, различна и продолжительность истинных солнечных суток. Она былабы постоянной, если бы суточное приращение прямого восхождения Солнца былопостоянным. Но этого нет (см. § 16) по двум причинам:1) Солнце движется не по небесному экватору, а по эклиптике, наклоненной кнебесному экватору на значительный угол e = 23е 27`.2) Движение Солнца по эклиптике неравномерно. Вследствие первой причиныпродолжительности истинных солнечных суток была бы неодинаковой даже и в томслучае, если бы Солнце перемещалось по эклиптике равномерно, т.е. если бысуточное приращение его долготы Dl было бы всегда одинаковым. Действительно,вблизи равноденственных точек равные дуги АВ = ВС = Dl эклиптики E E` (рис. 13,a), спроектированные на небесный экватор QQ`, дают приращения Da прямоговосхождения Солнца (ab, bc) меньше соответствующих отрезков эклиптики, т. е. Da< Dl . Вблизи точек солнцестояний, наоборот, приращения Da прямого восхожденияСолнца (mk, kl на рис. 13,6) больше отрезков эклиптики MK = KL = Dl вследствиерасхождения часовых кругов по мере их удаления от полюсов. Таким образом, здесьDa > Dl .В результате действия обеих причин истинные солнечные сутки, например, 22декабря, длиннее на 50-51 секунду, чем 23 сентября. Непостоянствопродолжительности истинных солнечных суток не позволяет применять их для счетавремени на практике.§ 21. Средние солнечные сутки. Среднее солнечное времяЧтобы получить сутки постоянной продолжительности, и в то же время связанные сдвижением Солнца, в астрономии введены понятия двух фиктивных точек - среднегоэклиптического и среднего экваториального солнца. Среднее эклиптическое солнцеравномерно движется по эклиптике со средней скоростью Солнца и совпадает с нимоколо 3 января и 4 июля.Среднее экваториальное солнце равномерно движется по небесному экватору спостоянной скоростью среднего эклиптического солнца и одновременно с нимпроходит точку весеннего равноденствия.Следовательно, в каждый момент времени прямое восхождение среднегоэкваториального солнца равно долготе среднего эклиптического солнца. Их жепрямые восхождения одинаковы только четыре раза в году, а именно, в моментыпрохождения ими точек равноденствий и в моменты прохождения среднимэклиптическим солнцем точек солнцестояний.Введением среднего экваториального солнца, у которого суточные приращения Daпрямого восхождения одинаковы, устраняется непостоянство продолжительностисолнечных суток и неравномерность истинного солнечного времени.Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациямисреднего экваториального солнца на одном и том же географическом меридианеназывается средними солнечными сутками, или просто средними сутками. Изопределения среднего экваториального солнца следует, что продолжительностьсредних солнечных суток равна среднему значению продолжительности истинныхсолнечных суток за год.За начало средних солнечных суток на данном меридиане принимается момент нижнейкульминации среднего экваториального солнца (средняя полночь). Время, протекшееот нижней кульминации среднего экваториального солнца до любого другого егоположения, выраженное в долях средних солнечных суток (в средних часах, минутахи секундах), называется средним солнечным временем или просто средним временемTm .Среднее время Tm на данном меридиане в любой момент численно равно часовому углуtm среднего экваториального солнца, выраженному в часовой мере, плюс 12h, т.е. Tm = tm +12h.(1.19)Среднее экваториальное солнце на небе ничем не отмечено, поэтому измерить егочасовой угол нельзя, и среднее солнечное время получают путем вычислений поопределенному из наблюдений истинному солнечному или звездному времени.До 1925 г. при астрономических наблюдениях за начало средних суток принималсямомент верхней кульминации среднего солнца. Поэтому различали среднее время"астрономическое" и "гражданское". Начиная с 1925 г. астрономы стали считатьсреднее время также от полуночи, и теперь надобность в терминах "астрономическоевремя" и "гражданское время" совершенно отпала.§ 22. Уравнение времениРазность между средним временем и истинным солнечным временем в один и тот жемомент называется уравнением времени h. На основании (1.18), (1.19) и (1.15)уравнение времени h = Tm - T? = tm - t? = a ? - a m. (1.20)Из последнего соотношения следует: Tm = T? + h , (1.21) т.е. среднее солнечное время в любой момент равно истинному солнечному времениплюс уравнение времени.Таким образом, измерив непосредственно часовой угол Солнца t?, определяют по(1.18) истинное солнечное время и, зная уравнение времени h в этот момент,находят по (1.21) среднее солнечное время: Tm = t? + 12h + h.Так как среднее экваториальное солнце проходит через меридиан то раньше, топозже истинного Солнца, разность их часовых углов (уравнение времени) может бытькак положительной, так и отрицательной величиной.Уравнение времени и его изменение в течение года представлено на рис. 14сплошной кривой. Эта кривая является суммой двух синусоид - с годичным иполугодичным периодами.Синусоида с годичным периодом (штриховая кривая) дает разность между истинным исредним временем, обусловленную неравномерным движением Солнца по эклиптике. Этачасть уравнения времени называется уравнением центра или уравнением отэксцентриситета. Синусоида с полугодичным периодом (штрих-пунктирная кривая)представляет разность времен, вызванную наклоном эклиптики к небесному экватору,и называется уравнением от наклона эклиптики.Уравнение времени обращается в нуль около 15 апреля, 14 июня, 1 сентября и 24декабря и четыре раза в году принимает экстремальные значения; из них наиболеезначительные около 11 февраля (h = +14m) и 2 ноября (h = -16m).Уравнение времени можно вычислить для любого момента. Оно обычно публикуется вастрономических календарях и ежегодниках для каждой средней полуночи намеридиане Гринвича. Но следует иметь в виду, что в некоторых из них уравнениевремени дается в смысле "истинное время минус среднее" (h = T? - Тт) и поэтомуимеет противоположный знак. Смысл уравнения времени всегда разъясняется вобъяснении к календарям (ежегодникам).§ 23. Связь среднего солнечного времени со звезднымИз многолетних наблюдений установлено, что в тропическом году содержится365,2422 средних солнечных суток. Нетрудно показать, что звездных суток втропическом году на единицу больше, т.е. 366,2422.Действительно, предположим, что в момент весеннего равноденствия некоторого годасреднее экваториальное солнце и точка весеннего равноденствия находятся вверхней кульминации. Спустя одни звездные сутки точка весеннего равноденствияснова придет на небесный меридиан, а среднее экваториальное солнце не дойдет донего, так как за звездные сутки оно сместится по небесному экватору к востоку надугу примерно в 1е. Оно пройдет небесный меридиан после поворота небесной сферына этот угол, на что потребуется около 4m времени, а точнее Зm56s.Следовательно, средние сутки продолжительнее звездных суток на Зm56s.Отходя каждые звездные сутки к востоку на дугу в 3m56s (или ~1е), среднееэкваториальное солнце на протяжении тропического года обойдет весь небесныйэкватор (подобно одному видимому обороту Солнца по эклиптике) и в моментследующего весеннего равноденствия снова придет в точку весеннего равноденствия.Но в этот момент часовой угол среднего солнца и точки весеннего равноденствиябудут отличаться от нуля, так как тропический год не содержит целого числа низвездных, ни средних суток.Нетрудно видеть, что, какова бы ни была продолжительность тропического года,число суточных оборотов Солнца за этот промежуток времени будет на единицуменьше, чем число суточных оборотов точки весеннего равноденствия.Иными словами,365,2422 средн. солн. суток = 366,2422 звездн. суток,откудаиКоэффициент (1.22)служит для перевода промежутков среднего солнечного времени в промежуткизвездного времени, а коэффициент (1.23)- для перевода промежутков звездного времени в промежутки среднего солнечноговремени. Таким образом, если промежуток времени в средних солнечных единицахесть DTm, а в звездных единицах Ds, то (1.24)Oтсюда, в частности, следует, что 24h средн. солн. вр.=24h03m56s,555звездн. вр. 1h" " "= 1 00 09 ,856 " " 1m" " "= 01 00 ,164 " " 1s" " "= 01 ,003 " " 24hзвездн. времени=23h 56m 04s,091средн. солн. вр. 1h" " = 59 50 ,170 " " " 1m" " = 59 ,836 " " " 1s" " = 0 ,997 " " "Для облегчения вычислений на основании соотношений (1.24) составляются подробныетаблицы, по которым любой промежуток времени, выраженный в одних единицах, легкоможно выразить в других единицах.Для приближенных расчетов можно считать, что звездные сутки короче средних (или,наоборот, средние длиннее звездных) приблизительно на 4m, а один звездный часкороче среднего (или средний длиннее звездного) - на 10s. Например, 5h среднеговремени " 5h00m50s звездного времени, а 19h звездного времени "18h56m50sсреднего времени.Пусть звездное время в некоторый момент на данном меридиане равно s, а звездноевремя в ближайшую предшествующую среднюю полночь на этом же меридиане было S.Значит, после полуночи прошло (s - S) часов, минут и секунд звездного времени.Этот промежуток, если его выразить в единицах среднего солнечного времени, равен(s - S) К ` часам, минутам и секундам среднего времени. А так как в среднююполночь среднее солнечное время равно 0h, то, следовательно, в момент s позвездному времени среднее солнечное время будет Тт = (s - S) К`.Наоборот, пусть среднее время в некоторый момент на данном меридиане равно Тт.Это значит, что после средней полуночи прошло Тт часов, минут и секунд среднеговремени. Этот промежуток времени равен ТmК звездных часов, минут и секунд,которые прошли от средней полуночи. И если в среднюю цолночь определенной датына данном меридиане звездное время было S, то в момент Тт звездное время будет s= S + Тm К.Таким образом, в обоих случаях нужно знать звездное время S в среднюю полночь наданном меридиане.В астрономических ежегодниках дается звездное время S0 для каждой среднейполуночи на меридиане Гринвича. Зная S0, легко вычислить S на любом другоммеридиане, если известна его долгота от Гринвича l , выраженная в часах и доляхчаса.Действительно, так как средние сутки длиннее звездных на З m б s,ббб, то S0, также как и S, ежесуточно увеличивается на З m 56 s, 555. Следовательно, намеридиане с долготой l к востоку от Гринвича звездное время в среднюю полночьбудет меньше на величину так как средняя полночь на этом меридиане наступитраньше гринвичской полуночи на l h. Отсюда (1.25) (Долгота l отсчитывается положительной к востоку от Гринвича.) Дляприближенных расчетов, с точностью до 5 минут, звездное время S в среднююполночь на любом меридиане можно вычислить по следующей таблице: ДатаsДатаsДатаs Сентябрь 220 hЯнварь218 hМай2316 h Октябрь 222Февраль2110Июнь2218 Ноябрь224Март2312Июль2320 Декабрь226Апрель2214Август2222При этом нужно иметь в виду, что за каждые сутки звездное время уходит впередотносительно среднего времени приблизительно на 4m.§ 24. Системы счета времени1. Местное время и долгота. Время, измеренное на данном географическоммеридиане, называется местным временем этого меридиана.. Для всех мест на одноми том же меридиане часовой угол точки весеннего равноденствия (или Солнца, илисреднего солнца) в какой-либо момент один и тот же. Поэтому на всемгеографическом меридиане местное время (звездное или солнечное) в один и тот жемомент одинаково.Если разность географических долгот двух мест есть Dl , то в более восточномместе часовой угол любого светила будет на Dl больше, чем часовой угол того жесветила в более западном месте. Поэтому разность любых местных времен на двухмеридианах в один и тот же физический момент всегда равна разности долгот этихмеридианов, выраженной в часовой мере (в единицах времени): (1.26)Непосредственно из астрономических наблюдений получается местное время тогомеридиана, на котором эти наблюдения произведены.2. Всемирное время. Местное среднее солнечное время гринвичского (нулевого)меридиана называется всемирным временем Т0 .Полагая в формуле (1.26) Tm2 = T0 и l 2 = 0, Tm1 = Tm и l 1 = l , получим: Tm = T0 + l ,(1.27)т.е. местное среднее время любого пункта на Земле всегда равно всемирномувремени в этот момент плюс долгота данного пункта, выраженная в часовой мере исчитаемая положительной к востоку от Гринвича.В астрономических календарях моменты большинства явлений указываются повсемирному времени T0. Моменты этих явлений по местному времени Тт. легкоопределяются по формуле (1.27).3. Поясное время. В повседневной жизни пользоваться как местным среднимсолнечным временем, так и всемирным временем неудобно. Первым потому, чтоместных систем счета времени в принципе столько же, сколько географическихмеридианов, т.е. бесчисленное множество. Поэтому для установленияпоследовательности событий или явлений, отмеченных по местному времени,совершенно необходимо знать, кроме моментов, также и разность долгот техмеридианов, на которых эти события или явления имели место.Последовательность событий, отмеченных по всемирному времени, устанавливаетсялегко, но большое различие между всемирным временем и местным временеммеридианов, удаленных от гринвичского на значительные расстояния, создаетнеудобства при использовании всемирного времени в повседневной жизни.В 1884 г. была предложена поясная система счета среднего времени, суть которойзаключается в следующем. Счет времени ведется только на 24 основныхгеографических меридианах, расположенных друг от друга по долготе точно через15е (или через 1h), приблизительно посередине каждого часового пояса. Часовымипоясами называются участки земной поверхности, на которые она условно разделеналиниями, идущими от ее северного полюса до южного и отстоящими приблизительно на7е,5 от основных меридианов. Эти линии, или границы часовых поясов, точноследуют по географическим меридианам лишь в открытых морях и океанах и вненаселенных местах суши. На остальном своем протяжении они идут погосударственным, административно-хозяйственным или географическим границам,отступая от соответствующего меридиана в ту или другую сторону. Часовые поясазанумерованы от 0 до 23. За основной меридиан нулевого пояса принят гринвичский.Основной меридиан первого часового пояса расположен от гринвичского точно на 15ек востоку, второго - на 30е, третьего - на 45е и т. д. до 23 часового пояса,основной меридиан которого имеет восточную долготу от Гринвича 345е (илизападную долготу 15е).Местное среднее солнечное время основного меридиана какого-либо часового поясаназывается поясным временем Тп , по которому и ведется счет времени на всейтерритории, лежащей в данном часовом поясе. Разность между местным временем Тmкакого-либо пункта и его поясным временем Тп на основании последнего уравнения(1.26) равна Тm - Тn = l - пh,(1.28)где l - восточная долгота пункта от Гринвича, а nh - число целых часов, равноеномеру часового пояса, в котором данный пункт находится (долгота основногомеридиана часового пояса).Так как границы часовых поясов удалены от основных меридианов приблизительно на7е,5, то разность (Tm - Тп) может быть несколько больше или несколько меньше±30m только для пунктов, расположенных вблизи границ часовых поясов.Поясное время данного пояса п связано с всемирным временем очевиднымсоотношением Tn = T0 + nh.(1.29)Также совершенно очевидно, что разность поясных времен двух пунктов есть целоечисло часов, равное разности номеров их часовых поясов.В СССР поясное время было введено с 1 июля 1919 г. В связи с существенноизменившимися условиями экономического развития страны в 1956 г. границы часовыхпоясов на территории СССР были пересмотрены и с 1 декабря 1956 г. установленыновые границы (см. "Карту часовых поясов СССР" в приложении).4. Декретное время. В целях более рационального распределения электроэнергии,идущей на освещение предприятий и жилых помещений, и наиболее полногоиспользования дневного света в летние месяцы года во многих странах переводятчасовые стрелки часов, идущих по поясному времени, на 1h вперед.Перевод осуществляется специальным правительственным распоряжением (декретом)либо только на летний период ("летнее время") либо на все время года.В СССР "летнее время" вводилось неоднократно. В последний раз, 16 июня 1930 г.,декретом правительства СССР стрелки часов во всех часовых поясах СССР былипереведены на один час вперед против поясного времени. Срок действия этогодекрета был продлен 9 февраля 1931 г. впредь до отмены. С тех пор населениекаждого часового пояса в СССР, как правило, живет по времени соседнеговосточного пояса. Это время получило у нас название декретного. Связь декретноговремени Tд какого-либо пункта с его поясным временем Тп , с всемирным временемТ0 и с местным средним солнечным временем Тm дается следующими соотношениями: (1.30)Декретное время действует не на всей территории СССР. В силу историческисложившихся причин Татарская АССР, Краснодарский край, Ставропольский край иГорьковская область находятся в 3-м часовом поясе, живут по своему поясномувремени, совпадающему с декретным временем Москвы, которая лежит во 2-м часовомпоясе, а живет (в соответствии с декретом от 16 июня 1930 г.) по поясномувремени 3-го часового пояса. Декретное время Москвы называется московскимвременем. По московскому времени составляются расписания движения поездов,пароходов, самолетов, отмечается время на телеграммах и т.п.В некоторых странах Западной Европы периодически вводится так называемоесезонное время: примерно с конца октября до конца марта там действует поясноевремя, а в другую половину года стрелки часов переводятся на 1 час вперед.В обыденной жизни декретное или поясное время какого-нибудь населенного пунктачасто называют "местным" временем этого пункта; его не следует путать састрономическим понятием местного времени, о котором было сказано в начале этогопараграфа.§ 25. КалендарьСистема счета длительных промежутков времени называется календарем. Замноговековую историю человечества было разработано (и использовалось) многоразличных систем календарей. Но все календари можно разделить на три главныхтипа: солнечные, лунные и лунно-солнечные. В основе солнечных календарей лежитпродолжительность тропического года, в основе лунных календарей -продолжительность лунного, или синодического, месяца, лунно-солнечные календариоснованы на обоих этих периодах.Современный календарь, принятый в большинстве стран, является солнечнымкалендарем.Примером лунного календаря является магометанский календарь, лунный год которогосостоит из 12 лунных месяцев и содержит 354 или 355 средних солнечных суток.В еврейском лунно-солнечном календаре год состоит то из 12 месяцев (354 дня), тоиз 13 месяцев (384 дня). Кроме того, есть годы "недостаточные" (353 дня и 383дня) и "избыточные" (по 355 и по 385 дней).Основной единицей меры времени солнечных календарей, как уже было сказано,является тропический год. Продолжительность тропического года в среднихсолнечных сутках равна 365,2422 (365d5h48m46s).При составлении солнечного календаря необходимо выполнить два условия:1) продолжительность календарного года, в среднем за несколько лет, должна бытькак можно ближе к продолжительности тропического года;2) календарный год должен содержать целое число суток, так как неудобно было быначинать один год ночью, другой - утром, третий - вечером и т.д.В юлианском календаре (старый стиль), разработанном александрийским астрономомСозигеном и введенном Юлием Цезарем в 46 г. до н.э., эти условия выполняютсясоблюдением следующего простого правила:продолжительность календарного года считается равной 365 средним солнечнымсуткам три года подряд, а каждый четвертый год содержит 366 суток.Годы продолжительностью в 365 суток называются простыми, а в 366 суток -високосными. Високосными годами в юлианском календаре являются те годы, номеракоторых делятся на 4 без остатка. В високосном году в феврале 29 дней, в простом- 28.Таким образом, продолжительность года в юлианском календаре в среднем за 4 годаравна 365,25 средних солнечных суток, т.е. календарный год длиннее тропическоговсего лишь на 0,0078 суток.Счет времени юлианскими годами за 128 лет даст расхождение со счетомтропическими годами приблизительно в 1 сутки, а за 400 лет - около 3 суток(например, день весеннего равноденствия через 400 лет по юлианскому календарюнаступит на три дня раньше). Расхождение это практического значения не имеет июлианским календарем пользовались все европейские страны около 16 столетий.Григорианский календарь (новый стиль) возник в результате реформы юлианскогокалендаря, произведенной в 1582 г. римским папой Григорием XIII из религиозныхсоображений.Дело в том, что указанное выше небольшое расхождение юлианского календаря сосчетом тропическими годами оказалось неудобным для церковного летосчисления. Поправилам христианской церкви праздник пасхи должен был наступать в первоевоскресенье после весеннего полнолуния, т.е. первого полнолуния после днявесеннего равноденствия. В год, когда было установлено это правило на НикейскомСоборе (325 г, н.э.), день весеннего равноденствия по юлианскому календарюприходился на 21 марта. В 1582 г., т.е. через 1257 лет он стал приходиться ужена 11 марта. Этот переход дня весеннего равноденствия (за 128 лет на одни сутки)на более ранние даты вносил путаницу и неопределенность в определение дня пасхии других христианских праздников. Реформа календаря, произведенная по проектуитальянского математика и врача Лилио, предусматривала, во-первых, возвращениекалендарной даты 21 марта на день весеннего равноденствия и, во-вторых,изменение в правиле счета простых и високосных лет с целью уменьшениярасхождения со счетом тропическими годами. Поэтому в булле папы Григория XIIIимелись два принципиальных пункта:1) после 4 октября 1582 г. было предписано считать не 5, а 15 октября.2) не считать в дальнейшем високосными те годы столетий, у которых число сотенне делится без остатка на 4 (1700, 1800, 1900, 2100 и т.д.).Первым пунктом этого постановления устранялось расхождение в 10 суток юлианскогокалендаря со счетом тропическими годами, накопившееся с 325 г., и день весеннегоравноденствия в следующем году наступил снова 21 марта.Вторым пунктом продолжительность календарного года в среднем за 400 летустанавливалась равной 365,2425 средних солнечных суток. Таким образом, среднийкалендарный год стал длиннее тропического всего на 0,0003 суток и счет временипо григорианскому календарю и тропическими годами даст расхождение в 1 суткитолько лишь через 3300 лет. Поэтому дальнейшее совершенствование григорианскогокалендаря в этом направлении нецелесообразно.Григорианский календарь был введен в большинстве западных стран в течениеXVI-XVII вв. В России перешли на новый стиль только в 1918 г. В этом году, подекрету Советского правительства, вместо 1 февраля стали считать 14 февраля, таккак расхождение юлианского календаря со счетом тропическими годами к 1918 г.составило уже 13 суток. Это различие в 13 суток будет сохраняться до 15 февраля2100 г. по старому стилю, или до 28 февраля 2100 г. по новому стилю. После этойдаты оно увеличится на одни сутки и станет равным 14 суткам.Начало календарного года (Новый год) понятие условное. В прошлом в некоторыхстранах Новый год начинался и 25 марта, и 25 декабря и в другие дни. В России,например, до XV в. первым днем года считали 1 марта, а с XV в. до 1700 г. - 1сентября. И только постепенно за начало календарного года стали повсеместносчитать 1 января, как и при введении юлианского календаря в 46 г. до н.э.Условным является и выбор начала счета годов, т.е. установление эры. В прошломсуществовало до 200 различных эр, связанных либо с реальными событиями(возведением на престол монархов, войнами, олимпиадами), либо с легендарными(основание Рима), а чаще всего религиозными событиями ("сотворение мира","всемирный потоп" и т.п.).Начало счета годов от "рождества Христова" было предложено ученым монахомДионисием в 525 г. н.э. (в 1284 г. от "основания Рима").Без всяких доказательств он объявил, что Христос родился 532 года назад, ипоэтому следующие годы стали нумероваться как 533, 534, 535 и т.д. от "рождестваХристова". Таким образом, наша эра является такой же условной, как и эра "отсотворения мира", и ведется она от такого же нереального события. Монах жеДионисий выбрал 532 года потому, что праздник пасхи через этот период сноваприходится на те же даты. Действительно, 532 = 4 ´ 7 ´ 19, где 4 - периодвисокосных лет, 7 - число дней недели, а 19 - число лет, через которые лунныефазы приходятся опять на те же календарные числа (метонов цикл).Установление двенадцати месяцев в году и семи дней в неделе, хотя и имеетастрономическое обоснование, но, по сути дела, также является условным исохраняется до сих пор по традиции.Можно придумать (и придуманы) календарные системы еще более точные, чемгригорианский календарь. Но так как точность последнего более чем достаточна, тов изменении средней продолжительности календарного года (т.е. в измененииправила счета високосных годов) нет необходимости. Желательна лишь реформа враспределении дней по месяцам. В григорианском календаре месяцы имеют различнуюпродолжительность - от 28 до 31 дня. Это неудобно. Такое же неудобство имеют икварталы года.Предложено несколько проектов реформы григорианского календаря,предусматривающих устранение или уменьшение этих недостатков. Один из них,по-видимому самый простой, заключается в следующем.Все кварталы года имеют одинаковую продолжительность по 13 недель, т.е. по 91дню. Первый месяц каждого квартала содержит 31 день, остальные два - по 30 дней.Таким образом, каждый квартал (и год) будет начинаться всегда в один и тот жедень недели.Но так как 4 квартала по 91 дню содержит 364 дня, а год должен содержать 365 или366 дней (високосный), то между 30 декабря и 1 января вставляется день вне счетамесяцев и недель - международный нерабочий день Нового года. А в високосном годутакой же нерабочий день, вне счета месяцев и недель, вставляется после 30 июня.Однако вопрос о введении нового календаря может быть решен только вмеждународном масштабе.§ 26. Юлианские дниВычитанием более ранней даты одного события из более поздней даты другого,данных в одной системе летосчисления, можно вычислить число суток, прошедшихмежду этими событиями. При этом необходимо учитывать число високосных годов; прибольших промежутках времени вычисления могут представить некоторые неудобства идать неуверенность в результатах. Поэтому задача о числе суток, прошедших междудвумя заданными датами в астрономии (например, при исследовании переменныхзвезд), удобнее решается с помощью юлианского периода, или юлианских дней. Такназываются дни, считаемые непрерывно с 1 января 4713 г. до н.э.Началом каждого юлианского дня считается средний гринвичский полдень. Вастрономических ежегодниках или в специальных таблицах даются целые числаюлианских дней, прошедших с начала счета до среднего гринвичского полудняопределенной даты. Например, средний гринвичский полдень 10 января 1966 г. вюлианских днях выразится числом 2439 136, а средняя гринвичская полночь этой жедаты - числом 2439 135,5.Начало счета юлианских дней - условное и предложено в XVI в. н.э. Скалигером,как начало большого периода в 7980 лет, являющегося произведением трех меньшихпериодов:1) периода в 28 лет, через который повторяется распределение дней семидневнойнедели по дням года;2) периода в 19 лет (метонов цикл);3) периода в 15 лет, употреблявшегося в римской налоговой системе.Скалигер, исходя из принятых в то время номеров лет в этих трех периодах,рассчитал, что первые номера всех трех циклов приходились на 1 января 4713 г. дон.э.Период в 7980 лет Скалигер назвал "юлианским" в честь своего отца Юлия.§ 27. Линия перемены датыПри счете времени календарными сутками необходимо условиться, где (на какоммеридиане) начинается новая дата (число месяца).По международному соглашению линия перемены даты (демаркационная линия) проходитв большей своей части по меридиану, отстоящему от гринвичского на 180е, отступаяот него к западу - у островов Врангеля и Алеутских, к востоку - у оконечностиАзии, островов Фиджи, Самоа, Тонгатабу, Кермадек и Чатам.Необходимость установления линии перемены даты вызвана следующими соображениями.При кругосветном путешествии с запада на восток путешественник проходит пункты,где часы, идущие по местному (или поясному) времени, показывают все большеевремя по сравнению с местным (поясным) временем пункта отправленияпутешественника. Постепенно переводя стрелки своих часов вперед, к концукругосветного путешествия путешественник насчитывает одни лишние сутки. Инаоборот, при кругосветном путешествии с востока на запад - одни сутки теряются.Во избежание связанных с этим ошибок в счете дней и установлена линия переменыдаты.К западу от линии перемены даты число месяца всегда на единицу больше, чем квостоку от нее. Поэтому после пересечения этой линии с запада на востокнеобходимо уменьшить календарное число, а после пересечения ее с востока назапад, наоборот, увеличить на единицу. Например, если корабль пересекаетдемаркационную линию 8 ноября, идя с запада на восток, то на корабле дата вполночь, следующую после пересечения этой линии, не меняется, т. е. два дняподряд датируются как 8 ноября. И наоборот, если корабль пересекает эту линию 8ноября, идя с востока на запад, то в полночь, следующую после перехода черезнее, дата меняется сразу на 10 ноября, а дня с названием 9 ноября на корабле небудет.Соблюдение этого правила исключает ошибку в счете дней, впервые допущеннуюучастниками первой кругосветной экспедиции Магеллана в XVI в., когда они,вернувшись на родину, обнаружили, что разошлись в счете дней и чисел месяца сжителями, остававшимися на месте, ровно на одни сутки.§ 28. Сферический треугольник и основные формулы сферической тригонометрииМногие задачи астрономии, связанные с видимыми положениями и движениями небесныхтел, сводятся к решению сферических треугольников.Сферическим треугольником называется фигура АВС на поверхности сферы,образованная дугами трех больших кругов (рис. 15).Углами сферического треугольника называются двугранные углы между плоскостямибольших кругов, образующих стороны сферического треугольника. Эти углыизмеряются плоскими углами при вершинах треугольника между касательными к егосторонам.Обычно рассматриваются треугольники, углы и стороны которых меньше 180е. Длятаких сферических треугольников сумма углов всегда больше 180е, но меньше 540е,а сумма сторон всегда меньше 360е. Разность между суммой трех углов сферическоготреугольника и 180е называется сферическим избытком s , т.е.s = ÐA + ÐB + ÐC - 180е.Площадь сферического треугольника s равна,где R - радиус сферы, на поверхности которой образован треугольник.Сферический треугольник, таким образом, отличается по своим свойствам отплоского, и применять к нему формулы тригонометрии на плоскости нельзя.Возьмем сферический треугольник АВС (рис. 15), образованный на сфере радиуса R ис центром в точке О.Из вершины А проведем касательные AD и АЕ к сторонам b и с до пересечения их спродолжениями радиусов ОС и 0В, лежащих в одной плоскости с соответствующейкасательной. Соединив прямой точки пересечения D и Е, получим два плоскихкосоугольных треугольника ADE и ODE с общей стороной DE. Применяя к этимтреугольникам теоремы элементарной геометрии, напишем:DE2 = OD2 + ОЕ2 - 2OD× ОЕ × cos a,DE2 = AD2 + АЕ2 - 2AD× АЕ× cos A.Вычитанием второго равенства из первого получим: 2OD × ОЕ× cos a = OD2 - AD2 + ОЕ2 - АЕ2 + 2AD × АЕ × cos A.(1.31)Из прямоугольных плоских треугольников ОАЕ и ОАD следует:OD2 - AD2 = R2; OE2 - AE2 = R2;AD = R tg b ; АЕ = R tg с ;Подставив эти соотношения в формулу (1.31) и произведя соответствующиесокращения и переносы, получим cos а = cos b cos с + sin b sin с cos A ,(1.32)т.е. косинус стороны сферического треугольника равен произведению косинусов двухдругих его сторон плюс произведение синусов тех же сторон на косинус угла междуними.Формулу (1.32) можно написать для любой стороны треугольника. Напишем ее,например, для стороны b:cos b = cos с cos a + sin с sin a cos Bи, подставив в нее cos сх из формулы (1.32), получимcos b = cos с (cos b cos с + sin b sin с cos A) + sin с sin a cos B.Раскрыв скобки и перенеся первый член правой части в левую, будем иметь:cos b (l - cos2 с) = sin b sin с cos с cos A + sin c sin a cos B.Заменив (1 - cos2 с) на sin2 с и сократив все на sin c, окончательно получим sin a cos В = sinc cos b - cos c sin b cos A,(1.33)т.е. произведение синуса стороны на косинус прилежащего угла равняетсяпроизведению синуса другой стороны, ограничивающей прилежащий угол, на косинустретьей стороны минус произведение косинуса стороны, ограничивающей прилежащийугол, на синус третьей стороны и на косинус угла, противолежащего первойстороне.Формула (1.33) называется формулой пяти элементов. Ее можно написать по аналогиии для произведений sin a cos С, sin b cos A, sin b cos С, sin с cos A и sin сcos В.Решим теперь равенство (1.32) относительно cos A :Возведя обе части последнего равенства в квадрат и вычтя их из 1, получим:илиРаскрыв скобки и разделив обе части этого выражения на sin2 а, получимПолученное выражение совершенно симметрично относительно a, b и с, и заменяя Aна В, а на b или A на С и а на с, напишемоткуда (1.34) илит.е. синусы сторон сферического треугольника пропорциональны синусампротиволежащих им углов; или отношение синуса стороны сферического треугольникак синусу противолежащего угла есть величина постоянная.Три выведенных соотношения (1.32), (1.33), (1.34) между сторонами и угламисферического треугольника являются основными; из них можно получить много другихформул сферической тригонометрии. Мы ограничимся выводом одной только формулыдля прямоугольного сферического треугольника. Положим А = 90е; тогда sin А = 1,cos A = 0, и из формулы (1.33) получимsin a cos В = sin с cos b.Разделив обе части этого равенства на sin b и заменив на на , согласно (1.34),будем иметь:ctg B = sin c ctg bили (1.35)т.е. отношение тангенса одного катета прямоугольного сферического треугольника ктангенсу противолежащего угла равно синусу другого катета.§ 29. Параллактический треугольник и преобразование координатПараллактическим треугольником называется треугольник на небесной сфере,образованный пересечением небесного меридиана, вертикального круга и часовогокруга светила. Его вершинами являются полюс мира Р, зенит Z и светило М.Если светило М находится в западной половине небесной сферы (рис. 16), тосторона ZP(дуга небесного меридиана) равна 90е - j , где j - широта места наблюдения;сторона ZM (дуга вертикального круга) равна зенитному расстоянию светила z = 90е- h, где h - высота светила; сторона РМ (дуга часового круга) равна полярномурасстоянию светила р = 90е - d , где d - склонение светила; угол PZM = 180е -А, где A - азимут светила; угол ZPM = t, т.е. часовому углу светила; угол PMZ =q называется параллактическим углом.Если светило находится в восточной половине небесной сферы (рис. 17), тозначения сторон параллактического треугольника те же, что и в случае пребываниясветила в западной половине, но значения углов при вершинах Z и Р иные, аименно: угол PZM = А - 180е, а угол ZPM = 360е - t .Вид параллактического треугольника для одного и того же светила зависит отшироты места наблюдения j (от взаимного расположения Р и Z) и от моментанаблюдения, т.е. от часового угла t.Применяя основные формулы сферической тригонометрии к параллактическомутреугольнику (рис. 16) и считая исходными сторону РМ и угол t, получимcos (90е - d ) = cos (90е - j ) cos z + sin (90е - j ) sin z cos (180е - A),sin (90е - d ) sin t = sin z sin (180е - A),sin (90е - d ) cos t = sin (90е- j ) cos z - cos (90е - j ) sin z cos (180е -A)или (1.36)Формулы (1.36) служат для вычисления склонения светила d и его часового угла t(а затем и прямого восхождения a = s - t) по измеренным (или известным) егозенитному расстоянию z и азимуту A в момент звездного времени s). Иными словами,они служат для перехода от горизонтальных координат светила к его экваториальнымкоординатам.Если исходными считать сторону ZM = z и угол 180е - A, то основные формулы вприменении к параллактическому треугольнику напишутся в следующем виде:cos z = cos (90е - j ) cos (90е - d ) + sin (90е - j ) sin (90е - d ) cos t,sin z sin (180е - A) = sin (90е - d ) sin t, sin z cos (180е - A) = sin (90е - j ) cos (90е - d ) - cos (90е - j ) sin (90е- d ) cos tили (1.37)Формулы (1.37) служат для вычисления зенитного расстояния z и азимута светила A(для любого момента звездного времени s и для любой широты j ) по известномусклонению светила d и его часовому углу t = s - a . Иными словами, они служатдля перехода от экваториальных координат светила к его горизонтальнымкоординатам.Кроме того, формулы (1.36) и (1.37) используются при вычислении моментов временивосхода и захода светил и их азимутов в эти моменты, а также при решении двухочень важных задач практической астрономии - определения географической широтыместа наблюдения j и определения местного звездного времени s.Для перехода от экваториальных координат светила (a и d ) к его эклиптическимкоординатам (l и b ) и наоборот можно вывести формулы, аналогичные формулам(1.36) и (1.37). Только в этом случае надо основные формулы § 28 применить ксферическому треугольнику небесной сферы, вершинами которого являются полюс мираР, полюс эклиптики П и светило М, а стороны и углы имеют значения, указанные нарис. 18.§ 30. РефракцияВидимое положение светила над горизонтом, строго говоря, отличается отвычисленного по формуле (1.37). Дело в том, что лучи света от небесного тела,прежде чем попасть в глаз наблюдателя, проходят сквозь атмосферу Земли ипреломляются в ней, а так как плотность атмосферы увеличивается к поверхностиЗемли, то луч света (рис. 19) все более и более отклоняется в одну и ту жесторону по кривой линии, так что направление ОМ1 , по которому наблюдатель Овидит светило, оказывается отклоненным в сторону зенита и не совпадающим снаправлением ОМ2 (параллельным ВМ), по которому он видел бы светило приотсутствии атмосферы.Явление преломления световых лучей при прохождении ими земной атмосферыназывается астрономической рефракцией.Угол M1OM2 называется углом рефракции или рефракцией r . Угол ZOM1 называетсявидимым зенитным расстоянием светила z`, а угол ZOM2 - истинным зенитнымрасстоянием z.Непосредственно из рис. 19 следуетz - z` = r или z = z` + r ,т.е. истинное зенитное расстояние светила больше видимого на величину рефракцииr . Рефракция как бы приподнимает светило над горизонтом.По законам преломления света луч падающий и луч преломленный лежат в однойплоскости. Следовательно, траектория луча МВО и направления ОМ2 и OM1 лежат водной вертикальной плоскости. Поэтому рефракция не изменяет азимута светила, и,кроме того, равна нулю, если светило находится в зените.Если светило находится в кульминации, то рефракция изменяет только его склонениеи на ту же величину, что и зенитное расстояние, так как в этом случае плоскостиего часового и вертикального кругов совпадают. В остальных случаях, когда этиплоскости пересекаются под некоторым углом, рефракция изменяет и склонение, ипрямое восхождение светила.Точная теория рефракции очень сложна и рассматривается в специальных курсах.Рефракция зависит не только от высоты светила над горизонтом, но и от состоянияатмосферы, главным образом от ее плотности, которая сама является функцией, восновном температуры и давления. При давлении В мм. рт. ст. и температуре tе Сприближенное значение рефракции (1.38)Следовательно, при температуре 0е С и при давлении 760 мм рефракция r = 60”,25 tg z`.(1.39)По формулам (1.38) и (1.39) рефракция вычисляется в тех случаях, когда видимоезенитное расстояние z` < 70е. При z` > 70е формулы (1.38) и (1.39) дают ошибкубольше 1", увеличивающуюся при дальнейшем приближении к горизонту добесконечности, тогда как действительная величина рефракции в горизонтесоставляет около 35`. Поэтому для зенитных расстояний z` > 70е рефракцияопределяется путем сочетания теории со специальными наблюдениями.Вследствие рефракции наблюдается изменение формы дисков Солнца и Луны при ихвосходе или заходе. Рефракция нижних краев дисков этих светил у горизонта почтина 6` больше рефракции верхних краев, а так как горизонтальные диаметрырефракцией не изменяются, то видимые диски Солнца и Луны принимают овальнуюформу.§ 31. Суточный параллаксКоординаты небесных тел, определенные из наблюдений на поверхности Земли,называются топоцентрическими. Топоцентрические координаты одного и того жесветила в один и тот же момент, вообще говоря, различны для различных точек наповерхности Земли. Различие это заметно лишь для тел Солнечной системы ипрактически не ощутимо для звезд (меньше 0",00004). Из множества направлений, покоторым светило видно из разных точек Земли, основным считается направление изцентра Земли. Оно дает геоцентрическое положение светила и определяет егогеоцентрические координаты. Угол между направлениями, по которым светило М` былобы видно из центра Земли и из какой-нибудь точки на ее поверхности, называетсясуточным параллаксом светила (рис. 20). Иными словами, суточный параллакс естьугол р`, под которым со светила был бы виден радиус Земли в месте наблюдения.Для светила, находящегося в момент наблюдения в зените, суточный параллакс равеннулю. Если светило М наблюдается на горизонте, то суточный параллакс егопринимает максимальное значение и называется горизонтальным параллаксом р.Из соотношения между сторонами и углами треугольников ТОМ` и ТОМ (рис. 20) имеем иОтсюда получаемsin р` = sin p sin г`.Горизонтальный параллакс у всех тел Солнечной системы - величина небольшая (уЛуны в среднем р = 57`, у Солнца р = 8",79, у планет меньше 1’).Поэтому синусы углов р и р` в последней формуле можно заменить самими углами инаписать p` = p sin z`.(1.40)Вследствие суточного параллакса светило кажется нам ниже над горизонтом, чем этобыло бы, если бы наблюдение проводилось из центра Земли; при этом влияниепараллакса на высоту светила пропорционально синусу зенитного расстояния, амаксимальное его значение равно горизонтальному параллаксу p.Так как Земля имеет форму сфероида, то во избежание разногласий в определениигоризонтальных параллаксов необходимо вычислять их значения для определенногорадиуса Земли. За такой радиус принят экваториальный радиус Земли R0 = 6378 км,а горизонтальные параллаксы, вычисленные для него, называются горизонтальнымиэкваториальными параллаксами р0 . Именно эти параллаксы тел Солнечной системыприводятся во всех справочных пособиях.§ 32. Вычисление моментов времени и азимутов восхода и захода светилЧасовой угол светила определяется из первой формулы (1.37), а именно: (1.41)Если какая-нибудь точка небесного свода восходит или заходит, то она находитсяна горизонте и, следовательно, ее видимое зенитное расстояние z`90 = 90е. Ееистинное зенитное расстояние z в этот момент вследствие рефракции (см. § 30)будет больше видимого на величину r = 35`. Суточный параллакс понижает светилонад горизонтом (см. § 31), т. е. увеличивает видимое зенитное расстояние z` навеличину горизонтального параллакса р. Следовательно, истинное зенитноерасстояние точки в момент ее восхода или заходаz = z` + r90 - p = 90е + r90 - р.Кроме того, для Солнца и Луны, имеющих заметные размеры, координаты относятся кцентру их видимого диска, а восходом (или заходом) этих светил считается моментпоявления (пли исчезновения) на горизонте верхней точки края диска.Следовательно, истинное зенитное расстояние центра диска этих светил в моментвосхода или захода будет больше зенитного расстояния верхней точки края диска навеличину видимого углового радиуса R диска. (У Солнца и Луны их видимые угловыерадиусы приблизительно одинаковы и в среднем равны 16’.)Таким образом, при вычислении часового угла светила в момент его восхода изахода в формуле (1.41), в самом общем случае, z = 90е + r90 - p + R, и онанапишется тогда в следующем виде: (1.42)По формуле (1.42) часовые углы восхода и захода вычисляются только для Луны. Вэтом случае RR = 16’, рR = 57’ и r90 = 35`. и формула (1.42) принимает видПри вычислении часовых углов восхода и захода Солнца его горизонтальнымпараллаксом можно пренебречь, и при R ? = 16` и r90 = 35` формула (1.42)принимает вид (1.43)Для звезд и планет можно пренебречь также и их видимыми радиусами и вычислятьчасовые углы восхода и захода по формулеНаконец, если пренебречь и рефракцией, то часовой угол восхода и заходавычисляется по формуле cos t = - tg j tg d .(1.44)Каждое из приведенных уравнений дает два значения часового угла: t1 = t и t2 = -t. Положительное значение соответствует заходу, отрицательное - восходу светила.Местное звездное время восхода и захода, согласно формуле (1.15), получаетсятаким:sвосх = a - t.sзах = a + t.Затем можно вычислить моменты восхода и захода светила по местному среднемусолнечному времени (см. § 23) и по декретному времени (см. § 24).Если вычисляется восход и заход Солнца, то нет необходимости вычислять звездноевремя явлений, так как, увеличив часовые углы t1 и t2 на 12h, мы сразу получаеммоменты по местному истинному солнечному времени Т? = t? + 12h. Тогда местноесреднее времяTвосх = 12h - t? + h,Тзах = 12h + t? + h,где h - уравнение времени (см. § 22), которое берется, так же как a и dСолнца, из Астрономического Ежегодника.Азимуты точек восхода и захода светил (без учета рефракции, параллакса иуглового радиуса) получим, если в первой формуле (1.36) положим z = 90е; тогдаcos z = 0, sin z =1 и (1.45)По формуле (1.45) получаем два значения азимута: А1 = A и A2 = 360е - A. Первоезначение является азимутом точки захода, второе - азимутом точки восходасветила.Представим теперь формулы (1.45) и (1.44) в виде и (1.46)Так как косинус не может быть больше 1, то из этих формул следует, что восход изаход светила возможны только при условии" d " < (90е - " j " )[см. формулу (1.4) § 13].§ 33. Сумерки. Белые ночиЧасть суток после захода Солнца называется вечерними сумерками, а перед еговосходом - утренними сумерками. Сумерки - постепенное ослабление дневного светапосле захода Солнца или уменьшение ночной темноты перед восходом Солнца -происходят от рассеяния света слоями воздуха, находящимися выше горизонтанаблюдателя (рис. 21). Различают сумерки гражданские и астрономические.Вечерние гражданские сумерки начинаются в момент заходи Солнца и продолжаются дотех пор, пока высота центра диска Солнца не станет равной h? = - 6е. Утренниегражданские сумерки начинаются перед восходом Солнца, когда высота его центра h?= - 6е, и кончаются в момент восхода Солнца.Астрономические сумерки (утренние и вечерние) длятся дольше, так как за ихначало или конец принимается тот момент, когда высота центра Солнца h? = - 18е.Когда кончаются вечерние гражданские сумерки, то приходится прибегать кискусственному освещению; на небе видны лишь наиболее яркие звезды. В концевечерних астрономических сумерек исчезают последние следы вечерней зари,наступает ночь, а на небе видны уже слабые звезды.Продолжительность сумерек Dt зависит от географической широты места и отсклонения Солнца d?, т.е. от времени года, и вычисляется по формуле (l.47)где высота центра Солнца h? = - 6е для гражданских и h? = - 18е дляастрономических сумерек, а часовой угол t восхода или захода Солнца находится поформуле (1.43).Если считать за восход и заход Солнца появление из-под горизонта и исчезновениепод горизонт его верхнего края и учитывать влияние рефракции, то момент времени,вычисленный по формуле (1.43) для восхода, получается более ранним, а для захода- более поздним, чем моменты, вычисленные по формуле (1.44), т.е. без учетавидимого радиуса Солнца и рефракции. Поэтому на всех географических широтах вовсе дни года продолжительность дня больше, чем она была бы без влияния этихпричин. И то, что было сказано в §§ 16 и 17 о продолжительности дня и ночи вразных местах Земли в разные времена года, следует уточнить. Именно, на экватореЗемли день всегда продолжительнее ночи, на полюсах Земли полярный день длитсябольше полугода, а на остальных географических широтах равенствопродолжительности дня и ночи наступает раньше, нежели Солнце придет в точкувесеннего равноденствия, и позже теоретического дня осеннего равноденствия.На географической широте j = 60е 33` в день летнего солнцестояния (d? = + 23е27`) высота Солнца h? в нижней кульминации (в полночь) согласно формуле (1.13)равна - 6е. Следовательно, на широте j = 60е33’ в день летнего солнцестоянияконец вечерних гражданских сумерек совпадает с началом утренних гражданскихсумерек, т.е. гражданские сумерки длятся всю ночь, что дало повод назвать такуюночь белой. Число белых ночей в году и возможность их наступления зависят отгеографической широты места и от склонения Солнца. Для того чтобы гражданскиесумерки не прекращались всю ночь, нужно, чтобы склонение Солнцаd? ³ 90е - j - 6е, т.е. d? ³ 84е- j .Астрономические сумерки тем более могут длиться всю ночь. Для этого необходимо,чтобы склонение Солнцаd? ³ 90е - j - 18е или d? ³ 72е - j .Отсюда следует, что сплошные астрономические сумерки могут быть нагеографических широтах j ³ 48е 33`.§ 7. Видимые положения светил. СозвездияВ какой бы точке земной поверхности мы ни находились, нам всегда кажется, чтовсе небесные тела находятся от нас на одинаковом расстоянии, на внутреннейповерхности некоторой сферы, которая в просторечии называется небесным сводом,или просто небом.Днем небо, если оно не закрыто облаками, имеет голубой цвет, и мы видим на немсамое яркое небесное светило - Солнце. Иногда, одновременно с Солнцем, днемвидна Луна и очень редко некоторые другие небесные тела, например, планетаВенера.В безоблачную ночь на темном небе мы видим звезды, Луну, планеты, туманности,иногда кометы и другие тела. Первое впечатление от наблюдения звездного неба -это бесчисленность звезд и беспорядочность расположения их на небе. Вдействительности звезд, видимых невооруженным глазом, не так много, как кажется,всего лишь около 6 тысяч на всем небе, а на одной половине его, которая видна вданный момент из какой-либо точки земной поверхности, не более 3 тысяч.Взаимное расположение звезд на небе меняется чрезвычайно медленно. Без точныхизмерений никаких заметных изменений в расположении звезд на небе нельзяобнаружить в продолжение многих сотен, а для подавляющего числа звезд - и многихтысяч лет. Последнее обстоятельство позволяет легко ориентироваться среди тысячзвезд, несмотря на кажущуюся хаотичность в их расположении.С целью ориентировки по небу яркие звезды давно уже были объединены в группы,названные созвездиями. Созвездия обозначались названиями животных (БольшаяМедведица, Лев, Дракон и т.п.), именами героев греческой мифологии (Кассиопея,Андромеда, Персей и т.д.) или просто названиями тех предметов, которыенапоминали фигуры, образованные яркими звездами группы (Северная Корона,Треугольник, Стрела, Весы и т.п.).С XVII в. отдельные звезды в каждом созвездии стали обозначаться буквамигреческого алфавита. Несколько позже была введена числовая нумерация,употребляемая в настоящее время в основном для слабых звезд. Кроме того, яркиезвезды (около 130) получили собственные имена. Например: a Большого Псаназывается Сириусом, a Возничего - Капеллой, a Лиры - Вегой, a Ориона -Бетельгейзе, b Ориона - Ригелем, b Персея - Алголем и т.д. Эти названия иобозначения звезд применяются и в настоящее время. Однако границы созвездий,намеченные древними астрономами и представлявшие извилистые линии, в 1922 г.были изменены, некоторые большие созвездия были разделены на несколькосамостоятельных созвездий, а под созвездиями стали понимать не группы яркихзвезд, а участки звездного неба. Теперь все небо условно разделено на 88отдельных участков - созвездий.Наиболее яркие звезды в созвездиях служат хорошими ориентирами для нахождения нанебе более слабых звезд, или других небесных объектов. Поэтому необходимонаучиться быстро находить то или иное созвездие непосредственно на небе. Дляэтого следует предварительно изучить карту звездного неба и запомнитьхарактерные контуры образуемые в созвездиях наиболее яркими звездами.§ 8. Видимые движения звезд, Солнца, Луны и планетЕсли в ясную ночь пронаблюдать звездное небо в течение нескольких часов, толегко заметить, что небесный свод, как одно целое, со всеми находящимися на немсветилами плавно вращается около некоторой воображаемой оси, проходящей черезместо наблюдения. Это вращение небесного свода и светил называется суточнымдвижением, так как одно полное обращение совершается за сутки. Вследствиесуточного вращения звезды и другие небесные тела непрерывно меняют своеположение относительно сторон горизонта.Если наблюдать суточное движение звезд в северном полушарии Земли (но не близкок ее полюсу) и при этом стоять лицом к южной стороне горизонта, то их вращениепроисходит слева направо, т.е. "по часовой стрелке". На восточной сторонегоризонта (если наблюдать не на полюсе Земли) звезды восходят, поднимаются вышевсего над южной стороной горизонта и заходят на западной стороне. При этомкаждая звезда всегда восходит в одной и той же точке восточной стороны горизонтаи заходит всегда в одной и той же точке западной стороны. Максимальная высотанад горизонтом для каждой данной звезды и для данного места наблюдения такжевсегда постоянна.Если же стать лицом к северной стороне горизонта, то наблюдения покажут, чтоодни звезды будут также восходить и заходить, а другие - описывать полные кругинад горизонтом, вращаясь вокруг общей неподвижной точки. Эта точка называетсясеверным полюсом мира.Приблизительное положение северного полюса мира на небе можно найти по положениюсамой яркой звезды в созвездии Малой Медведицы. Эта звезда на звездных картахобозначается буквой ст и за свою близость к северному полюсу мира называетсяПолярной звездой (рис. 1). Расстояние Полярной звезды от северного полюса мира внастоящее время меньше 1е.Рис. 1. Околополярные созвездия.Солнце и Луна, так же как и звезды, восходят на восточной стороне горизонта,выше всего поднимаются над южной и заходят на западной стороне. Но, наблюдаявосход и заход этих светил, можно заметить, что в разные дни года они восходят,в отличие от звезд, в разных точках восточной стороны горизонта и заходят такжев разных точках западной стороны.Так, Солнце в начале зимы восходит на юго-востоке, а заходит на юго-западе. Но скаждым днем точки его восхода и захода передвигаются к северной сторонегоризонта. При этом с каждым днем Солнце в полдень поднимается над горизонтомвсе выше и выше, день становится длиннее, ночь - короче.В начале лета, достигнув некоторого предела на северо-востоке и насеверо-западе, точки восхода и захода Солнца начинают перемещаться в обратномнаправлении, от северной стороны горизонта к южной. При этом полуденная высотаСолнца и продолжительность дня начинают уменьшаться, а продолжительность ночи -увеличиваться. Достигнув некоторого предела в начале зимы, точки восхода изахода Солнца снова начинают передвигаться к северной стороне неба и всеописанные явления повторяются.Из элементарных и не очень продолжительных наблюдений легко заметить, что Лунане остается все время в одном и том же созвездии, а переходит из одногосозвездия в другое, передвигаясь с запада на восток примерно на 13е в сутки.Перемещаясь по 12 созвездиям, Луна обходит полный круг по небу за 27,32 суток.Более тщательные и более продолжительные наблюдения показывают, что и Солнце,подобно Луне, перемещается по небу с запада на восток, проходя по тем же 12созвездиям. Только скорость его перемещения значительно меньше, около 1е всутки, и весь путь Солнце проходит за год.Созвездия, по которым проходят пути Солнца и Луны, называются зодиакальными (отгреческого слова зоон - животное). Названия их таковы: Рыбы, Овен, Телец,Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог и Водолей. Первые трисозвездия Солнце проходит в весенние месяцы, следующие три - в летние, еще триследующих - в осенние и, наконец, последние три - в зимние месяцы. Те созвездия,в которых в данное время находится Солнце, недоступны наблюдениям и становятсяхорошо видны лишь приблизительно через полгода.Еще в глубокой древности среди звезд зодиакальных созвездий было замечено пятьнебесных светил, внешне очень похожих на звезды, но отличающихся от последнихтем, что они не сохраняют одного и того же положения в созвездиях, а "блуждают"по ним подобно Солнцу и Луне. Эти тела были названы планетами, что значит"блуждающие светила". Древние римляне дали планетам имена своих богов: Меркурий,Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. В XVIII-XX вв. были открыты еще три планеты: Уран(в 1781 г.), Нептун (в 1846 г.) и Плутон (в 1930 г.).Планеты перемещаются по зодиакальным созвездиям большую часть времени с западана восток, но часть пути и с востока на запад. Первое движение, т. е. такое же,как у Солнца и Луны, называется прямым, второе, с востока на запад, - попятнымдвижением.Более подробно видимые движения планет будут рассмотрены в § 34.§ 9. Географические координатыОгромное большинство астрономических наблюдений до настоящего временипроизводится с Земли и зависит от положения наблюдателя на ее поверхности.Поэтому напомним некоторые географические понятия и термины, которыми вдальнейшем мы будем пользоваться.Земля имеет почти шарообразную форму. Воображаемая прямая PN PS , вокруг которойЗемля вращается, проходит через центр массы Земли и называется осью вращения(рис. 2).Ось вращения пересекает поверхность Земли в двух точках: в северномгеографическом полюсе РN и южном PS. Северный географический полюс тот, состороны которого вращение Земли происходит против часовой стрелки. Большой кругна поверхности Земли (q` G` O` q), плоскость которого перпендикулярна к осивращения, называется земным экватором. Он делит поверхность Земли на дваполушария: северное (с северным полюсом РN) и южное (с южным полюсом PS).Малые круги, плоскости которых параллельны плоскости земного экватора,называются географическими параллелями. Географическая параллель (bb), отстоящаяна 23е 27` к северу от экватора, называется северным тропиком; параллель (cc),отстоящая на 23е 27` к югу от экватора, - южным тропиком. Географическиепараллели, отстоящие на 23е 27` от полюсов Земли, называются полярными кругами -северным (аа) и южным (dd).Пояс земной поверхности между тропиками (включая экватор) называется жарким илитропическим поясом. Пояс между северным тропиком и северным полярным кругомназывается северным умеренным поясом, а между южным тропиком и южным полярнымкругом - южным умеренным поясом. Области земной поверхности за полярными кругаминазываются северным холодным и южным холодным поясами.Большой полукруг PNOO`PS, проходящий через географические полюсы Земли и черезточку О на ее поверхности, называется географическим меридианом точки О.Географический меридиан PNGG`PS, проходящий через Гринвичскую обсерваторию вАнглии, считается нулевым или начальным меридианом. Нулевой меридиан и меридиан,отстоящий от нулевого на 180е, делят поверхность Земли на два полушария:восточное и западное.Прямая линия ТО, по которой направлена сила тяжести в данной точке Земли,называется отвесной или вертикальной линией.Положение точки О на земной поверхности однозначно определяется двумягеографическими координатами: географической широтой j и географической долготойl.Географической широтой j точки О называется угол О’ТО между плоскостью земногоэкватора и отвесной линией, проходящей через точку О. Географические широтыотсчитываются от экватора в пределах от 0е до +90е (северная широта), если точкилежат в северном полушарии Земли, и от 0е до -90е (южная широта), если точкилежат в южном полушарии.Географической долготой l точки О называется двугранный угол G`TO` междуплоскостями начального меридиана и меридиана, проходящего через точку О. ВСоветском Союзе принято отсчитывать географическую долготу к востоку отначального меридиана, т.е. в сторону вращения Земли, в пределах от 0е до 360е (вградусной мере), или от 0h до 24h (в часовой мере). Географы, как правило,отсчитывают долготу в пределах от 0 до +180е к востоку (восточная долгота) и от0 до -180е к западу (западная долгота).При решении многих астрономических задач можно считать, что Земля представляетсобой однородный шар радиусом R = 6370 км. В этом случае направление отвеснойлинии в любой точке земной поверхности проходит через центр Земли и совпадает сее радиусом, а географические меридианы и экватор будут окружностями одинаковогорадиуса, равного радиусу Земли. И тогда географическая широта какой-либо точкина Земле может быть измерена дугой меридиана от экватора до данной точки, агеографическая долгота - дугой экватора от начального меридиана до меридиана,проходящего через данную точку.При решении задач, требующих более точных значений размеров и формы Земли,последняя принимается за эллипсоид вращения (сфероид) с неоднороднымраспределением масс. В этом случае отвесная линия не для всех точек земнойповерхности будет проходить через центр сфероида Т (рис. 3), а будет пересекатьплоскость земного экватора в некоторой другой точке T1, не совпадая срадиусом-вектором r, т.е. с прямой ТО, соединяющей центр сфероида с точкой О.Вследствие неравномерного распределения масс в области данной точки отвеснаялиния Т1O может также не совпадать и с нормалью Т2О к поверхности сфероида, т.е.с перпендикуляром к касательной плоскости в данной точке О Земли. По этому длякаждой точки на поверхности Земли необходимо различать три вида географическойшироты: астрономическую, геоцентрическую и геодезическую.Астрономической широтой j называется угол O T1 q между плоскостью земногоэкватора и отвесной линией в данной точке.Геоцентрической широтой j’ называется угол OTq между плоскостью земного экватораи радиусом-вектором данной точки О.Геодезической широтой (обозначения не имеет) называется угол O T2 q междуплоскостью земного экватора и нормалью к сфероиду в данной точке.Непосредственно из астрономических наблюдений определяется толькоастрономическая широта j. Из геодезических и гравиметрических измеренийопределяется уклонение отвеса в данной точке, т.е. несовпадение отвесной линии снормалью, которое дает возможность из астрономической широты j получитьгеодезическую. Уклонение отвеса, как правило, меньше 3" (исключая аномальныеместа), и в астрономических задачах ими пренебрегают и не делают различия междуастрономической и геодезической широтой. Геоцентрическая широта j` вычисляетсяпо формулам аналитической геометрии, связывающим ее с астрономической (точнее,геодезической) широтой. Разность между геоцентрической и астрономической широтойне превышает 12`; на географических полюсах и на экваторе Земли она равна нулю.§ 129. Общие сведенияВокруг Солнца движется множество тел, весьма различных но своим характеристикам.Кроме планет, в состав Солнечной системы входят их спутники, астероиды (малыепланеты), кометы, метеорные потоки, метеорные тела, межпланетный газ.Планеты Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн были известны в древности. Ураноткрыт В. Гершелем в 1781 г. В 1846 г. открыта 8-я планета, Нептун (см. § 57). В1930 г. американский астроном К. Томбо нашел на негативах медленно движущийсязвездообразный объект 15m, который оказался новой, девятой планетой. Ее назвалиПлутоном. Томбо в течение многих лет продолжал поиски возможных занептунныхпланет. Он установил, что в поясе ±7е,5 от эклиптики за орбитой Нептуна неткаких-либо других планет ярче 18m.Спутник Земли Луна - наиболее заметный небесный объект после Солнца. Галилейобнаружил, что вокруг Юпитера также движутся спутники. Впоследствии спутникибыли открыты у Сатурна, Марса, Урана и Нептуна. Поиски и открытия спутниковпродолжаются до самого последнего времени. Открытие новых астероидов и кометпроисходит почти каждый год.Планеты Меркурий, Венера, Земля и Марс по своим физическим характеристикамзаметно отличаются от Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна. Меркурий, Венера, Марси Земля объединяются в одну группу планет типа Земли. Юпитер, Сатурн, Уран иНептун в другую - группу планет типа Юпитера или планет-гигантов. Нашипредставления о планетах-гигантах гораздо менее определенны, так как мы не можемпользоваться аналогией с Землей при анализе наблюдений. На дисках Марса, Юпитераи Сатурна заметно множество интересных деталей. Одни из них принадлежатповерхности планет, другие - их атмосфере (облачные образования). В прошломнаблюдениям этих деталей придавалось большое значение, так как они давалиединственный способ хотя бы что-то узнать о природе планет. Однако атмосферноедрожание не позволяет при наблюдениях с Земли безгранично улучшать качествоизображения даже при использовании самых мощных телескопов. Предел (угловоеразрешение 0",2-0",3) был достигнут уже в начале нашего столетия, и сейчаснаблюдения деталей на дисках планет ведутся только для регистрации их изменений.Чтобы обнаружить новые детали, более тонкие, чем удавалось раньше, планетыфотографируются с помощью фототелевизионных камер, установленных на бортукосмических аппаратов. На таких изображениях видны детали в десятки и сотни разменьшие, чем можно различить с Земли (см. § 134, 135, 136 и 137). Большую роль визучении поверхности и атмосферы планет играют астрофизические методы -спектроскопия и фотометрия в различных диапазонах, включая ультрафиолетовую иинфракрасную области, а также радиоастрономия. При этом измерения проводятся какс помощью наземных телескопов, так и приборов, установленных на борту пролетныхи орбитальных автоматических межпланетных станций (см. § 115). В последнемслучае имеется возможность изучать планеты гораздо более детально. Спускаемыеаппараты позволяют проводить прямые исследования физико-химических свойстватмосферы и поверхности. На Луне выполнялись исследования с помощью сложныхподвижных автоматов ("Луноходы") и непосредственно астронавтами, доставлявшимисяна ее поверхность. В результате полетов советских и американских АМС к планетамСолнечной системы и к Луне наши знания о них в течение последних десяти летсущественно расширились. В особенности это касается Венеры и Марса, исследованиякоторых с помощью космических аппаратов проводились многократно и имеют характерпоследовательно развивающейся длительной программы.Полеты космических аппаратов стали сейчас главным направлением планетныхисследований. Однако наземные наблюдения планет еще долгое время будут иметьважное значение по двум причинам: 1) на космические аппараты трудно установитьочень большие приборы - такие, как радиолокационные антенны и спектрографывысокой разрешающей силы; 2) космические аппараты пока не позволяют проводитьдостаточно длительного слежения за планетами, необходимого для изучения всякогорода изменений (сезонные изменения на Марсе, движения облаков на Юпитере ит.д.).Наземные астрономические обсерватории еще долгие годы будут наблюдать планеты иполучать интересные данные о них. Но планетные исследования в целом уже неявляются частью астрофизики, как это было 10-15 лет назад. Большой вклад в нихвносят теперь геофизика, геохимия, геология, и на стыке этих наук с астрономиейна наших глазах рождается новая область науки или даже целая ветвь связанныхмежду собой наук, занимающихся изучением планет (физика планет, планетохимия,планетология).§ 130. Планета ЗемляМы знаем о Земле намного больше, чем о других планетах Солнечной системы.Поэтому прежде чем перейти к ним, мы остановимся на физических характеристикахЗемли. Такие вопросы, как форма Земли, ее масса, движение по орбите, вращение,уже разбирались, и мы не будем к ним возвращаться. Мы рассмотрим здесь в общихчертах внутреннее строение Земли, строение ее атмосферы, данные о физическихусловиях на границе атмосферы и межпланетного пространства.Литосфера и гидросфера. Рассматривая физическое строение Земли по вертикали,можно убедиться, что она представляет собой ряд концентрических сферических илипочти сферических оболочек: самая внешняя оболочка - газовая атмосфера, затемидет жидкая оболочка - гидросфера, которая частично покрывает основную массупланеты - литосферу. Литосфера и атмосфера в свою очередь разделяются на рядсферических слоев, не одинаковых по своим физическим свойствам.Рассмотрим сначала литосферу. Как изменяются ее свойства с глубиной. Казалосьбы, мы не в состоянии ничего об этом узнать, находясь на ее поверхности. Ведьсамые глубокие скважины до недавнего времени не превышали 6 км и только впоследние годы был поставлен вопрос о бурении сверхглубоких скважин глубиной10-20 км. Но ведь и это очень мало в сравнении с радиусом Земли.Тем не менее кое-что о строении литосферы мы знаем. Информацию об этом нам даютмомент инерции Земли и землетрясения. Средняя плотность Земли равна 5,5 г/см3.Это почти вдвое больше, чем плотность поверхностных пород (около 3 г/см3).Следовательно, с глубиной плотность возрастает. Момент инерции шара, плотностькоторого возрастает к центру, меньше, чем у однородного шара. Чем большеконцентрируется масса к центру, тем меньше момент инерции. Момент инерции Землиможно определить по скорости прецессии точек равноденствия. Он равен 0,83 отмомента инерции однородного шара. Этот факт уже накладывает определенныеограничения на степень концентрации массы к центру; она не может быть ни оченьбольшой, ни очень малой.Дальнейшее уточнение дает сейсмология - наука о землетрясениях. Установлено, чтовремя землетрясений, так же как и во время сильных взрывов, в литосфере (отнекоторой точки, называемой эпицентром) распространяются сейсмические волны,достигающие самых глубоких слоев Земли. Эти волны регистрируются сейсмографами -приборами, записывающими колебания почвы.Сейсмические волны бывают двух типов: продольные и поперечные. В продольныхволнах частицы сдвигаются вдоль направления распространения волны (как взвуковых волнах), в поперечных - перпендикулярно к этому направлению. Скоростьпродольных волн больше, чем поперечных. Когда сейсмическая волна встречаеткакую-либо границу раздела, происходит ее отражение и преломление.Наблюдая сейсмические колебания в различных точках земной поверхности и знаявремя пробега волн различных типов, можно определить глубину границ, на которыхпроисходит изменение свойств пород, и величину самих изменений.Поперечные волны не могут распространяться в жидкой среде, так как жидкость несопротивляется поперечному сдвигу. Поэтому наличие поперечных волн говорит отом, что литосфера является твердой вплоть до больших глубин. Однако в началеэтого столетия было доказано, что, начиная с глубины 3000 км, поперечные волныраспространяться не могут. Отсюда был сделан вывод: внутренняя часть литосферыобразует ядро, которое находится в расплавленном состоянии. Более поздниеисследования показали, что ядро делится на две зоны: внутреннее ядро (радиусоколо 1300 км), которое, вероятно, является твердым, и жидкое внешнее ядро(радиус около 3400 км). Твердая оболочка тоже неоднородна - в ней имеется резкаяповерхность раздела на глубине около 40 км. Эта граница называется поверхностьюМохоровичича. Область выше поверхности Мохоровичича называется корой, ниже -мантией. Мантия, как и кора, находится в твердом состоянии, за исключениемотдельных лавовых "карманов". Плотность мантии нарастает с глубиной от 3,3 г/см3у поверхности Мохоровичича до 5,2 г/см3 у границы ядра. На границе ядра онаскачком возрастает до 9,4 г/см3. Плотность в центре Земли находится в пределахот 14,5 г/см3 до 18 г/см3. У нижней границы мантии давление достигает 1 300 000атм. В лабораториях таких высоких давлений пока получить не удалось. Долгоевремя существовала уверенность, что ядро состоит из расплавленного железа,однако многие сейчас полагают, что его состав такой же, как и мантии (скореевсего, окислы кремния, магния, железа), а разница в физических свойствах вызванавысоким давлением.При спуске в шахты температура быстро повышается - примерно 20е на км. Если бытемпература нарастала такими темпами в глубину, то в центре Земли она превышалабы 100 000 еК. Но известно, что мантия находится в твердом состоянии и,следовательно, ее температура нигде не может превышать точки плавления. Это даетверхний предел температуры 5000 еК у нижней границы мантии. Температура в центреЗемли, по-видимому, не превышает 10 000 еК. Поскольку темп увеличениятемпературы с глубиной в среднем падает с приближением к центру Земли, источникитепла должны быть сосредоточены во внешних частях литосферы, скорее всего, вмантии. Единственной мыслимой причиной разогрева мантии является радиоактивныйраспад. В отдельных местах температура мантии превышает температуры плавленияпород, и здесь образуются лавовые карманы. Предполагается, что с процессами,происходящими в области лавовых карманов, связаны вулканическая деятельность иземлетрясения.Кора имеет неоднородную структуру. В области океанических впадин ее толщиназначительно меньше, чем на материках. Сейчас считают, что кора вместе сгидросферой и атмосферой образовалась в результате вулканической деятельности -выброса лавы, пара и газов из внутренних частей мантии. Вулканическаядеятельность также привела к образованию гор. Возраст земной коры оцениваетсяпримерно в 4,5×109 лет. Эта величина была вычислена по относительному содержаниюрадиоактивных элементов и продуктов их распада.71% земной поверхности занимают океаны, образующие основную часть гидросферы.Как мы увидим далее, Земля - единственная планета Солнечной системы, обладающаягидросферой. Циркуляция воды в гидросфере и ее большая теплоемкость уравниваютклиматические условия на различных широтах. Гидросфера поставляет водяной пар ватмосферу. Водяной пар благодаря инфракрасному поглощению создает значительныйпарниковый эффект, поднимающий среднюю температуру поверхности Земли примерно на40 еС. Физическая сущность этого эффекта такова. Солнечное излучение, максимум враспределении энергии которого находится у 0,55 мк, слабо поглощается земнойатмосферой и достигает земной поверхности. Поглощенное поверхностью, онопереизлучается ею в инфракрасной области (максимум у 10 мк, соответствующий,согласно закону Вина, средней температуре Земли 290 еК). Но в инфракраснойобласти водяной пар поглощает часть этого излучения, и равновесная температураЗемли оказывается выше, чем она была бы без "рубашки" из водяного пара.Гидросфера влияет на климат и другими путями. Она запасает большие количестватепла летом и постепенно отдает их зимой, смягчая сезонные колебания температурына континентах. Она переносит, кроме того, тепло из экваториальных районов вумеренные и даже полярные широты.Наличие гидросферы сыграло решающую роль в возникновении жизни на Земле. Мызнаем сейчас, что жизнь зародилась в океанах, и прошли миллиарды лет, прежде чемстала обитаемой суша.Атмосфера. Атмосфера Земли вплоть до самых ее высоких слоев исследованазначительно лучше, чем литосфера. Изучение верхних слоев земной атмосферы ипримыкающих к ней частей межпланетного пространства особенно интенсивнопроизводилось в течение последнего десятилетия с ракет и искусственных спутниковЗемли. Полученные при этом сведения помогают нам понять свойства атмосфер другихпланет. Химический состав атмосферы Земли на уровне моря приведен в табл. 7.Основными компонентами являются кислород (около 20%) и азот (около 80%).Современный состав атмосферы Земли, по-видимому, сильно отличается отпервичного, который имел место 4,5×109 лет назад, когда сформировалась кора.Так, например, принято считать, что кислород образовался в результатежизнедеятельности растений. Первичная атмосфера содержала, по-видимому, многоуглекислоты и мало кислорода.То количество кислорода, которое содержится в земной атмосфере, может бытьвыделено растениями за несколько тысяч лет. Содержание углекислоты в атмосферерегулируется биологическими процессами: она исчезает в результате фотосинтеза, авозвращается обратно при дыхании живых растений и животных и при разложениипогибших. Период кругооборота СО2 составляет около 35 лет. Азот тоже содержитсяв органической материи и проходит сложный цикл изменений в биосфере. Периодэтого кругооборота, однако, значительно больше - около 108 лет. Таким образом,биосфера - растения, животные и микроорганизмы - существенно влияет на такуюобщую характеристику планеты Земли, как химический состав ее атмосферы.На рис. 149 и 150 показана вертикальная структура земной атмосферы. Внизурасположена тропосфера. В тропосфере температура быстро (в среднем 6 град/км)падает с высотой. Причина этого состоит в том, что тропосфера нагреваетсяинфракрасным излучением земной поверхности, которое очень сильно в нейпоглощается из-за большого содержания водяного пара. Иными словами, лучистаятеплопроводность тропосферы мала, и в результате перепад температуры в нейвелик. Часть тепла, излучаемого поверхностью, отводится в тропосфере конвекцией,и поэтому тропосфера называется иногда конвективной зоной атмосферы. Надтропосферой находится стратосфера, в которой температура мало меняется свысотой, и в первом приближении ее можно считать постоянной. Она составляетоколо 220 еК. В стратосфере инфракрасное излучение, идущее снизу, поглощаетсяслабо, ее лучистая теплопроводность велика, и поэтому мал перепад температуры.Уменьшение инфракрасного поглощения с высотой объясняется тем, что водяной парвымерзает при уменьшении температуры. Граница между тропосферой и стратосферойназывается тропопаузой. В средних широтах она расположена на высоте 11-12 км.Разность температур между низкими и высокими широтами сглаживается благодаряявлению циркуляции атмосферы. В низких широтах атмосферные массы нагреваются иподнимаются вверх, на их место приходят более холодные с севера и с юга. Вблизиповерхности воздух движется от полюсов к экватору, а в верхней части тропосферыв обратном направлении. Кориолисова сила смещает линии тока, создаваясоставляющие, направленные по параллелям, и в результате образуются своеобразныециркуляционные петли с горизонтальными масштабами порядка нескольких тысячкилометров. На Земле картина общей циркуляции сильно усложняется присутствиемокеанов, теплоемкость которых очень велика. Поднятие воздушных масс надотносительно теплыми водными пространствами приводит к тому, что возникаютместные движения, направленные по радиусам к некоторому центру. Под влияниемкориолисовой силы движения становятся спиральными. Образуется большая местнаяциркуляционная ячейка, называемая циклоном. В относительно холодных областяхнаправления движений обратные, и в этом случае может сформироваться антициклон.Динамические процессы такого рода в общем определяют все явления смены погоды, иих исследование очень важно для ее прогноза.На высоте 20-25 км начинается увеличение температуры. Причиной этого увеличенияявляется экзотермическая (т.е. сопровождающаяся выделением тепла) фотохимическаяреакция разложения озона О3 + hn ® O2 + О.(10.1)Озон появляется в результате фотохимического разложения O2 O2 + hn ® O + O(10.2)и последующей реакции тройного соударения O + O2 + М ® O3 + М,(10.3)где М - третья молекула.В результате реакции (10.1) озон поглощает ультрафиолетовое излучение в областиот 2000 до 3000 Å, и это излучение разогревает атмосферу. Температура растетпримерно до 50 км, где достигает максимума (около 270 еК). Эта сравнительнотеплая область атмосферы называется мезосферой (или озоносферой). Озон,находящийся в верхней атмосфере, служит своеобразным щитом, охраняющим нас отдействия ультрафиолетового излучения Солнца. Без этого щита развитие жизни насуше в ее современных формах вряд ли было бы возможно.Над мезосферой расположен температурный минимум - мезопауза. Выше температуравновь начинает расти. Причиной является поглощение ультрафиолетового излученияСолнца на высотах 150-300 км, обусловленное ионизацией атомарного кислородаO + hn ® O+ + e-.Над мезопаузой температура растет непрерывно до высоты около 400 км, где онадостигает днем в эпоху максимума солнечной активности 1800 еК. В эпоху минимумасолнечной активности эта предельная температура может быть меньше 1000 еК. Выше400 км атмосфера изотермична. Область изотермии называется термосферой.В § 120 мы познакомились с понятием шкалы высот (формула 9.5)Это соотношение можно записать также в виде (10.4)где k - постоянная Больцмана (1.38×10-16 эрг/град) и mH = 1,67×10-24 г - массаатома водорода.Чем больше температура и легче молекулы, тем медленнее уменьшаются с высотойдавление р и концентрация молекул n, т.е. число молекул в 1 см3 (они связаныпростым соотношением р = nk T ).Возникает вопрос, какой молекулярный вес надо подставить в формулу (10.4) -средний или индивидуальный для каждого газа (каждого компонента), находящегося ватмосфере? Если средний, то химический состав не будет изменяться с высотой;если индивидуальный для каждой составляющей, то относительное содержание легкихкомпонентов будет увеличиваться с высотой. Легко понять, что средний вес надобрать в том случае, если газы перемешаны между собой механически. Кперемешиванию приводят процессы конвекции, восходящие и нисходящие потоки газа.В обратном направлении действует процесс диффузии, который стремится установитьдля каждого газа свою шкалу высот. Скорость диффузии обратно пропорциональнадавлению. На уровне моря она ничтожна и становится сравнимой со скоростьюперемешивания только на высотах 100-120 км.Часть атмосферы, расположенная ниже 100-120 км, называется областью полногоперемешивания; часть, расположенная выше, - областью диффузионного разделения.Относительный химический состав атмосферы в области полного перемешивания неменяется с высотой. В этом случае в формулу (10.4) надо подставлять средниймолекулярный вес . На уровне моря средний молекулярный вес атмосферы равен 29.Средняя температура на уровне моря Т = 290 еК и ускорение силы тяжести g = 980см/сек2. Подставляя эти величины в формулу (10.4), получимНа высоте 8 км, следовательно, давление примерно в 3 раза меньше, чем на уровнеморя. Если мы поднимемся на высоту 100 км, то там давление и концентрациямолекул будут примерно в миллион раз меньше, чем на уровне моря.Выше 100-120 км в области диффузионного разделения большая часть кислороданаходится в атомарном состоянии, в то время как азот остается в молекулярномвиде. Поэтому относительное содержание азота уменьшается с высотой. В результатена высотах 400-500 км, где концентрация в 1011-1012 раз меньше, чем на уровнеморя, атмосфера состоит главным образом из кислорода. Но шкала высот для гелия в8, а для водорода в 16 раз больше, чем для кислорода. В результате выше 700 кмосновными составляющими являются уже гелий и водород. На высоте 1000 кмконцентрация молекул составляет в среднем 3×105 см -3, т. е. в 1014 раз меньше,чем на уровне моря. Самые внешние части атмосферы, состоящие из водорода,простираются на расстояние до нескольких земных радиусов, образуя водороднуюгеокорону. Концентрация водородных атомов в геокороне 102-103 см -3.Необходимо сказать несколько слов о методах исследования атмосферы на большихвысотах. Вплоть до высот около 300 км давление с достаточной точностьюопределяется манометрами, установленными на ракетах. На больших высотах такиеманометры использовать трудно, так как приборы и корпус ракеты выделяют большегаза, чем содержится в окружающей атмосфере. Начиная с высоты 200 км плотностьатмосферы очень точно определяется по торможению искусственных спутников Земли.Этим способом плотность вычислена до высоты 1800 км. Установлено, что выше 300км плотность атмосферы днем в несколько раз больше, чем ночью. Это объясняетсятем, что днем выше температура термосферы и больше шкала высот Н.Масс-спектрометры, установленные на ракетах и спутниках, позволяют определитьотносительный химический состав атмосферы на больших высотах. Зная зависимостьплотности от высоты, можно определить шкалу высот, а зная ее и химический составатмосферы, найти по формуле (10.4) температуру.На высоте 500 км плотность атмосферы такова, что длина свободного пробегамолекул и атомов становится приблизительно равной шкале высот Н " 100 км.Наиболее вероятная скорость атомов (см. § 104) равнаЧасть атомов той же массы т имеет скорость большую v*, часть - меньшую. Какая-тодоля молекул улетает с критического уровня со скоростями, превышающимипараболическую (11 км/сек), и покидает Землю навсегда. Это явление называетсядиссипацией атмосферных газов. Чем больше температура, легче молекула и чемменьше параболическая скорость, тем быстрее идет диссипация.Оценки скорости диссипации показывают, что количество кислорода в атмосфереЗемли уменьшится в 3 раза через 1026 лет, а количество водорода всего лишь через103 лет. При этом предполагается, что потери вследствие диссипации невозмещаются поступлением в атмосферу новых количеств газа. Приведенные числапоказывают, что Земля теряет кислород достаточно медленно и его утечкой можнопренебречь. Водород и гелий улетучиваются, наоборот, очень быстро, и если мынаходим их в атмосфере, то это означает, что их потеря непрерывно возмещается.Возмещение водорода происходит за счет диссоциации водяного параультрафиолетовым излучением Солнца, а гелий выделяется земной корой благодаряпроцессам радиоактивного распада.Ионизация О, O2 , N2 ультрафиолетовым излучением Солнца. приводит к образованиюионов и электронов в верхней атмосфере. Таким образом, термосфера представляетсобой ионизованный газ - плазму, и часто ее называют ионосферой, подчеркивая тотфакт, что она содержит заряженные частицы. Плотность положительных иотрицательных зарядов в каждой точке ионосферы, как и любой плазмы, одинакова.Если вследствие случайных флуктуаций возникает даже небольшой избыток зарядоводного знака, этот избыток притягивает заряды другого знака и равновесиевосстанавливается. Это свойство называется квазинейтральностью плазмы. Приставкаквази означает, что плазма все же ведет себя иным образом, чем газ, состоящий изнейтральных частиц. Подвижность электронов много больше, чем подвижность ионов,и они быстрее реагируют на изменение электрического и магнитного поля. Плазмапреломляет, отражает и поглощает электромагнитные колебания.Концентрация электрических зарядов (электронная концентрация равна ионной) вземной атмосфере на высоте. 300 км составляет днем около 106 см -3. Плазма такойплотности отражает радиоволны длиной 20 м, а более короткие пропускает.Критическая частота (граница пропускания) зависит от электронной концентрации иравнаТак как интенсивность ультрафиолетового излучения Солнца изменяется, тоизменяется и n 0 . Казалось бы, ночью электронная плотность должна быть равнанулю и ионосфера должна исчезать, поскольку источник ионизации отсутствует.Действительно, нижняя часть ионосферы (слой D, на высоте около 70 км) ночьюисчезает и вновь формируется утром. Однако наиболее плотная и протяженная частьионосферы (слой F, на высоте 200-500 км) сохраняется ночью. Причина этогосостоит в том, что процесс рекомбинации (соединения) ионов и электронов идетбыстрее в более глубоких слоях атмосферы и медленнее в более высоких иразреженных.На рис. 151 показана зависимость электронной концентрации пе в ионосфере отвысоты. Эта кривая не является гладкой, на ней имеются отдельные скачки. Уровни,на которых находятся скачки, отражают радиоволны с частотой больше n 0 . Такимобразом, посылая в ионосферу радиоволны различной частоты и регистрируя ихотражение, можно определить зависимость nе от высоты. На этом принципе основанаработа ионосферных станций. Приборы, установленные на искусственных спутникахЗемли, измеряют плотность электрических зарядов в ионосфере непосредственно.Хотя зависимость ne от высоты является непрерывной, исторически сложилосьусловное деление ионосферы на "слои". О слоях D и F мы уже говорили. Междуслоями D и F находится еще один слой Е (днем ne " 105 см -3). Он получается врезультате ионизации О2 на высоте около 100 км. Представление о ионосферныхслоях с резкими границами возникло в результате зондирования радиоволнами.Теперь мы знаем, что границы слоев - это просто небольшие неоднородности враспределении электронной плотности по высоте, вызывающие отражение радиоволн.При рекомбинации ионов и электронов (а также атомов в молекулы) часто получаютсявозбужденные атомы и молекулы, которые дают слабое излучение, наблюдаемое ночью(или днем с больших высот) как свечение неба. К свечению приводят такженекоторые химические реакции в верхней атмосфере. Свечение ночного небаограничивает минимальную яркость космических объектов, которые можно наблюдать сЗемли. Звездная величина яркости ночного неба составляет 4m с квадратногоградуса или 22m с квадратной секунды.Поскольку радиус нормального диска дрожания звезды равен около 1", нетрудноподсчитать, что звезды, на одну-две величины слабее 22m, будут "забиваться"фоном свечения ночного неба. Спектр свечения ночного неба довольно сложен. Онсодержит непрерывную эмиссию, на которую накладывается большое число линийизлучения. Одна из самых ярких линий - зеленая l 5577 Å, другая - красная l6300 Å. Обе линии принадлежат атомарному кислороду и являются запрещенными.Начиная примерно с 6000 Å и до 4 мк простирается серия сильных полос излучениямолекулы свободного гидроксила ОН. Днем свечение верхней атмосферы наблюдалось сракет. Установлено, что днем оно гораздо сильнее, чем ночью.При наблюдениях с поверхности Земли яркость дневного неба примерно в 107 разбольше, чем ночного. Эта яркость обусловлена рассеянием солнечного света внижних слоях атмосферы. Рассеяние производится молекулами газа (рэлеевскоерассеяние) и аэрозолями, т.е. твердыми и жидкими частицами, размерами внесколько микрон. Они достаточно малы, чтобы долго удерживаться во взвешенномсостоянии в атмосфере, но достаточно велики, чтобы сильно рассеивать солнечныйсвет. Когда Солнце заходит за горизонт, наступают сумерки, при которых солнечныелучи освещают атмосферу, начиная лишь с определенной высоты (см. рис. 21). Чемглубже погружение Солнца под горизонт, тем больше эта высота и тем меньшеяркость неба. При погружении Солнца на 18е рассеяние солнечного света атмосферойперестает быть заметным совсем, и яркость неба определяется только излучениемверхней атмосферы. Рэлеевское рассеяние резко усиливается с уменьшением длиныволны, так как яркость рассеянного света пропорциональна l -4. Этим объясняетсяголубой цвет дневного неба. Если в нижней атмосфере много аэрозолей, небостановится белесоватым, так как их рассеивающая способность слабее зависит отдлины волны.§ 131. Магнитное поле Земли, полярные сияния и радиационные пояса. Связьсолнечных и земных явленийМагнитное поле Земли, отклоняющее стрелку компаса, сыграло в свое время большуюроль в развитии мореплавания, так как компас позволял морякам ориентироваться влюбую погоду. Свободно подвешенная стрелка компаса указывает, однако, не точнона север, а на северный магнитный полюс: она стремится стать параллельно силовымлиниям магнитного поля. Угол между направлением стрелки компаса и истиннымнаправлением на север называется магнитным склонением, угол между силовой линиейи горизонтальной плоскостью - наклонением. Наибольшее наклонение наблюдается намагнитных полюсах Земли (90е).Положения магнитных полюсов меняются со временем. Установлено, что северныймагнитный полюс дрейфует со скоростью 5-6 км в год. Магнитные силовые линииЗемли в среднем близки к силовым линиям некоторого диполя, отличаясь от нихместными нерегулярностями, связанными с наличием намагниченных пород в коре.Этот воображаемый диполь, поле которого ближе всего соответствует истинному,называется эквивалентным магнитным диполем. Ось эквивалентного диполя называетсягеомагнитной. Точки пересечения геомагнитной оси с поверхностью Земли -геомагнитные полюсы - не совпадают с магнитными полюсами, так как полеэквивалентного диполя не вполне точно совпадает с полем Земли. Аналогичногеографическим координатам можно ввести геомагнитную широту и долготу. Системагеомагнитных координат часто применяется в исследованиях различных явлений,связанных с магнитным полем Земли: полярных сияний, магнитных бурь и т.д. (см.ниже). Положение геомагнитных полюсов со временем практически не меняется.Географические координаты северного геомагнитного полюса ср = 78е,6 с.ш. и l =70е,1 з.д. (Северная Гренландия).Напряженность ноля на геомагнитных полюсах достигает 0,63 э (эрстед), а нагеомагнитном экваторе 0,31 э. Искусственные спутники Земли и космические ракетыпозволили измерить магнитное поле Земли на больших расстояниях. На рис. 152показана зависимость напряженности поля от расстояния, найденная по измерениямна советских космических ракетах. Вдали от поверхности неоднородности полясглаживаются, и оно становится очень близким к полю эквивалентного диполя.Магнитное поле Земли испытывает вековые изменения. Скорость и характер измененияразличны в различных географических точках. Большой интерес представляет в связис этими изменениями явление палеомагнетизма. Оно состоит в том, что приохлаждении и застывании лавы (а также и в ряде других случаев, например, приотжиге кирпича, осаждении глины на дне озер) материал сохраняет слабуюнамагниченность, причем направление поля остается таким же, как при формированииматериала. Изучая в лаборатории магнитные свойства таких образцов, можноустановить картину магнитного поля в древние эпохи. Применение этого методапривело к очень интересным выводам, которые, правда, еще не являютсяокончательными. Например, было найдено, что магнитное поле Земли в прошломизменяло знак. Другой вывод указывает на дрейф континентов, которые в прошломиспытывали смещения и повороты.Происхождение магнитного поля Земли и других планет связано, по-видимому, с такназываемым динамо-механизмом. Предполагается, что магнитное поле возникаетблагодаря гидродинамическим движениям в жидком ядре. Температура вещества вжидком ядре довольно высокая (несколько тысяч градусов), и оно имеет заметнуюпроводимость. Если в ядре имеется какое-либо (пусть вначале очень слабое)начальное магнитное поле, то при пересечении этого поля потоком проводящеговещества возникает электрический ток. Электрический ток создает магнитное поле,которое при благоприятной геометрии течений может усилить начальное поле, а этоусилит ток. Процесс усиления будет продолжаться до тех пор, пока растущие сувеличением тока потери на джоулево тепло не уравновесят притоки энергии,поступающей за счет гидродинамических движений.Магнитное поле Земли оказывает сильное влияние на электрические частицы,движущиеся в межпланетном пространстве около Земли. Эти частицы можно разбить надве группы: космические лучи, т.е. электроны, протоны и ядра тяжелых элементовприходящие с почти световыми скоростями, главным образом из других частейГалактики, и корпускулярные потоки - электрические частицы, выброшенные Солнцем.В магнитном поле электрические частицы движутся по спирали; траектория частицыкак бы навивается на цилиндр, по оси которого проходит силовая линия. Радиусэтого воображаемого цилиндра зависит от напряженности поля и энергии частицы.Чем больше энергия частицы, тем при данной напряженности поля радиус (онназывается ларморовским) больше. Если ларморовский радиус много меньше, чемрадиус Земли, частица не достигает ее поверхности. Она захватывается магнитнымполем Земли Если ларморовский радиус много больше, чем радиус Земли, частицадвижется так, как будто бы магнитного поля нет Расчет показывает, что частицыпроникают сквозь магнитное поле Земли в экваториальных районах, если их энергиябольше 109 эв. Такие частицы вторгаются в атмосферу и вызывают при столкновениис ее атомами ядерные превращения, которые дают определенные количества вторичныхкосмических лучей Эти вторичные космические лучи уже регистрируются наповерхности Земли. Для исследования космических лучей в их первоначальной форме(первичных космических лучей) аппаратуру поднимают на ракетах и искусственныхспутниках Земли. Примерно 99% энергичных частиц, "пробивающих" магнитный экранЗемли, являются космическими лучами галактического происхождения и лишь около 1%образуется на Солнце.В 1958 г., когда аппаратура для исследования космических лучей (счетчики Гейгераи сцинтилляционные счетчики) была впервые запущена на искусственных спутникахЗемли, советские и американские исследователи столкнулись с неожиданнымявлением: приборы указывали на огромную плотность энергичных частиц в ближайшихокрестностях Земли. Это явление было понято не сразу и в последующие годыинтенсивно исследовалось. Было установлено, что магнитное поле Земли удерживаетогромное число энергичных частиц, как электронов, так и протонов. Их энергия иконцентрация зависят от расстояния до Земли и геомагнитной широты. Частицызаполняют как бы огромные кольца или пояса, охватывающие Землю вокруггеомагнитного экватора.Обнаружены два основных радиационных пояса. Внутренний пояс состоит из протоновс энергией около 108эв и электронов с энергией 20-500 кэв. Он начинается навысоте 2400 и кончается на высоте 5600 км и расположен между широтами ±30.Внешний пояс радиации расположен па высотах от 12 000 до 20 000 км и состоит изпротонов и электронов меньшей энергии. Понятие поясов в достаточной мереусловно, их границы и размеры зависят от того, какие именно частицы и с какимиэнергиями принимаются в расчет при анализе измерений. На высоте 50 000-60 000 кмрасположен третий пояс радиации или кольцевой ток, силой до 107 а, состоящий изэлектронов с энергией 200 эв.Всю область околоземного пространства, заполненную заряженными частицами,движущимися в магнитное поле Земли, называют магнитосферой (рис. 153). Онаотделена от межпланетного пространства магнитопаузой. Вдоль магнитопаузы частицыкорпускулярных потоков ("солнечного ветра") обтекают магнитосферу.О существовании корпускулярных потоков было известно задолго до эпохиискусственных спутников. Еще в XVIII веке было замечено, что магнитное полеЗемли может испытывать кратковременные изменения. Склонение и наклонениеизменяются и колеблются иногда в течение многих часов, а потом восстанавливаютсядо прежнего уровня. Это явление называется магнитной бурей. Магнитные бури частоначинаются внезапно и одновременно во всем мире.В высоких широтах во время возмущений магнитного поля наблюдаются полярныесияния (рис. 154). Они могут продолжаться несколько минут, но часто видимы втечение нескольких часов. Полярные сияния сильно различаются по форме, цвету иинтенсивности, причем все эти характеристики иногда очень быстро меняются вовремени. Спектр полярных сияний состоит из эмиссионных линий и полос. В спектресияний усиливаются некоторые из эмиссий ночного неба, прежде всего зеленая икрасная линии l 5577 Å и l 6300 Å кислорода. Бывает, что одна из этих линий вомного раз интенсивнее другой, и это определяет видимый цвет сияния: зеленый иликрасный.Возмущения магнитного поля сопровождаются также нарушениями радиосвязи вполярных районах. Причиной нарушения являются изменения в ионосфере, которыеозначают, что во время магнитных бурь действует мощный источник ионизации. Былоустановлено, что сильные магнитные бури происходят при наличии вблизи центрасолнечного диска больших групп пятен. Последующие наблюдения показали, что бурисвязаны не с самими пятнами, а с солнечными вспышками, которые появляются вовремя развития группы пятен.Жесткое излучение вспышки вызывает в ионосфере резкое добавочное увеличениеионизации, сопровождающееся возникновением потоков и возмущением общегомагнитного поля Земли. Во время вспышки особенно усиливается наиболее жесткийкомпонент рентгеновских лучей, который увеличивает ионизацию главным образом вионосферном слое D (в 5-10 раз). Слой начинает сильно поглощать короткиерадиоволны, примерно до 100 м, и отражать длинные километровые волны. Первое -приводит к замиранию радиослышимости на коротких волнах, а второе - к усилениюслышимости далеких станций на длинных волнах.Корпускулярное излучение Солнца, также связанное со вспышками, вызываетмагнитные бури и полярные сияния.Корпускулярный поток, обычно движущийся со скоростями в среднем около 1000км/сек, достигает Земли, как правило, через сутки после того, как наблюдаласьхромосферная вспышка. Он представляет собой быстродвижущуюся плазму, котораятормозится магнитным полем Земли, препятствующим движению ионизованного газапоперек магнитных силовых линий. В результате корпускулярный потокостанавливается, деформируя при этом магнитные силовые линии, т.е. вызываявозмущения магнитного поля Земли - магнитные бури.Частицы корпускулярных потоков захватываются магнитным полем Земли и наполняютвнешний радиационный пояс. В полярных районах условия для захвата частиц менееблагоприятны. Здесь электроны и протоны, двигаясь по спирали вдоль силовойлинии, могут проникнуть в атмосферу даже при относительно малых энергиях,соответствующих корпускулярным потокам. В верхних слоях атмосферы частицыкорпускулярных потоков создают дополнительную ионизацию, которая изменяетусловия распространения радиоволн, и возбуждают свечение, наблюдаемое в видеполярных сияний.Многие вопросы геофизики, о которых рассказывалось выше, требуют дальнейшихисследований и уточнений. Существующие представления, вероятно, изменятся, можетбыть, даже в самом недалеком будущем. Однако наши знания о других планетахнаходятся на более низком уровне, и наличие такого относительно хорошоизученного "образца", как Земля, очень важно для понимания природы планет.§ 132. ЛунаЛуна - ближайшее к Земле небесное тело. Ее радиус 1737 км, среднее расстояние отЗемли 384 400 км.Масса Луны в 81,3 раза меньше массы Земли, а ускорение силы тяжести на луннойповерхностичто примерно в шесть раз меньше земного. Параболическая скорость на луннойповерхностиили в 4,6 раза меньше, чем на Земле. Благодаря близости к Земле, малой силетяжести и малой параболической скорости на поверхности, посадка на Лунукосмического корабля (и взлет с ее поверхности) может быть осуществленаотносительно просто. Поэтому Луна явилась первым естественным небесным телом, накоторое высадились космонавты (июль 1969 г., Н. Армстронг и Э. Олдрин).Отношение массы Луны к массе Земли (1/81,3) очень велико по сравнению саналогичными величинами для спутников других планет. Следующее по порядку местозанимает спутник Нептуна Тритон, но его масса уже в 700 раз меньше массыпланеты. Поэтому есть основание считать систему Земля - Луна двойной планетой.Другой особенностью Луны является ее относительно малая средняя плотность - 3,3г/см3, которая в полтора раза меньше средней плотности Земли (5,5 г/см3).Вероятно, это объясняется тем, что Луна, в отличие от Земли, не имеет плотногоядра.В § 79 подробно разбирался вопрос о вращении Луны. Напомним, что период вращениянашего спутника вокруг оси равен периоду его обращения вокруг Земли, и толькоблагодаря либрациям наблюдаемая с Земли доля лунной поверхности несколькопревышает половину. Вращение такого типа называется синхронным.Наиболее крупные детали лунной поверхности - "моря" и большие горные районы -видны даже невооруженным глазом. В любой телескоп, зрительную трубу или бинокльможно наблюдать своеобразные формы лунного рельефа. Первым наблюдал Луну втелескоп Галилей. Он и назвал большие темные области морями, и это названиесохраняется по традиции, хотя известно, что лунные моря не содержат воды.На рис. 155 приведена карта лунной поверхности, пользуясь которой можноознакомиться с основными особенностями лунного рельефа. Обширные светлые участкилунной поверхности, называемые материками, занимают около 60% видимого с Землидиска. Это неровные, гористые районы. Остальные 40% поверхности - моря, ровныегладкие области. Им были присвоены в XVII в. наименования: Море Спокойствия,Море Дождей, Море Ясности, Океан Бурь и т.д. Части морей, вдающиеся в материки,называются заливами, изолированные темные пятна небольших размеров - озерами.Области, промежуточные по яркости между материками и морями, иногда называютсяболотами.Материки пересечены горными хребтами. Они расположены главным образом вдоль"побережий" морей. Лунные горные хребты называются по именам земных горныхцепей: Апеннины, Кавказ, Альпы, Алтай.Одна из наиболее характерных форм лунного рельефа - кратеры. Лунный кратерсостоит из кольцевого вала, внутри которого находится равнина (дно), а в центреравнины - центральная горка, высота которой обычно меньше высоты вала. Самыекрупные кратеры имеют диаметр до 100 км.Большие лунные кратеры названы именами ученых. Некоторые из них показаны на рис.156 и 157. Количество мелких кратеров очень велико. Фотографии, полученныеамериканскими лунными станциями серии "Рейнджер" с расстояния менее 1 км,показывают отчетливые изображения кратеров диаметром около 1 м (рис. 158).Образования, подобные кратерам, но без центральной горки, называются цирками. Втех случаях, когда дно темное (подобно морям), цирки называются кратернымиморями. Цирки, как и кратеры, названы именами ученых (Платон, Птолемей и др.).Около некоторых кратеров наблюдается светлое вещество, ясно образующее лучи,радиально расходящиеся от них. Особенно хорошо развита система лучей околократера Тихо. Среди других форм лунного рельефа можно отметить валы - длинныеузкие возвышения, которые тянутся через моря, а также трещины, и круглые,лишенные вала, чашеобразные лунки или кратерочки. Имеется множество форманомального характера, например, кратеры с двойным и даже тройным валом,пересекающиеся кратеры и т.д.В расположении и строении форм лунного рельефа можно отметить определенныезакономерности. Моря образуют, например, пояс неправильной формы, ширинакоторого составляет около 60е, а средняя линия идет по большому кругу. К лунномуэкватору он наклонен на 23е. На материках гораздо больше кратеров и цирков, чемна морях. Общий объем вала и центральной горки кратера приблизительно равенобъему впадины, образуемой дном (дно обычно ниже окружающей поверхности). Этазакономерность называется правилом Шретера.Самое благоприятное время для наблюдения лунных деталей - вблизи первой ипоследней четверти, когда они очень контрастны.Рис. 158. Фотографии лунной поверхности, переданные телевизионными камерамиавтоматической межпланетной станции "Рейнджер-7" (США, 1964 г.):а) высота 19,6 км, самые маленькие кратеры имеют диаметр около 15 м; б)последнее изображение, принятое с борта "Рейнджер-7", высота около 300 м, размерплощадки, изображенной на фотографии, 30Х20 м.Все неровности лунной поверхности отбрасывают в эти периоды хорошо заметныетени, длина которых тем больше, чем ближе данная деталь к терминатору. По длинетеней определяется высота лунных образований. Вершины гор, находящиеся запределами терминатора, некоторое время освещаются солнечными лучами. Это явлениетоже используется для определения высоты лунных гор. Высота образований,расположенных вблизи лимба, находится непосредственно из наблюдений формы лимба.Благодаря либрации этим способом может быть исследована довольно широкая полосавдоль краев диска. Наконец, либрация позволяет определять высоту еще однимспособом: сопоставляя снимки Луны при разных углах поворота, можно получитьнечто вроде стереоскопического изображения. Высота лунных образований может бытьопределена с очень хорошей точностью: тень от горки высотой в 10 м имеетразличимые размеры вблизи терминатора. Наибольшая высота лунных гор достигает 9км.Рис. 159. Фотография невидимой с Земли стороны Луны, полученная автоматическоймежпланетной станцией "Зонд-3" 20 июня 1965г. в 5h25m по московскому времени.Крупное темное пятно справа - Море Восточное. Левее его расположены объекты,невидимые с Земли. В нижнем левом углу - фотометрическая шкала.Около 40% лунной поверхности оставались недоступными для исследования из-засинхронного вращения нашего спутника до тех пор, пока не был совершен облет Лунысоветской межпланетной станцией "Луна-3" (1959 г.). Она впервые сфотографировалаобратную сторону Луны.К числу наиболее выдающихся деталей обратной стороны Луны относятся Море Москвы,Море Мечты, кратеры Циолковский, Лобачевский, Ломоносов, Максвелл. Моря,расположенные на обратной стороне Луны, имеют гораздо меньшие размеры, чем навидимой с Земли, кроме того, их очень мало. В 1965 и 1969 гг. советскиемежпланетные станции "Зонд-3" и "Зонд-7" повторили фотографирование обратнойстороны Луны (рис. 159). Новые фотографии дают значительно больше деталей, чемпрежние. Подтвердилось, что обратная сторона Луны имеет определенные отличия отстороны, обращенной к Земле. Низменные районы на обратной стороне представляютсобой не темные, а светлые области, и они, в отличие от обычных морей, былиназваны талассоидами (мореподобными). На видимой с Земли стороне низменностизалиты темной лавой; на обратной стороне этого не произошло, за исключениемотдельных участков. Пояс морей, о котором упоминалось выше, продолжается наобратной стороне талассоидами. Несколько небольших морей, найденных на обратнойстороне, расположены в центре талассоидов.В апреле 1966 г. был выведен на орбиту первый в мире искусственный спутник Луны"Луна-10". Запущенные вскоре американские спутники Луны "Лунар Орбитер" провелисистематическое фотографирование лунной поверхности с разрешением около 200 м(наземные телескопы дают разрешение не лучше 1 км). Аппараты серии "Рейнджер",совершившие жесткую посадку, фотографировали лунную поверхность при подлете срасстояний всего в несколько километров.31 января 1966 г. к Луне была запущена советская автоматическая межпланетнаястанция "Луна-9", которая 3 февраля 1966 г. совершила, впервые в историичеловечества, мягкую посадку на лунную поверхность в Океане Бурь, к западу откратеров Марий и Рейнер. 4 и 5 февраля станция передала на Землю изображениелунного ландшафта в области прилунения (рис. 160). Этот эксперимент положилначало систематическому исследованию лунной поверхности с помощью АМС,совершающих мягкую посадку.Первые сведения о характере лунной поверхности были получены из астрономическихнаблюдений. Глаз наблюдателя воспринимает Луну как яркий, слегка желтоватыйдиск. Это впечатление в некоторых отношениях обманчиво: отражательнаяспособность Луны очень низка.Отражательная способность некоторой плоской поверхности, освещеннойпараллельными лучами, выражается через ее альбедо. Альбедо - это отношениепотока, рассеянного по всем направлениям, к падающему. Аналогичная величинаможет быть введена для средней отражательной способности сферы. Она носитназвание сферического альбедо. Сферическое альбедо Луны в визуальных лучахсоставляет всего лишь 0,06 и, кроме того, альбедо систематически увеличивается сдлиной волны, так что на самом деле цвет Луны красноватый, а не желто-белый.Отражательная способность светлых областей в два-три раза больше, чем темных.Самые яркие районы - скопления светлого вещества вблизи лучевых кратеров -отражают приблизительно 20% падающего на них света.Спектральная отражательная способность, т.е. зависимость альбедо от длины волныдля всех частей лунной поверхности,Рис. 160. Фотография лунного ландшафта, переданная станцией "Луна-9"после мягкой посадки.почти одинакова, различаются только абсолютные величины коэффициента отражения.Поглощенное лунной поверхностью солнечное излучение нагревает ее. Температураднем определяется уравнением теплового баланса bs T 4 + F = E (1 - A) cos z,(10.5)где Е - энергетическая освещенность, А - альбедо, z - зенитное расстояние Солнцав данной точке, Т - температура, b - коэффициент излучения, s - постояннаяСтефана - Больцмана. В правой части уравнения стоит количество энергии,поглощаемой поверхностью в единицу времени, а в левой - энергия, излучаемая позакону Стефана - Больцмана, плюс отводимая в глубь за счет теплопроводности (F). Ночью правая часть равна нулю и температура определяется уравнением bs T 4 + F = 0.(10.6)Днем поток F направлен от поверхности внутрь, ночью, наоборот, к поверхности, иберется со знаком "минус".Согласно закону Вина максимум распределения энергии в спектре собственноготеплового излучения подсолнечной точки Луны находится вблизиПо мере удаления от подсолнечной точки температура должна уменьшаться, амаксимум смещаться в сторону более длинных волн. Для сравнения напомним, чтомаксимум распределения энергии в спектре Солнца находится вблизи 4700 Å = 0,47мк. Так как планковская кривая очень круто спадает с уменьшением длины волны приl > l max (см: § 108), получается, что в видимой области спектра собственнымизлучением Луны можно пренебречь; Луна здесь светит только отраженным светом. Сувеличением длины волны интенсивность отраженного света уменьшается (посколькуего спектр приблизительно повторяет солнечный), а интенсивность собственногоизлучения Луны увеличивается. В окне прозрачности земной атмосферы,расположенном в области от 8 до 14 мк, отраженное излучение ничтожно мало посравнению с собственным, а в радиодиапазоне - тем более.При излучении энергия уходит не с самой поверхности, а с некоторой глубины,которая зависит от длины волны и электропроводности материала. Чем больше длинаволны, тем в среднем больше глубина излучающего слоя. Инфракрасное излучениеуходит с глубины порядка 0,1 мм, и его интенсивность определяется практическитемпературой поверхности. А вот радиоволны с длиной 10 см выходят с глубиныпорядка 1 м. Измерения инфракрасного излучения Луны и ее радиоизлучения показалиследующее:1) В дневное время температура поверхности Луны составляет в полдень на экватореоколо 390еК.2) В ночное время температура поверхности очень низка, = 100-120е К.3) Теплопроводность, определяющая величину F, очень мала; она близка ктеплопроводности сухого песка в вакууме. Колебания температуры от дня к ночипочти полностью сглаживаются уже на глубине 10 см.Итак, астрономические наблюдения указывали на пористый характер лунногоповерхностного материала. Это подтвердили исследования лунного грунта,проводившиеся сначала на Луне первыми космическими аппаратами, совершившимимягкую посадку. Наиболее же детальные данные о лунном грунте были получены последоставки его образцов на Землю. Эта доставка была осуществлена экипажамиамериканских космических кораблей "Аполлон" и советскими автоматическимистанциями "Луна-16", "Луна-20" и "Луна-24".Что же представляет собой доставленный на Землю лунный грунт? Его средняяплотность 1-1,5 г× см -3, пористость около 50%. Можно выделить четыре типапород, слагающих лунную поверхность: мелкозернистые пористые изверженные породы(тип А), крупнозернистые пористые изверженные породы (тип В), брекчии (обломкиизверженных пород и минералов, многие из них были расплавлены в результатеметеоритной бомбардировки) и реголит (мелкие частицы, пыль). Первые три группыодинаковы по химическому составу; реголит содержит примесь метеоритноговещества. Химический состав лунных пород похож на состав земных, но имеютсязаметные отличия: избыток тяжелых элементов, таких как Сг, Ti , Zr, и недостатоклегких - Sn, К, Na.Возраст лунных изверженных горных пород очень велик, их кристаллизацияпроисходила три-четыре миллиарда лет назад. Некоторые лунные породыкристаллизовались раньше древнейших земных. Характер лунных брекчий и реголита(наличие оплавленных частичек и обломков) свидетельствует о непрерывнойметеоритной бомбардировке, но скорость разрушения ею поверхности невелика, около10-7 см/год. Космические аппараты, оставшиеся на Луне, простоят миллионы лет.В течение многих месяцев путешествовал по Луне советский "Луноход-1",доставленный станцией "Луна-17" в ноябре 1970 г. Передавалось большоеколичество панорамных снимков (рис. 161), изучался состав лунного грунта вдольтрассы, проводился ряд других исследований. Это была весьма совершеннаяпередвижная лаборатория. В январе 1973 г. станцией "Луна-21" на Луну былдоставлен "Луноход-2" с аналогичной программой. Применение исключительноавтоматических средств для исследования Луны отличает советскую программуисследования Луны от американской, ориентированной на полеты космонавтов.Автоматические станции имеют много преимуществ - они дешевле, легче обитаемых,позволяют проводить более длительные исследования.Сейсмографы, доставленные на Луну, отметили много небольших "лунотрясений", восновном связанных, вероятно, с падениями метеоритов. Их данные не указывают насколько-нибудь серьезную сейсмическую активность, но Луна, без сомнения, неявляется геологически мертвой планетой. Это доказывают наземные наблюдения - наЛуне отмечались яркие вспышки, связанные, видимо, с извержениями вулканов, и былдаже сфотографирован спектр газового облака, выброшенного в районе центральнойгорки кратера Альфонс (см. рис. 157).Тем не менее у Луны почти наверное нет жидкого ядра. Об этом говорит отсутствиемагнитного поля (у Земли оно поддерживается токами в жидком ядре). Еще в 1959 г.магнитометр, установленный на советской космической ракете, показал, чтомагнитное поле Луны не превышает одной десятитысячной доли земного.Большие споры вызывает вопрос о природе типичных лунных образований - кратеров,морей, гор и т.д. Кажется естественным предположить, по аналогии с Землей, чтолунные образования имеют вулканическое происхождение. В пользу этого говорят инекоторые наблюдательные факты. Например, гладкие моря очень напоминают большиелавовые поля. В некоторых местах видно, как лава заливала и обтекала другиеобразования. Истечение лавы, образовавшее море, произошло сравнительно поздно, иэто объясняет, почему на них мало кратеров: старые были залиты, а новые неуспели образоваться.Однако среди лунных образований есть много таких форм, которые на Землевстречаются крайне редко. Это цирки, кратеры, лунки, светлые лучи. Формакратеров наводит на мысль, что они могут иметь совсем другое происхождение.Представим себе, что в лунную поверхность ударил большой метеорит. При этомпроисходит взрыв, образуется круглая воронка, выброшенное вещество можетсформировать вал, а разлет более легких остатков - систему лучей. Все этиявления наблюдаются при сильных взрывах на Земле. Более тонкое рассмотрениепоказывает, что таким способом можно объяснить и наличие центральной горки.Правило Шретера тоже очень естественно объясняется гипотезой взрыва. На Землеизвестно несколько больших метеоритных кратеров, сохранившихся более или менеехорошо (крупнейший из них - Аризонский кратер) и, кроме того, в последнее времябыло найдено большое количество разрушенных кольцевых образований, которыепредставляют собой, по-видимому, остатки древних метеоритных кратеров. Создаетсявпечатление, что Земля и Луна в далеком прошлом подвергались более сильнойметеоритной бомбардировке, чем сейчас, и тогда возникло значительное количествоцирков и кратеров. На Земле они были стерты в результате выветривания, а Лунасохранила следы этой катастрофической эпохи. Большое число кратеров сохранилосьи на Марсе (см. § 136).Вероятно, часть кратеров имеет метеоритное происхождение, а часть -вулканическое. В некоторых случаях играло роль одновременное действие обоихэффектов, так как падение метеорита может нарушить прочность лунной коры ипривести к образованию вулкана, к прорыву лавы, истечению газов и т.д. Такимобразом, одни образования могут иметь чисто вулканическое происхождение, другие- чисто метеоритное, третьи - комбинированное.Несколько слов о лунной атмосфере. В последние десятилетия были поставлены оченьтонкие исследования с целью обнаружить следы хотя бы очень разреженной атмосферы(не отдельных выбросов газа, которые, как указывалось выше, наблюдались, апостоянной атмосферы). Использовалось несколько независимых методов.Один из них - оптические наблюдения яркости и поляризации вблизи лунных рогов.Если атмосфера существует, рога должны чуть-чуть заходить на неосвещеннуюсторону Луны. При рэлеевском рассеянии излучение поляризуется, и поляризациядостигает 100% при угле фазы 90е (она равна нулю при фазовом угле 0е и 180е).Поэтому наличие атмосферы привело бы к слабому поляризованному свечению наконцах рогов при углах фаз, близких к 90е. Это свечение искали очень тщательно,однако обнаружить его не удалось. Отсюда был сделан вывод, что лунная атмосфера,если она существует, по плотности по крайней мере в 109 раз уступает земной. Уземной поверхности концентрация молекул в атмосфере равна 2,7 ´ 1019 см -3.Следовательно, верхний предел концентрации молекул в лунной атмосфере составляетоколо 1010 см -3. Такая концентрация имеет место в земной атмосфере на высотеоколо 200 км. Прямые измерения концентрации атомов в лунной атмосфере былипроведены с помощью приборов, оставленных на Луне американскими космонавтами.Оказалось, что в дневное время лунная атмосфера содержит около 106 атомовводорода и 6×104 атомов неона. Ночью концентрация на порядок меньше.Таким образом, лунная атмосфера крайне разрежена, состав ее резко отличается отземной (а также, например, марсианской, см. § 136) и плотность сильно меняется втечение суток. Возникает вопрос, почему это так? Ведь на Луне, по крайней мере впрошлом, должны были действовать вулканические процессы. Недавно были полученыдоказательства, что они действуют и сейчас. При вулканических процессах наповерхность выбрасываются газы, такие как СО2 , Н2О, NН3 . Вся земная атмосфера,как теперь считают, имеет вулканическое происхождение. Куда же деваются газовыепродукты вулканической деятельности на Луне? Многие из них удаляются врезультате диссипации, из-за малой параболической скорости. Такие газы, каккислород и азот, покидают Луну очень быстро. Тяжелый углекислый газ тоже не могбы удержаться, так как он диссоциируется солнечным ультрафиолетовым излучением.Однако при радиоактивных процессах в лунной коре должны образовываться тяжелыеинертные газы Аr, Кr, Хе, диссипация которых и на Луне протекает медленно. Ихудаляет с Луны другой физический процесс, а именно - взаимодействиекорпускулярных потоков с лунной атмосферой. Магнитное поле и кинетическаяэнергия, которые несут эти потоки, вполне достаточны для "сдувания" инертныхгазов, выделяющихся из коры. С другой стороны, некоторая доля водорода, гелия инеона, содержащихся в корпускулярных потоках, захватывается Луной и образует туочень разреженную атмосферу, которая была обнаружена.§ 133. Фазы планет. Условия наблюденийПрежде чем перейти к изучению других планет Солнечной системы, необходимосделать несколько общих замечаний относительно условий их видимости. Угол фазыМеркурия и Венеры изменяется в пределах от 0 до 180е. Поэтому Меркурий и Венерапроходят те же стадии смены фаз, что и Луна. В верхнем соединении (Солнце междупланетой и Землей) диск освещен полностью, угол фазы равен нулю; в нижнемсоединении к нам обращена неосвещенная сторона планеты. Иногда (это бывает оченьредко), эклиптическая широта Солнца и планеты различается настолько мало, чтопланета проходит перед диском Солнца или за ним. Вблизи нижнего соединенияМеркурий и Венера выглядят как узкие серпы. При угле фазы y2 = 90е освещенаровно половина диска (квадратура).На рис. 162 видно, что угол фазы не может достигнуть 180е, если орбита планетырасположена вне орбиты Земли (верхние планеты). В противостоянии угол фазы дляэтих планет приблизительно равен нулю, и диск освещен полностью. По мереудаления от противостояния угол фазы увеличивается, достигает некоторогомаксимального значения ym и затем снова становится равным нулю в соединении. Чемдальше планета от Солнца, тем меньше максимальный фазовый угол ym. У Марсамаксимальный фазовый угол составляет 47е, у Юпитера 12е, у Сатурна 6е, у Урана3е, Нептуна 2е и у Плутона 2е.Видимые угловые размеры Марса, Венеры и Меркурия сильно зависят от взаимногоположения этих планет и Земли. Венера и Меркурий ближе всего к Земле во времянижнего соединения, и при этом угловой диаметр их максимален. Однако в нижнемсоединении мы видим неосвещенную сторону диска. Кроме того, в нижнем и верхнемсоединении угловое расстояние от планеты до Солнца (элонгация) очень мало, чтосильно затрудняет наблюдения. Венеру и Меркурий предпочитают наблюдать вблизинаибольшей элонгации. У Меркурия наибольшая элонгация достигает 28е, и даже вэтом положении его можно наблюдать только в сумерках или днем. Венера вмаксимальной элонгации (48е) восходит примерно за три-четыре часа до восходаСолнца (или при вечерней видимости заходит через три-четыре часа после заходаСолнца). В дневное время Венеру и Меркурий можно видеть в телескоп, если они неочень близки к Солнцу.Угловые размеры Марса максимальны вблизи противостояния. Так как противостояниесовпадает с нулевой фазой (диск освещен полностью), то оно является самымудобным для наблюдений положения планеты. В противостоянии можно различить надиске детали наименьших размеров. Так как орбита Марса имеет большойэксцентриситет, то расстояние от Марса до Земли не одинаково в различныхпротивостояниях: оно минимально, когда противостояние совпадает с прохождениемпланеты через перигелий (около 55 млн. км) и максимально при прохождении черезафелий (около 100 млн. км).Орбиты остальных верхних планет намного больше земной, поэтому расстояние доЗемли при их удалении от противостояния меняется гораздо в меньшей степени, чему Марса. Фаза изменяется тоже в небольших пределах, поэтому условия наблюденияэтих планет даже вдали от противостояния часто остаются благоприятными.§ 134. МеркурийБлижайшая к Солнцу планета Меркурий по размерам лишь немного больше Луны: егорадиус равен 2439 км. Однако средняя плотность его (5,45 г/см3) заметно больше,чем у Луны, она почти такая же, как у Земли. Ускорение силы тяжести наповерхности 372 см/сек2, в 2,6 раза меньше земного. Период обращения вокругСолнца составляет около 88 земных суток. Из-за малых угловых размеров (около 7"в наибольшей элонгации) и близости к Солнцу Меркурий (рис. 163) наблюдатьтрудно, и данных об этой планете получено немного.Радиолокация Меркурия позволила определить направление и период вращенияпланеты. В этих экспериментах Меркурий облучался длительными, почтимонохроматическими импульсами радиоволн длиной 70 см с помощью гигантскойантенны диаметром 300 м (Пуэрто-Рико, радиоастрономическая обсерватория Аресибо;см. рис. 103). Отраженный импульс вследствие эффекта Доплера размывается почастоте, если планета вращается. Видимое с Земли вращение складывается издействительного осевого вращения и поворота, вызванного движением по орбите.Проводя радиолокацию при различных положениях планеты на орбите, можноопределить как скорость, так и направление осевого вращения. РадиолокацияМеркурия на длине волны 70 см показала, что его вращение является прямым, спериодом 58,6 ±0,5 суток. Это близко к 2/3 периода обращения планеты. Осьвращения приблизительно перпендикулярна к плоскости эклиптики.Опытные наблюдатели различают на диске Меркурия более или менее устойчивыедетали. Анализ визуальных зарисовок и фотографий показывает, что наблюдаемые наних повторения можно объяснить периодами вращения (10.7)где T - период обращения вокруг Солнца. Третье из этих значений в пределахошибок совпадает с радиолокационным периодом. По наблюдениям деталей на дискеотношение t/T = 2/3 выдерживается с точностью не ниже 0,01 земных суток.Нетрудно убедиться, что при таком отношении периодов меркурианские солнечныесутки (интервал от одного восхода Солнца до другого) должны длиться вдвое дольшемеркурианского года!Еще недавно было распространено убеждение, что периоды вращения и обращенияМеркурия равны и Меркурий обращен к Солнцу постоянно одной и той же стороной.Причина понятна: из ряда чисел (10.7) выбиралось только первое, остальныеотбрасывались как маловероятные. Радиолокация показала ошибочность этой точкизрения.Американский космический аппарат "Маринер-10" передал фототелевизионныеизображения Меркурия примерно с такой же степенью детальности, какая получаетсяпри изучении Луны в наземные телескопы. Прямой перелет космического аппарата отЗемли к Меркурию требует больших затрат энергии. Эту трудность можно обойти,если рассчитать такую орбиту, чтобы аппарат прошел вблизи Венеры прежде, чемидти к Меркурию. По такой орбите и совершил перелет к Меркурию "Маринер-10". Нарис. 164 приведено "мозаичное" изображение Меркурия, полученное с помощьютелевизионных камер "Маринера-10". Поверхность Меркурия очень напоминает лунную.Первое, что бросается в глаза, - это большое число кратеров самых различныхразмеров. Однако имеются и различия. На Меркурии нет обширных морских районов,сравнительно гладких и более свободных от кратеров. С другой стороны, наповерхности Меркурия имеются такие образования, как очень высокие (в несколькокилометров) уступы, которые тянутся на расстояния в тысячи километров. Онисвидетельствуют о том, что планета сжималась в процессе своей эволюции.Рис. 164. "Мозаичная" (сложенная из многих отдельных изображений) фотографияМеркурия, полученная с помощью телевизионных камер "Маринера-10".О подобии Луны и Меркурия говорит также сходство их фотометрических иполяриметрических характеристик: зависимость звездной величины и поляризации отфазы, отражательная способность поверхности. Как и на Луне, очень великиперепады температуры поверхности, измеренные по инфракрасному излучению. Вполдень на экваторе максимальная температура достигает 700 еК, а на ночнойстороне падает до 100еК,. В то же время интенсивность теплового радиоизлучениясантиметрового диапазона на ночной и дневной стороне мало отличается.Следовательно, поверхностный слой грунта на Меркурии, так же как и на Луне,представляет собой мелко раздробленную породу с относительно низкой плотностью(реголит).Атмосфера Меркурия имеет чрезвычайно малую плотность - концентрация не более 106см -3 у поверхности. Такая концентрация газа в земной атмосфере имеется навысоте 700 км. Состав атмосферы точно не известен; спектроскопические измеренияна "Маринере-10" обнаружили гелий (концентрация около 104 см -3), но,по-видимому, должны быть и другие газы.Меркурий имеет собственное магнитное поле. Напряженность его вблизи поверхностиу экватора около 0,002 э (в 300 раз меньше, чем на Земле). Ось магнитного диполяприблизительно совпадает с осью вращения.Спутников Меркурий не имеет.§ 135. ВенераМасса и радиус Венеры (рис. 165) очень близки к земным (0,82 МÅ и 0,95 RÅсоответственно). Уже в 1761 г. наблюдения прохождения Венеры по диску Солнцапозволили М. В. Ломоносову установить, что эта планета, как и Земля, обладаетмощной атмосферой. Таким образом, Венера и Земля во многом похожи друг на друга.Еще недавно многие астрономы, основываясь на этом, считали, что физическиеусловия на поверхности Венеры и Земли не могут сильно различаться. Однакоисследования, проведенные в последние годы, заставили пересмотреть. старыепредставления.Угловой диаметр Венеры довольно велик. Он меняется от 20" вблизи верхнегосоединения почти до 1’ вблизи нижнего. Вблизи наибольшей элонгации можнозаметить постепенное потемнение видимой поверхности диска от лимба ктерминатору. Иногда это потемнение является не вполне регулярным. Опытныенаблюдатели отмечают на диске наличие туманных пятен, вид которых меняется отодня ко дню. Эти пятна могут быть только деталями облачной структуры. Облака наВенере образуют мощный сплошной слой, полностью скрывающий от нас поверхностьпланеты. Фотографии Венеры в ультрафиолетовых лучах (l " 3500 Å) частопоказывают более или менее устойчивые (в течение нескольких дней) детали, иногдаимеющие вид параллельных полос, но и они, безусловно, не связаны с твердойповерхностью. Что скрывается под облачным слоем Венеры, как высоко расположеноблачный слой над ее поверхностью, какова температура поверхности и давлениеатмосферы? Только недавно мы получили ответ на эти вопросы.Даже период вращения Венеры до последнего времени не был известен. Проще всегоможно определить период вращения планеты по измерению скорости видимогоперемещения деталей, наблюдаемых на диске. Движение деталей, наблюдаемых наультрафиолетовых фотографиях Венеры, дает период вращения около четырех земныхсуток, т. е. намного меньше периода обращения вокруг Солнца (около 225 суток).Однако в ультрафиолетовых лучах мы наблюдаем облака, плавающие в довольновысоких слоях атмосферы, и эти облака могут иметь систематические движения,связанные с циркуляцией атмосферы.Скорость вращения твердого тела Венеры уверенно можно определить толькорадиолокацией. Впервые радиолокационное отражение от Венеры было получено в 1957г. Сначала радиолокационные импульсы посылались на Венеру с целью измерениярасстояния для уточнения астрономической единицы. В последние годы в США и СССРстали исследовать размытие отраженного импульса по частоте ("спектр отраженногоимпульса") и затягивание во времени. Размытие по частоте объясняется вращениемпланеты (эффект Доплера), затягивание во времени - различным расстоянием доцентра и краев диска. Эти исследования проводились главным образом нарадиоволнах дециметрового диапазона и показали, что период вращения составляет243,2 земных суток, причем направление вращения обратно направлению орбитальногодвижения. Ось приблизительно перпендикулярна к плоскости орбиты и,следовательно, на Венере отсутствует явление смены времен года.По-видимому, на планете есть участки, лучше отражающие радиоволны, чем остальнаячасть ее поверхности, что сказывается на спектре отраженного импульса: онсодержит минимумы и максимумы, частота которых медленно изменяется из-завращения планеты По скорости этого изменения определяется период вращения.Период вращения, определенный из радиолокационных экспериментов, дает скоростьвращения твердого тела планеты, так как дециметровые радиоволны должны свободнопроходить сквозь облачный слой. Период, найденный по ультрафиолетовымфотографиям, определяется, видимо, систематическими движениями облаков вотносительно высоких слоях атмосферы.Поскольку периоды вращения (243 суток) и обращения (225 суток) близки повеличине, а направление противоположно, то за один оборот вокруг Солнца наВенере наблюдаются два восхода и два захода Солнца, т.е. длительность солнечныхсуток на Венере составляет земных 117 суток.Вращение Венеры обладает еще одной очень интересной особенностью. Скорость егокак раз такова, что во время нижнего соединения Венера обращена к Земле всевремя одной и той же стороной. Причины такой согласованности между вращениемВенеры и орбитальным движением Земли пока не ясны.Радиолокация позволила определить радиус твердой поверхности Венеры. Он равен6050 км с точностью порядка нескольких километров. С помощью радиолокацииполучались также изображения поверхности Венеры с разрешением от несколькихсотен до нескольких километров. При этом были обнаружены кратеры, похожие налунные и марсианские, но гораздо более сглаженные. В экваториальном поясеотносительная высота различных участков поверхности не превышает 2 км.В октябре 1975 г. спускаемые аппараты АМС "Венера-9" и "Венера-10" совершилимягкую посадку на поверхность планеты и передали на Землю изображение местапосадки (рис. 166). Это были первые в мире фотографии, переданные с поверхностидругой планеты. Изображение получалось в видимых лучах с помощью телефотометра -системы, по принципу действия напоминающей механическое телевидение. Мы видим нарис. 166, что место посадки "Венеры-9" представляет собой россыпь довольнокрупных камней. Возраст поверхности такого типа не может быть большим (106-107лет) и, следовательно, Венера является геологически активной планетой.На АМС "Венера-8", "Венера-9" и "Венера-10" были установлены приборы дляизмерения плотности поверхностных пород и содержания в них естественныхрадиоактивных элементов. В местах посадки "Венеры-9" и "Венеры-10" плотностьблизка к 2,8 а/см3, а по уровню содержания радиоактивных элементов можнозаключить, что эти породы близки по составу к базальтам - наиболее широкораспространенным изверженным породам земной коры.Перейдем к характеристикам венерианской атмосферы. Спектроскопические наблюденияпоказали, что в атмосфере Венеры присутствует СО2 , а также некоторые другиегазы (Н2О, СО, НСl, HF), но в гораздо меньших количествах, чем СО2 . На рис. 167показан участок спектра Венеры с полосой СО2 (напомним, что инфракрасные спектрымолекул состоят из полос - групп линий, расположенных в определеннойзакономерности). Несмотря на большое количество спектроскопических данных, былоневозможно определить полное содержание СО2 в атмосфере Венеры из-за присутствиямощного облачного слоя. Оценки процентного содержания СО2 тоже были весьманеточны. До полетов советских АМС предполагали, по аналогии с Землей, что ватмосфере Венеры много азота. Прямые измерения на советских АМС "Венера-4, 5, 6"показали, что содержание СО2 в атмосфере Венеры около 97%, а количество азота непревышает 2%. Содержание Н2О в глубоких слоях атмосферы составляет около 0,1%(по данным "Венеры-9 и 10"). Заметим, что это очень малая величина в сравнении сколичеством воды на Земле. На Венере нет океанов, и вся вода, выделившаяся втечение геологической истории планеты, должна быть в атмосфере.Советские АМС "Венера-4" - "Венера-10" измерили давление, температуру иплотность в нижних слоях атмосферы планеты. На рис. 168 показана зависимостьдавления и температуры от высоты, полученная в этих экспериментах. Станции"Венера-7", "Венера-8", "Венера-9" и "Венера-10" измеряли основные параметрыатмосферы и передавали их на Землю вплоть до посадки на поверхность планеты ипродолжали работать некоторое время после посадки.В результате работы этих станций установлено, что температура на поверхностиВенеры составляет около 750еК, а давление близко к 100 атм.Изучение Венеры космическими средствами проводится не только с помощьюспускаемых аппаратов. Космический аппарат "Венера-4", после отделенияспускаемого отсека, использовался для исследований верхней атмосферы при помощиультрафиолетового фотометра с пролетной траектории. Американские космическиеаппараты "Маринер-5" и "Маринер-10" также исследовали Венеру с пролетнойтраектории. Однако гораздоболее полные данные путем изучения планеты из космоса с близкого расстоянияпозволяют получить искусственные спутники, выведенные на орбиту вокруг этойпланеты. Первыми искусственными спутниками Венеры стали орбитальные аппараты"Венера-9" и "Венера-10", выведенные на околопланетную орбиту после отделенияспускаемых аппаратов. Они оснащены набором аппаратуры для исследованияатмосферы, облачного слоя и взаимодействия солнечного ветра с планетой.Просвечивание атмосферы радиоволнами с американских пролетных и советскихорбитальных аппаратов позволило получить данные о высотной зависимости плотностии температуры атмосферы между уровнями 0,001 и 5 атм. При этих наблюденияхпараметры атмосферы определялись по сдвигу фазы радиоволн (проходящих сквозьатмосферу планеты), вызванному их преломлением.Высокая температура поверхности, большое атмосферное давление и большоеотносительное содержание СO2 - факты, видимо, связанные между собой. Высокаятемпература способствует превращению карбонатных пород в силикатные, свыделением СО2 . На земле CO2 связывается и переходит в осадочные породы врезультате действия биосферы, которая на Венере, конечно, отсутствует. С другойстороны, большое содержание СО2 способствует разогреву венерианской поверхностии нижних слоев атмосферы.Вывод о высокой температуре в нижних слоях венерианской атмосферы был полученеще по результатам наземных астрономических исследований, хотя измерения на АМСсущественно уточнили наши представления. На рис. 169 представлен спектррадиоизлучения Венеры, полученный по многочисленным измерениям с помощьюназемных радиотелескопов. По оси ординат дана яркостная температура (температураабсолютно черного тела, монохроматическая яркость которого равна измереннойяркости реального источника). В диапазоне от 3 до 20 см она достигает 600-700еК. Атмосфера Венеры прозрачна для этих частот, и здесь измерялосьнепосредственно тепловое излучение поверхности. Когда это было обнаружено,вначале делались попытки объяснить наблюдения по-иному (астрономы не ожидалитакой высокой температуры на Венере), но попытки эти оказались несостоятельными.Исследования Венеры с помощью космических аппаратов - это один из немногихслучаев, когда удалось проверить прямыми измерениями выводы астрономическихнаблюдений, причем выводы смелые и необычные.Уменьшение яркостной температуры на сантиметровых волнах объясняется поглощениемв углекислом газе, которое возрастает с уменьшением длины волны. Так каккоэффициент излучения пропорционален коэффициенту поглощения, то на короткихволнах атмосфера сама является источником излу-чения. Чем короче длина волны (исоответственно больше коэффициент поглощения), тем выше эффективный уровень ватмосфере, который испускает наблюдаемое излучение. В инфракрасном диапазоне (отпримерно 5 до 100 микрон) излучают венерианские облака, имеющие температуруоколо 235-240 еК на верхней границе.На рис. 170 показано, с каких уровней атмосферы Венеры идет излучение вразличных диапазонах. Интересно, что и радио- и инфракрасные температурыпрактически одинаковы на ночной и дневной стороне. Это объясняется оченьмедленной реакцией атмосферы на изменение режима освещения, связанной с еебольшой массой, иными словами, с ее большой тепловой инерцией.Наиболее вероятная причина, вызывающая разогрев поверхности Венеры, - этопарниковый эффект, который возникает при выполнении двух условий: а) атмосферадостаточно прозрачна для солнечного излучения; б) атмосфера в высокой степенинепрозрачна для теплового излучения поверхности (максимум в инфракраснойобласти). Направленный вверх поток тепла, идущий от поверхности и проходящийчерез атмосферные слои с низкой лучистой теплопроводностью, приводит квозникновению большого перепада температур в тропосфере. Условие (б)обеспечивается составом атмосферы: CO2 с небольшой примесью Н2О сильно поглощаетинфракрасное излучение. Относительно условия (а) были большие сомнения до самогопоследнего времени, пока "Венера-9" и "Венера-10" не измерили освещенность уповерхности. Эти измерения показали, что 5-10% солнечной энергии достигаетповерхности планеты в виде излучения, рассеянного облаками.Не нужно думать, что все проблемы строения атмосферы Венеры полностью решены.Многое еще не ясно, еще на многие вопросы предстоит ответить, и решаться онибудут комплексными методами с использованием средств и космической техники, иназемной астрономии. Не ясна, например, природа облачного слоя Венеры.Высказывались разные предположения о его составе. В последнее время серьезнорассматривается гипотеза, предполагающая, что облачный слой Венеры состоит вверхней части из капель концентрированного раствора серной кислоты. Оптическиесвойства облачного слоя Венеры (зависимость коэффициента преломления икоэффициента поглощения от длины волны) очень хорошо согласуются с этойгипотезой.Исследования на спускаемых и орбитальных аппаратах "Венера-9" и "Bенера-10"существенно уточнили представления о структуре облачного слоя. Наиболее плотныйслой облаков простирается на высоте от 50 до 65 км, ниже, от 50 до 35 км,плотность в несколько раз падает, еще ниже атмосфера ослабляет солнечноеизлучение главным образом за счет рэлеевского рассеяния в СO2. При этом даженаиболее плотный верхний ярус облаков (50-65 км) по своим оптическим свойствамскорее ближе к разреженному туману, чем к облакам в земном смысле слова.Дальность видимости здесь достигает нескольких километров.В заключение необходимо сказать несколько слов о магнитосфере и ионосфереВенеры. Магнитометры, установленные на советских и американских космическихаппаратах, показали, что планета Венера практически не обладает магнитным полем,оно по крайней мере в 3000 раз слабее земного. Однако Венера создает возмущенияв межпланетном магнитном поле, связанном с солнечным ветром; она рассекаетсолнечный ветер, образуя при своем орбитальном движении характерный конусударной волны. Это взаимодействие имеет место благодаря наличию электрическихзарядов в верхней атмосфере планеты, иными словами, ионосферы.Венера очень близка по массе и размерам к Земле. Предполагается, что и внутреннестроение у нее примерно такое же: имеется кора, мантия, жидкое ядро. Отсутствиемагнитного поля у Венеры представляется, в связи с этим, несколько загадочным.Возможно, характер гидродинамических движений в ядре зависит от скоростивращения планеты, и при таком медленном вращении, как у Венеры, поле невозникает.Из-за того, что ионосфера Венеры не защищена магнитным полем, солнечный ветерпроникает в относительно плотные слои атмосферы планеты. В результате на дневнойстороне Венеры образуется узкий ионосферный слой с концентрацией около 105 см -3в максимуме. На ночной стороне электронная концентрация меньше. Высота этогослоя около 100 км.Верхние слои земной атмосферы (выше 100 км) нагреты солнечным ультрафиолетовымизлучением до температуры 1000-1500 еК. Атмосфера Венеры на такой высотезначительно холоднее - ее температура 400-500еК. Это различие вызвано тем, что вверхних слоях атмосферы Венеры молекулы СO2 не диссоциированы, а они являютсяхорошими излучателями в области спектра около 15 мк, и их присутствие приводит кохлаждению верхней атмосферы.Самые верхние слои атмосферы Венеры (выше 500 км) состоят из атомарноговодорода, аналогично самой внешней части земной атмосферы. Это было установленопо измерениям интенсивности резонансного рассеяния солнечной линии водорода 1215Å, проведенного с помощью ультрафиолетовых фотометров, установленных на бортусоветских и американских космических аппаратов.Спутников Венера не имеет.§ 136. Марс. Общие вопросы строения планет земной группыМарс, четвертая из планет земной группы, примерно вдвое меньше Земли по размерам(экваториальный радиус 3394 км) и в девять раз меньше по массе. Ускорение силытяжести на поверхности планеты равно 376 см/сек2. Угловой диаметр Марса во времявеликих противостояний 25", во время афелийных 14". На поверхности Марсанаблюдаются устойчивые детали, что позволило определить период его вращения сочень большой точностью: 24h 37m 22s,6. Экватор планеты наклонен к плоскости ееорбиты на 24е 56`, почти так же, как и у Земли. Поэтому на Марсе наблюдаетсясмена времен года, очень похожая на земную, с той лишь разницей, что лето вюжном полушарии Марса жарче и короче, чем в северном, так как оно наступаетвблизи прохождения планетой своего перигелия. Марсианский год длится 687 земныхсуток.Детали, наблюдаемые в телескоп на диске Марса (рис. 171), можно классифицироватьследующим образом:1. Яркие области, или материки, занимающие 2/3 диска. Они представляют собойоднородные светлые поля оранжево-красноватого цвета.2. Полярные шапки - белые пятна, образующиеся вокруг полюсов осенью и исчезающиев начале лета. Это самые заметные детали. В середине зимы полярные шапкизанимают поверхность до 50е по широте. Летом северная полярная шапка исчезаетцеликом, от южной сохраняется небольшой остаток. Сквозь синие светофильтрыполярные шапки выделяются очень контрастно.3. Темные области (или моря), занимающие 1/3 Диска. Они видны на фоне светлыхобластей в виде пятен, различных по величине и форме. Изолированные темныеобласти небольших размеров называются озерами или оазисами. Вдаваясь в материки,моря образуют заливы. И материки и моря имеют красноватый цвет.Отношение яркости материков и морей максимально в красной и инфракрасной области(до 50% для самых темных морей), в желтых и зеленых лучах оно меньше, в синих надиске Марса моря вообще не различаются.Темные области наряду с полярными шапками участвуют в цикле периодическихсезонных изменений. Зимой темные области имеют наименьший контраст. Весной вдольграницы полярной шапки образуется темная кайма, и контраст темных областейвокруг нее увеличивается. Потемнение распространяется постепенно в направлении кэкватору, захватывая все новые и новые области. Многие детали, не различающиесяв данном полушарии зимой, становятся хорошо заметными летом. Волна потемненияраспространяется со скоростью примерно 30 км в сутки. В некоторых районахизменения повторяются регулярно из года в год, в других происходят каждую веснупо-разному. Кроме повторяющихся сезонных изменений, неоднократно наблюдалосьнеобратимое исчезновение и появление темных деталей (вековые изменения). Светлыеобласти не участвуют в сезонном цикле, но могут испытывать необратимые вековыеизменения.4. Облака - временные детали, локализованные в атмосфере. Иногда они закрываютзначительную часть диска, препятствуя наблюдению темных областей. Различаютсядва вида облаков: желтые облака, по общему мнению, пылевые (бывают случаи, когдажелтые облака закрывают весь диск на целые месяцы; такие явления называются"пылевыми бурями"); белые облака, состоящие скорее всего из ледяных кристалликовподобно земным циррусам.В последние годы изучение Марса сильно продвинулось вперед благодаряиспользованию автоматических межпланетных станций. Американская АМС "Маринер-4"впервые сфотографировала Марс с близкого расстояния (около 10 000 км) в 1965 г.Оказалось, что Марс подобно Луне покрыт кратерами. За "Маринером-4" пролетеливблизи Марса и сфотографировали его "Маринер-6" и "Маринер-7", а в 1971 г.,через несколько месяцев после великого противостояния, на орбиты вокруг Марсавышли его первые искусственные спутники, сделанные руками землян: два советских("Марс-2" и "Марс-3") и один американский ("Маринер-9"). Программы ихсущественно отличались и взаимно дополняли друг друга. Американский спутник былнацелен в основном на фотографирование Марса; он получил несколько тысячфотографий с разрешением около 1 км, покрывающих почти всю поверхность Марса.Некоторые из них показаны на рис. 172 и 173. Советские спутники проводилифотографирование в гораздо меньшем объеме, но зато они были оснащены большимколичеством аппаратуры, предназначенной для исследования поверхности Марса, егоатмосферы и околопланетного пространства физическими методами. Инфракраснымрадиометром измерялась температура поверхностного слоя и одновременнорадиотелескопом температура грунта на глубине в несколько десятков сантиметров;измерялась яркость в различных длинах волн, атмосферное давление и высоты поинтенсивности полос СO2 , содержание H2O в атмосфере, магнитное поле, состав итемпература верхней атмосферы, электронная концентрация в ионосфере, поведениемежпланетного вещества в окрестностях Марса.От АМС "Марс-3" отделился спускаемый аппарат, который впервые совершил мягкуюпосадку на поверхность Марса. Советская программа исследований Марса с помощьюкосмических аппаратов получила дальнейшее развитие в 1974 г., когда четыресоветских космических аппарата прибыли к планете. Один из них, "Марс-6" совершилпосадку на поверхность, и во время спуска в атмосфере впервые провел прямыеизмерения ее состава, температуры и давления. "Марс-5" вышел на орбитуискусственного спутника планеты, а "Марс-4" и "Марс-7" проводили исследованияпланеты и межпланетного пространства на пролетных траекториях.Фотографии поверхности, полученные с борта "Маринера-9", "Марса-4" и "Марса-5"показали, что поверхность Марса весьма разнообразна по характеру геологическихформ. Большая часть ее покрыта кратерами, однако имеются и ровные области, почтилишенные кратеров. Среди кратеров попадаются такие, которые расположены навершинах огромных конусообразных гор (см. рис. 172). Такое расположениеозначает, что это не метеоритные кратеры, а вулканические. На склонах крупнейшихвулканов мало метеоритных кратеров и, следовательно, эти вулканы "молодые", ониобразовались сравнительно недавно. Таким образом, Марс - геологически активнаяпланета. Марс, видимо, обладает собственным магнитным полем, хотя и значительноболее слабым, чем Земля; существование собственного магнитного поля указывает наприсутствие в центре планеты жидкого ядра.На поверхности Марса имеются образования, очень похожие на высохшие русла рек(см. рис. 173). 20 июля 1976 г. совершил посадку на поверхность Марсаамериканский спускаемый аппарат "Викинг-1". На рис. 174 показана одна изпанорам, переданных им на Землю. Марсианский пейзаж очень напоминает некоторыеземные пустыни. Видны отлогие песчаные дюны, много угловатых камней.На рис. 175 представлены температуры и яркость поверхности, а также содержаниеН2O в атмосфере, измеренные "Марсом-3" во время одного из прохождений перицентрасвоей орбиты (перицентр - ближайшая к планете точка орбиты спутника).На карте Марса (рис. 176) показана трасса, вдоль которой проводились измеренияпри данном прохождении. Приборы "увидели" сначала южное полушарие Марса и заполчаса их оптические оси пересекли всю планету с юга на север. Видно, что болеетемные области являются и более теплыми (они поглощают больше солнечного тепла).В северных областях (широта j > 45е) температура падает до очень низкогоуровня, около 150 еК. Здесь находится зона полярной шапки. Она проявляется какрезкое увеличение яркости в ультрафиолетовых лучах (0,37 мк), но совсем не виднав ближней инфракрасной области (1,38 мк; здесь планета светит все ещеотраженным, а не тепловым излучением). Это означает, что мы видим в данномслучае не снег или лед на поверхности, а облака (из тонких кристалликов),плавающие в атмосфере. Размеры кристалликов так малы, что на длине волны около 1мк они уже свет не рассеивают. Возможно, что это кристаллики обычного льда Н2О:мы видим, как резко падает здесь содержание пара Н2О. Он должен переходить втвердую фазу. При таких температурах может конденсироваться и углекислый газ.Температура поверхности Марса колеблется в широких пределах. На экваторе днемона достигает +30 еС, а ночью -100 еС. Это происходит из-за малойтеплопроводности марсианского грунта. Она почти столь же низка, как у лунного.Самая низкая температура бывает зимой на поверхности полярных шапок (-125еС).В спектре Марса наблюдаются хорошо заметные полосы СО2, хотя и более слабые, чемв спектре Венеры (см. рис. 166). Облака на Марсе обычно закрывают незначительнуюдолю поверхности (в отличие от Венеры), и поэтому из спектроскопическихнаблюдений можно определить абсолютную величинусодержания СО2 в атмосфере. Так как на интенсивность слабых и сильных линийполное давление газа влияет по-разному, то можно определить и его. Аппаратура,установленная на "Mapсе-6" и "Викинге-1 и 2" измерила давление в атмосфере Марсанепосредственно с помощью барометрических датчиков. Оно равно у поверхности всреднем 6 мб. На "Викинге-1 и 2" были проведены прямые измерения химическогосостава с помощью. масс-спектрометра, которые показали, что атмосфера Марса на95% состоит из СО2 .Давление в различных районах Марса может отличаться в несколько раз из-заразличия высот. Самые высокие области Марса лежат на 20 км выше самых низких.Интересно, что темные и светлые области с одинаковой вероятностью могут быть инизкими и высокими. В северном полушарии преобладают низкие районы.В спектре Марса обнаружены линии водяного пара. При наземных наблюдениях ихудается отделить от земных линий только благодаря доплеровскому смещению, таккак они очень слабы. При наблюдениях с космических аппаратов эта трудностьотсутствует. Пример наблюдений с космического аппарата приводился выше (см. рис.175). Содержание водяного пара в атмосфере Марса меняется во времени и различнов разных районах. Иногда оно ниже предела обнаружения (около 1 микронаосажденной воды для измерений, произведенных на "Марсе-3"), иногда достигает 50микрон. Такова толщина пленки воды, которая покрыла бы планету, еслисконденсировать весь. атмосферный водяной пар. На Земле в атмосфере содержитсяводы примерно в 1000 раз больше. Средняя температура Марса (200 еК) заметно нижеземной, и под его поверхностью следует ожидать слой вечной мерзлоты, которыйзадерживает выделение H2O из недр планеты.Заметим, что в жидкой фазе вода при марсианских темпе-ратурах и давленияхсуществовать не может; она может быть только в виде льда или пара.Кроме Н2О в атмосфере Марса обнаружены и некоторые другие малые составляющие -N2 (2,5%), Аг (1,5%), СО (~0,01%), O2 (~0,01%), следы озона О3.Полярные шапки Марса имеют сложную природу. Только на краях и лишь в некоторыеопределенные периоды времени это облака. Значительная часть видимой полярнойшапки представляет собой твердый осадок на поверхности, причем этот осадокобразован замерзшей углекислотой с примесью обычного водяного льда. В полярныхшапках (главным образом в неисчезающей полностью южной) содержится больше СО2 иН2О, чем в атмосфере. Было высказано следующее очень интересное предположение.Вследствие прецессии полярной оси Марса один раз в 50 000 лет получается так,что обе полярные шапки исчезают полностью и тогда давление в атмосфереповышается, увеличивается содержание Н2О, появляется жидкая. вода. Может быть, вэти периоды текла река, оставившая русло, изображенное на рис. 173.Во время полета американских и советских космических станций вблизи Марса былипроведены эксперименты по просвечиванию его атмосферы радиоволнами, такие же,как при исследовании Венеры (см. § 135). Они позволили определить атмосферноедавление и температуру на высоте < 40 км и, кроме того, электронную концентрациюв ионосфере планеты. Максимум ионизации был найден на высоте 120 км, гдеэлектронная концентрация на дневной стороне планеты равна 105 см -3, т.е. напорядок меньше, чем в земной ионосфере.Теперь, когда мы изложили основные наблюдательные данные о поверхности иатмосфере Марса, рассмотрим возможные объяснения периодических сезонныхизменений в темных областях, связанных по времени с таянием полярной шапки. Одноиз них состоит в том, что весной, когда начинается сублимация полярных шапок,грунт оттаивает, увеличивается влажность. С течением времени этот процессоттаивания распространяется все дальше к экватору, вызывая потемнение морей иоазисов. Если процессы потемнения связаны с увеличением влажности грунта, тоздесь имеются две возможности:1) темные области заняты растительностью, которая подобно земной с наступлениемвесны вступает в активную фазу благодаря увеличению температуры и влажности;2) темные области покрыты каким-либо минеральным материалом, темнеющим приувеличении температуры или влажности.Однако периодический процесс потемнения может быть вовсе не связан с влажностью.Например, он может быть вызван периодическими сезонными изменениями внаправлениях ветров. Весной ветер уносит из морских областей более мелкиечастицы, и моря темнеют, осенью происходит перемещение мелких частиц и обратномнаправлении.Давно отмечалась способность темных областей к восстановлению. На Марсе частобывают пылевые бури, которые, казалось бы, должны были давно засыпать моря.Ничего подобного не происходит. Вскоре после окончания пылевой бури контрасттемных областей полностью восстанавливается. Это свойство легко объясняется,если предположить, что темные области покрыты растительностью. Но опять-таки,если принять, что моря - это области, из которых более мелкие частицы легковыдуваются ветром, восстановление контраста можно объяснить и без привлечениягипотезы о растительности.Итак, явления, которые могут рассматриваться как указание на деятельностьмарсианской биосферы, это: 1) периодические сезонные изменения темных областей;2) связь периодических сезонных изменений темных областей с сублимацией полярныхшапок; 3) способность темных областей к регенерации (восстановлению контраста).Все они, как мы видели, могут иметь объяснение, весьма далекое от биологическихпроцессов. Малое атмосферное давление и огромные суточные колебания температуры(не менее 100е) заставляют многих исследователей отрицательно относиться квозможности существования биосферы на Марсе. С другой стороны, известна иогромная приспособляемость живых организмов. В земной почве находятсямикроорганизмы (анаэробные бактерии), способные переносить низкие давления итемпературу и не нуждающиеся в кислороде. Поэтому поиски живых организмов наМарсе не представляются полностью безнадежным делом. Такие поиски будут, видимо,производиться с помощью АМС, способных производить мягкую посадку на марсианскуюповерхность.Марс имеет двух спутников, Фобоса и Деймоса, которые были открыты американскимастрономом Холлом в 1877 г. Они очень близки к планете и слабы (+11m ,5 и+12m,5), наблюдать их поэтому трудно. Фобос находится на расстоянии 2,77 радиусапланеты от ее центра и его период обращения 7h 39m 14s, т.е. значительно меньшепериода вращения Марса. В результате Фобос восходит на западе, несмотря на то,что направление обращения его прямое. Деймос обращается на среднем расстоянии в6,96 радиуса планеты, с периодом 30h 17m 55s. На рис. 177 приведена фотографияФобоса, полученная с борта "Маринера-9". Его поверхность значительно сильнееиспещрена кратерами, чем марсианская, из-за полного отсутствия атмосфернойэрозии. Оба спутника имеют неправильную форму. Размеры Фобоса около 22-25 км впоперечнике, Деймоса - около 13 км.Четыре планеты земной группы имеют много общего в своих характеристиках. Почтивсе вещество сосредоточено в литосфере. Массы находятся в пределах от 1,5×10-7до 3 × 10-6 M? и радиусы, примерно, от 3,5×10-3 до 9,0×10-3 R?. Средниеплотности лежат в еще более узких пределах - от 4,0 (Марс) до 5,4-5,5 г/см3(остальные три планеты). По-видимому, в недрах всех планет этой группы имеетсяхимическая дифференциация: тяжелые элементы (в частности, Fe) концентрируются кцентру, легкие и вместе с тем более легкоплавкие - в наружных оболочках; кора имантия состоят из силикатных пород. Возможно, все четыре планеты обладают жидкимядром. По крайней мере на двух планетах (Земля и Марс) имеются вулканы. Наповерхности всех четырех планет имеются в тех или иных масштабах следытектонической деятельности (процессов горообразования). Все подвергались сильнойметеоритной бомбардировке, которая явилась одним из основных факторов вформировании поверхности Марса и Меркурия. На Земле метеоритные кратеры почтицеликом стерты тектоническими и эрозионными процессами, на Венере они,по-видимому, сохранились гораздо лучше.Единственным энергетическим источником, определяющим температуру и климат планетземной группы, является солнечное излучение. Поток внутреннего теплапренебрежимо мал по сравнению с потоком солнечного излучения.Рис. 177. Спутник Марса Фобос, сфотографированный с расстояния около 5000 кмтелевизионной камерой "Маринера-9".Три планеты из четырех имеют атмосферу. Венера и Марс по составу атмосферыпохожи: углекислый газ является главной составляющей в обоих случаях, ноколичества его очень разные. Состав земной атмосферы совсем другой: азот,кислород, углекислого газа очень мало, и, кроме того, у Земли имеется гидросфера- огромное количество воды (которой, наоборот, очень. мало на Венере и Марсе).Различия велики, но есть очень важные общие черты: легкие газы - водород игелий, наиболее обильные элементы (входящие в состав Солнца, звезд имежзвездного газа) присутствуют только как малые составляющие; все газы, которыеявляются основными компонентами атмосфер - (СO2 , N2) и вода оказываютсяпродуктами газовыделения вулканов. Кислород на Земле является вторичнымпродуктом, возникшим при разложении H2O в результате фотохимических ибиологических процессов. Современные атмосферы планет земной группы (игидросфера Земли) определенно имеют вторичное происхождение - в том смысле, чтоони были выделены литосферой уже после того, как она сформировалась. Первичнаяатмосфера, состоявшая главным образом из легких газов, оставшихся отпротопланетной туманности, могла сохраниться (если такая атмосфера вообщесуществовала) лишь очень короткое время и должна была быстро диссипировать.Количество СО2 и N2 , выделившееся за время существования планет (4,5×109 лет),примерно одинаково на Земле и на Венере, а воды, по-видимому, выделилось гораздобольше на Земле. Жидкая вода очень хорошо растворяет СО2 и переводит вкарбонатные породы. Гидросфера на Земле удалила в результате почти весьуглекислый газ, а на Венере она не образовалась, и СО2 полностью остался ватмосфере. На Марсе общая скорость газовыделения, видимо, на два порядка меньше,чем на Венере, и, кроме того, основная часть выделившегося количества СО2 и Н2Освязана в полярных шапках и в грунте (в результате процессов адсорбции иобразования вечной мерзлоты).Практически полностью лишен атмосферы Меркурий. Между тем ускорение силы тяжестина его поверхности почти такое же, как у Марса, и он мог бы, вероятно, удержатьСО2, если бы его накопилось столько же, сколько на Марсе. Многое в. процессахформирования и эволюции планетных атмосфер еще не понято, это одна изинтереснейших проблем физики планет, разработка которой только начинается.Заметим, что она имеет определенное практическое значение, так как должна датьпрогноз дальнейшей эволюции атмосферы и климата Земли.§ 137. ЮпитерЮпитер - самая большая планета Солнечной системы. Его масса в 318 раз большеземной и составляет около 1/1050 массы Солнца. Экваториальный радиус Юпитераравен 71 400 км (в 11,2 раза больше земного). Точность, с которой определенрадиус Юпитера, невелика. Ошибка может достигать нескольких сотен километров.Полярный радиус заметно меньше экваториального и равен 66 900 км, т.е. сжатиепланеты e = 1/16. Гравитационное ускорение около 2500 см/сек2. Средняя плотность1,3 г/см3Угловой диаметр Юпитера - около 40". На диске видно множество деталей (рис. 178и 179), но среди них нет ни одной постоянной. Есть некоторое число деталей,которые наблюдаются в течение столетий, но их положение и вид изменяются. Этоозначает, что видимая поверхность Юпитера представляет собой облачный покров.Наиболее заметны темные красноватые полосы, вытянутые параллельно экватору.Светлые промежутки между ними называются зонами. Зоны и полосы расчленяются наотдельные пятна различного вида и формы. В 1878 г. на широте -20е былообнаружено образование, названное позднее Красным пятном, занимавшее по долготе30е. Впоследствии оно уменьшало свою интенсивность, затем несколько увеличивало,но всегда оставалось более слабым, чем в момент открытия. Его можно видеть исейчас, а просмотр старых зарисовок показал что его наблюдали еще в XVII в., необращая на него особого внимания.Период вращения, определенный по движению деталей, которые расположены на разныхширотах, оказывается различным, аналогично тому, как это имеет место на Солнце.Период вращения увеличивается с ростом широты. На широте Красного пятна он на5m10s,6 больше, чем на экваторе. Разные образования расположены, по-видимому, наразличных высотах, и бывают случаи, когда наблюдается прохождение одного объектанад другим.В связи с различной скоростью вращения на разных широтах для указания положениятех или иных деталей на Юпитере применяется две системы долгот: система долготI, с периодом вращения 9h 50m 30s для экваториальных областей; система долготII, с периодом 9h 55m 40s для средних широт. Система долгот II соответствуетсредней скорости вращения Красного пятна, однако истинная скорость вращенияКрасного пятна не постоянна, и оно испытывает в системе II вековые смещениянеправильного характера.Полосатая структура диска Юпитера является следствием преимущественно зонального(т.е. ориентированного вдольпараллелей) направления ветра в атмосфере Юпитера. Механизм, который приводит вдействие общую циркуляцию на Юпитере, такой же, как на Земле (см. § 130):разность в количестве тепла, получаемого от Солнца на полюсах и экваторе,вызывает возникновение гидродинамических потоков, которые отклоняются взональном направлении кориолисовой силой. При таком быстром вращении, как уЮпитера, линии тока практически параллельны экватору. Картина усложняетсяконвективными движениями, которые наиболее интенсивны на границах междугидродинамическими потоками, имеющими разную скорость. Конвективные движениявыносят вверх окрашивающее вещество, присутствием которого объясняется слегкакрасноватый цвет Юпитера. В области темных полос конвективные движения наиболеесильны, и это объясняет их более интенсивную окраску.Так же как и в земной атмосфере, на Юпитере могут формироваться циклоны. Оценкипоказывают, что крупные циклоны, если они образуются в атмосфере Юпитера, могутбыть очень устойчивы (время жизни до 105 лет). Вероятно, Большое Красное пятноявляется примером такого циклона. Изображения Юпитера, полученные при помощиаппаратуры, установленной на американских космических аппаратах "Пионер-10" и"Пионер-11" (см. ниже), показали, что Большое Красное пятно не являетсяединственным образованием такого типа: имеется несколько устойчивых красныхпятен меньшего размера.Спектроскопическими наблюдениями установлено присутствие в атмосфере Юпитерамолекулярного водорода Н2 , гелия Не , метана СН4 , аммиака МН3 , этана С2Н6 ,ацетилена С2Н2 и водяного пара Н2О. По-видимому, элементный состав атмосферы (ивсей планеты в целом) не отличается от солнечного (около 90% водорода, 9% гелия,1% более тяжелых элементов).Полное давление у верхней границы облачного слоя составляет около 1 атм.Облачный слой имеет сложную структуру. Верхний ярус состоит из кристалликов NН3, ниже должны быть расположены облака из кристаллов льда и капелек воды.Инфракрасная яркостная температура Юпитера, измеренная в интервале 8-14 мк,равна в центре диска 128-130 еК. На рис. 180 показан температурный разрезЮпитера по диаметру. Видно, что температура Т, измеренная на краю, ниже, чем вцентре диска. Это можно объяснить следующим образом. На краю диска луч зренияидет наклонно, и эффективный излучающий уровень (т.е. уровень, на которомдостигается оптическая толщина t = 1) расположен в атмосфере на большей высоте,чем в центре диска. Если температура в атмосфере падает с увеличением высоты, тояркость и температура на краю будут несколько меньше. Слой аммиака толщиной внесколькосантиметров (при нормальном давлении) уже практически непрозрачен дляинфракрасного излучения в интервале 8-14 мк. Отсюда следует, что инфракраснаяяркостная температура Юпитера относится к довольно высоким слоям его атмосферы.Распределение интенсивности в полосах СН4 показывает, что температура облаковзначительно больше (160-170 еК). При температуре ниже 170 еК аммиак (если егоколичество соответствует спектроскопическим наблюдениям) долженконденсироваться; поэтому предполагается, что облачный покров Юпитера, покрайней мере частично, состоит из аммиака. Метан конденсируется при более низкихтемпературах и в образовании облаков на Юпитере участвовать не может.Яркостная температура 130 еК заметно выше, чем равновесная, т.е. такая, которуюдолжно иметь тело, светящееся только за счет переизлучения солнечной радиации.Расчеты, учитывающие измерение отражательной способности планеты, приводят кравновесной температуре около 100 еК. Существенно, что величина яркостнойтемпературы около 130 еК была получена не только в узком диапазоне 8-14 мк, но идалеко за его пределами. Таким образом, полное излучение Юпитера враз превосходит энергию, получаемую от Солнца, и большая часть излучаемой имэнергии обусловлена внутренним источником тепла. В этом смысле Юпитер ближе кзвездам, чем к планетам земного типа. Однако источником внутренней энергииЮпитера не являются, конечно, ядерные реакции. По-видимому, излучается запасэнергии, накопленной при гравитационном сжатии планеты (в процессе формированияпланеты из протопланетной туманности гравитационная энергия пыли и газа,образующих планету, должна была переходить в кинетическую и затем в тепловуюэнергию).Наличие большого потока внутреннего тепла означает, что температура довольнобыстро растет с глубиной. Согласно наиболее вероятным теоретическим моделям онадостигает 400 еК на глубине 100 км ниже уровня верхней границы облаков, а наглубине 500 км - около 1200 еК. Расчеты внутреннего строения показывают, чтоатмосфера Юпитера является очень глубокой ("104 км), а основная масса планеты(ниже этой границы) находится в жидкой фазе. Водород при этом находится ввырожденном или, что то же самое, в металлическом состоянии (электроны оторваныот протонов). В толще атмосферы водород и гелий, строго говоря, находятся не вгазообразном, а в сверхкритическом состоянии: плотность в нижних слоях атмосферыдостигает 0,6-0,7 г/см3 и свойства вещества скорее напоминают жидкость, чемгаз. В самом центре планеты, возможно, существует твердое ядро из тяжелыхэлементов.Юпитер является одним из самых сильных космических источников радиоизлучения вдекаметровом диапазоне (l > 10 м). Оно имеет спорадический характер, т.е.состоит из отдельных всплесков разной интенсивности.В появлении кратковременных радиовсплесков наблюдается определеннаяпериодичность. Период вращения, вычисленный из наблюдений спорадическогорадиоизлучения, равен 9h 55m 29s,4. Он близок к периоду системы II, ноотличается от него вполне заметно.Для анализа радионаблюдений в связи с этим была предложена система долгот III,соответствующая периодичности спорадического радиоизлучения. На рис. 181показано распределение числа случаев наблюдения спорадического радиоизлученияЮпитера по долготе в системе III на различных частотах. Можно выделить покрайней мере два мощных источника декаметрового радиоизлучения, один из которыхнаходится на долготах 100-150е, а другой - на 190-250е. Оба источника являются,по-видимому, направленными, причем ширина конуса излучения составляет несколькодесятков градусов. Спорадическоерадиоизлучение Юпитера не наблюдается на частотах выше 35 Мгц (l = 9 м), а начастоте 27 Мгц уже имеет большую интенсивность.Природа спорадического радиоизлучения Юпитера остается пока не раскрытой.Высказывалось предположение, что источником его могут служить мощные грозовыеразряды, однако спектр радиоизлучения земных грозовых разрядов не обрываетсярезко со стороны высоких частот. В качестве механизма генерации предлагаютсяплазменные колебания в ионосфере Юпитера (аналогично спорадическомурадиоизлучению Солнца), но как они возбуждаются и почему источники локализованына определенных долготах - не ясно.В области длин волн 8 мм - 68 см наблюдалось спокойное радиоизлучение Юпитера,почти не меняющее своей интенсивности по времени. Спектр радиоизлучения Юпитерав области 3-68 см приведен на рис. 182. Яркостная температура на волне 3 смсоставляет около 160 еК и очень близка к температуре облачного слоя, но онабыстро возрастает с длиной волны, достигая 50 000 еК на волне в 68 см. Привычислении яркостной температуры предполагалось, что источник радиоизлучениясовпадает по угловым размерам с диском Юпитера. На волне 3 см это предположениеправильно, так как основной вклад здесь дает, вероятно, обычное тепловоеизлучение. На дециметровых волнах были проведены непосредственные измеренияугловых размеров Юпитера радиоинтерферометром и оказалось, что источникрадиоизлучения больше видимого диска. Он вытянут в экваториальном направлениисимметрично по отношению к диску примерно на величину диаметра планеты в обестороны. Было высказано предположение, что Юпитер обладает, как и Земля,радиационными поясами, но плотность и энергия электронов, а также напряженностьмагнитного поля в поясах Юпитера больше. Энергичные электроны в магнитном полеизлучают электромагнитные волны. Это излучение называется магнитно-тормозным, ив частном случае релятивистских энергий - синхротронным. Синхротронное излучениедолжно быть поляризовано, и действительно, специальные наблюдения обнаружилиполяризацию дециметрового радиоизлучения Юпитера.В конце 1973 г. американский космический аппарат "Пионер-10" пролетел вблизиЮпитера, а еще через год так же прошел "Пионер-11". Приборы, установленные наних, непосредственно измерили концентрацию электронов и протонов различныхэнергий в окрестностях планеты, а также ее магнитное поле, и предположение осуществовании радиационных поясов Юпитера полностью подтвердилось. Напряженностьмагнитного поля вблизи поверхности достигает, примерно, 10 э. Радиусмагнитосферы составляет около 100 радиусов планеты. Кроме измерений магнитногополя и захваченной им радиации, проводился ряд других интересных экспериментов:были получены изображения планеты с разрешением, превосходящим наземные снимки внесколько раз, исследовались инфракрасное излучение, ультрафиолетовый спектрсвечения верхней атмосферы (в частности, впервые была обнаружена линия гелия, итем доказано его присутствие в атмосфере планеты).Вокруг Юпитера обращается 13 спутников. Четыре из них открыл Галилей - это Ио(I), Европа (II), Ганимед (III) и Каллисто (IV). Мы привели их в порядкевозрастающих расстояний. По размерам они примерно такие же, как Луна, новследствие большого расстояния от нас их диски (порядка 1") различаются лишь напределе. В очень хороших атмосферных условиях опытные наблюдатели виделиотдельные пятна па дисках галилеевых спутников, и удалось составить картыосновных деталей на их поверхности. Установлено, что галилеевы спутникивращаются вокруг осп синхронно с движением вокруг Юпитера и обращены к нему всевремя одной стороной.Галилеевы спутники являются объектами 5-6m, и их можно наблюдать в любойтелескоп или бинокль. Остальные спутники гораздо слабее. Спутник V (Амальтея),открытый Барнардом в 1892 г., является самым близким к планете и находится отнее на расстоянии в 2,56 радиуса планеты. Спутники VI-XIII были открыты уже внашем веке по фотографическим наблюдениям. Все они слабые, от 13m до 18m, имеютнебольшие размеры и удалены на большие расстояния от Юпитера (от 160 до 332радиусов планеты). Спутники VIII, IX, XI и XII обращаются вокруг Юпитера вобратном направлении, остальные - в прямом.§ 138. СатурнСатурн (рис. 183) расположен примерно вдвое дальше от Солнца, чем Юпитер, иобращается вокруг Солнца за 29,5 года. Экваториальный радиус Сатурна равен 60400 км, масса в 95 раз больше земной, ускорение силы тяжести на экваторе 1100см/сек2 Сатурн имеет заметное сжатие диска, равное 1/10 т.е. больше, чем уЮпитера. Период вращения на экваторе равен 10h14m и, как у Юпитера,увеличивается с увеличением широты. На диске Сатурна тоже можно различитьполосы, зоны и другие более тонкие образования, но контрастность деталейзначительно меньше, чем у Юпитера, и в целом диск Сатурна деталями гораздобеднее.Спектроскопические исследования обнаружили в атмосфере Сатурна H2 , CH4 , С2Н2 ,С2Н6 . Элементный состав, по-видимому, не отличается от солнечного, т.е. планетасостоит на 99% из водорода гелия. Глубина атмосферы (водород и гелий - всверхкритическом состоянии) может достигать половины радиуса планеты.Инфракрасные наблюдения показывают температуру Сатурна около 95 еК. Так же как иу Юпитера, больше половины излучаемой энергии обусловлено потоком внутреннеготепла.Были сделаны попытки обнаружить спорадическое декаметровое радиоизлучениеСатурна, но уверенных результатов не получено. В диапазоне 3-21 см наблюдаетсяспокойное радиоизлучение планеты. Яркостная температура в этом диапазонемонотонно растет с длиной волны. Возможно, это объясняется, как и у Юпитера,излучением радиационных поясов планеты, однако не исключены и другие объяснения.Кольца Сатурна - один из самых красивых объектов, которые можно наблюдать втелескоп. Их впервые увидел Галилей в 1610 г., но установить действительнуюформу найденного им образования Галилею не удалось. Это сделал в 1655 г.Гюйгенс, который обнаружил, что оно представляет собой плоское кольцо,концентричное телу планеты, но не примыкающее к нему. Ныне известно, что кольцосостоит из трех концентрических колец, которые, как и экватор планеты, наклоненык плоскости орбиты под углом в 26е45’. Внешнее кольцо А отделено от среднегокольца В резким темным промежутком, называемым щелью Кассини. Среднее кольцоявляется самым ярким. От внутреннего кольца С оно тоже отделено темнымпромежутком. Внутреннее кольцо С, темное и полупрозрачное, называется креповымкольцом. Край этого кольца с внутренней стороны размыт и сходит на нетпостепенно. В кольцах различается много других, более тонких градаций, но нельзянайти ни одной детали, ориентированной по радиусу или имеющей форму пятна.Причина, по которой Сатурн на расстоянии около 105 км имеет именно кольцо, а неспутник, состоит в приливной силе. Было показано, что если бы спутник иобразовался на таком расстоянии, то он был бы разорван под действием приливнойсилы на мелкие осколки. В эпоху формирования планет-гигантов вокруг них нанекотором этапе возникли уплощенные облака протопланетной материи, из которойпотом образовались спутники. В зоне колец приливная сила воспрепятствовалаобразованию спутника. Таким образом, кольца Сатурна, вероятно, являютсяостатками допланетной материи.При прохождении Земли через плоскость колец Сатурна удалось установить, что ихтолщина очень мала (от 2 до 20 км).Еще в прошлом веке было теоретически показано, что кольца не могут бытьсплошными твердыми телами. В начале XX в. по доплеровскому смещению линий вспектре колец было установлено, что скорость обращения различных участков колецуменьшается с увеличением их расстояния от планеты в полном соответствии стретьим законом Кеплера. Следовательно, кольца состоят из огромного количествачастиц, независимо обращающихся вокруг планеты по кеплеровским орбитам.Из десяти известных спутников Сатурна шестой спутник, Титан, имеет угловойдиаметр около 0",8 (линейный диаметр - 4850 км) и на нем, так же как нагалилеевых спутниках Юпитера, удается различить некоторые детали. На Титанеспектроскопическими наблюдениями удалось обнаружить CH4 . Титан - единственныйспутник в Солнечной системе, на котором найдена атмосфера. Все спутники, кромеIX, Фебы, обращаются вокруг планеты в прямом направлении.§ 139. Уран и Нептун. Общие вопросы строения планет-гигантов. ПлутонВсе планеты, рассмотренные нами ранее, видны на небе невооруженным глазом ипринадлежат к числу наиболее ярких объектов. Уран виден только в телескоп (егозвездная величина 5m,8) и выглядит маленьким зеленоватым диском диаметром около4". Большая полуось орбиты планеты равна около 19,2 а.е., а период обращениявокруг Солнца - 84 года. Масса Урана в 14,6 раза больше земной, радиус 24 800км. Уран обладает заметным сжатием (1/14). Детали на диске Урана увереннымобразом не различаются, но наблюдаются периодические колебания блеска. По этимколебаниям и по эффекту Доплера был определен период вращения вокруг оси 10h49m.Удалось установить также направление оси вращения планеты, причем оказалось, чтоэкватор Урана наклонен к плоскости его орбиты на 82е, а направление вращения -обратное. Уран имеет пять спутников. Плоскости их орбит почти перпендикулярны кплоскости орбиты планеты и движутся они в сторону ее вращения.Угловой диаметр Нептуна около 2",4, линейный радиус равен 25 050 км, масса -17,2 массы Земли. Большая полуось орбиты планеты равна около 30,1 а.е., а периодобращения вокруг Солнца почти 165 лет. Период вращения был определенспектроскопически и составляет 15h,8 ±1h. Направление вращения прямое. Один издвух спутников Нептуна, Тритон, принадлежит к числу крупнейших в Солнечнойсистеме (его радиус равен 2000 км) и движется вокруг планеты в обратномнаправлении.В результате спектроскопических наблюдений в спектрах Урана и Нептуна найденыводород Н2 и метан СН4. Наблюдательные данные о физических условиях на этихпланетах очень ограничены.Средняя плотность Урана 1,6 г/см3, Нептуна 1,6 г/см3 - больше, чем у Юпитера иСатурна, но размеры этих планет меньше. По-видимому, они содержат больше тяжелыхэлементов.Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун образуют группу планет-гигантов (или планет типаЮпитера). По массе и размерам они значительно превосходят планеты земной группы.Все они быстро вращаются, имеют большое количество спутников. Резко отличаютсяпланеты-гиганты от планет типа Земли по химическому составу. Юпитер и Сатурнсодержат водород, гелий и другие элементы, видимо, в той же пропорции, что иСолнце, Уран и Нептун более богаты тяжелыми элементами, но водород и гелий всеже преобладают. По-видимому, в центральной части протопланетного облака легкиегазы были потеряны вследствие термической диссипации, здесь образовались планетытипа Земли, а на периферии, где температура была ниже, водород и гелий осталисьи вошли в состав планет-гигантов (см. § 180).Плутон, наиболее далекая среди известных нам планет Солнечной системы, открытсравнительно недавно, в 1930 г. Удалось определить только верхний предел егорадиуса - 2900 км. В телескоп Плутон выглядит как звезда 15m. Блеск Плутонаиспытывает периодические изменения, видимо, связанные с вращением (период 6,4суток). Надежные данные о массе Плутона отсутствуют, но, скорее всего, егосредняя плотность больше земной. Плутон ближе к планетам земного типа, чем кпланетам-гигантам.Плутон обращается вокруг Солнца на среднем расстоянии 39,5 а.е. по орбите сбольшим эксцентриситетом (е = 0,249), настолько большим, что оказывается иногдаближе к Солнцу чем Нептун. Наклонение орбиты (i = 17е) тоже очень большое, иПлутон выходит за пределы пояса зодиакальных созвездий. В настоящую эпоху оннаходится в созвездии Девы вблизи его границы с созвездием Волос Вероники.Спутников у Плутона не обнаружено.§ 140. Малые планеты1 января 1801 г. итальянский астроном Пиацци случайно, во время астрометрическихнаблюдений, обнаружил звездообразный объект, прямое восхождение и склонениекоторого, по дальнейшим наблюдениям, заметно изменялось от ночи к ночи. Гауссвычислил его орбиту, и оказалось, что он движется вокруг Солнца по эллипсу,большая полуось которого равна 2,77 а.е., наклонение i = 10е и эксцентриситет е= 0,08. Стало ясно, что открыта планета, имеющая очень малые размеры. Ее назвалиЦерерой. Вскоре были найдены еще три такие планеты - Паллада, Веста и Юнона. Втечение XIX в. количество планет-малюток постепенно увеличивалось. Их сталиназывать астероидами или малыми планетами. С конца XIX века для поисков малыхпланет начали применять фотографию. При длительных экспозициях изображениеастероида вследствие изменения a и s получается в виде черточки, и егонетрудно отличить от звезд.В настоящее время известны орбиты 1800 астероидов. Самый яркий из них, Веста,представляет собой в противостоянии объект 6m,5; имеется несколько астероидов7m-9m, все остальные - слабее.Статистика показывает, что малые планеты подчиняются определенному законусветимости: астероидов, имеющих звездную величину т, в 2,5 раза больше, чемастероидов со звездной величиной т - 1. Астероидам с хорошо определенной орбитойприсвоены номера (в порядке открытия) и названия. Сначала использовалисьисключительно женские имена, заимствованные из мифологии, потом обычные женскиеимена, а позднее производные от имен известных ученых, стран и городов.Некоторым астероидам с необычной орбитой были даны мужские имена, взятые измифологических источников.Только у четырех первых астероидов удалось прямыми измерениями определитьдиаметры. Самый большой оказался у Цереры (780 км), самый маленький у Юноны (200км). Детали на дисках этих астероидов различить невозможно, но наблюдаютсяпериодические колебания блеска и поляризации света, которые объясняются,по-видимому, вращением. В основном астероиды имеют диаметры от несколькихкилометров до нескольких десятков километров.Большинство малых планет движется на средних расстояниях от Солнца между 2,2а.е. и 3,6 а.е., т.е. между орбитами Марса и Юпитера. Эта зона называется поясомастероидов. Эксцентриситеты орбит большинства астероидов (97%) меньше 0,3, анаклонения - меньше 16е (90%). Но есть планеты, орбиты которых выходят далеко запределы пояса астероидов. Встречаются наклонения до 43е (Гидальго) иэксцентриситеты до 0,83 (Икар).Среди малых планет имеются семейства астероидов, орбиты которых близко подходятодна к другой. Две такие группы называются греками и троянцами: Ахилл, Патрокл,Гектор и др. (всего 15); 10 из них ("греки") движутся вокруг Солнцаприблизительно по орбите Юпитера, на 60е по долготе впереди и пять ("троянцы")позади него, так что Солнце, Юпитер и эти группы астероидов образуют дваравносторонних треугольника. Для этого частного случая задачи трех тел Лагранжнашел строгое решение (см. § 56), показав, что движение тел, находящихся вблизитаких точек, устойчиво по отношению к возмущающим влияниям больших планет.Количество астероидальных тел в межпланетном пространстве, по-видимому, оченьвелико, и мы наблюдаем только самые большие из них. Сталкиваясь между собой,такие тела дробятся и разрушаются, и в результате межпланетное пространстводолжно быть заполнено роем твердых обломков самых разнообразных размеров, отпылинок диаметром в доли микрона до размеров астероидов. Сталкиваясь с Землей,они выпадают на ее поверхность в виде метеоритов (см. § 143). Таким образом идетпроцесс, обратный дроблению, - захват крупными телами более мелких.Высказывалось предположение, что на ранних стадиях эволюции Солнечной системыплотность метеоритных тел в межпланетном пространстве была больше, и паденияметеоритов играли существенную роль в формировании поверхности планет испутников, в частности, Луны (см. гл. XIV).В ряде чисел, выражающих средние расстояния планет от Солнца, имеется некотораязакономерность, подмеченная еще в XVIII в. (правило Тициуса - Боде): a = 0,1 × (3.2" + 4) а.е.(10.8)где n = - ¥ для Меркурия, 0 для Венеры, 1 для Земли и т.д., а - среднеерасстояние от Солнца в астрономических единицах. Табл. 8 позволяет сравнитьрасстояния, вычисленные по формуле (10.8), с истинными.Из таблицы 8 видно, что средние расстояния планет вплоть до Уранаудовлетворительно представляются формулой (10.8). Как раз в промежутке междуМарсом и Юпитером, где должна была быть еще одна планета, находится поясастероидов. По-видимому, в этой части Солнечной системы, которая разделяетпланеты типа Земли и типа Юпитера, физические условия были таковы, чтопромежуточная планета не могла сформироваться или оказалась неустойчивой.Возможно, что на каком-то этапе эволюции Солнечной системы в поясе астероидовсуществовала одна или несколько крупных планет, но они были разрушены вследствиестолкновений с другими телами или в результате действия какой-либо другой силы,например, приливного действия Юпитера. Физическая сущность приливного механизмаразрушения состоит в том, что сила притяжения постороннего тела действуетпо-разному на различные части системы частиц, связанных между собой гравитацией,стремится их разделить и заставить каждую частицу двигаться по независимойорбите. Если это разделяющее действие окажется сильнее, чем притяжение междучастицами, то система частиц (а ею может быть и твердое тело больших размеров,такое как планета) разрушится.§ 141. КометыБольшие кометы с хвостами, далеко простиравшимися по небу, наблюдались сдревнейших времен. Некогда предполагалось, что кометы принадлежат к числуатмосферных явлений. Это заблуждение опроверг Браге, который обнаружил, чтокомета 1577 г. занимала одинаковое положение среди звезд при наблюдениях изразличных пунктов и, следовательно, отстоит от нас дальше, чем Луна.Движение комет по небу объяснил впервые Галлей (1705 г.), который нашел, что ихорбиты близки к параболам. Он определил орбиты 24 ярких комет, причем оказалось,что кометы 1531, 1607 и 1682 гг. имеют очень сходные орбиты. Отсюда Галлейсделал вывод, что это одна и та же комета, которая движется вокруг Солнца поочень вытянутому эллипсу с периодом около 76 лет. Галлей предсказал, что в 1758г. она должна появиться вновь, и в декабре 1758 г. она действительно былаобнаружена. Сам Галлей не дожил до этого времени и не мог увидеть, как блестящеподтвердилось его предсказание. Эта комета (одна из самых ярких) была названакометой Галлея (рис. 184).Поиски комет производились сначала визуально, а потом и по фотографиям, нооткрытия комет при визуальных наблюдениях совершаются нередко и сейчас.Кометы обозначаются по фамилиям лиц, их открывших. Кроме того, вновь открытойкомете присваивается предварительное обозначение по году открытия с добавлениембуквы, указывающей порядковый номер среди комет, найденных в данном году. Потомпредварительное обозначение пересматривается, и буква заменяется римской цифрой,указывающей последовательность прохождения кометы через перигелий в данном году.Лишь небольшая часть комет, наблюдаемых ежегодно, принадлежит к числупериодических, т.е. известных но своим прежним появлениям. Большая часть кометдвижется по очень вытянутым эллипсам, почти параболам. Периоды обращения ихточно не известны, но есть основания полагать, что они достигают многихмиллионов лет. Такие кометы удаляются от Солнца на расстояния, сравнимые смежзвездными. Плоскости их почти параболических орбит не концентрируются кплоскости эклиптики и распределены в пространстве случайным образом. Прямоенаправление движения встречается так же часто, как и обратное.Периодические кометы движутся по менее вытянутым эллиптическим орбитам и имеютсовсем иные характеристики. Из 40 комет, наблюдавшихся более чем один раз, 35имеют орбиты, наклоненные меньше чем на 45е к плоскости эклиптики. Только кометаГаллея имеет орбиту с наклонением, большим 90е, и, следовательно, движется вобратном направлении. Остальные движутся в прямом направлении. Средикороткопериодических (т.е. имеющих периоды 3-10 лет) комет выделяется "семействоЮпитера" - большая группа комет, афелии которых удалены от Солнца на такое жерасстояние, как орбита Юпитера.. Предполагается, что семейство Юпитераобразовалось в результате захвата планетой комет, которые двигались ранее поболее вытянутым орбитам. В зависимости от взаимного расположения Юпитера икометы эксцентриситет кометной орбиты может как возрастать, так и уменьшаться. Впервом случае происходит увеличение периода или даже переход на гиперболическуюорбиту и потеря кометы Солнечной системой, во втором - уменьшение периода.Орбиты периодических комет подвержены очень заметным изменениям. Иногда кометапроходит вблизи Земли несколько раз, а потом притяжением планет-гигантовотбрасывается на более удаленную орбиту и становится ненаблюдаемой. В другихслучаях, наоборот, комета, ранее никогда не наблюдавшаяся, становится видимойиз-за того, что она прошла вблизи Юпитера или Сатурна и резко изменила орбиту.Кроме подобных резких изменений, известных лишь для ограниченного числаобъектов, орбиты всех комет испытывают постепенные изменения.Изменения орбит не являются единственной возможной причиной исчезновения комет.Достоверно установлено, что кометы быстро разрушаются. Яркостькороткопериодических комет ослабевает со временем, а в некоторых случаях процессразрушения наблюдался почти непосредственно. Классическим примером являетсякомета Биэлы. Она была открыта в 1772 г. и наблюдалась в 1815, 1826 и 1832 гг. В1845 г. размеры кометы оказались увеличенными, а в январе 1846 г. наблюдатели судивлением обнаружили две очень близкие кометы вместо одной. Были вычисленыотносительные движения обеих комет, и оказалось, что комета Биэлы разделилась надве еще около года назад, но вначале компоненты проектировались один на другой,и разделение было замечено не сразу. Комета Биэлы наблюдалась еще один раз,причем один компонент был много слабее другого, и больше ее найти не удалось.Зато неоднократно наблюдался метеорный поток, орбита которого совпадала сорбитой кометы Биэлы.Когда комета приближается к Солнцу, она испытывает целый ряд изменений.Возрастает ее яркость, увеличивается размер хвоста, иногда наблюдаются быстрыеизменения структуры. Хвост кометы обычно имеет вид конуса, в вершине которогонаходится размытое пятно (голова). Голова состоит из туманной оболочки (комы) извездообразного ядра, которое является самой яркой точкой кометы. Яркость комывозрастает по направлению к ядру. Головы комет могут иметь очень большие размеры- несколько десятков и даже сотен тысяч километров.Хвост кометы всегда направлен от Солнца. Когда расстояние от Солнца велико,хвост отсутствует или очень мал, хорошо видна только кома. Быстрое развитиехвоста кометы начинается при сближении ее с Солнцем, примерно до 1 а.е. В этовремя обычно хвост растет с огромной скоростью, около 106 км в сутки, пока недостигнет величины около 108 км.Силы, отталкивающие кометный хвост от Солнца, - это световое давление икорпускулярные потоки. Корпускулярные потоки несут с собой магнитное поле, и таккак ионы не могут двигаться поперек силовых линий, то через это поле передаютдавление на ионизованный газ в кометных хвостах. Скорость движения вещества вхвостах может быть измерена в тех случаях, когда в них заметны какие-либоконденсации в виде узелков или небольших облачков. В некоторых случаях этискорости очень велики и отталкивающие силы в 103 раз превосходят действиесолнечной гравитации. Однако чаще всего различие не превосходит нескольких раз.Согласно Ф.А. Бредихину, принято различать три типа кометных хвостов (рис. 185):хвосты I типа, в которых отталкивающие силы в 10-100 раз больше сил притяжения икоторые поэтому направлены почти точно от Солнца; хвосты II типа, заметноизогнутые, в которых отталкивающие силы несколько больше сил притяжения, ихвосты III типа, сильно изогнутые, в которых отталкивающие силы несколько меньшесил притяжения.Массы комет точно не известны. Они оказались слишком малыми, чтобы даже приочень близком прохождении повлиять на движение планет, и можно лишь указатьверхний предел массы комет. У больших комет он составляет примерно 10-4 массыЗемли, но на самом деле масса может быть на несколько порядков меньше. Понятно,что средняя плотность кометного вещества тоже должна быть весьма низкой. Комапредставляет собой очень разреженную газовую среду с концентрацией молекул105-1010 см -3. Истинное, практически невидимое ядро, окруженное этойатмосферой, по современным представлениям является твердым телом диаметром от 1до 30 км. Ядро состоит главным образом из летучих веществ, находящихся в твердомсостоянии ("льдов"), таких, как СН4 , NН3 , Н2О, СО2 . В основную ледяную массувкраплены молекулы нелетучих веществ и более или менее крупные их частицы.Приближение к Солнцу вызывает сублимацию (возгонку) льдов, и в результатевыделяется газообразный материал, образующий хвост кометы. Под действиемультрафиолетового излучения выделяющиеся молекулы диссоциируются и ионизуются, ив спектрах кометных хвостов наблюдаются линии излучения ионов (СО+ СO2+, СН+N2+).В области комы концентрация газа больше, ионизующее ультрафиолетовое излучениеСолнца уже заметно поглощается и наблюдается свечение нейтральных молекул. Средимолекул, обнаруженных в спектрах комет, много радикалов (СН, ОН, СН2 , NH2),которые в лабораторных условиях обычно не наблюдаются вследствие большойхимической активности. В кометах. они появляются в результате диссоциации болеесложных молекул и могут долго сохраняться благодаря низкой плотности. На оченьблизких расстояниях от Солнца в спектре ядра наблюдаются линии металлов. Это идоказывает, что, кроме летучих веществ, в ядрах комет присутствуют итугоплавкие.Если бы Земля столкнулась с кометой, то это не привело бы к каким-либокатастрофическим последствиям. При прохождении Земли сквозь кометный хвост лишьнемного увеличилась. бы яркость неба, а столкновение с головой привело бы ксильному метеорному дождю. В 1908 г. в Сибири наблюдался огромный болид, которыйвзорвался вблизи реки Подкаменной Тунгуски. К сожалению, только через 20 лет вэти места была направлена экспедиция, но и тогда последствия этой катастрофыбыли вполне ощутимы: в радиусе 30 км воздушной волной были повалены все деревья.Метеорное тело найдено не было и возникла гипотеза, что оно было целикомразрушено, не достигнув Земли. Возможно, это тело было ядром небольшой кометы.Вопрос о происхождении комет изучен недостаточно. Согласно гипотезе голландскогоученого Оорта, Солнечная система окружена гигантским облаком кометных ядер,простирающимся на расстояние до 1 пс. Под действием звездных возмущений орбитынекоторых ядер изменяются, и в результате вблизи Солнца появляются кометы.§ 142. МетеорыМетеоры (рис. 186) наблюдаются в виде кратковременных вспышек, которыепроносятся по небу и исчезают, иногда оставляя на несколько секунд узкийсветящийся след. Часто в обиходе их называют падающими звездами. Долгое времяастрономы совсем не интересовались метеорами, считая их атмосферным явлениемтипа молнии. Только в самом конце XVIII в. вРис. 186. Фотография метеора. В левой части видно звездной скопление Плеяды.результате наблюдений одних и тех же метеоров из разных пунктов, были определенывпервые их высоты и скорости Оказалось, что метеоры - это космические тела,которые приходят в земную атмосферу извне со скоростями от нескольких км/сек донескольких десятков км/сек и сгорают в ней на высоте около 80 км. Серьезноеисследование метеоров началось только в нашем столетии.Частота появления метеоров и их распределение по небу не всегда являютсяравномерными. Систематически наблюдаются метеорные потоки, метеоры которых напротяжении определенного промежутка времени (несколько ночей) появляютсяпримерно в одной и той же области неба. Если их следы продолжить назад, то онипересекутся вблизи одной точки, называемой радиантом метеорного потока. Многиеметеорные потоки являются периодическими, повторяются из года в год и именуютсяпо названиям созвездий, в которых лежат их радианты. Так, метеорный поток,действующий ежегодно примерно с 20 июля по 20 августа, назван Персеидами,поскольку его радиант лежит в созвездии Персея. От созвездий Лиры и Льваполучили соответственно свое название метеорные потоки Лирид (середина апреля) иЛеонид (середина ноября).Активность метеорных потоков в разные годы различна. Бывают годы, в которыечисло метеоров, принадлежащих потоку, очень мало, а в иные годы (повторяющиеся,как правило, с определенным периодом) настолько обильно, что само явлениеполучило название звездного дождя. Последние звездные дожди наблюдались вавгусте 1961 г. (Персеиды) и в ноябре 1966 г. (Леониды). Меняющаяся активностьметеорных потоков объясняется тем, что метеорные частицы в потоках неравномерноразбросаны вдоль эллиптической орбиты, пересекающей земную.Метеоры, не принадлежащие к потокам, называются спорадическими. Статистическоераспределение орбит спорадических метеоров точно не исследовано, однако естьоснования полагать, что оно похоже на распределение орбит периодических комет.Что же касается метеорных потоков, то у многих из них орбиты близки к орбитамизвестных комет. Известны случаи, когда комета исчезала, а связанный с нейметеорный поток оставался (комета Биэлы). Все это заставляет думать, чтометеорные потоки возникают в результате разрушения комет.За сутки в атмосфере Земли вспыхивает примерно 108 метеоров ярче 5m. Метеоров,имеющих звездную величину m, примерно в 2,5 раза больше, чем (m - 1)-й звезднойвеличины. Яркие метеоры наблюдаются реже, слабые - чаще. Очень яркие метеоры, -болиды, могут наблюдаться и днем. Болиды сопровождаются иногда выпадениемметеоритов (см. § 143). Появление болида может сопровождаться более или менеесильной ударной волной, звуковыми явлениями и образованием дымового хвоста. Попроисхождению и физическому строению большие тела, наблюдаемые как болиды,по-видимому, сильно отличаются от частиц, вызывающих метеорные явления. Мывернемся к этому вопросу, когда будем рассматривать метеориты.Как уже указывалось, скорость метеоров вблизи Земли достигает несколькихдесятков км/сек. Очень трудно точно оценить, какие величины истинной,гелиоцентрической скорости являются наиболее типичными. Дело в том, что блескметеора очень сильно зависит от скорости, и поэтому быстрые метеоры могутнаблюдаться чаще, чем медленные, хотя их количество и меньше. По-видимому,большинство метеоров движется по орбитам в прямом направлении, сгелиоцентрическими скоростями, не очень сильно отличающимися от скорости Земли.Сейчас для наблюдений метеоров широко применяются фотографическая патрульнаяслужба и радиолокаторы. При фотографическом патрулировании в двух пунктах,разделенных расстоянием в несколько десятков километров, устанавливаетсядостаточное количество широкоугольных фотографических камер так, чтобы ониперекрывали значительную часть неба. Камеры периодически открываются изакрываются специальными затворами, например, с помощью вращающегося обтюратора(диск с лопастями), и в результате след метеора выглядит как ряд черточек, подлине которых с хорошей точностью можно определить скорость. Радиолокаторы,работающие на волнах 3-10 м, позволяют получить отраженный радиоимпульс отстолба ионизованного воздуха, который остается за метеором после его полета.Наряду с ионизацией в этом столбе происходит возбуждение молекул, свечениекоторых приводит к образованию следа.Спектры метеоров (рис. 187) состоят из эмиссионных линий. Когда метеорнаячастица тормозится в атмосфере, она нагревается, начинает испаряться, и вокругнее образуется облако из раскаленных газов. Светятся главным образом линииметаллов: очень часто, например, наблюдаются линии Н и К ионизованного кальция илинии железа. По-видимому, химический состав метеорных частиц аналогичен составукаменных и железных метеоритов, но механическая структура метеорных тел должнабыть совсем иной. На это указывают скорости торможения метеоров; торможениепроисходит так, как будто плотность их очень мала, порядка 0,1 г/см3. Этоозначает, что метеорная частица представляет собой пористое тело, состоящее изболее мелких частиц. Вероятно, поры были заполнены когда-то летучими веществами,которые впоследствии испарились. Метеорная частица, порождающая метеор 5-йзвездной величины, имеет массу около 3 мг и диаметр около 0,3 мм. Эти данныевычислены для быстрого метеора, имеющего геоцентрическую скорость 50-60 км/сек.Большинство же метеоров, порождаемых частицами такой массы, гораздо слабее.Яркие метеоры и болиды, ионизуя воздух, порождают слабо светящиеся следы,видимые на протяжении от нескольких секунд до нескольких минут. Воздушныетечения в атмосфере перемещают следы (дрейф следов) и меняют их форму. Поэтомунаблюдения дрейфа следов имеют большое значение для изучения воздушных течений вразличных слоях земной атмосферы.§ 143. МетеоритыМетеориты, "небесные камни", известны человечеству очень давно. По-видимому,появление первых железных орудий, сыгравших огромную роль в эволюциидоисторических культур, связано с использованием метеоритного железа. Крупныеметеориты служили иногда предметом поклонения у древних народов. Официальнаянаука признала их небесное происхождение лишь в начале XIX в.За исключением образцов лунных пород, доставленных на Землю, метеориты покапредставляют собой единственные космические тела, которые можно исследовать вземных лабораториях. Понятно, что сбору и изучению метеоритов придается большоенаучное значение. В Академии наук СССР имеется Комитет по метеоритам, которыйорганизует эту работу в масштабах страны.Метеориты по химическому составу и структуре разделяются на три большие группы:каменные (аэролиты), железо-каменные (сидеролиты) и железные (сидериты). Вопрособ относительном количестве различных типов метеоритов не вполне ясен, так какжелезные метеориты легче находить, чем каменные, и, кроме того, каменныеметеориты сильнее разрушаются при прохождении сквозь атмосферу. Большинствоисследователей полагает, что в космическом пространстве преобладают каменныеметеориты (80-90% от общего числа), хотя собрано больше железных метеоритов, чемкаменных.Так как болиды (рис. 188) - явление редкое, то орбиты метеоритных тел приходитсяопределять по неточным свидетельствам случайных очевидцев, и поэтому надежныхданных об орбитах выпавших метеоритов нет. По радиантам болидов,сопровождавшихся выпадением метеоритов, можно заключить, что большинство ихдвигалось в прямом направлении, и их орбиты характеризуются малым наклоном. Ноздесь большую роль может играть наблюдательная селекция, так как вероятностьразрушения метеорита при лобовой встрече с Землей (обратное движение) гораздобольше, чем при вторжении догоняющего тела.Когда метеоритное тело входит в плотные слои атмосферы, его поверхностьнастолько нагревается, что вещество поверхностного слоя начинает плавиться ииспаряться. Воздушные струи сдувают с поверхности железных метеоритов крупныекапли расплавленного вещества, причем следы этого сдувания остаются в видехарактерных выемок (рис. 189). Каменные метеориты часто дробятся, и тогда наповерхность Земли низвергается целый дождь обломков самых разнообразныхразмеров. Железные метеориты прочнее, но и они иногда разрушаются на отдельныекуски. Один из крупнейших железных метеоритов, Сихотэ-Алинский, упавший 12февраля 1947 г., был найден в виде большого количества отдельных осколков (см.рис. 189). Общий вес собранных осколков достиг 23 т, причем, конечно, былинайдены не все осколки. Наибольший из известных метеоритов, Гоба (Юго-ЗападнаяАфрика), представляет собой глыбу весом в 60 т (рис. 190).Большие метеориты, ударяясь о Землю, зарываются на значительную глубину. Однакокосмическая скорость обычно гасится в атмосфере на некоторой высоте и,затормозившись, метеорит падает по законам свободного падения. Что произойдет,если с Землей столкнется еще большая масса, например 105-108 т? Такой гигантскийметеорит прошел бы сквозь атмосферу практически беспрепятственно, при егопадении возник бы сильнейший взрыв и образовалась бы воронка (кратер). Еслитакие катастрофические явления когда-либо происходили, то мы должны находитьметеоритные кратеры на земной поверхности. Подобные кратеры действительносуществуют. Крупнейший из них - Аризонский кратер (рис. 191), воронка которогоимеет диаметр 1200 м и глубину около 200 м. Его возраст по приблизительнойоценке составляет около 5000 лет. Недавно был открыт еще целый ряд более древнихи разрушенных метеоритных кратеров.Химический состав метеоритов хорошо исследован. Железные метеориты содержат всреднем 91% железа, 8,5% никеля и 0,6% кобальта; каменные метеориты - 36%кислорода, 26% железа, 18% кремния и 14% магния. Каменные метеориты посодержанию кислорода и кремния близки к земной коре, но металлов в них гораздобольше. Содержание радиоактивных элементов в метеоритах меньше, чем в земнойкоре, причем в железных меньше, чем в каменных. Химические соединения,присутствующие в метеоритах, и их кристаллическая структура по-казывают, чтометеоритное вещество сформировалось в условиях высоких давлений, и температур.Это означает, что метеориты входили когда-то в состав крупных тел, имевшихбольшие размеры. По относительному содержанию радиоактивных элементов ипродуктов их распада можно определить возраст метеоритов. Для разных образцов онполучается различным и колеблется обычно в пределах от нескольких сотенмиллионов до нескольких миллиардов лет.§ 144. Зодиакальный свет и противосияниеВесной и осенью, в месяцы, когда в южных широтах Земли эклиптика после заходаСолнца или перед его восходом очень высоко поднимается над горизонтом, вбезлунную ночь можно наблюдать зодиакальный свет. Он представляет собой светлыйтреугольник, вытянутый вдоль эклиптики и расширяющийся в сторону Солнца (рис.192). Яркость его постепенно падает с увеличением расстояния от Солнца(элонгации). При элонгации в 90-100е зодиакальный свет почти невозможноразличить, и только при очень темном небе удается иногда заметить зодиакальнуюполосу - небольшое увеличение яркости неба вдоль эклиптики. При элонгации в180е, в области неба, противоположной Солнцу ("антисолнечная" область), яркостьзодиакальной полосы несколько возрастает, и здесь можно заметить небольшоетуманное пятно диаметром около десяти градусов. Оно называется противосиянием.Зодиакальный свет и противосияние представляют собой эффект рассеяния солнечногоизлучения межпланетной пылевой материей, подавляющее большинство частиц которойимеет размеры в несколько микрон. Возможно, что эти пылевые частицы возникают врезультате разрушения астероидов и комет и постепенного дробления их остатков.Межпланетная пыль образует облако, уплощенное к эклиптике.Некоторые исследователи предполагали еще недавно, что в межпланетномпространстве, кроме пылевой материи, имеется ионизованный газ с концентрациейионов около 103 см -3 . В этом случае зодиакальный свет можно было бы частичнообъяснить рассеянием на электронах (как в солнечной короне). При рассеянии наэлектронах должна быть сильная поляризация, и зодиакальный свет действительнополяризован. Однако прямые эксперименты, проведенные с помощью ионных ловушек,установленных на советских космических ракетах, показали, что концентрацияионизованного газа в межпланетном пространстве не может превышать 100 см -3 покрайней мере в отсутствие сильных корпускулярных потоков. По-видимому, в обычныхусловиях рассеяние на электронах не дает заметного вклада в зодиакальный свет, инаблюдаемая поляризация возникает при рассеянии на межпланетных пылинках.Отмечалось, однако, что яркость зодиакального света иногда увеличивается послесильных солнечных вспышек. Это увеличение может быть связано с рассеяниемсолнечного излучения на электронах корпускулярных потоков.1. НОРМАЛЬНЫЕ ЗВЕЗДЫЗвезды - наиболее распространенные объекты во Вселенной. Более 98% массыкосмического вещества сосредоточено в этих газовых шарах; остальная часть егорассеяна в межзвездном пространстве. С эволюцией звезд связано образованиемногих химических элементов. Поэтому звезды представляют интерес не только каккосмические объекты, являющиеся важным элементом структуры Вселенной, но и кактела, эволюция которых - важное звено в эволюции материи.Основные свойства звезды определяются прежде всего ее массой, светимостью ирадиусом. С точки зрения наблюдений первоочередная задача состоит в определенииэтих величин и в выяснении индивидуальных особенностей отдельных звезд, а такжеразличных групп звезд.Методы теоретической астрофизики позволяют найти физические условия в атмосферахи недрах звезд и проследить их эволюцию.Звезды отличаются весьма большим разнообразием. Однако среди них можно выделитьотдельные группы звезд, обладающих общими свойствами. Такое разделениенеобходимо для изучения всего множества существующих звезд. Особенно интересныте из подобных групп, члены которых, например, отличаются нестационарностью илисовершают пульсации, взрываются и т.д. Как правило, наличие таких особенностейпозволяет сделать важные выводы не только о природе отдельных звезд, но и в рядеслучаев о более общих закономерностях Вселенной. Звезды, не обладающиеуказанными особыми свойствами, называются нормальными. Естественно начатьизучение звезд именно с них.§ 145. Спектры нормальных звезд и спектральная классификацияИзучение нормальных звезд позволяет найти физически обоснованные принципыклассификации всех звезд. Уже при первом знакомстве со звездным небом обращаетна себя внимание различие звезд по цвету. Гораздо сильнее это различиевыявляется при рассмотрении спектров. Как правило, звезды имеют непрерывныйспектр, на который накладываются спектральные линии, чаще всего поглощения. Вспектрах некоторых звезд наблюдаются яркие (эмиссионные) линии.Важнейшие различия спектров звезд заключаются в количестве и интенсивностинаблюдаемых спектральных линий, а также в распределении энергии в непрерывномспектре.Спектральная классификация начала разрабатываться еще до того, как былообъяснено возникновение звездных спектров. При этом сразу же стало ясно, чтоважнейшие их особенности связаны с различием физических свойств звезд.Спектры большинства звезд эмпирически удалось расположить в видепоследовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенноослабевают, а других - усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются вспектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы.Дальнейшие исследования показали, что звезды, принадлежащие различнымспектральным классам, отличаются своими температурами.Интенсивности некоторых спектральных линий в спектрах звезд настолькочувствительны к температуре, что, грубо говоря, ее можно оценить "на глаз" поодному только внешнему виду спектрограммы, не производя специальныхфотометрических измерений. Количественным критерием принадлежности звезды к томуили иному спектральному классу или подклассу является отношение интенсивностейопределенных спектральных линий.Этот принцип спектральной классификации впервые был удачно применен в началеэтого столетия на Гарвардской обсерватории. Гарвардская классификация звездлегла в основу современной спектральной классификации.В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквамилатинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этойклассификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, топосле установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядокспектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположениембукв. Перейдем к описанию спектральных классов, примеры которых приведены нарис. 193. Спектры большинства звезд характеризуются наличием линий поглощения.Класс О. О высокой температуре звезд этого класса можно судить по большойинтенсивности ультрафиолетовой области непрерывного спектра, вследствие чегосвет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованногогелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода, кремния,азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода.Класс В. Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хоронювидны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато-белый.Типичная звезда - a Девы (Спика).Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линииионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Цвет звездбелый. Типичные звезды: a Лиры (Вега) и a Большого Пса (Сириус).Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованныхметаллов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый. Типичнаязвезда - a Малого Пса (Процион).Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов.Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды желтый. Типичныйпример - Солнце.Класс К. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов.Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует осильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цветзвезды красноватый, как, например, у a Волопаса (Арктур) и a Тельца(Альдебаран).Класс М. Красные звезды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосамипоглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Типичнаязвезда - a Ориона (Бетельгейзе).Кроме этих основных классов существуют дополнительные, являющиеся ответвлениямиот классов G и К и представляющие собой звезды с аномальным химическим составом,отличающимся от химического состава большинства других звезд. Первое ответвлениепроисходит от класса G и содержит "углеродные" звезды:Класс С, отличающийся от классов К и М наличием линий поглощения атомов и полоспоглощения молекул углерода.Второе ответвление происходит от класса К и содержит "циркониевые" звезды:Класс S. Звезды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместо полосокиси титана TiO присутствуют полосы окиси циркония (ZrO). Таким образом, всеперечисленные спектральные классы схематически можно расположить следующимобразом: C " O-B-A-F-G-K-M. " SВнутри каждого спектрального класса можно установить плавную последовательностьподклассов, переходящих из одного в другой. Каждый класс (кроме класса О)делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся послеобозначения спектрального класса, например, В8, А0, G5. Спектральный класс Оподразделяется на подклассы от O5 до O9,5. После таких обозначений ставятсядополнительные значки, если спектр звезды обладает теми или иными особенностями.Если в нем присутствуют эмиссионные линии, то это обозначается буквой е. Так,В5е означает звезду класса В5 с эмиссионными линиями в спектре.Звезды-сверхгиганты часто отличаются глубокими узкими линиями; это отмечаетсябуквой с (с - характеристика перед названием класса: cF0). Другие особенности вспектре звезды, не типичные для данного спектрального класса, отмечаются буквойр (peculiar) - пекулярные, т.е. особенные спектры. Буква р ставится посленазвания класса (А5р).§ 146. Основы колориметрииНаиболее полной информацией об излучении звезды является распределение энергии вее спектре, выраженное в абсолютных энергетических единицах, как это удаетсяполучить для Солнца (см. § 118). Однако достаточно точные спектрофотометрическиеизмерения можно осуществить лишь для сравнительно небольшого числа звезд, потокизлучения от которых наибольший. В тех случаях, когда это удается сделать,оказывается, что звезды излучают не по закону Планка, причем нередко отличиесильнее, чем в случае Солнца.Для слабых звезд, излучение которых удается зарегистрировать лишь в широкомучастке спектра, единственным источником информации остается поток излучения,определяющий их звездные величины.Некоторое представление о распределении энергии в спектре звезд можно получить,если измерять поток их излучения в различных частях спектра, пользуясьсветофильтрами. Так получаются различные системы звездных величин, понятие окоторых было введено в § 103.Звездные величины, полученные в результате применения визуальных фотометров илипутем глазомерных оценок, называются визуальными. До изобретения фотографин иприменения ее в астрономии визуальные методы определения звездных величин былиединственным способом фотометрии звезд. Сейчас этот метод играет меньшую роль,хотя его и применяют при исследовании переменных звезд.Звездные величины, которые получаются методом фотометрических измеренийизображений звезд, полученных на несенсибилизированной фотоэмульсии, называютсяфотографическими звездными величинами.Звездные величины, которые получаются методом фотометрических измеренийизображений звезд, полученных на ортохроматических или изоортохроматическихэмульсиях со специальным желтым светофильтром, называются фотовизуальными.Поскольку спектральная чувствительность сенсибилизированной фотоэмульсии всочетании с определенным желтым светофильтром может быть сделана близкой кспектральной чувствительности глаза, эта комбинация используется для того, чтобыполучающаяся в результате система звездных величин была близка к результатамглазомерных определений.Наиболее точные современные определения потока излучения от звезд получаютсяфотоэлектрическими или фотографическими методами с применением специальноподобранных светофильтров в новой международной системе U, В, V, чтосоответствует измерению потока в трех участках спектра: ультрафиолетовой (U),синей (В) и желтой (визуальной - V). Существуют и другие многоцветныефотометрические системы, включающие, например, измерения в красной илиинфракрасной областях спектра. Для определения звездных величин/в данной системе (при соответствующейкомбинации светофильтра и приемника излучения) сравниваются световые потоки отисследуемых звезд и от звезд сравнения, принятых в качестве стандартов. Помимоэтого необходимо еще исследовать саму систему, т.е. лабораторным путем найти туобласть спектра, которая фактически используется в рассматриваемой системе.Результаты звездной фотометрии, полученные в различных фотометрических системах,с успехом могут быть использованы наряду со спектральной классификацией дляопределения температур звезд. Это основано на том факте, что положение максимумана кривой распределения энергии в спектре звезды, т.е. фактически ее цвет,зависит от температуры. Как правило, закон Планка неприменим к излучению звезд.Поэтому соответствующая зависимость далеко не такая простая, как закон Вина(7.21), и ее можно найти только путем специальных исследовании. выполняемыхотдельно для звезд различных типов.Обычно рассматривают не длину волны максимума излучения, а некоторую объективнуюхарактеристику цвета звезды, называемую показателем цвета, и устанавливаютэмпирическую зависимость ее от эффективной температуры, характеризующей, как мыпомним, суммарную энергию излучения звезды. Судить о цвете можно, сравниваяпотоки излучения в различных областях спектра. Поэтому показатель цветаопределяется как разность между звездными величинами, измеренными в двухкаких-либо фотометрических системах, например, фотографической и фотовизуальной.В этом случае показатель цвета (соlor index) равен CI = mpg - mpv(11.1)где mpg и mpv - соответственно фотографическая и фотовизуальная звездныевеличины. В системе U, В, V обычно пользуются двумя показателями цвета: основным(В - V) и ультрафиолетовым (U - В).Поскольку шкала звездных величин определяется через отношение освещенностей, ануль-пункт ее выбирается произвольно (см. § 103), в такой же степени оказываетсяпроизвольным и нуль-пункт шкалы показателей цвета. Условились считать, чтопоказатель цвета (В - V) равен нулю для звезд класса А0. Показатели цвета звездболее горячих, чем класса А (сильнее излучающих в фотографической областиспектра), окажутся отрицательными (т.е. фотографическая звездная величина меньшефотовизуальной). Наоборот, показатели цвета звезд более поздних спектральныхклассов, чем А, положительны, так как они сильнее излучают в видимой областиспектра.В табл. 9 приведены примерные значения показателей цвета звезд различныхспектральных классов.Раздел астрофизики, посвященный изучению показателей цвета звезд, называетсяколориметрией. Его целью является измерение показателей цвета различнымиметодами и нахождение других величин, характеризующих спектральный составизлучения звезд, а также установление связи между этими характеристиками итемпературой.§ 147. Абсолютная звездная величина и светимость звездВидимые звездные величины ничего не говорят ни об общей энергии, излучаемойзвездой, ни о яркости ее поверхности. Действительно, вследствие различия врасстояниях маленькая, сравнительно холодная звезда только из-за своейотносительно большой близости к нам может иметь значительно меньшую видимуюзвездную величину (т.е. казаться ярче), чем далекий горячий гигант.Если расстояния до двух звезд известны (см. § 63), то на основании их видимыхзвездных величин легко найти отношение излучаемых ими действительных световыхпотоков. Для этого достаточно освещенности, создаваемые этими звездами, отнестик общему для всех звезд стандартному расстоянию. В качестве такого расстоянияпринимается 10 пс.Звездная величина, которую имела бы звезда, если ее наблюдать с расстояния в 10пс, называется абсолютной звездной величиной. Как и видимые, абсолютные звездныевеличины могут быть визуальными, фотографическими и т.д.Пусть видимая звездная величина некоторой звезды равна m, а расстояние ее отнаблюдателя составляет r пс. По определению, звездная величина с расстояния 10пс будет раина абсолютной звездной величине М. Применяя к m и М формулу (7.8),получим (11.2)где Е и Е0 - соответственно освещенности от звезды с расстояния r пс и 10 пс.Поскольку освещенности обратно пропорциональны квадратам расстояний, то (11.3)Подставляя (11.3) в (11.2), получим 0,4(m - M) = 2 lg r - 2(11.4)или M = m + 5 - 5 lg r.(11.5)Формула (11.5) позволяет найти абсолютную звездную величину М, если известнавидимая звездная величина объекта m и расстояние до него r, выраженное впарсеках. Если же абсолютная звездная величина известна из каких-нибудь другихсоображений, то, зная видимую звездную величину, легко найти выраженное впарсеках расстояние из условия lg r = 1 + 0,2 (m - M).(11.6)Величина (m - М) называется модулем расстояния.Так как годичный параллакс p светила и расстояние r до него в парсеках связанысоотношением r = 1/p (см. § 63), то формулу (11.6) можно привести к другомувиду: M = m + 5 + 5 1g p.(11.7)В качестве примера найдем абсолютную визуальную звездную величину Солнца,видимая визуальная звездная величина которого т? = -26m,8 (см. § 103).Расстояние до Солнца Подставляя m? и lg r? в формулу (11.5), получаемПри определении звездной величины (например, визуальной) непосредственно изнаблюдений регистрируется только та часть излучения, которая прошла сквозьземную атмосферу, данную оптическую систему и зарегистрированасветочувствительным прибором. Чтобы найти суммарное излучение во всем спектре,необходимо к результатам этих измерений прибавить поправку, Учитывающуюизлучение, не дошедшее до прибора. Звездная величина, определенная с учетомизлучения во всех участках спектра, называется болометрической.Разность между болометрической звездной величиной и визуальной илифотовизуальной называется болометрической поправкой (11.8)Болометрические поправки вычисляются теоретически. В самое последнее время дляэтой цели привлекаются результаты внеатмосферных измерений излучения звезд вультрафиолетовой области спектра.Болометрическая поправка имеет минимальное значение для тех звезд, которые ввидимой области спектра излучают наибольшую долю всей своей энергии, и зависитот эффективной температуры звезды (табл. 10).ТАБЛИЦА 10Болометрические поправки позволяют определить болометрические светимости техзвезд, для которых известны абсолютные визуальные звездные величины.Пусть Mv - абсолютная визуальная звездная величина некоторой звезды, а Dmbol -болометрическая поправка. Тогда болометрическая абсолютная величина звезды (11.9)Применим эту формулу к Солнцу, болометрическую поправку для которого примем,округляя значение из табл. 10:Так как абсолютная визуальная звездная величина Солнца его болометрическаяабсолютная звездная величинаПоток энергии излучаемой звездой по всем направлениям, называется светимостью.Между светимостями L и абсолютными звездными величинами должно выполняться то жесоотношение, что и между Е и m в формуле (7.8). Поэтому если обозначитьвеличины, относящиеся к Солнцу и к какой-либо звезде, соответственно значками ?и *, то получим (11.10)Обычно светимость выражают в единицах светимости Солнца, т.e. L? = 1 и (11.11)В зависимости от метода определения звездных величин, входящих в эту формулу,получаем визуальные, фотографические или болометрические светимости. Дляболометрических светимостей, подставляя значение и учитывая (11.9), имеем (11.12)§ 148. Диаграмма спектр - светимостьВ самом начале XX в. датский астроном Герцшпрунг и несколько позже американскийастрофизик Рессел установили существование зависимости между видом спектра (т.е.температурой) и светимостью звезд. Эта зависимость иллюстрируется графиком, поодной оси которого откладывается спектральный класс, а по другой - абсолютнаязвездная величина. Такой график называется диаграммой спектр - светимость илидиаграммой Герцшпрунга - Рессела (рис. 194).Вместо абсолютной звездной величины можно откладывать светимость (обычно влогарифмической шкале), а вместо спектральных классов - показатели цвета илинепосредственно эффективную температуру.Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется еефизической природой и стадией эволюции. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга -Рессела как бы запечатлена вся история рассматриваемой системы звезд. В этомогромное значение диаграммы спектр - светимость, изучение которой является однимиз важнейших методов звездной астрономии. Оно позволяет выделить различныегруппы звезд, объединенные общими физическими свойствами, и установитьзависимость между некоторыми их физическими характеристиками, а также помогает врешении ряда других проблем (например, в исследовании химического состава, иэволюции звезд).На рис. 194 верхняя часть диаграммы соответствует звездам большой светимости,которые при данном значении температуры отличаются большими размерами. Нижнюючасть диаграммы занимают звезды малой светимости. В левой части диаграммырасполагаются горячие звезды более ранних спектральных классов, а в правой -более холодные звезды, соответствующие поздним спектральным классам.В верхней части диаграммы находятся звезды, обладающие наибольшей светимостью(гиганты и сверхгиганты), отличающиеся высокой светимостью. Звезды в нижнейполовине диаграммы обладают низкой светимостью и называются карликами. Наиболеебогатую звездами диагональ, идущую слева вниз направо, называют главнойпоследовательностью. Вдоль нее расположены звезды, начиная от самых горячих (вверхней части) до наиболее холодных (в нижней).Как видно из рис. 194, в целом звезды распределяются на диаграмме Герцшпрунга -Рессела весьма неравномерно, что соответствует существованию определеннойзависимости между светимостями и температурами всех звезд. Наиболее четко этовыражено для звезд главной последовательности. Однако внимательное изучениедиаграммы позволяет выделить на ней ряд других последовательностей, правда,обладающих значительно большей дисперсией, чем главная. Эти последовательностиговорят о наличии у некоторых определенных групп звезд индивидуальнойзависимости светимости от температуры.Рассмотренные последовательности называются классами светимости и обозначаютсяримскими цифрами от I до VII, проставленными после наименования спектральногокласса. Таким образом, полная классификация звезд оказывается зависящей от двухпараметров, один из которых характеризует спектр (температуру), а другой -светимость. Солнце, например, относящееся к главной последовательности, попадаетв V класс светимости и обозначение его спектра G2V. Эта принятая в настоящеевремя классификация звезд называется МКК (Моргана, Кинана, Кельман).Классы светимости схематически изображены на рис. 195.Класс светимости I - сверхгиганты; эти звезды занимают на диаграмме спектр -светимость верхнюю часть и разделяются на несколько последовательностей.Класс светимости II - яркие гиганты.Класс светимости III - гиганты.Класс светимости IV - субгиганты. Последние три класса расположены на диаграммемежду областью сверхгигантов и главной последовательностью.Класс светимости V - звезды главной последовательности.Класс светимости VI - яркие субкарлики. Они образуют последовательность,проходящую ниже главной примерно на одну звездную величину, начиная от класса А0вправо.Класс светимости VII. Белые карлики. Они обладают весьма малой светимостью изанимают нижнюю часть диаграммы.Принадлежность звезды к данному классу светимости устанавливается на основанииспециальных дополнительных признаков спектральной классификации. Так, например,сверхгиганты обладают, как правило, узкими и глубокими линиями(с-характеристика), в полную противоположность необычайно широким линиям белыхкарликов (рис. 196). По своим спектрам карлики отличаются от гигантов тем, что уних линии некоторых металлов относительно слабее, чем у гигантов тех жеспектральных классов, в то время как интенсивности линий других металловразличаются значительно меньше. Спектры субкарликов, наоборот, отличаютсяслабостью всех металлических линий, что связано с меньшим содержанием металлов вэтих звездах.Рассмотренные дополнительные критерии спектральной классификации, позволяющиеопределить класс светимости, могут служить основой для спектроскопическогоопределения абсолютных звездных величин и тем самым расстояний.Метод определения расстояний, основанный на эмпирической зависимости светимостизвезд от отношения интенсивностей определенных линий в спектре, называетсяметодом спектральных параллаксов.В отличие от тригонометрических, спектральные параллаксы могут быть определены идля весьма удаленных объектов, коль скоро изучены их спектры. Поэтому этот методиграет исключительно важную роль в астрономии.§ 149. Понятие о шкале звездных температурОбычно под температурой звезды понимают ее эффективную температуру (см. § 108).Для определения последней необходимо знать полный поток излучения и радиусзвезды. Достаточно точно обе эти величины, а потому и эффективные температурымогут быть измерены лишь для немногих звезд. Для остальных звезд эффективныетемпературы находят косвенными методами на основании изучения их спектров илипоказателей цвета с помощью шкалы эффективных звездных температур.Шкалой эффективных температур называется зависимость цветовых характеристикизлучения звезд, например спектрального класса или показателя цвета, отэффективных температур.Аналогично вводится шкала цветовых температур. Если известна шкала температур,то, определив из наблюдений спектральный класс или показатель цвета даннойзвезды, легко найти ее температуру. Температурная шкала определяется эмпирическипо звездам с известными, например, эффективными температурами, а также для звезднекоторых типов теоретически.Шкала эффективных температур звезд различных классов светимости приведена втабл. 11.ТАБЛИЦА 11Шкала эффективных температур звезд§ 150. Методы определения размеров звездНепосредственные измерения радиусов звезд, за некоторыми исключениями,практически невозможны, так как все звезды настолько далеки от нас, что ихугловые размеры меньше предела разрешения крупнейших телескопов. Угловыедиаметры двух-трех десятков ближайших звезд определены с помощью специальныхзвездных интерферометров. Принцип работы этих приборов основан на интерференциисвета звезды, отраженного парой широко расставленных зеркал. В отдельных случаяхдля определения углового диаметра звезды удается использовать видинтерференционной картины, возникающей во время покрытия звезд Луной. Линейныерадиусы можно определить у затменно-переменных звезд по продолжительностизатмения (см. § 156).Если для звезды с известным расстоянием r найден каким-либо из описанных методовугловой диаметр d", выраженный в секундах дуги, то ее линейный поперечник Dможет быть легко вычислен по формуле (11.13)Косвенным путем размеры звезды могут быть найдены в том случае, если известна ееболометрическая светимость Lbol и эффективная температура Teff. Действительно,согласно определению эффективной температуры (§ 108) 1 см2 поверхности звездыизлучает по всем направлениям поток энергии, равныйПолный поток, излучаемый всей звездой, получится, если умножить эту величину наплощадь поверхности звезды 4pR2. Следовательно, светимость звезды (11.14)Если теперь применить полученное выражение к Солнцу, светимость и радиускоторого нам известны, то получим, обозначая через T ? эффективную температуруСолнца, (11.15)Деля почленно равенства (11.14) и (11.15), находим (11.16)или, логарифмируя,Обычно радиус и светимость звезды выражают в солнечных единицах R? = 1 и L? = 1.Тогда (11.17)Поперечники самых крупных звезд в 1000 и более раз превосходят солнечный (у VVСер в 1600 раз). Звезда, открытая Лейтеном в созвездии Кита, в 10 раз меньшеЗемли по диаметру, а размеры нейтронных звезд (§ 159) порядка десяти километров.§ 151. Зависимость радиус - светимость - массаФормула (11.17) связывает между собой три важные характеристики звезды - радиус,светимость и эффективную температуру. Вместе с тем, как мы уже знаем, имеетсяважная эмпирическая зависимость между спектром, т.е. фактически температурой, исветимостью (диаграмма Герцшпрунга - Рессела). Это значит, что все три величины,входящие в формулу (11.17), не являются независимыми и для каждойпоследовательности звезд на диаграмме спектр - светимость можно установитьопределенное соотношение между спектральным классом (температурой) и радиусом.Для того чтобы сделать это соотношение наглядным, изменим несколько диаграммуспектр - светимость, изображенную на рис. 194. Будем откладывать вместовизуаль-ной абсолютной звездной величины абсолютную болометрическую звезднуювеличину, и вместо спектрального класса - логарифм соответствующей эффективнойтемпературы. При этом общий характер диаграммы (рис. 197) в основном сохранится.На такой диаграмме положение всех звезд, имеющих одинаковые радиусы, изобразитсяпрямыми линиями, поскольку зависимость между lg L и lg Teff в формуле (11.17) -линейная. На рис. 197 приведены линии постоянных радиусов, позволяющие легконаходить размеры звезды по ее светимости (абсолютной звездной величине) испектру (эффективной температуре).На рис. 197 видно, что радиусы различных звезд меняются в очень большихпределах: от сотен и даже тысяч R? у гигантов и сверхгигантов до (10-2 ¸ 10-3)R?у белых карликов. Таким образом, если температуры звездных атмосфер различаютсявсего лишь раз в 10, то по диаметрам это различие достигает почти миллиона раз!Замечательно, что на рис. 197 главная последовательность, а также, в меньшейстепени, последовательность сверхгигантов изобразились почти прямыми линиями.Это позволяет установить для данных звезд эмпирическую зависимость междуболометрической светимостью и радиусом. Так, например, для большинства звездглавной последовательности выполняется соотношение Lbol = R 5,2.(11.18)Наиболее важная характеристика - масса, к сожалению, не может быть определенадля одиночных звезд. В некоторых случаях удается определить с помощью законаКеплера массы компонентов двойных систем (см. § 154). По этому сравнительнонебольшому числу звезд обнаружена важная эмпирическая зависимость между массойи болометрической светимостью, изображенная на рис. 198. Прямая на этом рисункеизображает зависимость (11.19)приближенно выполняющуюся для большинства компонентов двойных систем,принадлежащих главной последовательности. Из (11.19) следует, что в верхнейчасти главной последовательности находятся самые массивные звезды с массами вдесятки раз большими, чем у Солнца (звезда Пласкетта имеет M > 60 M?). По мерепродвижения вниз вдоль главной последовательности массы звезд убывают. Укарликов поздних спектральных классов массы меньше солнечной. При M < 0,02 M?вещество, по-видимому, не способно образовать звезду, а может сжаться только впланету. Массу, близкую к этому пределу, имеют вспыхивающие, звезды типа UV Кита(§ 159). Если счи тать, что соотношение (11.19) вместе с аналогичнымизависимостями для звезд других классов светимости справедливы для всехнормальных звезд, то можно, нанеся все звезды с известными массами на диаграммуГерцшпрунга - Рессела, провести на ней линии одинаковых масс, подобно тому кактолько что были получены линии одинаковых радиусов.Таким образом, диаграмму спектр - светимость можно рассматривать как диаграммусостояния звезд и решать с ее помощью важные задачи. Например, очевидно, чтогусто "населенные" области диаграммы соответствуют наиболее длительным этапамэволюции звезд, скажем, стадии главной последовательности. Далее, предположим,что, эволюционируя, звезды изменяют свои характеристики и, в частности,светимость. Тогда они должны изменять с течением времени свое положение надиаграмме Герцшпрунга - Рессела. Если при этом они все время или хотя бы втечение некоторого периода сохраняют постоянной свою массу, то их эволюция наопределенном этапе должна изображаться отрезками линий постоянных масс на рис.197. Отсюда видно, насколько глубокий эволюционный смысл имеет расположениезвезд на диаграмме Герцшпрунга - Рессела.§ 152. Физические условия в недрах и строение звездЕсли для некоторой звезды известны масса и радиус, то можно получитьпредставление о физических условиях в ее недрах точно таким же путем, как этобыло сделано для Солнца (см. § 120). Из формулы (9.10) видно, что температура Тв недрах звезды прямо пропорциональна ее массе M и обратно пропорциональна еерадиусу R; в частности, для температуры Т0 в центре звезды можно записать (11.20)где К - некоторый коэффициент пропорциональности. Примерное его значение,справедливое, разумеется, только для звезд, сходных с Солнцем, можно оценить изусловия, что при R = R? и M = M? температура T0 близка к 15 000 000е. Отсюдаполучаем, что температура в центре похожих на Солнце звезд главнойпоследовательности (11.21)Для звезд главной последовательности отношение M/R, входящее в формулу (11.21),можно выразить из формул (11.18) и (11.19), исключив светимости. Тогда (11.22)Следовательно, для таких звезд (11.23)Из рис. 197 видно, что по мере продвижения вверх вдоль главнойпоследовательности радиусы звезд увеличиваются. Поэтому и температуры в недрахзвезд главной последовательности постепенно возрастают с увеличением светимости.Так, например, для звезд подкласса B0V температура в центре составляет около 30миллионов, а для звезд K0V она чуть меньше 10 миллионов градусов.От значения температуры сильно зависит характер ядерных реакций в недрах звезды.На рис. 199 показано, как зависит от температуры Т количество энергии Е,выделяющейся в результате углеродного цикла и протон-протонной реакции, иотмечены условия, соответствующие центру Солнца и двух звезд главнойпоследовательности - спектральных классов В0 и М0. Из положения Солнца на этомграфике видно, что в недрах звезд главной последовательности позднихспектральных классов G, К и М, как и в Солнце, выделение ядерной энергии восновном происходит в результате протон-протонной реакции. В горячих звездахранних спектральных классов, в недрах которых температура выше и составляетдесятки миллионов градусов, главную роль играет превращение водорода в гелий засчет углеродного цикла. В результате этой реакции выделяется значительно большаяэнергия, чем при протон-протонной реакции, что и объясняет большую светимостьзвезд ранних спектральных классов.Таким образом, следует ожидать, что звезды, располагающиеся в разпичных участкахдиаграммы спектр - светимость отличаются своим строением. Это подтверждаетсятеоретическими расчетами равновесных газовых конфигураций, выполненными дляопределенных значений химического состава, массы, радиуса и светимости звезды(так называемых моделей звезд).Звезды верхней части главной последовательности. Это горячие звезды с массойбольше солнечной, из-за чего температура и давление в их недрах выше, чем узвезд более поздних спектральных классов, и выделение термоядерной энергиипроисходит ускоренным темпом через углеродный цикл. В результате светимость уних также больше, а потому эволюционировать они должны быстрее. Отсюдаестественно заключить, что горячие звезды, находящиеся на главнойпоследовательности, должны быть молодыми.Поскольку выделение энергии при углеродном цикле пропорционально очень высокойстепени температуры (~ T20), а поток излучения, согласно закону Стефана -Больцмана, растет как T4 излучение оказывается неспособным вынести из недрзвезды энергию, возникающую там в углеродном цикле. Поэтому переносить энергиюдолжно само вещество, которое начинает перемешиваться, и в недрах массивныхзвезд главной последовательности возникают центральные конвективные зоны. Длязвезды с массой в 10 масс Солнца радиус внутренней конвективной зоны составляетоколо четверти радиуса звезды, а плотность в центре раз в 25 превосходитсреднюю. Окружающие конвективное ядро слои звезды находятся в лучистомравновесии, подобно тому как это имеет место в зоне лучистого равновесия наСолнце (§ 120).Звезды нижней части главной последовательности по своему строению подобныСолнцу. При протон-протонной реакции мощность энерговыделения зависит оттемпературы почти так же, как и поток излучения, в центре звезды конвекция невозникает и ядро оказывается лучистым. Зато из-за сильной непрозрачности болеехолодных наружных слоев у звезд нижней части главной последовательностиобразуются протяженные наружные конвективные оболочки (зоны). Чем холоднеезвезда, тем на большую глубину происходит перемешивание. Если у Солнца только 2%наружных подфотосферных слоев охвачены конвекцией, то у карлика KV с массой 0,6M? в перемешивании участвует 10% всей массы.Субкарлики, отличающиеся низким содержанием тяжелых элементов, - хороший примерсущественной зависимости строения звезды от химического ее состава.Непрозрачность звездного вещества оказывается пропорциональной содержаниютяжелых элементов, поскольку в сильно ионизованной плазме все легкие элементыполностью лишены своих электронов и атомы их не могут поглощать кванты. Восновном поглощение производят ионизованные атомы тяжелых элементов, сохранившиееще часть своих электронов. Субкарлики - старые звезды, возникшие на раннихстадиях эволюции Галактики из вещества, не побывавшего еще в недрах звезд, апотому бедного тяжелыми элементами. Поэтому вещество субкарликов отличаетсябольшей прозрачностью по сравнению с звездами главной последовательности, чтооблегчает лучистый перенос энергии из их недр, не требующий возникновенияконвективных зон.Красные гиганты имеют крайне неоднородную структуру. К этому выводу легкоприйти, если рассмотреть, как должна меняться со временем структура звездглавной последовательности. По мере выгорания водорода в центральных слояхзвезды область энерговыделения постепенно смещается в периферические слои. Врезультате образуется тонкий слой энерговыделения, где только и можетпроисходить водородная реакция. Он разделяет звезду на две существенно различныечасти: внутреннюю - почти лишенное водорода "гелиевое" ядро, в котором ядерныхреакций нет по причине отсутствия водорода, и внешнюю, в которой, хотя и естьводород, но температура и давление недостаточны для протекания реакции. Напервых порах давление в слое энерговыделения больше, чем в ядре, которое поэтомуначинает сжиматься, и, выделяя гравитационную энергию, разогревается. Это сжатиепроисходит до тех пор, пока газ не станет вырожденным (у такого газа давление не зависит от температуры; см. § 104). Тогда огромное давление, необходимое дляпредотвращения дальнейшего сжатия, обеспечится неимоверным увеличениемплотности. У звезды с массой в 1,3 M?, как показывает расчет, возникает ядро,состоящее в основном из гелия, в который превратился весь находившийся в немводород. Температура гелиевого ядра при этом недостаточно велика для того, чтобыначалась следующая возможная ядерная реакция превращения гелия в углерод.Поэтому гелиевое ядро оказывается лишенным ядерных источников энергии иизотермичным. Оно содержит около четверти массы всей звезды, но при этомобладает размерами только в 1/1000 ее радиуса. Плотность в центре такого ядрадостигает 350 кг/см3! Оно окружено оболочкой почти такой же протяженности, гдепроисходит энерговыделение. Затем следует лучистая зона толщиной и 0,1 радиуса.Примерно 70% (по массе) наружных слоев звезды, составляющих 0,9 ее радиуса,образуют мощную конвективную зону красного гиганта.Белые карлики. Важной особенностью только что рассмотренной структуры красногогиганта является образование в его недрах изотермичного объекта с массой порядкамассы Солнца или меньше, состоящего из вырожденного газа, в основном гелия. Надиаграмме Герцшпрунга - Рессела этот объект должен располагаться в нижнем левомуглу, так как при значительной температуре он в силу малых своих размеров(10-2-10-3R?) должен обладать малой светимостью. Как видно из рис. 195 и 197,это соответствует области белых карликов.Таким образом, белые карлики оказываются сверхплотными вырожденными звездами,по-видимому, исчерпавшими водородные источники термоядерной энергии. Плотность вцентре белых карликов может достигать сотен тонн в кубическом сантиметре!Медленно остывая, они постепенно излучают огромный запас тепловой энергиивырожденного газа. С увеличением массы белого карлика газовое давление в егонедрах должно противостоять еще большей силе гравитации, которая растет быстрее,чем давление вырожденного: газа. Поэтому более массивные белые карлики сильнеесжаты и для них имеет место четкая зависимость радиуса звезды от ее массы.Однако начиная с некоторого значения массы, давление вырожденного газа не: можетуравновесить силу гравитации. Такая звезда может неограниченно сжиматься(коллапсировать). Коллапс неизбежен при массах, привышающих, примерно, 2-3 M?.Он был бы неизбежен при M > 1,2 M?, если бы не возможность превращения звезды внейтронную, когда силам гравитации способно противостоять давление вырожденногонейтронного "газа". Правда, прежде чем это произойдет, звезда должна испытатьядерный взрыв, наблюдаемый как вспышка сверхновой звезды (см. § 159), врезультате которого выделится вся возможная ядерная энергия и вещество, перейдетв форму нейтронов. Однако при массах больше 2-3 солнечных даже давлениевырожденных нейтронов не в состоянии противостоять гравитации. Теперь уже ничтоне может предотвратить безудержное сжатие звезды. Особая ситуация должнавозникнуть, когда радиус коллапсирующей звезды станет меньше где с - скоростьсвета. Как видно из формулы (2.20), в этом случае параболическая скоростьоказывается больше скорости света. Иными словами, ничто, даже световой квант иззвезды, не может уйти. Очевидно, что такой объект станет невидим. Правда, как мыувидим в § 160, в некоторых случаях, в принципе, можно наблюдать вещество вблизинего. Такое, теоретически возможное, гипотетическое состояние звезды называютчерной дырой.§ 153. Атмосферы и общее строение звездСпектроскопическими методами удается наблюдать излучение главным образомфотосфер и в некоторых случаях хромосфер звезд. Для изучения физических условийв звездных атмосферах в принципе должны быть применены те же самые методы, что идля исследования солнечной фотосферы. Однако из наблюдений звезды, как правило,невозможно установить распределение яркости по ее диску. Поэтому определениеизменения температуры с оптической глубиной может быть выполнено толькотеоретически. Как мы видели на примере Солнца, конкретные свойства фотосферызависят от эффективной температуры, массы и радиуса звезды. В § 120 былопоказано, что шкала высоты находится по формулегде R - универсальная газовая постоянная, а ускорение силы тяжести (R* - радиусзвезды):Если бы температуры и массы всех звезд были одинаковы, протяженность их атмосфербыла бы пропорциональна квадрату радиуса. В действительности, благодаря наличиюзависимости "масса - светимость - радиус" она оказывается пропорциональной R* встепени несколько выше первой.Отсюда следует, что звезды верхней части диаграммы спектр - светимость снаибольшими радиусами обладают самыми протяженными атмосферами. У гигантовпоздних спектральных классов протяженность фотосфер больше, чем у Солнца, всотни раз, а у сверхгигантов - в тысячи и десятки тысяч раз.Поэтому если протяженность солнечной фотосферы всего лишь несколько сотенкилометров, то у звезд главной последовательности ранних спектральных классовона достигает тысячи километров, у гигантов - десятков тысяч, а у сверхгигантов- миллионов километров. С другой стороны, белые карлики, масса которых чутьменьше солнечной, по своим размерам примерно в сто раз меньше Солнца ипротяженность их атмосфер в десять тысяч раз меньше солнечной и составляет околодесяти метров (одна миллионная доля радиуса!)С протяженностями атмосфер тесно связан вопрос о наличии конвективных оболочек узвезд. Как мы видели, у Солнца имеется подфотосферная конвективная зона. При неслишком высоких температурах одно лучеиспускание без конвекции не можетперенести всей той энергии, которая должна выйти из недр звезды и попасть ватмосферу, чтобы высветиться в пространство. Кроме того, в "холодной" атмосферевозникновение конвекции облегчается тем, что она способна эффективнее переноситьэнергию: поднимающийся из глубоких слоев элемент конвенкции содержитионизованный водород, который в верхних, холодных слоях отдает не толькотепловую, но и, становясь нейтральным, ионизационную энергию. Поэтому у звездболее холодных, чем Солнце, водородные конвективные оболочки еще протяженнее, асама конвекция сильнее. С другой стороны, у звезд горячее Солнца, у которыхводород ионизован всюду в атмосфере, возникновение конвекции затруднено иконвективные зоны не возникают, поскольку лучеиспускание обеспечиваетнеобходимый перенос энергии.Теперь рассмотрим плотности атмосфер различных звезд. Для определения плотностиr солнечной фотосферы мы воспользовались в § 121 тем соображением, чтоколичество вещества, содержащееся в слое атмосферы толщиной Н, должно обладатьзаметной непрозрачностью (иметь оптическую толщину t " 1). Иными словами,Если бы непрозрачность вещества во внешних слоях у всех звезд была одинакова, топлотности были бы обратно пропорциональны протяженностям Н. Но непрозрачностьвещества сильно зависит от температуры и, что особенно важно, от давления,определяемого силой тяжести. Чем больше сила тяжести, а следовательно, идавление, тем сильнее непрозрачность. Однако мы только что видели, чтопротяженность как раз обратно пропорциональна силе тяжести. Поэтому произведениеk Н, входящее в формулу (9.16), должно меняться мало. Это объясняет, почемуплотности звездных фотосфер различаются между собой значительно меньше, чем ихпротяженности.Действительно, фотосферы гигантов и сверхгигантов всего лишь раз в 10разреженнее солнечной, в то время как наружные слои белых карликов только в 10раз плотнее. Наиболее разреженными являются атмосферы гигантов и "холодных"сверхгигантов. Их фотосферы в сотни тысяч раз разреженнее солнечной, чтосоответствует условиям в верхних слоях солнечной хромосферы.Таким образом, в этом разделе мы рассмотрели важнейшие особенности и строениенормальных звезд, занимающих различное положение на диаграмме Герцшпрунга -Рессела. В качестве итога в табл. 12 приведены характеристики наиболее типичныхзвезд. Три первые из них, включая Солнце, расположены на главнойпоследовательности, одна (класса В0) существенно выше, а другая (класса М0) -существенно ниже Солнца. Четвертая звезда - типичный красный гигант с массойнесколько большей, чем у Солнца. Наконец последняя звезда - представитель белыхкарликов, занимающих самое нижнее положение на диаграмме спектр - светимость.Следует иметь в виду, что все числа, приведенные в табл. 12, как правило,являются результатом грубых предварительных расчетов, к тому же округленных дляудобства запоминания.2. ПЛАНЕТАРНЫЕ ТУМАННОСТИИзвестны звезды, которые являются как бы наглядной иллюстрацией того, чтокрасные гиганты могут превращаться в белые карлики. Нас они интересуют еще ипотому, что окружены горячей газовой оболочкой, свойства которой напоминаютгазовые туманности, рассматриваемые в следующей главе. Но внешнему сходству сдисками планет, наблюдаемыми в телескоп, они называются планетарнымитуманностями (рис. 200). В центре их всегда можно заметить ядро - горячуюзвезду, спектр которой напоминает спектр звезд Вольфа - Райе (см. стр. 438) илизвезд класса О.Самым близким и крупным из подобных объектов является планетарная туманностьХеликс в созвездии Водолея, видимый размер которой только вдвое меньше Луны. Прирасстоянии в 700 пс это соответствует истинным размерам туманности почти в 3 пс.Очень известной также является кольцевая туманность в созвездии Лиры.Большинство планетарных туманностей, которых в настоящее время найдено около1000, имеют значительно меньшие размеры, в среднем 0,05 пс, и концентрируютсяпреимущественно к центру Галактики, а не к ее плоскости.Спектры самих планетарных туманностей (рис. 201) представляют собой слабыйконтинуум, на фоне которого видны яркие эмиссионные линии, причем сильнее всеговыделяются запрещенные линии однажды и дважды ионизованных кислорода и азота(особенно небулярные линии N1 и N2), линии водорода и нейтрального гелия. Повнешнему виду планетарных туманностей, которые обычно имеют симметричную форму ичасто выглядят кольцами, можно заключить, что они представляют собой оболочку изсильно разреженного ионизованного газа, окружающую звезду и имеющую, возможно,форму тороида. По смещениям линий в спектре этих оболочек обнаружено, что онирасширяются в среднем со скоростью в несколько десятков километров в секунду.Рис. 201. Бесщелевой (в середине) и щелевой (справа) спектры планетарнойтуманности NGC 6543, изображенной слева. Цифры - длины волн в ангстремах.Полное количество энергии, излучаемой всей планетарной туманностью, в десяткираз больше, чем излучение ядра в видимой области спектра. Поскольку центральнаязвезда очень горячая и обладает температурой во много десятков тысяч градусов,максимум ее излучения лежит в невидимой ультрафиолетовой области спектра.Жесткое излучение ядра ионизует разреженный газ туманности и нагревает его дотемпературы, достигающей одного-двух десятков тысяч градусов. Вместо него атомытуманности испускают видимое излучение, спектр которого содержит наблюдаемыеэмиссионные линии и слабое непрерывное свечение.По-видимому, планетарные туманности - определенная стадия эволюции некоторыхзвезд, возможно, похожих на неправильные переменные типа RV Тельца. В стадиипланетарной туманности звезда сбрасывает с себя оболочку и обнажает свои горячиевнутренние слои. Судя по скорости расширения оболочки, этот процесс долженпроисходить очень быстро (около 20 000 лет). Существенные изменения за это времямогут иметь место и внутри звезды. Есть основания полагать, что, пройдя стадиюпланетарных туманностей, некоторые звезды превращаются в белые карлики.3. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫЧасто на небе встречаются две или несколько близко расположенных звезд.Некоторые из них на самом деле далеки друг от друга и физически не связаны междусобой. Они только проектируются в очень близкие точки на небесной сфере и потомуназываются оптическими двойными звездами. В отличие от них, физическими двойныминазываются звезды, образующие единую динамическую систему и обращающиеся поддействием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс. Иногда наблюдаютсяобъединения трех и более звезд (тройные и кратные системы). Если компонентыдвойной звезды достаточно удалены друг от друга, так что видны раздельно (могутбыть разрешены), то такие двойные называются визуально двойными. Двойственностьнекоторых тесных пар, компоненты которых не видны в отдельности, может бытьобнаружена либо фотометрически (затменные переменные звезды), либоспектроскопически (спектрально-двойные).§ 154. Общие характеристики двойных системДвойные звезды весьма часто встречаются в природе, поэтому их изучениесущественно не только для выяснения природы самих звезд, но и длякосмогонических проблем происхождения и эволюции звезд.Чтобы убедиться в том, что данная пара звезд физически связана и не являетсяоптически двойной, необходимо произвести длительные наблюдения, позволяющиезаметить орбитальное движение одной из звезд относительно другой. С большойстепенью вероятности физическая двойственность звезд может быть обнаружена по ихсобственным движениям (см. § 91): звезды, образующие физическую пару (компонентыдвойной звезды), имеют почти одинаковое собственное движение. Иногда виднатолько одна из звезд, совершающих взаимное орбитальное движение. В этом случаеее путь на небе выглядит волнистой линией.В настоящее время известны десятки тысяч тесных визуально двойных звезд. Из нихтолько 10% уверенно обнаруживают относительные орбитальные движения и лишь для1% (примерно для 500 звезд) оказывается возможным надежно вычислить орбиты.Движение компонентов двойных звезд происходит в соответствии с законами Кеплера(см. § 40): оба компонента описывают в пространстве подобные (т.е. с одинаковымэксцентриситетом) эллиптические орбиты вокруг общего центра масс. Таким жеэксцентриситетом обладает орбита звезды-спутника относительно главной звезды,если последнюю считать неподвижной. Большая полуось орбиты относительногодвижения спутника вокруг главной звезды равна сумме больших полуосей орбитдвижения обеих звезд относительно центра масс. С другой стороны, величиныбольших полуосей этих двух эллипсов обратно пропорциональны массам звезд. Такимобразом, если из наблюдений известна орбита относительного движения, то наосновании формулы (2.23) можно определить сумму масс компонентов двойной звезды.Если же известны отношения полуосей орбит движения звезд относительно центрамасс, то можно найти еще отношение масс и, следовательно, массу каждой звезды вотдельности. В этом также заключается огромная роль изучения двойных звезд вастрономии: оно позволяет определить важную характеристику звезды - массу,знание которой необходимо, как мы видели, для исследования внутреннего строениязвезды и ее атмосферы.Для определения элементов орбиты двойной звезды рассмотрим движение спутника S2относительно главной звезды S1 (рис. 202). Она является эллипсом с большойполуосью а = а1 + а2, где а1 и а2 - большие полуоси эллипсов, описываемых каждойзвездой вокруг общего центра масс. Главная звезда 5) находится в фокусе этогоэллипса. Точка орбиты спутника, ближайшая к главной звезде, называетсяпериастром (П), противоположная - апоастром (А).Движение спутника относительно главной звезды характеризуется элементами орбиты:величина орбиты определяется длиной большой полуоси а; форма - эксцентриситетоморбиты е; положение плоскости орбиты относительно наблюдателя - углом наклоненияплоскости орбиты i, т.е. углом, который она составляет с перпендикулярной к лучузрения картинной плоскостью; движение спутника характеризуется периодомобращения Р, обычно выражаемым в годах; положение спутника в любой моментвремени легко определить, если задать момент прохождения спутника через периастрТ.К этим пяти основным элементам следует добавить еще два, характеризующиеположение большой оси эллипса орбиты в пространстве. Углы в плоскости орбитыотсчитываются от одного из ее узлов. Узлами < и > называются точки пересеченияорбиты с картинной плоскостью. Угол в плоскости орбиты от узла до периастраназывается долготой периастра (w). В картинной плоскости положение узлаопределяется позиционным углом р, отсчитываемым от направления на полюс мира доузла. Таким образом добавляется еще два элемента: р - позиционный угол узлаорбиты (берется всегда меньше 180е); w - долгота периастра.§ 155. Визуально-двойные звездыДвойные звезды, двойственность которых обнаруживается при непосредственныхнаблюдениях в телескоп, называются визуально-двойными. Видимую орбитузвезды-спутника относительно главной звезды находят по длительным рядамнаблюдений, выполненным в различные эпохи. С точностью до ошибок наблюдений этиорбиты всегда оказываются эллипсами (рис. 203). В некоторых случаях на основаниисложного собственного движения одиночной звезды относительно звезд фона можносудить о наличии у нее спутника, который невидим либо из-за близости к главнойзвезде, либо из-за своей значительно меньшей светимости (темный спутник). Именнотаким путем были открыты первые белые карлики - спутники Сириуса иПроциона, впоследствии обнаруженные визуально. Собственные движения и видимыеорбиты Сириуса и его спутника изображены на рис. 204.Видимая орбита визуально-двойной звезды является проекцией истинной орбиты накартинную плоскость. Поэтому для определения всех элементов орбиты прежде всегонеобходимо знать угол наклонения i. Этот угол можно найти, если видны обезвезды. Его определение основано на том, что в проекции на плоскость,перпендикулярную лучу зрения, главная звезда оказывается не в фокусе эллипсавидимой орбиты, а в какой-то другой его внутренней точке. Положение этой точкиоднозначно определено углом наклонения i и долготой периастра w. Таким образом,определение элементов i и w, а также эксцентриситета е является чистогеометрической задачей. Элементы Р, Т и р получаются непосредственно изнаблюдений. Наконец, истинное значение большой полуоси орбиты а и видимое а’связаны очевидным соотношением а` = a cos i.(11.24)Из наблюдений а` и, следовательно, а получаются в угловой мере. Только знаяпараллакс звезды, можно найти значение большой полуоси в астрономическихединицах (а.е.).В настоящее время зарегистрировано свыше 60 000 визуально-двойных систем.Примерно у 2000 из них удалось обнаружить орбитальные движения с периодами отнаименьшего 2,62 года у e Ceti до многих десятков тысяч лет. Однако надежныеорбиты вычислены примерно для 500 объектов с периодами, но превышающими 500 лет.§ 156. Затменные переменные звездыЗатменными переменными называются такие неразрешимые в телескопы тесные парызвезд, видимая звездная величина которых меняется вследствие периодическинаступающих для земного наблюдателя затмений одного компонента системы другим. Вэтом случае звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей -спутником. Типичными примерами звезд этого типа являются звезды Алголь bПерсея) и b Лиры. Вследствие регулярно происходящих затмений главной звездыспутником, а также спутника главной звездой суммарная видимая звездная величиназатменных переменных звезд меняется периодически.График, изображающий изменение потока излучения звезды со временем, называетсякривой блеска. Момент времени, в который звезда имеет наименьшую видимуюзвездную величину, называется эпохой максимума, а наибольшую - эпохой минимума.Разность звездных величин в минимуме и максимуме называется амплитудой, апромежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами -периодом переменности. У Алголя, например, период переменности равен 2d 20h 49m,а у b Лиры - 12d 21h 48m.По характеру кривой блеска затменной переменной звезды можно найти элементыорбиты одной звезды относительно другой, относительные размеры компонентов, а внекоторых случаях даже получить представление об их форме. На рис. 205 показаныкривые блеска некоторых затменных переменных звезд вместе с полученными на ихосновании схемами движения компонентов. На всех кривых заметны два минимума:глубокий (главный, соответствующий затмению главной звезда спутником), и слабый(вторичный), возникающий, когда главная звезда затмевает спутник.На основании детального изучения кривых блеска можно получить следующие данные окомпонентах затменных переменных звезд:1. Характер затмений (частное, полное или центральное) определяется наклонениемi и размерами звезд. Когда i = 90е, затмение центральное, как у b Лиры (см.рис. 203). В тех случаях, когда диск одной звезды полностью перекрывается дискомдругой, соответствующие области кривой блеска имеют характерные плоские участки(как у IH Кассиопеи), что говорит о постоянстве общего потока излучения системыв течение некоторого времени, пока меньшая звезда проходит перед или за дискомбольшей. В случае только частных затмений минимумы острые (как у RX Геркулесаили b Персея).2. На основании продолжительности минимумов находят радиусы компонентов R1 и R2, выраженные в долях большой полуоси орбиты, так как продолжительность затменияпропорциональна диаметрам звезд.3. Если затмение полное, то по отношению глубин минимумов можно найти отношениесветимостей, а при известных радиусах, - также и отношение эффективныхтемператур компонентов.4. Отношение промежутков времени от середины главного минимума до серединывторичного минимума и от вторичного минимума до следующего главного минимумазависит от эксцентриситета орбиты е и долготы периастра w. Точнее, фазанаступления вторичного минимума зависит от произведения е cos w. Если вторичныйминимум лежит посередине между двумя главными минимумами (как у RX Геркулеса),то орбита симметрична относительно луча зрения и, в частности, может бытькруговой. Асимметрия положения вторичного минимума позволяет найти произведениее cos w.5. Наклон кривой блеска, иногда наблюдаемый между минимумами, позволяетколичественно оценить эффект отражения одной звездой излучения другой, как,например, у b Персея.6. Плавное изменение кривой блеска, как, например, у b Лиры, говорит обэллипсоидальности звезд, вызванной приливным воздействием очень близкихкомпонентов двойных звезд. К таким системам относятся звезды типа b Лиры и WБольшой Медведицы (рис. 206). В этом случае по форме кривой блеска можноустановить форму звезд.7. Детальный ход кривой блеска в минимумах иногда позволяет судить о законепотемнения диска звезды к краю. Выявить этот эффект, как правило, очень трудно.Однако, в отличие от Солнца, это единственный имеющийся в настоящее время методизучения распределения яркости по дискам звезд.В итоге на основании вида кривой блеска затменной переменной звезды в принципеможно определить следующие элементы и характеристики системы:i - наклонение орбиты; Р - период; Т - эпоха главного минимума; е -эксцентриситет орбиты; w - долгота периастра; R1 и R2 - радиусы компонентов,выраженные в долях большой полуоси; для звезд типа b Лиры - эксцентриситетыэллипсоидов, представляющих форму звезд; L1/L2 - отношение светимостейкомпонентов или их температур T1/T2 .Для некоторых особых типов звезд (например, Вольфа - Райе), если они затменные,удается найти ряд дополнительных характеристик.Задача определения всех этих величин весьма сложна и далеко не всегда может бытьрешена до конца. Обычно по общему виду кривой блеска сначала грубо определяюттип и поименную ориентацию орбиты, после чего точно вычисляются элементы орбиты.В настоящее время известно свыше 4000 затменных переменных звезд различныхтипов. Минимальный известный период - менее часа, наибольший - 57 лет.Информация о затменных звездах становится более полной и надежной при дополнениифотометрических наблюдений спектральными.§ 157. Спектрально-двойные звездыВ спектрах некоторых звезд наблюдается периодическое раздвоение или колебаниеположения спектральных линий. Если эти звезды являются затменными переменными,то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. Приэтом в моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно к лучузрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно нулю. Востальные моменты времени наблюдается раздвоение спектральных линий, общих дляспектров обеих звезд. Наибольшей величины раздвоение линий достигает принаибольшей лучевой скорости компонентов, одного - в направлении к наблюдателю, адругого - от него. Если наблюдаемый спектр принадлежит только одной звезде (аспектр второй не виден из-за ее слабости), то вместо раздвоений линийнаблюдается их смещение то в красную, то в синюю часть спектра. Зависимость отвремени лучевой скорости, определенной по смещениям линий, называется кривойлучевых скоростей. Для каждого случая, изображенного на рис. 207, справаприведены соответствующие кривые лучевых скоростей. Форма кривой лучевыхскоростей определяется только двумя параметрами: эксцентриситетом орбиты е идолготой периастра w.Таким образом, комбинацию этих двух параметров, или оба их в отдельности, можноопределить, если известна кривая лучевых скоростей.Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основанииспектральных наблюдений, называются спектрально-двойными. В отличие от затменныхпеременных звезд, у которых плоскости их орбит составляют весьма малый угол случом зрения (i " 90е), спектрально-двойные звезды могут наблюдаться и в техслучаях, когда этот угол много больше, т.е. когда i сильно отличается от 90е. Итолько если плоскость орбиты близка к картинной плоскости, движение звезд невызывает заметного смещения линий, и тогда двойственность звезды обнаружена бытьне может.Если плоскость орбиты проходит через луч зрения (i = 90е), то наибольшеесмещение спектральных линий позволяет определить значение полной скорости Vдвижения звезд относительно центра масс системы в двух диаметральнопротивоположных точках орбиты. Эти значения являются экстремумами кривой лучевыхскоростей. Поскольку долгота периастра w и эксцентриситет известны на основаниивида кривой лучевых скоростей, тем самым на основании теории эллиптическогодвижения удается определить все элементы орбиты. Если же i ¹ 90е, то получаемыеиз наблюдений значения лучевых скоростей равны Vr = V sin i. Поэтому, хотяспектроскопически могут быть найдены абсолютные значения линейных параметроворбиты (выраженных в километрах), все они содержат неопределенный множитель sini, который нельзя определить из спектроскопических наблюдений.Из сказанного ясно, что в тех случаях, когда кривая лучевых скоростей известнадля затменно-переменной звезды (для которой можно определить i), получаютсянаиболее полные и надежные элементы орбиты и характеристики звезд. При этом вселинейные величины определяются в километрах. Удается найти не только размеры иформы звезд, но даже и их массы.В настоящее время известно около 2500 звезд, двойственная природа которыхустановлена только на основании спектральных наблюдений. Примерно для 750 из нихудалось получить кривые лучевых скоростей, позволяющие найти периоды обращения иформу орбиты.Изучение спектрально-двойных звезд особенно важно, так как оно позволяетполучить представление о массах удаленных. объектов большой светимости и,следовательно, достаточно массивных звезд.Тесные двойные системы представляют собою такие пары звезд, расстояние междукоторыми сопоставимо с их размерами, При этом существенную роль начинают игратьприливные взаимодействия между компонентами. Под действием приливных силповерхности обеих звезд перестают быть сферическими, звезды приобретаютэллипсоидальную форму и у них возникают направленные друг к другу приливныегорбы, подобно лунным приливам в океане Земли.Форма, которую принимает тело, состоящее из газа, определяется поверхностью,проходящей через точки с одинаковыми значениями гравитационного потенциала. Этиповерхности называются эквипотенциальными. Газ может свободно течь вдольэквипотенциальной поверхности, что и определяет равновесную форму тела. Дляодиночной невращающейся звезды эквипотенциальные поверхности, очевидно, -концентрические сферы с центром, совпадающим с центром масс. Это объясняетсферичность обычных звезд. Для тесной двойной системы эквипотенциальныеповерхности имеют сложную форму и образуют несколько семейств кривых. Характерих легко представить, если внимательно посмотреть на сечение критическихповерхностей, разделяющих эти семейства (см. рис. 206). Самая внутренняя из нихвосьмеркой охватывает обе звезды и проходит через первую (внутреннюю) точкуЛагранжа L1 (§ 56). Эта поверхность ограничивает область, называемую внутренней,полостью Роша, состоящую из двух замкнутых объемов, в каждом из которыхрасполагаются эллипсоиды эквипотенциальных поверхностей, определяющих формудеформированных приливным взаимодействием звезд. Две другие критическиеповерхности проходят соответственно через вторую и третью (внешние) точкиЛагранжа, причем последняя поверхность ограничивает еще две полости, содержащиеточки Лагранжа L4 и L5 . Если внешние слон звезд выходят за пределы внутреннейполости Роша, то, растекаясь вдоль эквипотенциальных поверхностей, газ может,во-первых, перетекать от одной звезды к другой, а, во-вторых, образоватьоболочку, охватывающую обе звезды. Классическим примером такой системы являетсязвезда b Лиры, спектральные наблюдения которой позволяют обнаружить как общуюоболочку тесной двойной, так и газовый поток от спутника к главной звезде. Средивзаимодействующих тесных двойных систем имеется множество замечательныхобъектов; некоторые из них будут рассмотрены в § 160.4. ФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫФизическими переменными называются звезды, которые меняют свою светимость заотносительно короткие промежутки времени в результате физических процессов,происходящих в самой звезде. В зависимости от характера переменности различаютсяпульсирующие переменные и эруптивные переменные, а также новые и сверхновыезвезды, являющиеся частным случаем эруптивных переменных.Все переменные звезды, в том числе и затменные переменные, имеют специальныеобозначения, если только они не были ранее обозначены буквой греческогоалфавита. Первые 334 переменные звезды каждого созвездия обозначаютсяпоследовательностью букв латинского алфавита R, S, Т, ..., Z, RR, RS, ... ...,RZ, SS, ST, ..., SZ, ..., ZZ, AA, .... AZ, ..., QQ, ..., QZ с добавлениемназвания соответствующего созвездия (например. RR Lyr). Следующие переменныеобозначаются V 335, V 336 и т.д. (например, V 335 Cyg).§ 158. Пульсирующие переменныеЦефеиды. Цефеидами называются физические переменные звезды, характеризующиесяособой формой кривой блеска, типичный пример которой приведен на рис. 208.Видимая звездная величина плавно и периодически меняется со временем исоответствует изменению светимости звезды в несколько раз (обычно от 2 до 6).Этот класс звезд назван по имени одной из типичных его представительниц - звездыd Цефея.Цефеиды относятся к гигантам и сверхгигантам классов F и G. Это обстоятельствопозволяет наблюдать их с огромных расстояний, в том числе и далеко за пределаминашей звездной системы - Галактики.Период - одна из важнейших характеристик цефеид. Для каждой данной звезды онпостоянен с большой степенью точности, но у разных цефеид периоды весьмаразличны (от суток до нескольких десятков суток).Одновременно с видимой звездной величиной у цефеид меняется спектр, в среднем впределах одного спектрального класса Это означает, что изменение светимостицефеид сопровождается изменением температуры их атмосфер в среднем на 1500е.В спектрах цефеид по смещению спектральных линий обнаружено периодическоеизменение лучевых скоростей. Наибольшее смещение линий в красную сторонупроисходит в минимуме, а в синюю - в максимуме блеска. Таким образом,периодически меняется и радиус звезды.Звезды типа d Цефея относятся к молодым объектам, расположенным преимущественновблизи основной плоскости пашей звездной системы - Галактики. Цефеиды,встречающиеся в шаровых звездных скоплениях, старше и отличаются несколькоменьшей светимостью. Это менее массивные, а потому медленнее эволюционирующиезвезды, достигшие стадии цефеид. Их называют звездами типа W Девы.Описанные наблюдаемые особенности цефеид свидетельствуют о том, что атмосферыэтих звезд испытывают регулярные пульсации. Следовательно, в них имеются условиядля поддержания в течение долгого времени на постоянном уровне особогоколебательного процесса.Как мы видели в § 153, равновесие звезды определяется балансом сил гравитации ивнутреннего давления газа. Если равновесие нарушится и по какой-либо причинезвезда слегка сожмется или, наоборот, расширится, то, стремясь вернуться вравновесное состояние, ее вещество может прийти в колебательное движение,подобно тому как маятник колеблется в поле тяжести Земли. Период колебаниямаятника выражается через его длину l, а ускорение силы тяжести g известнойформулойЭта формула весьма универсальна и может быть использована для определенияпериода малых колебаний многих механических систем и даже звезд в целом, еслипод длиной l понимать ее радиус R . Ускорение g на поверхности звезды, очевидно,составляет . Подставляя эти величины вместо l и g в формулу маятника, получимили, если учесть, что - средней плотности звезды, то произведение т.е. равноконстанте. Если Р выражать в сутках, - в единицах средней плотности Солнца (§116), то получим простое соотношениеТаким образом, период механических колебаний звезды типа Солнца оказываетсяоколо трех часов. У Солнца действительно наблюдаются очень слабые пульсации спериодами меньше 2-3 часов. Однако для того, чтобы подобные пульсации моглидостигнуть столь значительных амплитуд, как это наблюдается у цефеид, долженсуществовать определенный механизм, обеспечивающий энергией эти колебания. Внастоящее время полагают, что эта энергия возникает за счет излучения звезды, араскачка колебаний происходит благодаря своеобразному клапанному механизму,когда непрозрачность наружных слоев звезды задерживает часть излучениявнутренних слоев.Расчеты показывают, что фактически роль такого клапана играет тот слой звезды, вкотором частично ионизован гелий (при этом водород и остальные элементыпрактически полностью ионизованы). Нейтральный гелий непрозрачен культрафиолетовому излучению звезды, которое задерживается и нагревает газ. Этотнагрев и вызванное им расширение способствует ионизации гелия. слой становитсяпрозрачным, поток выходящего излучения увеличивается. Но это приводит кохлаждению и сжатию, из-за чего гелий снова становится нейтральным и весьпроцесс повторяется снова.Для осуществления этого механизма необходимо, чтобы на определенной глубине подповерхностью звезды, где плотность уже достаточно велика, достигаласьтемпература, как раз необходимая для ионизации гелия. Это возможно только узвезд с определенными значениями эффективных температур, т.е. светимостей. Витоге пульсации возможны только у звезд, занимающих определенную зону надиаграмме Герцшпрунга - Рессела, как это видно на рис. 210.Если предположить, что для цефеид имеет место некоторая зависимость между массойи светимостью, аналогичная рассмотренной в § 151, то в силу соотношения следуетожидать существования и зависимости между периодом и светимостью.Наличие такой зависимости было установлено задолго до того, как удалось выяснитьприроду пульсаций цефеид. При изучении цефеид в одной из ближайших к намзвездных систем (в Малом Магеллановом Облаке) было замечено, что чем меньшевидимая звездная величина цефеиды (т.е. чем ярче она кажется), тем больше периодизменения ее блеска. Зависимость эта оказалась линейной. Из того, что всеизученные звезды принадлежали одной и той же системе, следовало, что расстояниядо них практически одинаковы. Поэтому обнаруженная зависимость одновременнооказалась зависимостью между периодом Р и абсолютной звездной величиной М (илисветимостью L) для цефеид (рис. 209).Основной трудностью определения нуль-пункта этой зависимости является то, чторасстояния ни до одной из известных цефеид не удается определитьтригонометрическим путем и приходится пользоваться значительно менее надежнымикосвенными методами. Поэтому хотя вид кривой, изображенной на рис. 209, можноустановить надежно по изучению одинаково удаленных звезд скоплений, ее сдвиг повертикальной оси (нуль-пункт) известен хуже и требует уточнения.В настоящее время можно считать, что положение кривых на рис. 209 известно сточностью по крайней мере до нескольких десятых звездной величины.Существование зависимости между периодом и абсолютной звездной величиной уцефеид играет исключительно важную роль в астрономии: по ней определяютрасстояния до весьма удаленных объектов, когда не могут быть применены иныеметоды.Действительно, предположим, что в некотором скоплении звезд обнаружена цефеида спериодом 3 суток и видимой звездной величиной + 13m. По верхней кривой на рис.209 находим ее абсолютную звездную величину М = -2m Поэтому модуль расстояния т- М = 15m и согласно формуле (11.6) расстояние составляет 10 000 пс.Звезды типа RR Лиры. Кроме цефеид, сущеcтвует еще несколько типов пульсирующихпеременных звезд, положение которых на диаграмме Герцшпрунга - Рессела показанона рис. 210. Наиболее известны среди них звезды типа RR Лиры, прежденазывавшиеся короткопериодическими цефеидами из-за сходства их характеристик собычными цефеидами (рис. 211). Звезды типа RR Лиры - гиганты спектральногокласса А. Они занимают очень узкий участок на диаграмме Герцшпрунга - Рессела,соответствующий почти одинаковой для всех звезд этого типа светимости, более чемв сто раз превышающей светимость Солнца. Периоды звезд типа RR Лиры заключены впределах от 0,2 до 1,2 суток. Амплитуда изменения блеска достигает однойзвездной величины.Другие типы пульсирующих переменных. Интересным типом пульсирующих переменныхявляется небольшая группа звезд типа b Цефея (или типа b Большого Пса),принадлежащих преимущественно к гигантам ранних спектральных подклассов В (всреднем класс В2 III). На диаграмме Герцшпрунга - Рессела они расположены справаот верхней части главной последовательности (рис. 210). По характерупеременности и форме кривой блеска эти звезды напоминают звезды типа RR Лиры,отличаясь от них исключительно малой амплитудой изменения звездной величины, неболее 0m,2. Периоды заключены в пределах от 3 до 6 часов, причем, как и уцефеид, наблюдается зависимость периода от светимости. Кривые изменения лучевыхскоростей часто оказываются меняющимися по фазе, форме и амплитуде.Помимо пульсирующих звезд с правильным изменением светимости существует рядтипов звезд, характер кривой блеска которых меняется. Среди них выделяютсязвезды типа RV Тельца, у которых изменения светимости характеризуютсячередованием глубоких и мелких минимумов (рис. 212), происходящим с периодом от30 до 150 дней и с амплитудой от 0,8 до 3,5 звездных величин. Звезды типа RVТельца принадлежат к спектральным классам F, G или К. У многих из них вблизиэпохи максимума в спектре появляются яркие эмиссионные линии, а около минимума -полосы поглощения титана. Это говорит о том, что спектр звезд типа RV Тельцасочетает признаки как ранних спектральных классов горячих звезд, так и поздниххолодных. Звезды типа RV Тельца - промежуточное звено между цефеидами и другимитипами пульсирующих переменных.Звезды типа m Цефея принадлежат к спектральному классу М и называются краснымиполуправильными переменными. Они отличаются иногда очень сильныминеправильностями изменения светимости, происходящими за время от несколькихдесятков до нескольких сотен суток.Рядом с полуправильными переменными на диаграмме спектр - светимостьрасполагаются звезды класса М, в которых не удается обнаружить повторяемостиизменения светимости (неправильные переменные). Ниже их находятся звезды сэмиссионными линиями в спектре плавно меняющие свою светимость за очень большиепромежутки времени (от 70 до 1300 дней) и в очень больших пределах (до 10m).Замечательной представительницей звезд этого типа является "омикрон" (o) Кита,или, как ее иначе называют, Мира (Дивная), кривая блеска которой изображена нарис. 213. Поэтому весь этот класс звезд называют долгопериодическими переменнымитипа Миры Кита. В спектрах этих звезд всегда присутствуют эмиссионные линииводорода (в максимуме) или металлов (перед минимумом). Длина периода удолгопериодических переменных звезд колеблется около среднего значения впределах от 10% в обе стороны.Рассмотренные группы пульсирующих переменных образуют единую последовательностьзвезд с увеличивающейся продолжительностью периода (или цикла) пульсации.Особенно наглядно эта последовательность выступает, если учесть количество звездразличных типов с данным значением периода, содержащихся в определенном объемепространства. Это иллюстрируется графиком на рис. 214, из которого видно, чтобольшинство пульсирующих переменных имеет периоды, близкие к значениям 0d,2 (типRR Лиры), 0d,5 и 5d (цефеиды), 15d (разновидность цефеид - звезды типа W Девы),l00d (полуправильные) и 300d (долгопериодические переменные). Все эти звездыотносятся к гигантам, т.е. согласно современным представлениям об эволюциизвезд, к объектам, прошедшим стадию пребывания на главной последовательности.Как будет показано в гл. XIV, дальнейший путь эволюции соответствует перемещениюна диаграмме Герцшпрунга - Рессела вправо. При этом все звезды верхней частиглавной последовательности должны пересечь полосу нестабильности, упоминавшуюсявыше, а массивные звезды пересекают ее дважды и задерживаются на ней дольше.Помимо неустойчивости, характерной для цефеид, на диаграмме Герцшпрунга -Рессела, возможно, существуют и другие области неустойчивости, соответствующиеостальным пульсирующим переменным.Таким образом, пульсации, скорее всего, закономерное явление, отличающеенекоторые этапы эволюции звезд.§ 159. Эруптивные переменные, пульсары и нейтронные звездыСреди звезд меньшей светимости (карликов) также имеются переменные различныхтипов, общее известное число которых примерно раз в 10 меньше количествапульсирующих гигантов. Все они проявляют свою переменность в виде повторяющихсявспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества -эрупциями. Поэтому всю эту группу звезд вместе с новыми звездами называютэруптивными переменными.Следует иметь в виду, однако, что здесь оказались звезды самой различнойприроды, как находящиеся на ранних этапах своей эволюции, так и завершающие свойжизненный путь. Мы начнем с первых.Звезды в начале эволюции. Наиболее молодыми звездами, по-видимому, еще незавершившими процесса гравитационного сжатия, следует считать переменные типа ТТельца (Т Таu). Это карлики спектральных классов чаще всего F - G, сэмиссионными линиями в спектре, напоминающими яркие линии солнечной хромосферы.Они в большом количестве обнаружены, например, в туманности Ориона. Очень похожина них звезды типа RW Возничего (RW Aur), принадлежащие спектральным классам отВ до М. У всех этих звезд изменение светимости происходит настолько неправильно,что нельзя установить никакой закономерности. Хаотические изменения блеска могутпроисходить с амплитудами, достигающими 3m, причем иногда до 1m на протяжениичаса.Звезды типа Т Тельца чаще всего встречаются группами, особенно в пределахбольших газопылевых туманностей. Небольшие яркие туманности наблюдаются инепосредственно вокруг самих этих звезд, что говорит о существовании у нихобширных газовых оболочек. Движение вещества в этих оболочках, связанное спроцессом гравитационного сжатия звезды, по-видимому, является причинойхаотической ее переменности. Отсюда следует, что звезды типа Т Тельца - самыемолодые образования, которые уже можно считать звездами. Известны еще болеемолодые объекты - источники инфракрасного излучения. Но это еще не звезды, асжимающиеся в дозвездные тела (протозвезды) газо-пылевые облака (см. § 177).Вспыхивающие звезды типа UV Кита всегда встречаются в тех областях, где имеютсяпеременные типа Т Тельца. Это карлики спектральных классов К и М. У них вспектре также наблюдаются эмиссионные линии кальция и водорода. Отличаются онинеобычайной быстротой возрастания светимости во время эпизодических вспышек:менее чем за минуту поток излучения может увеличиться в десятки раз. После этогоза полчаса-час он возвращается к исходному уровню. Во время вспышки усиливаетсятакже яркость эмиссионных линий. Характер явления сильно напоминает хромосфернуювспышку на Солнце, отличающуюся, однако, значительно большими масштабами.Звезды типа UV Кита скорее всего находятся на заключительных стадияхгравитационного сжатия.Звезды типа Be. Массивные, быстро эволюционирующие звезды гораздо труднеезастать на ранних стадиях эволюции. Тем не менее, среди горячих звезд класса В,преимущественно обладающих быстрым вращением, часто встречаются звезды сэмиссионными линиями, принадлежащими водороду, иногда гелию и другим элементам.Как правило, такие звезды отличаются переменными спектрами и меняют блеск на0m,1-0m,2, причем эти изменения имеют нерегулярный характер и связаны,по-видимому, с истечением вещества, вызванным быстрым вращением. Массы Ве-звездпорядка 10M?. По-видимому, это недавно возникшие молодые объекты.Звезды типа Вольфа - Райе (обозначаются WR) образуют немногочисленную группузвезд, принадлежащих к наиболее ярким объектам в нашей Галактике. В среднем ихабсолютная звездная величина -4m, а общее известное их число не превышает 200.Спектры звезд типа WR состоят из широких ярких линий, принадлежащих атомам иионам с высокими потенциалами ионизации (Н, Не I, He II, С III, N III, О III ит.д.), налагающихся на сильный непрерывный фон. Вид спектральных линий указываетна расширение оболочек, окружающих эти звезды, происходящее с ускорением.Энергия, излучаемая в линиях, сравнима с энергией в непрерывном спектре. Ееисточником является мощное ультрафиолетовое излучение очень горячей звезды,эффективная температура которой достигает 100 000 еК! Световое давление стольгорячего излучения, по-видимому, и является причиной наблюдаемого ускоренногодвижения атомов в атмосферах звезд типа WR. Как и Ве-звезды, это - молодыеобъекты, часто двойные системы.Новые звезды. Термин "новая" звезда не означает появления вновь возникшейзвезды, а отражает только определенную стадию переменности некоторых звезд.Новыми звездами называют эруптивные переменные звезды особого типа, у которыххотя бы однажды наблюдалось внезапное и резкое увеличение светимости (вспышка)не менее чем на 7-8 звездных величин. Чаще всего во время вспышки видимаязвездная величина уменьшается на 10m-13m, что соответствует росту светимости вдесятки и сотни тысяч раз. В среднем абсолютная звездная величина в максимумедостигает 8m,5. После вспышки новые звезды являются очень горячими карликами. Вмаксимальной фазе вспышки они похожи на сверхгиганты спектральных классов А - F.Если вспышка одной и той же новой звезды наблюдалась не менее двух раз, то такаяновая называется повторной. повторных новых звезд, как правило, возрастаниесветимости несколько меньше, чем у типичных новых.Всего в настоящее время известно около 300 новых звезд, из них около 150вспыхнуло в нашей Галактике и свыше 100 - в туманности Андромеды. У известныхсеми повторных новых в сумме наблюдалось около 20 вспышек. Многие (возможно дажевсе) новые и повторные новые являются тесными двойными системами. После вспышкиновые звезды часто обнаруживают слабую переменность.Кривые блеска новых звезд имеют особый вид, позволяющий разделить все явления нанесколько этапов (рис. 215). Начальный подъем блеска происходит очень быстро(2-3 суток), но незадолго до максимума рост светимости несколько замедляется(окончательный подъем). После максимума происходитуменьшение светимости, длящееся годы. Падение блеска на первые три звездныевеличины обычно плавное. Иногда наблюдаются вторичные максимумы. Затем следуетпереходная стадия, отличающаяся либо плавным уменьшением светимости еще на тризвездные величины, либо колебаниями ее. Иногда происходит резкое падениесветимости с последующим медленным возвращением к прежнему значению.Окончательное падение блеска происходит довольно плавно. В результате звездаприобретает ту же светимость, что и до вспышки.Описанная картина изменения светимости новой звезды показывает, что во времявспышки происходит внезапный взрыв, вызванный неустойчивостью, возникшей взвезде. Согласно различным гипотезам, эта неустойчивость может возникать унекоторых горячих звезд в результате внутренних процессов, определяющихвыделение энергии в звезде, либо вследствие воздействия каких-либо внешнихфакторов.Возможной причиной взрыва новой является обмен вещества между компонентамитесных двойных систем (§ 157), к которым принадлежат, по-видимому, все такиезвезды. Так, например, если богатое водородом вещество из оболочки главнойзвезды попадет на поверхность ее спутника - белого карлика, может произойтивнезапное выделение термоядерной энергии. Общее количество энергии, выделяющейсяпри вспышке новой, превышает 1045-1046 эрг. Солнце излучает столько энергии задесятки тысяч лет! Все же это существенно меньше запасов всей термоядернойэнергии звезды. На этом основании полагают, что взрыв новой звезды несопровождается изменением общей ее структуры, а затрагивает только поверхностныеслои.Следствием нагрева газа, происходящего в результате взрыва, является выбросзвездой вещества, приводящий к отрыву от нее внешних слоев - оболочки с массой(10-4¸10-5) M?. Эта оболочка расширяется с огромной скоростью от несколькихсотен до 1500-2000 кг/сек. Звезда быстро сбрасывает ее и в результате образуетвокруг себя туманность. Расширяющиеся газовые туманности были обнаружены почти увсех наиболее близких к нам новых звезд.На первых стадиях вспышки, когда в результате расширения радиус оболочкивозрастает в сотни раз, уменьшается плотность и температура внешних слоевзвезды. Первоначально горячая звезда класса О приобретает спектр класса А-F.Однако, несмотря на охлаждение, общая светимость звезды быстро возрастаетвследствие мощного свечения газов и увеличения радиуса оболочки. Поэтомунезадолго перед максимумом новая звезда имеет спектр сверхгиганта. На этом этапеспектр новой обладает всеми особенностями, присущими сверхгигантам класса А илиF (узкие линии, среди которых выделяются линии водорода). Однако важнойособенностью этого спектра, называемого предмаксимальным, является сильный сдвиглиний поглощения в фиолетовую сторону, соответствующий приближению излучающеговещества к нам со скоростью в несколько десятков или сотен километров в секунду.В это время происходит расширение плотной оболочки, которую имеет новая на этойстадии.В максимуме резко меняется вид спектра. Появляется так называемый главныйспектр. Его линии смещены в фиолетовую сторону на величину, соответствующуюскорости расширения около 1000 км/сек. Причина этого изменения спектра связана стем, что при своем расширении оболочка становится тоньше и, следовательно,прозрачнее. Поэтому становятся видными более глубокие ее слои, которые движутсягораздо быстрее. Сразу после максимума в спектре новой появляются яркие, оченьширокие эмиссионные линии, имеющие вид полос, принадлежащих главным образомводороду, железу и титану. Каждая из этих полос занимает весь интервал спектраот соответствующей смещенной в фиолетовую сторону линии поглощения главногоспектра до несмещенного положения той же линии. Это означает, что оболочкастановится уже настолько разреженной, что видны различные ее слои, обладающиевсевозможными скоростями.Когда это уменьшение светимости составляет около 1m, появляетсядиффузно-искровой спектр, состоящий из сильно размытых линий поглощения водородаи ионизованных металлов, а также из специфичных ярких полос. Диффузно-искровойспектр накладывается на главный, постепенно усиливаясь по своей интенсивности. Вдальнейшем к нему добавляется так называемый орионов спектр, характерный длягорячих звезд класса В. Появление диффузно-искрового, а затем и орионоваспектров свидетельствует о том, что вещество выбрасывается звездой сувеличивающейся скоростью постепенно из все более глубоких и более горячихслоев.К началу переходной стадии диффузно-искровой спектр исчезает, а орионовдостигает наибольшей интенсивности. После того как последний также исчезает, нафоне непрерывного спектра новой звезды, пересеченного широкими полосамипоглощения, возникают и постепенно усиливаются эмиссионные линии, наблюдаемые вспектрах разреженных газовых туманностей (небулярная стадия). Этосвидетельствует о еще более сильном разрежении вещества оболочки.Сверхновые звезды. Сверхновыми называются звезды, вспыхивающие подобно новым идостигающие в максимуме абсолютной звездной величины от -18m до -19m и даже-21m.Возрастание светимости происходит более, чем на 19m, т.е, в десятки миллионовраз. Общая энергия, излучаемая сверхновой за время вспышки, превышает 1048-1049эрг, что в тысячи раз более, чем для новых. Фотографически зарегистрированооколо 60 вспышек сверхновых в других галактиках, причем нередко их светимостьоказывалась сравнимой с интегральной светимостью всей галактики, в которойпроизошла вспышка.По описаниям более ранних наблюдений, выполненных невооруженным глазом, удалосьустановить несколько случаев вспышек сверхновых в нашей Галактике. Наиболееинтересной из них является упоминаемая в летописях Сверхновая 1054 г.,вспыхнувшая в созвездии Тельца и наблюдавшаяся китайскими и японскимиастрономами в виде внезапно появившейся "звезды-гостьи", которая казалась ярчеВенеры и была видна даже днем.Другое наблюдение подобного явления в 1572 г. описано значительно подробнеедатским астрономом Тихо Браге. Было отмечено внезапное появление "новой" звездыв созвездии Кассиопеи. За несколько дней эта звезда, быстро увеличивая своюсветимость, стала казаться ярче Венеры. Вскоре ее излучение начало постепенноослабевать, причем угасание сопровождалось колебаниями интенсивности инебольшими вспышками. Через два года она перестала быть видна невооруженнымглазом. В 1604 г. вспышку сверхновой звезды наблюдал Кеплер в созвездииЗмееносца.Хотя это явление похоже на вспышку обычной новой, оно отличается от нее своиммасштабом, плавной и медленно меняющейся кривой блеска и спектром. По характеруспектра вблизи эпохи максимума различаются два типа сверхновых звезд.Сверхновые I типа вблизи максимума отличаются непрерывным спектром, в котором невидно никаких линий. Позднее появляются очень широкие эмиссионные полосы,положение которых не совпадает ни с какими известными спектральными линиями.Ширина этих полос соответствует расширению газов со скоростью до 6000 км/сек.Интенсивность, структура и положение полос часто меняются со временем. Черезполгода после максимума появляются полосы, которые удается отождествить соспектром нейтрального кислорода.У сверхновых II типа светимость в максимуме несколько меньше, чем у сверхновых Iтипа. Их спектры отличаются усилением ультрафиолетового свечения. Как и вспектрах обычных новых, в них наблюдаются линии поглощения и излучения,отождествляемые с водородом, ионизованным азотом и другими элементами.Большой интерес представляют быстро расширяющиеся газовые туманности, которые внескольких случаях удалось обнаружить на месте вспыхнувших сверхновых звезд Iтипа. Самой замечательной из них является знаменитая Крабовидная туманность всозвездии Тельца (рис. 216). Форма эмиссионных линий этой туманности говорит оее расширении со скоростью около 1000 км/сек. Современные размеры туманноститаковы, что расширение с этой скоростью могло начаться не более 900 лет назад,т.е. как раз в эпоху вспышки Сверхновой 1054 г. Совпадение по времени иместоположению Крабовидной туманности со "звездой-гостьей", описанной вкитайских летописях, говорит о возможности того, что туманность в созвездииТельца является результатом вспышки сверхновой.Крабовидная туманность имеет ряд замечательных особенностей: 1) более 80%видимого излучения приходится на непрерывный спектр; 2) в белом свете она имеетаморфный вид; 3) обычный для туманностей эмиссионный спектр с линиямиионизованных металлов и водорода (последние более слабые) излучается отдельнымиволокнами; 4) излучение поляризовано, причем в некоторых областях туманностипочти полностью; 5) Крабовидная туманность является одним из самых мощныхисточников радиоизлучения в нашей Галактике.Одним из возможных объяснений этих интересных особенностей Крабовиднойтуманности является следующее. Во время вспышки Сверхновой 1054 г. началивозникать в большом количестве свободные электроны, обладающие огромнымикинетическими энергиями (релятивистские электроны). Они движутся си скоростями,близкими к скорости света. Процессы столь сильного ускорения частиц продолжаютсяи в настоящее время. Непрерывное излучение как в видимой области спектра, так ив радиодиапазоне возникает вследствие торможения релятивистских электронов приих движении по спирали вокруг силовых линий слабых магнитных полей. Такоеизлучение должно быть поляризовано, что и наблюдается в действительности.Слабые туманности и различной мощности источники радиоизлучения обнаружены такжев местах вспышек других сверхновых звезд нашей Галактики, подобно Крабовиднойтуманности являющихся мощными источниками радиоизлучения. До последнего времениоставалось совершенно не ясным, каким образом происходит в Крабовиднойтуманности постоянный приток новых релятивистских электронов, несмотря на то,что явление вспышки сверхновой давно закончилось. Вопрос начал прояснятьсятолько после того как были открыты совершенно новые объекты.Пульсары. В августе 1967 г. в Кембридже (Англия) было зарегистрированокосмическое радиоизлучение, исходящее от точечных источников в виде строгоследующих друг за другом четких импульсов (рис. 217). Длительность отдельногоимпульса у таких источников составляет от нескольких миллисекунд до несколькихдесятых долей секунды. Резкость импульсов и необычайная правильность ихповторений позволяют с очень большой точностью определить периоды пульсаций этихобъектов,названных пульсарами. Период одного из пульсаров составляет 1,337301133 сек, вто время как у других периоды заключены в пределах от 0,03 до 4 сек. В настоящеевремя известно около 200 пульсаров. Все они дают сильно поляризованноерадиоизлучение в широком диапазоне длин волн, интенсивность которого крутовозрастает с ростом длины волны. Это означает, что излучение имеет нетепловуюприроду. Удалось определить расстояния до многих пульсаров, оказавшиеся впределах от сотен до тысяч парсеков. Таким образом, это сравнительно близкие объекты, заведомо принадлежащие нашей Галактике.Наиболее замечательный пульсар, который принято обозначать номером NP 0531, вточности совпадает с одной из звездочек в центре Крабовидной туманности.Специальные наблюдения показали, что оптическое излучение этой звезды такжеменяется с тем же периодом (см. рис. 217). В импульсе звезда достигает 13m, амежду импульсами она не видна (рис. 218). Такие же пульсации у этого источникаиспытывает и рентгеновское излучение, мощность которого в 100 раз превышаетмощность оптического излучения.Совпадение одного из пульсаров с центром такого необычного образования, какКрабовидная туманность, наводит на мысль о том, что они являются как раз темиобъектами, в которые после вспышек превращаются сверхновые звезды. Согласносовременным представлениям, вспышка сверхновой звезды связана с выделениемогромного количества энергии при ее переходе в сверхплотное состояние, послетого как в ней исчерпаны все возможные ядерные источники энергии.Для достаточно массивных звезд наиболее устойчивым состоянием оказываетсяслияние протонов и электронов в нейтроны и образование так называемой нейтроннойзвезды. Если вспышки сверхновых звезд действительно завершаются образованиемтаких объектов, то весьма возможно, что пульсары - нейтронные звезды, В этомслучае при массе порядка 2M? они должны иметь радиусы около 10 км. При сжатии дотаких размеров плотность вещества становится выше ядерной, а вращение звезды всилу закона сохранения момента количества движения ускоряется до несколькихдесятков оборотов в секунду. По-видимому, промежуток времени междупоследовательными импульсами равен периоду вращения нейтронной звезды. Тогдапульсация объясняется наличием неоднородностей, своеобразных горячих пятен, наповерхности этих звезд. Здесь уместно говорить о "поверхности", так как пристоль высоких плотностях вещество по своим свойствам ближе к твердому телу.У некоторых пульсаров обнаружено медленное увеличение периодов (с удвоением за103-107 лет), по-видимому, вызванное тормозящим влиянием магнитного поля,связанного с пульсаром, в результате чего вращательная энергия переходит визлучение.Наряду с этим наблюдались внезапные уменьшения периодов, возможно, отражающиерезкую перестройку поверхности звезды, временами происходящую по мере ееостывания.Нейтронные звезды могут служить источниками энергичных частиц, все времяпоступающих в связанные с ними туманности, подобные Крабовидной.§ 160. Рентгеновские источники излученияВ 1962 г. наблюдениями с высотных ракет был обнаружен первый (после Солнца)космический источник рентгеновского излучения, который и по сей день остаетсясамым замечательным и загадочным объектом такого типа. Вскоре обнаружились идругие рентгеновские источники, которые стали называть по имени созвездия, вкотором они находятся, с добавлением латинской буквы Х (Х-лучи) и номера. Так,упомянутый первый источник получил название "Скорпион Х-1".В настоящее время, главным образом благодаря запущенному в 1970 г.специализированному спутнику "Ухуру", на котором был установлен рентгеновскийтелескоп, регистрировавший фотоны с энергиями от 2 до 20 кэв, известно уже около200 источников рентгеновского излучения. Примерно половина их оказаласьсвязанной с другими галактиками и мы скажем о них в гл. XIII. Около 100источников принадлежит нашей звездной системе. Об одном из них мы уже упоминали:он. является рентгеновским пульсаром, совпадающим с радиопульсаром в Крабовиднойтуманности. Несколько других рентгеновских источников также отождествлено смолодыми радиопульсарами. Около десятка источников связано с туманностями -остатками вспышек сверхновых звезд (см. § 159). В этом случае причиной свеченияявляется тепловое излучение газа, нагретого до температуры в несколько миллионовградусов.Основная часть остальных галактических источников рентгеновского излученияпринадлежит к особому классу объектов звездной природы, которые часто называютрентгеновскими звездами. Наиболее замечательным типичным их представителемявляется упоминавшийся источник Скорпион Х-1. Из постоянно излучающих оноказался самым ярким: в диапазоне 1-10 Å поток излучения от него в среднемсоставляет 3×10-7 эре/см2, т.е. столько же, сколько в оптической области даетзвезда 7m. Рентгеновская светимость его достигает 1037 эрг/сек, что в тысячи разбольше болометрической светимости Солнца.Важной особенностью рентгеновских звезд является переменность их излучения. Уисточника Скорпион Х-1, отождествленного с переменной звездой 12-13m, вариациипотока рентгеновского и оптического излучений никак не связаны друг с другом. Втечение нескольких дней оба могут испытывать флуктуации в пределах 20%, послечего наступает активная фаза - вспышки, длящиеся по нескольку часов, во времякоторых потоки меняются в 2-3 раза. При этом существенное изменение уровняизлучения порой наблюдается за промежуток времени порядка 10-3 сек, так чторазмеры источника не могут превосходить 0,001 световой секунды (определяемой поаналогии со световым годом), т.е. 300 км.Это говорит о том, что источниками рентгеновского излучения должны бытьнеобычайно компактные объекты, возможно, типа нейтронных звезд, как в случаепульсаров, с которыми отождествляются некоторые рентгеновские звезды.У ряда рентгеновских звезд, например, у Геркулеса Х-1 и Центавра Х-3, обнаруженастрогая периодичность вариаций потока рентгеновского излучения, доказывающая,что источник является компонентом двойной системы. Свыше десятка источниковотождествлены со звездами, переменность которых указывает на их принадлежность ктесным двойным системам (см. § 157). Следовательно, рентгеновские звезды, -скорее всего, тесные двойные системы, в которых один из компонентов - оптическаязвезда, а другой - компактный объект, находящийся в завершающей стадии своейэволюции. Чаще всего предполагают, что это нейтронная звезда, хотя в некоторыхслучаях не исключена возможность белого карлика или даже черной дыры (см. §152).Причиной возникновения мощного рентгеновского излучения должно быть падение накомпактный объект (например, нейтронную звезду) облаков и струй газов,перетекающих из оптического компонента тесной двойной системы. В случаечрезвычайной компактности нейтронной звезды скорость падения газов в этомпроцессе, называемом аккрецией, может достигать 100 000 км/сек, т.е. третискорости света! При падении на нейтронную звезду кинетическая энергия газовбудет превращаться в рентгеновское излучение. Важную роль при этом играютсильные магнитные поля нейтронной звезды.Новоподобные источники рентгеновского излучения. Помимо постоянно наблюдаемыхисточников рентгеновского излучения ежегодно обнаруживается до десяткавспыхивающих объектов, по характеру явления напоминающих новые звезды (см. §159). Светимость таких новоподобных источников рентгеновского излучения быстровозрастает за несколько дней. В течение 1-2 месяцев они могут оказаться самымияркими участками на "рентгеновском" небе, порой в несколько раз превосходящимипо потоку излучения ярчайший постоянный источник Скорпион Х-1. Некоторые из нихво время вспышек оказываются рентгеновскими пульсарами, отличающимися оченьдлинными периодами (до 7 минут). Природа этих объектов, а также возможная ихсвязь с новыми звездами пока не известны.§ 161. Объекты, принадлежащие нашей ГалактикеВ ясную безлунную ночь, вдали от городских огней, звездное небо представляетсобой очень красивое зрелище. Через все небо тянется широкая светлая полосаМлечного Пути, которая при рассмотрении в телескоп оказывается скоплениемогромного количества звезд и ярких туманностей. Все эти звезды (более 100миллиардов) образуют гигантскую звездную систему - Галактику. Яркие звезды,наблюдаемые невооруженным глазом - просто наиболее близкие к нам объектыГалактики.Многие звезды образуют группы, называемые звездными скоплениями. Хорошо известнытакие близкие к нам звездные скопления, как Плеяды, Гиады, шаровое скопление вГеркулесе.Помимо звезд и звездных скоплений в Галактике имеется большое количестворазреженного газа с примесью небольших твердых частичек - пылинок. В некоторыхобластях Млечного Пути плотность этого вещества сильно возрастает, и онообразует множество диффузных газово-пылевых туманностей. Вблизи горячих звездони светятся (светлые туманности), а вдали от них - остаются темными ивыделяются на фоне ярких участков Млечного Пути благодаря вызываемому имипоглощению света (темные пылевые туманности).В Галактике имеется большое количество элементарных частиц, обладающих огромнымиэнергиями и движущихся со скоростями, близкими к скорости света, - космическиелучи. Наконец большую роль в Галактике играют магнитные и гравитационные поля иэлектромагнитное излучение.Солнечная система находится внутри Галактики, но далеко от ее центра. Многиеобласти Галактики удалены от нас на огромные расстояния, вплоть до 25 тыс. пс.Если учесть при этом, что в области Млечного Пути диффузная среда не позволяетнаблюдать оптическими методами области дальше 3 килопарсеков (кпс), то станеточевидным, почему так трудно изучать строение Галактики и мы не можем сразупредставить себе ее общего вида.В следующей главе мы рассмотрим ряд других подобных объектов (внегалактическихтуманностей или просто галактик). Они, как и наша звездная система, состоят изогромного числа отдельных звезд и небольшого количества (1-2% по массе) пыли игаза. Изучая эти внегалактические туманности, можно себе представить, как должнавыглядеть со стороны и наша Галактика. На рис. 219 изображена одна из самыхизвестных и близких к нам галактик - туманность Андромеды, во многомнапоминающая нашу звездную систему.Рис. 219. Туманность Андромеды.§ 162. Определение расстояний до звездЧтобы перейти от видимого положения звезд на небе к действительному ихраспределению в пространстве, необходимо знать расстояния до них.Непосредственным методом определения расстояний до звезд является измерение ихгодичных параллаксов (см. §§ 63, 64 и 65). Однако этим способом параллаксы могутбыть найдены только для ближайших звезд. Действительно, предельные углы, которыеудается измерить астрометрическими методами, составляют около 0",01.Следовательно, если параллакс звезды в результате наблюдений оказался равным p =0",02 ± 0",01, то расстояние до нее по формулеполучится в пределах от 30 до 100 пс, соответствующих возможным ошибкам вопределении параллакса. Отсюда видно, что расстояния до сравнительно близкихобъектов, удаленных от нас не более, чем на несколько парсеков, определяютсяболее или менее надежно. Так, например, расстояние до одной из ближайших звезд(a Центавра), равное 1,33 пс, известно с ошибкой, меньшей 2%. Однако для звезд,удаленных больше чем на 100 пс, ошибка в определении расстояния больше самогорасстояния и метод тригонометрических параллаксов оказывается непригодным. Влучшем случае он позволяет сделать вывод, что расстояние превышает несколькосотен парсеков. Всего в настоящее время тригонометрические параллаксы измереныне более чем для 6000 звезд.Расстояния до звезд могут быть найдены в тех случаях, когда каким-нибудь образомизвестны их светимости, так как разность между видимой и абсолютной звезднымивеличинами равна модулю расстояния, который входит в формулу (11.6)lg r =1 + 0,2 (m - M).Наиболее надежно модуль расстояния удается найти для звезд, принадлежащихскоплениям, о чем будет сказано в § 164. Однако при этом необходимо учитывать,что получаемые из наблюдений видимые звездные величины, как правило, бываютискажены влиянием межзвездного поглощения света, о котором речь будет идти в §167.Особенности спектров, лежащие в основе разделения звезд по классам светимости,могут быть использованы для определения абсолютных звездных величин, аследовательно, и расстояний (метод спектральных параллаксов).Важный метод определения параллаксов совокупности звезд основан на изучении ихсобственных движений (см. § 91). Суть этого метода основана на том факте, чточем дальше находятся звезды, тем меньше видимые перемещения, вызываемые ихдействительными движениями в пространстве. Определенные таким путем параллаксыназываются средними.Для определения расстояния до группы звезд удается применить наиболее точныйметод, основанный на том обстоятельстве, что, как и в случае метеоров (§ 142),общая точка пересечения направлений видимых индивидуальных движений, которыевследствие перспективы кажутся различными, а на самом деле в пространствеодинаковы, указывает истинное направление скорости общего движения - апекс. Приизвестной лучевой скорости Vr хотя бы одной из звезд имеется возможностьвычислить годичный параллакс всего скопления, называемый групповым параллаксом,по формулегде m - собственное движение (§ 91), a q - угол между направлением на даннуюзвезду и апекс. С учетом соотношения (3.4) эту формулу легко вывести.§ 163. Распределение звезд в ГалактикеЗнание расстояний до звезд позволяет подойти к изучению их распределения впространстве, а следовательно, и структуры Галактики. Для того чтобыохарактеризовать количество звезд в различных частях Галактики, вводят понятиезвездной плотности, аналогичное понятию концентрации молекул. Звезднойплотностью называется количество звезд, находящихся в единице объемапространства. За единицу объема обычно принимают 1 кубический парсек.Проще всего звездную плотность найти в непосредственной окрестности Солнца, таккак для всех близких к нам звезд известны надежные значения тригонометрическихпараллаксов.Результаты подсчетов показывают, что в окрестностях Солнца звездная плотностьсоставляет около 0,12 звезды на кубический парсек, иными словами, на каждуюзвезду в среднем приходится объем свыше 8 пс3; среднее же расстояние междузвездами - около 2 пс.Чтобы узнать, как меняется звездная плотность в различных направлениях,подсчитывают число звезд на единице площади (например, на 1 квадратном градусе)в различных участках неба.Первое, что бросается в глаза при таких подсчетах, необычайно сильное увеличениеконцентрации звезд по мере приближения к полосе Млечного Пути, средняя линиякоторого образует на небе большой круг. Наоборот, по мере приближения к полюсуэтого круга концентрация звезд быстро уменьшается. Этот факт уже в конце XVIIIв. позволил В.Гершелю сделать правильный вывод о том, что наша звездная системаимеет сплющенную форму, причем Солнце должно находиться недалеко от плоскостисимметрии этого образования.Второй важный вывод можно сделать, если производить подсчет не сразу всех звезд,а последовательно до каждого значения видимой звездной величины т, т.е. сначаланайти число звезд, у которых видимая звездная величина т £ k, затем число звездN k+1 с т £ k + 1 и т.д. Тогда обнаруживается, что с увеличением видимойзвездной величины число звезд Nm возрастает в геометрической прогрессии. Если бызвездная плотность не менялась с расстоянием и все звезды имели бы одинаковуюсветимость, то это увеличение числа слабых звезд было бы простым следствиемувеличения геометрических размеров областей, которые с больших расстоянийпроектируются на одну и ту же область неба. Действительно, все звезды с видимойзвездной величиной, меньшей или равной т, проектирующиеся на некоторую областьнеба, находятся внутри шарового сектора, радиус которого определяется по формуле(11.6)lg rm =1 + 0,2 (m ¾ M),так как мы предположили, что абсолютная звездная величина М всех звездодинакова. Аналогичное выражение получится для радиуса шарового сектора, вкотором находятся все звезды с видимой звездной величиной, не превышающей m + 1.Вычитая их друг из друга, получимПри постоянной звездной плотности количества звезд должны быть пропорциональныобъему пространства, т.е. кубу радиуса. Поэтому (12.1)или (12.2)Однако из наблюдений следует, что в действительности количество звезд возрастаетс увеличением т не так быстро, а именно, для небольших значений т отношениеблизко к 3, а с увеличением т оно уменьшается, и для звезд 17m равно, примерно,2.Если бы светимости всех звезд были одинаковыми, то по наблюдаемому отношениюлегко было бы определить изменение звездной плотности по мере удаления отСолнца. Действительно, при = 4, с увеличением расстояния в 1,6 раза (чтосоответствует переходу от звездной величины т к т + 1) звездная плотность былабы постоянна, а при = 3 она убывала бы в отношении 3:4. Наблюдаемое отношениеговорит о том, что по мере удаления от Солнца в каждом данном направлениизвездная плотность убывает. Если в этом направлении межзвездное поглощениесвета, о котором мы будем говорить в § 167, несущественно, то можно оценитьпротяженность нашей звездной системы в этом направлении. В результатеоказывается, что Галактика ограничена.Описанный принцип лежит в основе решения значительно более сложной задачи,учитывающей, что в действительности звезды имеют различные светимости, анаблюдения сильно искажены межзвездным поглощением света. Чтобыохарактеризовать, сколько в данной области пространства содержится звездразличных светимостей, вводят функцию светимости j (М), которая показывает,какая доля от общего числа звезд имеет данное значение абсолютной звезднойвеличины, скажем, от M до М + 1.Если бы функция светимости нам была известна, то, несмотря на большуюматематическую сложность, задача определения звездной плотности на различныхрасстояниях принципиально ничем не отличалась бы от рассмотренного случаяодинаковых светимостей звезд.На практике в звездной астрономии приходится иметь дело с еще большимитрудностями и на основании результатов подсчетов звезд находить как функциюсветимости, так и зависимость звездной плотности от расстояния в данномнаправлении.Зная звездную плотность на разных расстояниях и в различных направлениях, можносоставить представление о структуре Галактики.На рис. 220 представлена схема общей структуры Галактики. Из него видно, что онадействительно является сплюснутой системой, симметричной относительно главнойплоскости, называемой плоскостью Галактики. Большой круг, по которому онапересекается с небесной сферой, называется галактическим экватором. Он почтисовпадает со средней линией Млечного Пути. Центр этой системы - центр Галактики- при наблюдении из Солнечной системы проектируется в созвездие Стрельца, вточку с координатами a = 265е и d = -29е. По направлению к центру Галактики, атакже по мере приближения к ее плоскости звездная плотность возрастает.Таким образом, распределение звезд в Галактике имеет две ярко выраженныетенденции: во-первых, очень сильно концентрироваться к галактической плоскости;во-вторых, концентрироваться к центру Галактики. Последняя тенденция усиливаетсяпо мере приближения к центральной части Галактики, называемой центральнымсгущением Галактики или ядром.Определяя расстояния, на которых происходит существенное падение звезднойплотности, получаем представления о размеpax Галактики и о том месте, гдепримерно находится Солнце. Установлено, что Солнце удалено от центра Галактикина расстояние около 10 000 пс (10 кпс), а ее граница в направлении на антицентрнаходится на расстоянии 5000 пс от Солнца. Таким образом, диаметр Галактикисоставляет около 2 (10 000 + 5000) = 30 000 пс или 30 кпс. Точнее указатьразмеры Галактики нельзя, поскольку по мере удаления от ее центра звезднаяплотность убывает постепенно и не существует резкой границы.Солнце расположено близ плоскости Галактики и удалено от нее к северу нарасстояние около 25 пс.Следующим шагом в изучении Галактики является применение метода подсчета кобъектам различного типа с целью найти их распределение в Галактике.Большинство галактических объектов занимает пространство в пределах тонкогоплоского слоя. К ним относятся звезды ранних спектральных классов О и В,цефеиды, не принадлежащие шаровым скоплениям, сверхновые звезды второго типа,рассеянные звездные скопления, звездные ассоциации (см. § 164) и темные(пылевые) туманности. О всех этих объектах говорят, что они образуют плоскуюподсистему (или составляющую) Галактики (см. рис. 220). К ней концентрируетсябольшинство звезд, образующих звездный диск. Как правило, это все молодыеобъекты.Однако если из всей Галактики выделить некоторые другие объекты, например,звезды типа RR Лиры, W Девы и m Цефея, сверхновые первого типа, субкарлики ишаровые звездные скопления (см. § 164), то окажется, что все они занимают объемэллипсоида, для которого галактическая плоскость является диаметральнымсечением. Поэтому перечисленные объекты принято относить к сфероидальной (иногдаговорят сферической) подсистеме Галактики. Объекты сфероидальной составляющейимеют ярко выраженную тенденцию концентрироваться к центру Галактики.Наконец остальные объекты, например, новые звезды, звезды типа RV Тельца,долгопериодические переменные, белые карлики, звезды спектральных классов С и S,а также планетарные туманности располагаются в пределах более или менеесплюснутых эллипсоидов. Их выделяют в промежуточные подсистемы, так какпредельными случаями эллипсоидов их распределения служат обе предыдущиесоставляющие.Объекты, принадлежащие всем этим подсистемам, различаются также своимикинематическими характеристиками, т.е. средними значениями индивидуальныхскоростей. Подобно тому как в более горячей атмосфере газ поднимается на большуювысоту, так и в Галактике быстрее движущиеся объекты занимают объем менеесплюснутого эллипсоида.В заключение важно отметить, что некоторые объекты (например, горячие звездыклассов О и В) встречаются не всюду в плоскости Галактики, но преимущественно наопределенных расстояниях от ее центра, образуя спиральную структуру, подобнуюструктуре туманности Андромеды. Спиральное строение нашей Галактикиподтверждается также результатами изучения распределения в ней диффузноговещества и магнитного поля.§ 164. Звездные скопленияЗвездными скоплениями называются группы динамически связанных между собою звезд,содержащие большое количество объектов и отличающиеся своим видом и звезднымсоставом. По внешнему виду звездные скопления делятся на две группы: рассеянныескопления, содержащие несколько десятков и сотен звезд, и шаровые скопления,состоящие из десятков и сотен тысяч звезд.Рассеянные звездные скопления встречаются вблизи галактической плоскости. Всегоизвестно более 800 таких объектов в радиусе нескольких килопарсеков от Солнца.Более далекие рассеянные скопления труднее обнаружить. Учитывая, какую долюобъема Галактики занимает область, содержащая известные рассеянные скопления,можно оценить, что всего в нашей звездной системе должно быть несколько десятковтысяч рассеянных звездных скоплений. Наиболее известны рассеянное звездноескопление Плеяды (см. рис. 110), удаленное от нас на расстояние 130 пс, и Гиады,которое находится в сорока парсеках от нас.Чтобы отделить звезды, принадлежащие скоплению, от звезд поля, случайнопроектирующихся в ту же область неба, можно построить диаграмму спектр -светимость. Для скоплений обычно строят диаграмму цвет - видимая звезднаявеличина, откладывая по осям показатель цвета (вместо спектрального класса) ивидимую звездную величину которая одинаково для всех звезд скопления отличаетсяот абсолютной.На диаграмме Герцшпрунга - Рессела для рассеянных скоплений, как правило, хорошозаметна главная последовательность. Ветвь гигантов в большинстве случаевотсутствует или почти отсутствует (рис. 221). Поскольку все звезды скопленияпрактически находятся на одинаковом расстоянии, его диаграмма цвет - видимаязвездная величина отличается от обычной сдвигом по вертикальной оси на величинумодуля расстояния, а из-за влияния межзвездного поглощения света, о которомбудет сказано в § 167, и по горизонтальной оси. Ясно, что звезды, не попадающиена “свои” места на диаграмме, могут не принадлежать скоплению. Проверитьпринадлежность этих звезд скоплению можно, изучив собственные движения и лучевыескорости, которые для звезд скопления должны быть примерно одинаковыми. Выделивзвезды, принадлежащие скоплению, и найдя нормальное положение главнойпоследовательности, получим модуль расстояния, а следовательно, и саморасстояние до звездного скопления.Коль скоро расстояние до звездного скопления установлено, легко вычислить еголинейные размеры, которые для большинства рассеянных скоплений в среднемсоставляют от 2 до 20 пс.В отличие от рассеянных, шаровые звездные скопления сильно выделяются наокружающем фоне благодаря значительно большему числу входящих в них звезд ичеткой своей сферической или эллиптической форме, обусловленной сильнойконцентрацией звезд к центру (рис. 222). В среднем диаметры шаровых скопленийсоставляют около 40 пс. Вследствие своей большой светимости шаровые скоплениявидны на больших расстояниях в нашей Галактике. Поэтому наблюдаемое их число(более 100) близко к общему числу этих объектов в Галактике. Шаровые скопленияобнаружены также и в ближайших к нам других галактиках (например, в МагеллановыхОблаках, туманности Андромеды). Пространственное распределение шаровыхскоплений показывает, что, в отличие от рассеянных скоплений, они образуютсферическую подсистему и сильно концентрируются к центру Галактики.Диаграмма цвет - видимая звездная величина для звезд шаровых звездныхскоплений имеет особый вид (рис. 223). На ней обычно четко выделяетсяхарактерная для шаровых скоплений горизонтальная ветвь, ветвь гигантов,соединяющаяся с главной последовательностью, и сама главная последовательность,начинающаяся в области меньших светимостей, чем на обычной диаграмме Герцшпрунга- Рессела. В шаровых скоплениях часто наблюдается значительное количествопеременных звезд, особенно типа RR Лиры, которые позволяют определить расстояниядо этих объектов.В 1947 г. В. А. Амбарцумяном и его сотрудниками были обнаружены особые группызвезд, названные звездными ассоциациями. В них входят звезды определенного типа,а их звездна плотность заметно больше средней звездной плотности звезд того жетипа в Галактике.Известны два типа ассоциаций. Первый - О-ассоциации - содержит звезды раннихспектральных классов от О до В2. Их. Их размеры составляют десятки и сотнипарсеков, т.е. во много pаз превышают размеры рассеянных звездных скоплений.Ассоциации второго типа состоят из звезд типа Т Тельца и поэтому называютсяТ-ассоциациями.§ 165. Пространственные скорости звезд и движение Солнечной системыЕсли известно собственное движение звезды m в секундах дуги за год (см. § 91) ирасстояние до нее r в парсеках, то не трудно вычислить проекцию пространственнойскорости звезды на картинную плоскость. Эта проекция называется тангенциальнойскоростью Vt и вычисляется по формуле (12.3)Чтобы найти пространственную скорость V звезды, необхо­димо знать ее лучевуюскорость Vr , которая определяется по доплеровскому смещению линий в спектрезвезды (§ 107). По­скольку Vr и Vt взаимно перпендикулярны, пространственнаяскорость звезды равна (12.4)Знание собственных движений и лучевых скоростей звезд позволяет судить одвижениях звезд относительно Солнца, ко­торое вместе с окружающими его планетамитакже движется в пространстве. Поэтому наблюдаемые движения звезд складываютсяиз двух частей, из которых одна является следствием движения Солнца, а другая -индивидуальным движением звезды.Чтобы судить о движениях звезд, следует найти скорость движения Солнца иисключить ее из наблюдае­мых скоростей движения звезд.Определим величину и направле­ние скорости Солнца в пространстве. Та точка нанебесной сфере, к кото­рой направлен вектор скорости Солнца, называетсясолнечным апексом, а противоположная ей точка - антиапексом. Чтобы пояснитьприн­цип, на основании которого находят положение солнечного апек­са,предположим, что все звезды, кроме Солнца, неподвижны. В этом случае наблюдаемыесобственные движения и лучевые скорости звезд будут вызваны только перемещениемСолнца, происходящим со скоростью V? (рис. 224). Рассмотрим какую-нибудь звездуS, направление на которую составляет угол q с вектором V?. Поскольку мыпредположили, что все звезды не­подвижны, то кажущееся относительно Солнцадвижение звез­ды S должно иметь скорость, равную по величине и противопо­ложнуюпо направлению скорости Солнца, т.е. - V?. Эта ка­жущаяся скорость имеет двесоставляющие: одну - вдоль луча зрения, соответствующую лучевой скорости звезды Vr = V?cos q,(12.5)и другую, - лежащую в картинной плоскости, соответствующую собственному движению звезды, Vt = V? sin q.(12.6)Учитывая зависимость величины этих проекций от угла q, получим, что вследствиедвижения Солнца в пространстве лу­чевые скорости всех звезд, находящихся внаправлении движе­ния Солнца, должны казаться меньше действительных на величинуV?. У звезд, находящихся в противоположном направле­нии, наоборот, скоростидолжны казаться больше на ту же ве­личину. Лучевые скорости звезд, находящихся внаправлении, перпендикулярном к направлению движения Солнца, не изме­няются.Зато у них будут собственные движения, направленные к антиапексу и по величинеравные углу, под которым с рас­стояния звезды виден вектор V?. По мереприближения к апек­су и антиапексу величина этого собственного движенияумень­шается пропорционально sin q, вплоть до нуля.В целом создается впечатление, что все звезды как бы убе­гают в направлении кантиапексу.Таким образом, в случае, когда движется только Солнце, величину и направлениескорости его движения можно найти двумя способами: 1) измерив лучевые скоростизвезд, на­ходящихся в разных направлениях, найти то направление, где лучеваяскорость имеет наибольшее отрицательное значение; в этом направлении и находитсяапекс; скорость движения Солн­ца в направлении апекса равна найденноймаксимальной луче­вой скорости; 2) измерив собственные движения звезд, найти нанебесной сфере общую точку, к которой все они направлены: противоположная ейточка будет апексом; для определения величины скорости Солнца надо сначалаперевести угловое пе­ремещение в линейную скорость, для чего необходимо выбратьзвезду с известным расстоянием, а затем найти V? по формуле (12.6).Если теперь допустить, что не только Солнце, но и все дру­гие звезды имеютиндивидуальные движения, то задача услож­нится. Однако, рассматривая в даннойобласти неба большое количество звезд, можно считать, что в среднеминдивидуаль­ные их движения должны скомпенсировать друг друга. Поэтому средниезначения собственных движений и лучевых скоростей для большого числа звезддолжны обнаруживать те же законо­мерности, что и отдельные звезды в только чторассмотренном случае движения одного только Солнца.Описанным методом установлено, что апекс Солнечной си­стемы находится всозвездии Геркулеса и имеет прямое вос­хождение a = 270е и склонение d = +30е. Вэтом направлении Солнце движется со скоростью около 20 км/сек.§ 166. Вращение ГалактикиОбычно апекс движения Солнца определяют по наиболее близким звездам, так какдалекие объекты могут обладать каким-нибудь общим движением Если имеется такоеобщее движение, то при осреднении лучевых скоростей и собственных движений дажепо большому числу звезд в некоторой области неба индивидуальные скорости нескомпенсируют друг друга, так как будут обладать составляющей, равной общейскорости всей группы звезд.Рассмотрим Солнце 5 вместе с окружающими его далекими звездами (рис. 225, а).Предположим, что вся эта группа звезд имеет какое-то общее движение. Если бы всеучаствующие в нем звезды двигались с одинаковой скоростью, то никакими способамине удалось бы обнаружить этого движения. Теперь предположим, что движение врассматриваемой области происходит так, что линейные скорости звезд постепенновозрастают в определенном направлении, скажем, слева направо, как это показанострел ками на рис. 225,а. Такое распределение скоростей возникает, если,например, вся рассматриваемая область совершает вращение вокруг точки,расположенной далеко вправо.Теперь рассмотрим, какие лучевые скорости должны иметь звезды, если их наблюдатьв различных направлениях из точки S (рис. 225,6). Очевидно, что при наблюдениивправо и влево от точки S лучевые скорости окажутся равными нулю, так как вдольэтих направлений вообще нет относительных движений. То же самое будет иметьместо и в перпендикулярном направлении по другой причине: вдоль направлениявектора скорости Солнца скорость всех звезд одинакова, и потому относительнаялучевая скорость равна нулю.Во всех других направлениях будут наблюдаться лучевые скорости, причемнаибольшей величины они достигают в направлениях, составляющих угол 45е с толькочто рассмотренными. Кроме того, наблюдаемые лучевые скорости будут тем больше,чем более далекие рассматриваются объекты. Измерения лучевых скоростей далекихзвезд позволяют обнаружить плавное их изменение (рис. 226), в точностисогласующееся с описанной картиной, причем нулевые значения лучевых скоростейнаблюдаются как раз в направлениях на центр и антицентр Галактики и под углами90е к ним. Отсюда следует, что все звезды вместе с Солнцем движутсяперпендикулярно к направлению на центр Галактики. Это движение являетсяследствием общего вращения Галактики, скорость которого меняется с расстояниемот ее центра (дифференциальное вращение) .Это вращение имеет следующие особенности:1. Вращение происходит по часовой стрелке, если смотреть на Галактику состороны северного ее полюса, находящегося в созвездии Волос Вероники.2. Угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра. Однако этоубывание несколько медленнее чем если бы вращение звезд вокруг центра Галактикипроисходило по законам Кеплера.3. Линейная скорость вращения сначала возрастает по мере удаления от центра.Затем примерно на расстоянии Солнца она достигает наибольшего значения около 240км/сек, после чего очень медленно убывает.4. Солнце и звезды в его окрестности совершают полный оборот вокруг центраГалактики примерно за 200 миллионов лет. Этот промежуток времени называетсягалактическим годом.§ 167. Межзвездная пыльНа фотографиях звездного неба, особенно в областях Млечного Пути, можно заметитьсильную неоднородность распределения звезд, вызванную наличием темнойнепрозрачной материи.Замечательными примерами объектов такого типа являются темные туманности,известные под названием “Конской Головы” (рис. 227) и “Угольного Мешка”(последняя расположена рядом с двумя самыми яркими звездами созвездия ЮжногоКреста). Видимый угловой диаметр области неба, занимаемой “Угольным Мешком”,больше 3е. Этот объект очень близок к нам и находится на расстоянии около 150пс. Следовательно, истинные его размеры - около 8 пс. Из-за контраста сокружающими яркими областями Млечного Пути туманность кажется черным пятном. Втелескоп видны в ней слабые звезды, число которых примерно в три раза меньшеколичества звезд в соседних областях того же размера. Это значит, что “УгольныйМешок” поглощает свет далеких звезд, уменьшая общее количество света примерно втри раза. Такое поглощение соответствует оптической толщинеили ослаблению света, выраженному в звездных величинах (12.7)Множество облаков, подобных “Угольному Мешку”, образуют широкую темную полосувдоль средней линии Млечного Пути, начинающуюся от созвездия Лебедя и тянущуюсячерез созвездия Орла, Змеи, Стрельца и Скорпиона. Это - знаменитая Большаяразвилка Млечного Пути. Особенно большое количество темных облаков наблюдается вобласти центрального сгущения нашей Галактики, в созвездии Стрельца (стр. 228),вследствие чего этот крайне интересный объект Галактики особенно труднонаблюдать. Наличие в межзвездном пространстве вещества, поглощающего свет,подтверждается еще одним явлением, называемым межзвездным покраснением света.Оно состоит в том, что спектральный состав излучения многих звезд, особеннодалеких, оказывается не таким, как у звезд того же спектрального класса,например в окрестности Солнца. Разница заключается в недостатке излучения всиней части спектра, который приводит к кажущемуся его покраснению. В результатедля многих звезд, особенно вблизи Млечного Пути, нарушается установленная в §149зависимость между показателем цвета и спектральным классом.Для количественной характеристики этого явления вводится понятие избытка цветаСЕ или Е (color excess); так называется разность между наблюдаемым показателемцвета данного объекта и показателем цвета, соответствующим его спектральномуклассу.Изменение спектральной состава излучения вызывается тем же самым веществом,которое вызывает поглощение света. Последнее оказывается более сильным для синихлучей и менее сильным для красных.Количественные измерения этого поглощения, выполненные в различных участкахспектра, показывают, что в видимой области величина поглощения обратнопропорциональна длине волны излучения. Такое ослабление испытывает свет припрохождении через среду, состоящую из мелких твердых частиц (пылинок), если ихдиаметр порядка длины световой волны и в среднем составляет2 r = 0,8 мк,а поперечное сечениеВ условиях межзвездной среды твердые частицы, похожие на кристаллы льда, могутобразовываться в результате конденсации молекул подобно частицам дыма,возникающим из газообразных продуктов горения. Молекулярные соединения,существование которых следует из спектральных наблюдении играют важную роль вмежзвездной среде. Подробнее они будут рассмотрены в следующем параграфе.Плотность r образующихся таким путем пылинок должна быть немногим менееплотности льда, так что можно считать r " 0,5 г/см3. Учитывая приведенные вышеразмеры, получим, что масса отдельной частицы межзвездной пыли должна составлятьОказывается, что поглощение лучей определенного цвета, выраженное в звездныхвеличинах (обозначим его через Dm), пропорционально избытку цвета, т.е. Dm = g × CE.(12.8)Коэффициент пропорциональности у оказывается близким к 4, если поглощениеизмерять в фотографических звездных величинах и около 3, если его оценивать ввизуальных звездных величинах. Если бы межзвездного поглощения света не было,звезды казались бы “ярче” и вместо наблюдаемой звездной величины т мы наблюдалибы т` = т - Dm = т - g × СЕ.(12.9)В среднем для звезд в окрестности Солнца, находящихся на расстоянии в 1000 пс,избыток цвета около 0m,5. Согласно формуле (12.9) это означает, что видимоеизлучение этих звезд ослаблено примерно наDm = 1m ,5,т.е. раза в четыре. Следовательно, оптическая толщина слоя межзвездной среды в 1кпс в среднем составляетОбращаем внимание на то, что эта величина получается в среднем на основанииизмерений поглощения в различных направлениях. В отдельных местах поглощениеможет быть как меньше, так и значительно больше этой величины. Например, как мывидели, почти такое же ослабление света (на lm,2) дает только одна туманность“Угольный Мешок”, имеющая размер 8 пс. Отсюда следует, что в ней веществапримерно столько же, сколько и в среднем в межзвездном пространстве напротяжении 1000 пс, т.е. плотность поглощающего вещества в 100 с лишним разбольше.Оценим теперь количество отдельных пылинок, вызывающих межзвездное поглощениесвета. Предположим, что поглощающее действие частиц сводится к простомуэкранированию ими проходящего излучения. Тогда, учитывая физический смыслоп-тической толщины t , получим, что при t 1кпс = 1.4 поперечники всех частиц встолбе длиной 1000 пс и сечением 1 см2 в сумме составляют 1,7 см2. Посколькупоперечник каждой частицы в среднем равен 5×10 -9 см2, всего в этом столбенаходитсяОбъем этого столбаV = 103 пс × 1 см2 =3 ×1021 см3.Поэтому на каждую частицу приходится объем т.е. куб со стороной более 200 м. Обратная величина даетконцентрацию пылинок На самом деле частицы размером 10-4-10-5 см поглощают видимые лучисильнее, чем экранчики таких же размеров. Поэтому полученный результат завышенпримерно в два раза.Даже такое ничтожное содержание крошечных пылинок в межзвездном пространствезаставляет внести важную поправку в метод определения расстояний путем сравнениявидимой и абсолютной звездных величин. Действительно, чтобы получить верноезначение r, в формулу (11.6) следует подставить не т, а т`, в результате чегополучим lg r = l + 0,2 (m - M - g × CE).(12.10)Если, например, избыток цвета в фотографических лучах достигает целой звезднойвеличины, то без учета межзвездного поглощения расстояние окажется завышенным в8 раз!Для выяснения физической природы поглощающей материи мы воспользовались среднимзначением величины селективного поглощения света на единицу длины в окрестностиСолнца. Теперь рассмотрим, как меняется в различных направлениях полноепоглощение, т. е. какова величина и форма всего поглощающего слоя.Наиболее сильное поглощение - вблизи плоскости Галактики. Здесь оно очень велико(особенно в направлении на центр Галактики) и меняется в больших пределах. Помере удаления от плоскости Млечного Пути общая величина межзвездного поглощениябыстро падает за счет уменьшения толщины поглощающего слоя, расположенного налуче зрения. Уменьшение это оказывается примерно пропорциональным косинусу углаb между плоскостью Галактики и лучом зрения. В направлении, перпендикулярном кплоскости Галактики (полюс Галактики), полное поглощение видимого света (т.е. нена 1 кпс, а на всем протяжении слоя) составляет около 0m,4.Пропорциональность поглощения величине cos b означает, что поглощающий слой -плоский. Аналогичную зависимость мы получали при определении оптической толщиныземной атмосферы, предполагая ее слои плоскопараллельными (§ 118). Приведеннаятолько что величина поглощения в направлении, перпендикулярном к этой плоскости(0m,4), составляет 1/4 от среднего значения поглощения Dm на 1 кпс. Поэтому,предполагая пылевой слой однородным, получим, что его толщина составляет всеголишь околоТаким образом, пыль относится к плоской подсистеме Галактики, распределяясь впределах диска толщиной в несколько сотен парсеков. Внешний вид пылевыхтуманностей позволяет считать, что распределение пыли в этом диске должно иметьклочковатый характер.В некоторых случаях удается видеть часть пылевой туманности, освещеннуюкакой-либо близко находящейся яркой, но не слишком горячей звездой. Поперечникосвещенной области обычно меньше 1 пс. Но и в пределах таких небольших объемовраспределение пылевой материи оказывается очень неравномерным. Часто наблюдаютсяизогнутые тонкие волокна, обращенные выпуклостью в сторону от освещающей звезды,которую обычно легко удается найти, пользуясь тем обстоятельством, что спектрызвезды и туманности очень похожи. Последнее подтверждает, что свечениевызывается пылинками, отражающими излучение звезды, почему эти светлыетуманности и называются отражающими. Множество таких облаков (по 8-10 на каждые1000 пс) часто встречается в спиральных рукавах Галактики (см. §168) вместе сгазовыми туманностями, образуя так называемые газово-пылевые комплексы.Исследования изменения поглощения с расстоянием в каком-либо определенномнаправлении показывают, что пыль сосредоточена в отдельных облаках, каждое изкоторых в среднем имеет размер 5-10 пс и поглощает процентов 20 проходящегочерез него света. Это соответствует ослаблению на 0m, 25, что раз в шесть меньшесреднего ослабления света в окрестностях Солнца, рассчитанного на 1 кпс. Поэтомув отдельном облаке на луче зрения столько же вещества, сколько в среднемприходится на . При размерах облаков 5-10 пс это означает, что плотность пыли вотдельных облаках должна превышать среднюю в несколько десятков раз (как мывидели, в “Угольном Мешке” даже в 100 раз).Еще большей величины она достигает в маленьких (размером несколько десятых долейпарсека) плотных образованиях, называемых глобулами и часто наблюдаемых в видетемных круглых деталей на фоне светлых туманностей.Концентрация пыли в них в десятки и сотни раз больше, чем даже в самых плотныхпылевых облаках. Мы видим, что плотность отдельных областей межзвездной средысильно меняется, причем, как правило, она тем больше, чем меньше ее размеры.Поэтому возможно, что сжатие межзвездных облаков в плотные туманности в конечномсчете приводит к образованию звезд.Однако значительно более важную роль, чем пыль, в этом процессе играет газ,также присутствующий в диффузной межзвездной среде. Количество межзвездного газав среднем в 100 раз больше, чем пыли.§ 168. Межзвездный газГазовые туманности. Самая известная газовая туманность - в созвездии Ориона(рис. 229), протяженностью свыше 6 пс, заметная в безлунную ночь даженевооруженным глазом. Не менее красивы туманности Омега, Лагуна и Трехраздельнаяв созвездии Стрельца, Северная Америка и Пеликан в Лебеде, туманности в Плеядах,вблизи звезды h Киля, Розетка в созвездии Единорога и многие другие. Всегонасчитывают около 400 таких объектов. Естественно, что полное их число вГалактике значительно больше, но мы их не видим из-за сильного межзвездногопоглощения света.В спектрах газовых туманностей имеются яркие эмиссионные линии, что доказываетгазовую природу их свечения. У наиболее ярких туманностей прослеживается ислабый непрерывный спектр.Как правило, сильнее всех выделяются водородные линии Нa и Нb и знаменитыенебулярные линии с длинами волн 5007 и 4950 Å, возникающие при запрещенныхпереходах дважды ионизованного кислорода О III. До того, как эти линии удалосьотождествить, предполагалось, что их излучает гипотетический элемент небулий.Интенсивны также две близкие запрещенные линии однократно ионизованногокислорода О II с длинами волн около 3727 Å, линии азота и ряда других элементов.Внутри газовой туманности или непосредственно вблизи от нее почти всегда можнонайти горячую звезду спектрального класса О или В0, являющуюся причиной свечениявсей туманности. Эти горячие звезды обладают очень мощным ультрафиолетовымизлучением, ионизующим и заставляющим светиться окружающий газ точно так же, какэто имеет место в планетарных туманностях (см. § 152).Поглощенная атомом туманности энергия ультрафиолетового кванта звезды большейчастью идет на ионизацию атома. Остаток энергии расходуется на придание скоростисвободному электрону, т.е. в конечном счете превращается в тепло. В ионизованномгазе должны также происходить и обратные процессы рекомбинации с возвращениемэлектрона в связанное состояние. Однако чаще всего это реализуется черезпромежуточные энергетические уровни, так что в итоге вместо первоначальнопоглощенного жесткого ультрафиолетового кванта атомы туманности излучаютнесколько менее энергичных квантов видимых лучей (этот процесс называетсяфлуоресценцией). Таким образом, в туманности происходит как бы “дробление”ультрафиолетовых квантов звезды и переработка их в излучение, соответствующееспектральным линиям видимого спектра.Излучение в линиях водорода, ионизованного кислорода и азота, приводящее кохлаждению газа, уравновешивает поступление тепла через ионизацию. В итогетемпература туманности устанавливается на некотором определенном уровне порядка, что можно проверить по тепловому радиоизлучению газа.Количество квантов, излучаемых в какой-либо спектральной линии, в конечном счетепропорционально числу рекомбинаций, т.е. количеству столкновений электронов сионами. В сильно ионизованном газе концентрация и тех и других одинакова, т.е.Поскольку согласно (7.18) частота столкновений одной частицы пропорциональна п,общее число столкновений всех ионов с электронами в единице объемапропорционально произведению nine, т.е. Следовательно, общее число квантов,излучаемых туманностью, или ее яркость на небе - пропорциональна ,просуммированному вдоль луча зрения. Для однородной туманности протяженностью L,это дает . Произведение называется мерой эмиссии и является важнейшейхарактеристикой газовой туманности: ее значение легко получить изнепосредственных наблюдений яркости туманности. Вместе с тем мера эмиссиисвязана с основным физическим параметром туманности - плотностью газа.Таким образом, измеряя меру эмиссии газовых туманностей, можно оценитьконцентрацию частиц пе, которая оказывается порядка 10 2-10 3 см -3 и дажебольше для самых ярких из них.Как видно, концентрация частиц в газовых туманностях в миллионы раз меньше, чемв солнечной короне, и в миллиарды раз меньше, чем могут обеспечить лучшиесовременные вакуумные насосы.Необычайно сильная разреженность газа объясняет появление в его спектрезапрещенных линий, сравнимых по своей интенсивности с разрешенными. В обычномгазе возбужденные атомы не успевают излучить запрещенную линию потому, чтогораздо раньше, чем это произойдет, они столкнутся с другими частицами (в первуюочередь электронами) и отдадут им свою энергию возбуждения без излучения кванта.В газовых туманностях при температуре 104 еK средняя тепловая скоростьэлектронов достигает 500 км/сек и время между столкновениями, вычисленное поформуле (7.17) при концентрации ne = 102 см -3, оказывается 2×106 сек, т.е.немногим меньше месяца, что в миллионы раз превышает “время жизни” атома ввозбужденном состоянии для большинства запрещенных переходов.Зоны H I и Н II. Как мы только что видели, горячие звезды на больших расстоянияхвокруг себя ионизуют газ. Поскольку в основном это водород, ионизуют его главнымобразом лаймановские кванты с длиной волны короче 912 Å. Но в большом количествеих могут дать только звезды спектральных классов О и В0, у которых эффективныетемпературы Tэфф ³ 3×104 еK и максимум излучения расположен в ультрафиолетовойчасти спектра. Расчеты показывают, что эти звезды способны ионизовать газ сконцентрацией 1 атом в 1 см3 до расстояний нескольких десятков парсеков.Ионизованный газ прозрачен к ультрафиолетовому излучению, нейтральный, наоборот,жадно его поглощает. В результате окружающая горячую звезду область ионизации (воднородной среде это шар!) имеет очень резкую границу, дальше которой газостается нейтральным. Таким образом, газ в межзвездной среде может быть либополностью ионизован, либо нейтрален. Первые области называются зоны Н II, вторые- зоны H I. Горячих звезд сравнительно мало, а потому газовые туманностисоставляют ничтожную долю (около 5%) всей межзвездной среды.Нагрев областей Н I происходит за счет ионизующего действия космических лучей,рентгеновских квантов и суммарного фотонного излучения звезд. При этом в первуюочередь ионизуются атомы углерода. Излучение ионизованного углерода являетсяосновным механизмом охлаждения газа в зонах Н I. В результате должноустановиться равновесие между потерей энергии и ее поступлением, которое имеетместо при двух температурных режимах, осуществляющихся в зависимости от значенияплотности. Первый из них, когда температура устанавливается в несколько сотенградусов, реализуется в разово-пылевых облаках, где плотность относительновелика, второй - в пространстве между ними, в котором разреженный газнагревается до нескольких тысяч градусов. Области с промежуточными значениямиплотности оказываются неустойчивыми и первоначально однородный газ неизбежнодолжен разделиться на две фазы - сравнительно плотные облака и окружающую ихвесьма разреженную среду. Таким образом, тепловая неустойчивость являетсяважнейшей причиной “клочковатой” и облачной структуры межзвездной среды.Межзвездные линии поглощения. Существование холодного газа в пространстве междузвездами было доказано в самом начале XX в. немецким астрономом Гартманом,изучившим спектры двойных звезд, в которых спектральные линии, как отмечалось в§ 157, должны испытывать периодические смещения.Гартман обнаружил в спектрах некоторых звезд (особенно удаленных и горячих)стационарные (т.е. не изменявшие своей длины волны) линии H и К ионизованногокальция. Помимо того, что их длины волн не менялись, как у всех остальных линий,они отличались еще своей меньшей шириной. Вместе с тем, у достаточно горячихзвезд линии Н и К вообще отсутствуют. Все это говорит о том, что стационарныелинии возникают не в атмосфере звезды, а обусловлены поглощением газа впространстве между звездами. Впоследствии обнаружились межзвездные линиипоглощения и других атомов: нейтрального кальция, натрия, калия, железа, титана,а также некоторых молекулярных соединений. Однако наиболее полнымспектроскопическое исследование холодного межзвездного газа стало возможнымблагодаря внеатмосферным наблюдениям межзвездных линий поглощения в далекойультрафиолетовой части спектра, где сосредоточены резонансные линии важнейшиххимических элементов, в которых, очевидно, сильнее всего должен поглощать“холодный” газ.В частности, наблюдались резонансные линии водорода (La), углерода, азота,кислорода, магния, кремния и других атомов. По интенсивностям резонансных линийможно получить наиболее надежные данные о химическом составе. Оказалось, чтосостав межзвездного газа в общем близок к стандартному химическому составузвезд, хотя некоторые тяжелые элементы содержатся в нем в меньшем количестве.Исследование межзвездных линий поглощения с большой дисперсией позволяетзаметить, что чаще всего они распадаются на несколько отдельных узкихкомпонентов с различными доплеровскими смещениями, соответствующими в среднемлучевым скоростям ±10 км/сек. Это означает, что в зонах Н I газ сконцентрированв отдельных облаках, размеры и расположение которых в точности соответствуютпылевым облакам, рассмотренным в конце предыдущего параграфа. Отличие лишь втом, что газа по массе в среднем раз в 100 больше. Следовательно, газ и пыль вмежзвездной среде концентрируются в одних и тех же местах, хотя относительная ихплотность может сильно меняться при переходе от одной области к другой.Наряду с отдельными облаками, состоящими из ионизованного или нейтрального газа,в Галактике наблюдаются значительно большие по своим размерам, массе и плотностиобласти холодного межзвездного вещества, называемые газово-пылевыми комплексами.Самым близким к нам из них является известный комплекс в Орионе, включающий всебя наряду с многими замечательными объектами знаменитую туманность Ориона. Втаких областях, отличающихся сложной и весьма неоднородной структурой,происходит исключительно важный для космогонии процесс звездообразования.Монохроматическое излучение нейтрального водорода. Межзвездные линии поглощенияв какой-то степени дают лишь косвенный способ выяснить свойства областей Н I. Вовсяком случае, это может быть сделано только в направлении на горячие звезды.Наиболее полную картину распределения нейтрального водорода в Галактике возможносоставить только на основании собственного излучения водорода. К счастью, такаявозможность имеется в радиоастрономии благодаря существованию спектральной линииизлучения нейтрального водорода на волне 21 см.Общее количество атомов водорода, излучающих линию 21 см, настолько велико, чтолежащий в плоскости Галактики слой оказывается существенно непрозрачным крадиоизлучению 21 см на протяжении всего лишь 1 кпс. Поэтому если бы весьнейтральный водород, находящийся в Галактике, был неподвижен, мы не могли бынаблюдать его дальше расстояния, составляющего около 3% размеров Галактики. Вдействительности это имеет место, к счастью, только в направлениях на центр иантицентр Галактики, в которых, как мы видели в § 167, нет относительныхдвижений вдоль луча зрения. Однако во всех остальных направлениях из-загалактического вращения имеется возрастающая с расстоянием разность лучевыхскоростей различных объектов. Поэтому можно считать, что каждая областьГалактики, характеризующаяся определенным значением лучевой скорости, вследствиедоплеровского смещения излучает как бы “свою” линию с длиной волны не 21 см, ачуть больше или меньше, в зависимости от направления лучевой скорости. У объемовгаза, расположенных ближе, это смешение иное, и потому они не препятствуютнаблюдениям более далеких областей. Профиль каждой такой линии даетпредставление о плотности газа на расстоянии, соответствующем данной величинеэффекта дифференциального вращения Галактики. На рис. 230 изображено полученноетаким путем распределение нейтрального водорода в Галактике. Из рисунка видно,что нейтральный водород распределен в Галактике неравномерно. Намечаютсяувеличения плотности на определенных расстояниях от центра, которые,по-видимому, являются элементами спиральной структуры Галактики, подтверждаемойраспределением горячих звезд и диффузных туманностей.На основании поляризации света, обнаруженной у далеких звезд, есть основанияполагать, что вдоль спиральных рукавов направлены силовые линии основной частимагнитного поля. Галактики, о котором речь еще будет идти в связи с космическимилучами. Влиянием этого поля можно объяснить тот факт, что большинство каксветлых, так и темных туманностей вытянуто вдоль спиральных ветвей, самовозникновение которых должно быть как-то связано с магнитным полем.Межзвездные молекулы. Некоторые межзвездные линии поглощения были отождествленысо спектрами молекул. Однако в оптическом диапазоне они представлены толькосоединениями СН, СН+ и CN. Существенно новый этап в изучении межзвездной средыначался в 1963 г., когда в диапазоне длин волн 18 см удалось зарегистрироватьрадиолинии поглощения гидроксила, предсказанные еще в 1953 г. В начале 70-хгодов в спектре радиоизлучения межзвездной среды были обнаружены. линии ещенескольких десятков молекул, а в 1973 г. на специальном ИСЗ “Коперник” быласфотографирована резонансная линия межзвездной молекулы Н2 с длиной волны 1092Å. Оказалось, что молекулярный водород составляет весьма заметную долюмежзвездной среды. На основании молекулярных, спектров проведен детальный анализусловий в “холодных” облаках Н I, уточнены процессы, определяющие их тепловоеравновесие, и получены данные о двух тепловых режимах, приведенные выше.Детальное исследование спектров межзвездных молекулярных соединений СН, СН+, CN,Н2, СО, ОН, CS, SiO, SO и других позволило выявить существование нового элементаструктуры межзвездной среды - молекулярных, облаков, в которых. сосредоточеназначительная часть межзвездного вещества. Температура газа в таких облаках можетсоставлять от 5 до 50 еК, а концентрация молекул достигать нескольких тысячмолекул в 1 см -3, а иногда и существенно больше.Космические мазеры. В радиоспектре некоторых газово-пылевых облаков вместо линийпоглощения гидроксила совершенно неожиданно обнаружились... линии излучения. Этоизлучение отличается рядом важных особенностей. Прежде всего, относительнаяинтенсивность всех четырех радиолиний излучения гидроксила оказалась аномальной,т.е. не соответствующей температуре газа, а излучение в них очень сильнополяризованным (иногда до 100%). Сами линии чрезвычайно узки. Это означает, чтоони не могут излучаться обычными атомами, совершающими тепловое движение. Сдругой стороны, оказалось, что источники гидроксильной эмиссии обладаютнастолько малыми размерами (десятки астрономических единиц!), что для получениянаблюдаемого от них потока излучения необходимо приписать им чудовищную яркость- такую, как у тела, нагретого до температуры 1014-1015 еK! Ясно, что ни окаком тепловом механизме возникновения таких мощностей не может быть и речи.Вскоре после обнаружения эмиссии ОН был открыт новый тип исключительно ярких“сверхкомпактных” источников, излучающих радиолинию водяных паров с длиной волны1,35 см.Вывод о необычайной компактности источников эмиссии ОН получаетсянепосредственно из наблюдений их угловых размеров. Современные методырадиоастрономии позволяют определять угловые размеры точечных источников сразрешающей силой в тысячи раз лучшей, чем у оптических телескопов. Для этогоиспользуются синхронно работающие антенны (интерферометр), расположенные вразличных частях земного шара (межконтинентальные интерферометры). С их помощьюнайдено, что угловые размеры многих компактных источников менее 3×10-4 секундыдуги!Важной особенностью излучения компактных источников является его переменность,особенно сильная в случае эмиссии Н2О. За несколько недель и даже дней профильлиний совсем меняется. Порой существенные вариации происходят за 5 минут, чтовозможно только в том случае, если размеры источников не превышают расстояния,которое свет проходит за это время (иначе флуктуации статистически будуткомпенсированы). Таким образом, размеры областей, излучающих линии Н2О, могутбыть порядка 1 а.e.!Как показывают наблюдения, в одной и той же области с размерами в несколькодесятых долей парсека может находиться множество источников, часть из которыхизлучает только линии ОН, а часть - только линии H2O.Единственным известным пока в физике механизмом излучения, способным датьогромную мощность в пределах исключительно узкого интервала спектра, являетсякогерентное (т.е. одинаковое по фазе и направлению) излучение квантовыхгенераторов, которые в оптическом диапазоне принято называть лазерами, а врадиодиапазоне - мазерами. Компактные источники эмиссии ОН и Н2О, скорее всего,гигантские естественные космические мазеры.Имеются все основания полагать, что космические мазеры связаны с областями, гдебуквально на наших глазах происходит процесс звездообразования. Они чаще всеговстречаются в зонах Н II, где уже возникли молодые массивные и очень горячиезвезды спектральных классов О и В. Во многих случаях они совпадают с весьмакомпактными, богатыми пылью, а потому весьма непрозрачными особыми зонами Н II,которые обнаруживаются только благодаря их тепловому радиоизлучению. Размерыэтих зон порядка 0,1 пс, а плотность вещества в сотни раз больше, чем в обычныхмежзвездных облаках. Причиной их ионизации, очевидно, является ненаблюдаемаягорячая звезда, окруженная плотным непрозрачным облаком. Иногда эти объектынаблюдаются в виде точечных источников инфракрасного излучения. Они заведомодолжны быть исключительно молодыми образованиями с возрастом порядка десятковтысяч лет. За большее время окружающая только что возникшую горячую звездуплотная газово-пылевая среда должна расширяться под действием светового давлениягорячей звезды, которая тем самым окажется видимой. Такие звезды, окруженныерасширяющейся плотной оболочкой, получили образное название “звезды-коконы”. Вэтих весьма специфичных, но тем не менее естественных условиях, по-видимому, иреализуется мазерный эффект.§ 169. Космические лучи, галактическая корона и магнитное поле ГалактикиДиффузная среда, которую мы рассмотрели в предыдущих параграфах, состоит главнымобразом из газа, образующего плоскую подсистему в Галактике. Возникает вопрос,какова природа межзвездной среды на больших расстояниях от плоскости Галактики?О том, что там может иметься газ, пусть даже очень разреженный, можно судитьхотя бы на том основании, что сбрасывающие с себя газовые оболочки планетарныетуманности встречаются на значительных расстояниях от галактической плоскости.Наиболее важные результаты о природе межзвездной среды в этой области Галактикиполучаются на основании изучения космических лучей, представляющих собой весьмаэнергичные элементарные частицы и атомные ядра, движущиеся с огромнымискоростями, близкими к скорости света. Энергии этих частиц поистине колоссальны(сотни миллиардов электрон-вольт!). Проходя через земную атмосферу, космическиелучи сталкиваются с молекулами воздуха и порождают много новых энергичных частиц(вторичные космические лучи).По химическому составу первичные космические лучи отличаются от веществабольшинства звезд относительно большим содержанием некоторых элементов (табл.13), особенно лития, бериллия и бора, которые практически отсутствуют в космосе,так как легко “выгорают” в звездах из-за ядерных реакций. Содержание вкосмических лучах наиболее тяжелых элементов, таких как Са, Fe, Ni, превышаетсреднее содержание их в космосе в несколько десятков раз.ТАБЛИЦА 13Содержание химических элементов в космических лучахи в среднем во Вселенной (относительное число атомов)Аномально высокое содержание лития, бериллия и бора в космических лучахобъясняется расщеплением более тяжелых ядер из-за столкновений с ядрами атомовмежзвездного газа (в основном с протонами и альфа-частицами). Эти столкновенияувеличивают относительное количество легких ядер и уменьшают содержание тяжелыхэлементов (особенно железа). Для того чтобы в потоке космических лучейобразовалось наблюдаемое количество Li, Be и В, необходимо, чтобы они прошлислой вещества, содержащий не менее 3 г/см2. Поскольку кос-мические лучи обладаютизотропией, в отличие от распределе-ния горячих звезд и межзвездной среды, дляоценки величины пройденного ими пути необходимо принять плотность межзвезднойсреды, усредненную по всему сферическому объему с диаметром, равным поперечникудиска Галактики. Такое среднее значение плотности составляет около 10-26 г/см3или 0,01 атома водорода в 1 см3.Цилиндр сечением в 1 см2, заполненный газом такой плотности и содержащий 3 гвещества, имеет высотучто в тысячи раз превышает размеры Галактики.Как мы увидим в следующей главе, некоторые источники космических лучей могутнаходиться далеко за пределами Галактики. Однако мощность известных из нихнедостаточна для объяснения наблюдаемого количества космических лучей.Следовательно, необходимо принять, что космические лучи проделывают огромныйпуть внутри нашей Галактики, постоянно меняя свое направление. Причиной,способной изменить направление траектории заряженной частицы, движущейся соскоростью, близкой к скорости света, является магнитное поло, которое, как намуже известно, беспрепятственно позволяет двигаться заряженным частицам вдольсиловых линий, не пропуская их, однако, в поперечном направлении.В общем случае движение заряженной частицы происходит по спирали вокруг силовыхлиний магнитного поля. Для типичной частицы космических лучей, движущейся вмагнитном поле напряженностью 10-6 э, радиус витка такой спирали составляетоколо стотысячной доли парсека (3×1013 см), или две астрономические единицы, чтоничтожно мало по сравнению с размерами Галактики.Поскольку силовые линии магнитного поля Галактики должны замыкаться в ней,космическим лучам трудно уйти из Галактики. Для “удержания” космических лучейнапряженность поля должна быть не менее 10-6-10-5 э.Имеется еще одно свидетельство существования магнитного поля в Галактике, аименно поляризация света удаленных звезд. Точные измерения показали, чтоизлучение многих звезд, наблюдаемых в больших областях на небе, одинаковополяризовано, причем плоскость поляризации плавно изменяет свое направление впределах всей области. Характер и величина (~10%) поляризации говорят о том, чтомежзвездное поглощение, которое испытывает свет далеких звезд, вызываетсяудлиненными частицами (пылинками), одинаково ориентированными в больших областяхГалактики. Естественно предположить, что подобной ориентирующей силой являетсямагнитное поле.Изотропия космических лучей, т.е. тот факт, что нельзя “видеть” испускающие ихисточники, свидетельствует о сильной “запутанности” силовых линий межзвездногомагнитного поля, вследствие чего движение космических лучей в них сходно сявлением диффузии газов.Среднее время, за которое одна частица проходит свой сложный путь от источникадо Земли, получится, если найденное выше значение пути (1027 см) поделить наскорость, близкую к световой, т.е. 3×1010 см/сек. Тогда получим, что это времяпорядка 3×1016 сек, т.е. составляет миллиарды лет. Зная время, в течениекоторого существуют наблюдаемые космические лучи, легко рассчитать необходимуюмощность их источников.Принимая концентрацию космических лучей 10-11 см -3, а среднюю их энергию 1010эв " 10-2 эрг, получим, что плотность энергии космических лучей равна 10-11 см-3×10-2 эрг = 10-13 эрг/см3. Объем сферы с поперечником, равным диаметруГалактики (30 кпс = 1023 см), составляет V = 5×1068 см3. Поэтому полная энергиякосмических лучей в Галактике порядка 10-13 эрг/см3× 5×1068 см3 = 5×1055 эрг. Завремя 3×1016 сек такое количество энергии возникает, если мощность источниковравнаВ Галактике имеется лишь один источник сравнимой мощности - это сверхновыезвезды. По-видимому, взрывы сверхновых приводят к образованию быстрых электронови космических лучей, которые по мере рассасывания оболочки сверхновой вливаютсяв общий поток галактических космических лучей.Космические лучи нагревают разреженный газ (вплоть до больших расстояний отплоскости Галактики) до температуры в несколько миллионов градусов, подобно томукак волны, возникающие в конвективной зоне на Солнце, нагревают солнечнуюхромосферу и корону (см. § 123). Этот горячий разреженный газ, образующийобширное гало (см. рис. 220), относится к сфероидальной подсистеме Галактики иназывается галактической короной.Существование релятивистских электронов с огромными скоростями и энергиямиподтверждается радионаблюдениями. На метровых и более длинных волнахинтенсивность космического радиоизлучения такая же, как если бы газ был нагретдо температуры в сотни тысяч и миллионы градусов. Это излучение распределено понебу не так, как радиоизлучение ионизованного водорода, которое, как мы видели,имеет тепловую природу и сильно возрастает по мере приближения к галактическойплоскости. На метровых волнах радиоизлучение значительно медленнее ослабевает судалением от Млечного Пути и несколько усиливается к галактическому центру. Этоговорит о том, что на длинных волнах космическое радиоизлучение имеет инуюприроду.Спектр этого радиоизлучения сильно похож на спектр некоторых дискретныхисточников, в частности, туманностей, образовавшихся в результате вспышексверхновых звезд. Природа радиоизлучения последних рассматривалась в § 159 иобъяснялась излучением релятивистских электронов в магнитных полях. Как мытолько что видели, частицы космических лучей совершают движение вокруг силовыхлиний магнитного поля Галактики и образуют в ней сферическую подсистему.Очевидно, что разреженный газ этой короны помимо космических лучей содержит ирелятивистские электроны, небольшое количество которых, около 1%, былообнаружено в составе первичных космических лучей.Излучение этих электронов, возникающее при их торможении в галактическихмагнитных полях, регистрируется радиотелескопами, принимающими длинные волны. Вотличие от теплового излучения межзвездного газа, излучение галактической короныназывается нетепловым. К нему следует отнести вызываемое теми же причинамиизлучение остатков вспышек сверхновых звезд.§ 170. Общая структура ГалактикиИтак, наша Галактика представляет собой огромное плоское образование сцентральным утолщением, имеющее поперечник около 30 тыс. пс и состоящее иззвезд, разреженного газа, космических лучей и пыли. Мы находимся почти вплоскости ее симметрии на расстоянии примерно 2/3 радиуса от центра. Теперьподведем итоги свойствам Галактики, рассмотренным в предыдущих параграфах, сцелью получить более общие представления о ее структуре.Нам уже приходилось упоминать о важнейших элементах структуры Галактики,которыми являются ее центральное сгущение, спиральные рукава, или ветви, и диск.Центральное сгущение занимает внутреннюю область Галактики и большей частьюскрыто от нас темной непрозрачной материей. Лучше всего видна южная его половинав виде яркого звездного облака в созвездии Стрельца. В инфракрасных лучах,значительно слабее поглощаемых межзвездной пылью, удается наблюдать и вторую,северную его половину. Разделяющая их мощная полоса пылевой материи непрозрачнадаже для инфракрасных лучей. Центральное сгущение занимает на небе область 28е ´18е, что соответствует линейным размерам 4,8 ´ 3,1 кпс.Млечный Путь в направлении на центр Галактики поразительно похож на спиральнуюзвездную систему NGC891, видимую с ребра (рис. 231) . Учитывая размерыцентрального сгущения, нашу Галактику можно отнести к спиралям промежуточноготипа Sb (см. гл. XIII).В центральном сгущении туманности Андромеды (см. § 161 и рис. 219) обнаруженоогромное быстро вращающееся образование типа шарового скопления. По-видимому,подобный объект имеется и в центральном сгущении нашей Галактики, гдеинфракрасными приемниками излучения обнаружено эллиптическое образованиеразмером около 10 пс. Скорее всего, это весьма компактное скопление, содержащеемиллионы звезд, окруженное мощным облаком газово-пылевой материи, сильнопоглощающей ультрафиолетовое и видимое излучение И доступное наблюдениямтолько в инфракрасной области спектра. Не исключено, что здесь мы имеем дело собъектом необычной и неизвестной еще природы.На расстоянии 3 кпс от центра Галактики методами радиоастрономии обнаруженводородный рукав, расширяющийся в направлении от центра со скоростью около 50км/сек. Дальше от центрального сгущения распределение межзвездного водорода,получаемое на основании радионаблюдений (см. рис. 230), оказывается весьмасложным и непохожим на спиральную структуру, выявляемую по распределению горячихзвезд. В целом, нейтральный водород в Галактике образует широкое кольцо.В той части Галактики, где находится Солнце, имеется несколько спиральныхрукавов, вдоль которых располагаются скопления молодых звезд и облакамежзвездного газа и пыли (рис. 232). Горячие звезды, которые наблюдаются всозвездии Ориона, образуют так называемый Орионов рукав, на краю которогонаходится и наше Солнце. Выявлены еще два рукава - Персеев рукав (дальше отцентра Галактики) и рукав Стрельца - ближе к центру.Возможно, что эти рукава - различные ответвления от одной и той же спирали.Однако не исключено, что наша Галактика имеет несколько спиральных ветвей,связанных с центральным сгущением.Описанные представления об общей структуре Галактики большей частью сложились впоследние годы и во многом имеют предварительный характер. Предстоит ещевыяснить многие важные проблемы структуры Галактики.§ 171. Классификация галактик и их спектрыВ темную безлунную ночь в созвездии Андромеды можно различить даже невооруженнымглазом слабое туманное пятнышко, называемое туманностью Андромеды. Нафотографиях, полученных при помощи телескопа, оно оказывается большой звезднойсистемой, имеющей спиральную структуру и, как уже упоминалось, во многом сходнойс нашей Галактикой (см. рис. 219). На южном небе значительно заметнее две другиеближайшие к нам звездные системы - Большое и Малое Магеллановы Облака (рис. 233и 234). При помощи телескопов сфотографировано очень много подобных объектов. Ихназывают внегалактическими туманностями или галактиками.Обычно галактики обозначаются сокращенным названием каталога и номера, подкоторым они в нем зарегистрированы. Например, туманность Андромеды в каталогеМессье стоит под ? 31, а в "Новом общем каталоге" Дрейера - под ? 224 (см. §93). Поэтому она обозначается М 31 или NGC 224.Строение галактик изучают по их фотографиям. Несмотря на многообразие форм,основные элементы структуры галактик такие же, как и у нашей звездной системы.Большинство из них в центре имеет более яркое уплотнение - центральное сгущение,в то время как внешние части во многих случаях имеют спиральное строение, иногдаедва заметное, а иногда и ярко выраженное. По внешнему виду галактики делятся наэллиптические, спиральные, неправильные и пекулярные.Эллиптические галактики (Е) имеют форму эллипсоидов без резких границ (рис.235). Яркость плавно увеличивается от периферии к центру, а внутренняяструктура, как правило, отсутствует.Спиральные галактики (S) - наиболее многочисленны. К ним принадлежит болееполовины наблюдаемых галактик. Типичными представителями являются наша Галактикаи туманность Андромеды. В отличие от эллиптических галактик, в них наблюдаетсяструктура в виде характерных спиральных ветвей.Различаются два типа спиралей. У одних, подобных нашей Галактике и обозначаемыхSA или S, спиральные ветви выходят непосредственно из центрального уплотнения(рис. 236). У других (рис. 237) они начинаются у концов продолговатогообразования, в центре которого находится овальное уплотнение. Создаетсявпечатление, что две спиральные ветви соединены перемычкой, почему такиегалактики и называются пересеченными спиралями; они обозначаются символом SB.Рис. 235. Эллиптическая галактика NGC 205 - спутник туманности Андромеды.Спиральные галактики различаются степенью развитости своей спиральной структуры,что в классификации отмечается добавлением к символам S (или SA) и SB букв а, b,с. Например, обозначение Sa характеризует галактику с мало развитой или тольконамечающейся спиральной структурой. У систем Sb ветви уже хорошо заметны, как иу туманности Андромеды, а спирали Sc отличаются наличием клочковатых спиральныхветвей, отходящих от сравнительно небольшого центрального уплотнения. Какправило, чем сильнее развита спиральная структура, тем размеры центральногоуплотнения оказываются меньшими.Особенно хорошо спиральная структура может быть изучена, если плоскость, вкоторой расположена спираль, перпендикулярна лучу зрения (см. рис. 236). Когдаже луч зрения лежит в этой плоскости, спиральная структура не видна, но хорошозаметно, что галактика является плоским образованием, напоминающим чечевицу сутолщением в центральной части (см. рис. 231). Вдоль средней линии такойчечевицы тянется полоса поглощающей свет материи, которая у спиралей, как и внашей Галактике, сильно концентрируется к основной плоскости.Спиральные ветви галактик являются областями преимущественногозвездообразования. Об этом свидетельствует наличие в них молодых горячих звезд,на больших расстояниях вокруг себя ионизующих водород.Неправильные галактики (I). Примером галактик этого типа являются МагеллановыОблака (см. рис. 233 и 234), хотя в одном из них были обнаружены следыспиральной структуры. Неправильные галактики характеризуются отсутствиемцентральных уплотнений и симметричной структуры, а также низкой светимостью иотносительно высоким содержанием нейтрального водорода,Пекулярные галактики. Так называются галактики, которые обладают теми или инымиособенностями, не позволяющими отнести их ни к одному из перечисленных вышеклассов.Спектры галактик. Внегалактические туманности имеют спектры с линиямипоглощения, напоминающие спектры звезд, чаще всего спектральных классов A, F илиG, на которые иногда накладываются эмиссионные линии, характерные для свечениягазовых туманностей. Это доказывает, что внегалактические туманностипредставляют собой системы, состоящие из звезд и диффузной материи.Неправильные галактики по спектру, как правило, напоминают звезды спектральныхклассов А и F, спиральные - F и G, а эллиптические - G и К. Это означает, что вспиральных и неправильных галактиках содержится относительно много молодыхгорячих звезд ранних спектральных классов, в то время как эллиптическиегалактики состоят из старых звезд поздних спектральных классов, подобносферической подсистеме нашей Галактики.По цвету излучения также можно судить о спектральных классах, к которымпринадлежит большинство звезд галактики. Для галактик, а когда это возможно, идля отдельных их частей, находят показатели цвета теми же методами, что и длязвезд. Однако при этом следует учитывать красное смещение (см. ниже), а такжепокраснение, вызванное поглощением света в них и в нашей Галактике.Большой интерес представляют взаимодействующие галактики, состоящие из двух иболее (до 8) звездных систем - компонентов. Компоненты соединены между собойполосами светлой материи (рис. 238) или оказываются погруженными в облакозвезд, создающих вокруг них как бы туман.Рис. 238. Взаимодействующие галактики VV21.В большинстве случаев особенности взаимодействующих галактик удается объяснитьгравитационными приливными воздействиями со стороны членов системы.§ 172. Определение расстояний до галактикСуществует несколько способов определения расстояний до галактик. Легче всегоэто можно сделать, если в галактике наблюдаются хорошо изученные объекты,светимость которых мы знаем. Так, например, светимость цефеид известна посоотношению период - светимость. У новых звезд абсолютная звездная величина вмаксимуме около -8m,5, а у шаровых скоплений в среднем -8m. В этих случаях дляопределения расстояний достаточно найти видимую звездную величину такого объектаи вычислить модуль расстояния, не забывая при этом учитывать влияниемежзвездного поглощения света.О расстояниях до удаленных галактик, в которых перечисленные объекты не видны,судят по их видимым угловым размерам или по видимой звездной величине. Для этогонеобходимо, очевидно, знать размеры или светимости галактик данного типа.Наконец, еще один способ основан на определении величины красного смещения. Этоявление заключается в том, что все спектральные линии в спектрах далекихгалактик оказываются смещенными к красному концу. Как мы увидим в последнемпараграфе настоящей главы, это смещение линий нужно интерпретировать какувеличение средних расстояний между галактиками во Вселенной. В результате намкажется, что галактики как бы убегают от нас. Из наблюдений следует, чтоскорость удаления галактик от нас Vr , соответствующая красному смещению Dl ,увеличивается с расстоянием, так что между lg Vr и видимой звездной величинойгалактик одинаковой светимости обнаруживается линейная зависимость. Она показанана рис. 239, на котором каждая точка соответствует среднему значению видимойзвездной величины нескольких наиболее ярких галактик, принадлежащихсоответствующему скоплению галактик (см. § 175). Средние светимости наиболееярких членов скоплений значительно меньше должны различаться между собою, чемсветимости отдельных галактик вообще, для которых разброс точек получился бызначительно больше, чем на рис. 240.Вместе с тем одинаковая светимость объектов соответствует одинаковой величине Мв формуле (11.5), из которой в этом случае следует линейная зависимость между ти lg r. Поэтому линейная зависимость между т и означает также линейноесоотношение между скоростью удаления и расстоянием, т.е. (13.1)В этой формуле расстояние r выражено в мегапарсеках (Мпс), а число Н -постоянная Хаббла, играющая важную роль в космологии, о которой речь пойдет в §181. Наиболее надежное значение постоянной Хаббла, полученное в последнее время,составляет 55 км/сек× Мпс. Если для некоторой галактики известно ее красноесмещение, то по формуле (13.1) легко определить расстояние до нее. Заметим,однако, что при эта формула перестает быть верной и требуется использоватьболее сложное выражение. Наиболее удаленные известные в настоящее времягалактики находятся на расстояниях в несколько миллиардов парсеков.§ 173. Физические свойства галактикГалактики, даже одного и того же типа, могут сильно различаться по своимразмерам, светимостям, массам и другим характеристикам.Линейные размеры внегалактических туманностей с известными расстояниямиполучаются непосредственно на основании видимого углового их размера. Посколькуу большинства галактик нет резких границ и звездная плотность постепенно убываетс расстоянием от центра, результат определения видимых их размеров зависит оттого, до какой предельной поверхностной яркости они наблюдаются. В наиболеекрупных спиральных и эллиптических галактиках звезды наблюдаются на расстояниях15-20 кпс от центра. Встречаются, однако, и карликовые системы, размеры которыхна порядок меньше.Знание расстояния r позволяет по формуле (11.5) найти светимость галактики, еслиизмерена ее видимая звездная величина т.Наиболее крупные галактики имеют фотографическую абсолютную звездную величинуMpg = -21m, для галактик типа Е и S в среднем Mpg = -19m,3, что соответствуетсветимости десятка миллиардов солнц. Неправильные галактики раз в 100 слабее.Вращение галактик. Сравнивая смещение спектральных линий в различных частяходной и той же внегалактической туманности или измеряя расширение линий во всемее спектре, можно обнаружить, что галактики вращаются. Периоды вращения внешнихчастей галактик оказываются порядка 108 лет. Центральные части галактик, какправило, вращаются с одной угловой скоростью, т.е. как твердые тела. Направлениевращения спиральных галактик происходит, по-видимому, в сторону закручиванияспиральных ветвей.Массы галактик определяются на основании скоростей вращения внешних их частей.Для грубой оценки массы предполагается, что это вращение происходит по законуКеплера. Если линейную скорость вращения обозначить через V, то, приравниваяцентростремительное и гравитационное ускорения, получим, что масса галактикиравна (13.2)Если известна зависимость скорости вращения от расстояния до центра, то, впринципе, удается вычислить распределение масс в галактике.Массы двойных галактик оцениваются тем же методом, что и массы двойных звезд,т.е. по скоростям их относительных. движений, которые можно определить подоплеровским смещениям спектральных линий.Как и для звезд, для галактик имеется определенная зависимость между массой исветимостью, которая также может быть использована для определения масс. Успиральных и неправильных галактик отношение массы к светимости, выраженное всолнечных единицах, колеблется от 1 до 10. Для эллиптических галактик этоотношение составляет несколько десятков. Следовательно, основная доля массы вгалактиках приходится на звезды поздних спектральных классов, для которыхотношение массы к светимости больше единицы.Массы большинства наблюдаемых галактик заключены в пределах 109-1012 массСолнца. Если исключить карликовые системы, то среднее значение масс оказываетсяравным 1011 масс Солнца или 2×1044 г.В табл. 14 приведены рассмотренные выше основные физические характеристики длянекоторых наиболее интересных галактик.Центральные сгущения галактик. Весьма важной и сравнительно мало еще изученнойчастью галактик являются их центральные сгущения, иногда называемые ядрами,которые содержат в себе незначительную долю массы всей галактики и состоят иззвезд, напоминающих звезды сферической составляющей нашей Галактики. В спектрахцентральных сгущений спиральных галактик наряду с линиями поглощения наблюдаютсяэмиссионные линии газовых туманностей. Часто эти линии оказываются весьмаширокими, что говорит о наличии в самом центре галактики объекта или объектов,возможно незвездной природы, обладающих громадными запасами энергии. Расширениеспектральных линий определяется скоростями, с которыми происходит выброс газа,сопровождающий это выделение энергии. На основании характера и скоростей этихдвижений, а также светимости ядер галактик говорят об их активности. У галактик,подобных нашей, ядра имеют сравнительно небольшую активность. Это означает, чтоиз их центра происходит относительно медленное истечение газа со скоростью вдесятки километров в секунду.В центральных областях так называемых сейфертовских галактик наблюдаютсядвижения газа и отдельных облаков со скоростями в сотни и тысячи километров всекунду (вплоть до 8500 км/сек). Такие скорости достаточны для того, чтобы газсовсем покинул галактику. В ряду случаев наблюдаются сгустки вещества,выброшенного из галактик.Исключительно велика светимость центральных сгущений этих объектов. На их долюприходится несколько десятков процентов общей светимости сейфертовских галактик,причем добрую половину составляет излучение в спектральных линиях.Известны галактики, из внутренних областей которых происходят выбросы вещества.На рис. 240 изображен пример такой галактики - М 82. Волокна газовой материивидны до расстояний 3 кпс от центрального сгущения, из которого, по-видимому,этот газ был выброшен несколько миллионов лет назад. Скорость разлетающихсягазовых волокон, по-видимому, достигает 1000 км/сек, а их суммарная массасоставляет около 5×106 солнечных масс. Здесь явно наблюдается результат взрыва,сообщившего газу кинетическую энергию, превышающую 1055 эрг.Активные ядра галактик часто отличаются усилением мощности инфракрасного ирентгеновского излучений. У сейфертовских галактик мощность рентгеновскогоизлучения составляет 1042 эрг/ сек, что превышает мощность излучения всейгалактики в видимой области спектра.Радиогалактики. Радиоволны в той или иной степени излучают все галактики. Однакоу большинства обычных галактик на радиоизлучение приходится лишь ничтожная долявсей их мощности, в то время как поток радиоволн от некоторых галактикоказывается сравнимым с мощностью их оптического излучения. Такие галактикиназываются радиогалактиками. Мощность их радиоизлучения часто в тысячи и десяткитысяч раз больше, чем у обычных галактик.Примером очень мощной радиогалактики может служить галактика, связанная с однимиз источников радиоизлучения в созвездии Лебедя, называемым Лебедь-А. Междудвумя его компонентами находится слабая галактика 18m, пересеченная широкойтемной полосой (возможно, две галактики).Расстояние до источника Лебедь-А составляет 170 Мпс. Мощность его радиоизлученияв шесть раз превышает мощность оптического излучения, больше половины которогоприходится на эмиссионные линии. Имеется также несколько десятков другихрадиогалактик, которые удалось отождествить с оптическими объектами -гигантскими, чаще всего эллиптическими галактиками (с абсолютной фотографическойвеличиной -20m ¸ -22m).Область, откуда приходит радиоизлучение, чаще всего значительно превышаетразмеры галактик в оптических лучах. Очень часто источники радиоизлучениявыглядят двойными, причем максимумы яркости располагаются по обе стороны отсвязанной с ними галактики. Это говорит в пользу того, что источникамирадиоизлучения являются два облака быстрых частиц, возникшие в результатевзрыва, подобного тем, которые наблюдаются во взрывающихся галактиках. Энергиятакого взрыва может достигать 1060 эрг, что в десятки миллиардов раз больше, чемэнергия вспышки сверхновой звезды. Частицами, излучающими радиоволны, являютсярелятивистские электроны, движение которых тормозится магнитными полями.Вследствие торможения интенсивность излучения уменьшается со временем, Причемособенно сильно для больших частот (более коротких волн). Область спектра, гденачинается резкое уменьшение интенсивности, зависит от того, сколько времени ужедлилось высвечивание электронов, т.е. как давно произошел взрыв. Оказалось, чтовозраст многих источников всего лишь несколько миллионов лет, если считать, чтопосле взрыва релятивистские электроны больше не возникают.§ 174. КвазарыВ 1963 г. некоторые источники радиоизлучения с угловыми размерами в 1" илименьше были отождествлены со звездообразными объектами в оптическом диапазоне,иногда окруженными диффузным ореолом или выбросами вещества. Изучено более 200подобных объектов, названных квазарами (квазизвездными радиоисточниками).Такие же оптические объекты, но не обладающие сильным радиоизлучением, былиоткрыты в 1965 г. и названы квазизвездными галактиками (квазагами), а вместе сквазарами их стали называть квазизвездными объектами.Квазары, как и активные ядра галактик, обладают избытком излучения винфракрасной и рентгеновской областях спектра.В спектрах квазаров наблюдаются эмиссионные линии, типичные для диффузныхтуманностей, а иногда и резонансные линии поглощения.В первое время отождествление этих линий было затруднено необычайно сильнымкрасным смещением: линии, обычно расположенные в ультрафиолетовой областиспектра, в ряде случаев оказываются в видимой области. Хотя высказываласьвозможность того, что причина красного смещения линий в спектрах квазаров иная,чем у далеких галактик, скорее всего оно говорит об огромных скоростях удаленияквазаров. Расстояния, найденные по красным смещениям, показывают, что квазары -самые далекие из известных нам объектов. Если это действительно так, то онипозволяют изучить свойства вещества на протяжении огромных расстояний более 109пс, которым соответствуют масштабы времени в миллиарды лет.Ближайший квазар 3С 273 (номер по Третьему Кембриджскому каталогу), наблюдаемыйкак объект 13m, удален от нас на 500 млн. пс. Гигантские галактики с такогорасстояния выглядели бы слабее 18m; следовательно, мощность оптическогоизлучения квазаров в сотни раз больше, чем у самых ярких галактик. Наряду смощным оптическим излучением квазары излучают много энергии и в радиодиапазоне,примерно столько же, сколько такие радиогалактики, как Лебедь-А. До сих порникакими оптическими наблюдениями не удается непосредственно измерить угловойдиаметр квазаров.Наиболее удивительным свойством квазаров оказалась переменность излучениянекоторых из них, открытая сначала в оптическом, а затем и в радиодиапазоне.Колебания светимости происходят неправильным образом за время порядка года идаже меньше (до недели!). Отсюда можно сделать вывод, что размеры квазаров непревышают пути, проходимого светом за время существенного изменения светимости(иначе переменность не наблюдалась бы) и заведомо меньше светового года, т.е. неболее десятков тысяч астрономических единиц.Квазары во многом напоминают активные ядра галактик. Об этом говорят их малыеугловые размеры, распределение энергии в спектре, переменность их оптического ирадиоизлучения, наблюдаемая в некоторых случаях. Ряд особенностей сближаетквазары с ядрами сейфертовских галактик. К ним прежде всего относится сильноерасширение эмиссионных линий в спектрах, указывающее на движения со скоростями,достигающими 3000 км/сек. У некоторых квазаров наблюдаются облака выброшенноговещества, что говорит о взрывном характере происходящих в них явлений,приводящих к высвобождению огромных энергий, по порядку величины сравнимых сизлучением радиогалактик. По-видимому, аналогичные процессы происходят в мощныхрадиогалактиках типа Лебедь-А и вызывают взрывы ядер некоторых других галактик.Интерпретация поразительных свойств квазаров встречается с большими трудностями.В частности, если эти объекты действительно очень далеки, то необходимо найтипока еще не известные процессы, приводящие к выделению огромных энергии. Чтобыизбежать этих трудностей, иногда делаются попытки рассматривать квазары каксравнительно близкие тела, а большие красные смещения спектральных линий отнестиза счет явлений, не связанных с быстрым удалением. Возможно, квазары - огромныеплазменные образования с массами порядка миллиарда солнечных, которые излучаютэнергию и выбрасывают горячий газ в результате своего гравитационного сжатия.§ 175. Пространственное распределение галактикОбычно галактики встречаются небольшими группами, содержащими по десятку членов,часто объединяющимися в обширные скопления сотен и тысяч галактик. НашаГалактика входит в состав так называемой Местной группы, включающей в себя тригигантские спиральные галактики (наша Галактика, туманность Андромеды итуманность в созвездии Треугольника), а также более 15 карликовых эллиптическихи неправильных галактик, крупнейшими из которых являются Магеллановы Облака.В среднем размеры скоплений галактик составляют около 3 Мпс. В отдельных случаяхдиаметр их может превышать 10-20 Мпс. Они делятся на рассеянные (неправильные) исферические (правильные) скопления. Рассеянные скопления не обладают правильнойформой и имеют нерезкие очертания. Галактики в них весьма слабо концентрируютсяк центру. Примером гигантского рассеянного скопления может служить ближайшее кнам скопление галактик в созвездии Девы (рис. 241). На небе оно занимаетпримерно 120 кв. градусов и содержит несколько тысяч преимущественно спиральныхгалактик. Расстояние до центра этого скопления составляет около 11 Мпс.Сферические скопления галактик более компактны, чем рассеянные, и обладаютсферической симметрией. Их члены заметно концентрируются к центру. Примеромсферического скопления является скопление галактик в созвездии Волос Вероники,содержащее очень много эллиптических и линзообразных галактик (рис. 242). Егодиаметр составляет почти 12 градусов. В нем содержатся около 30 000 галактикярче 19 фотографической звездной величины. Расстояние до центра скоплениясоставляет около 70 Мпс.С многими богатыми скоплениями галактик связаны мощные протяженные источникирентгеновского излучения, природа которого, скорее всего, связана с наличиемгорячего межгалактического газа, подобного коронам отдельных галактик.Есть основания полагать, что скопления галактик в свою очередь такжераспределены неравномерно. Согласно некоторым исследованиям, окружающие насскопления и группы галактик образуют грандиозную систему - Сверхгалактику.Отдельные галактики при этом, по-видимому, концентрируются к некоторойплоскости, которую можно называть экваториальной плоскостью Сверхгалактики.Только что рассмотренное скопление галактик в созвездии Девы находится в центретакой гигантской системы. Масса нашей Сверхгалактики должна составлять около1015 масс Солнца, а ее диаметр порядка 50 Мпс.Однако реальность существования подобных скоплений галактик второго порядка внастоящее время остается спорной. Если они и существуют, то лишь как слабовыраженная неоднородность распределения галактик во Вселенной, так какрасстояния между ними немногим могут превышать их размеры.§ 176. Космогонические проблемыВопросы происхождения и эволюции небесных тел изучаются особым разделомастрономической науки, называемым космогонией. Космогонические проблемы имеютбольшое значение для развития научного мировоззрения в целом, и естественно, чтоони интересуют не только астрономов. Вместе с тем космогонические проблемыотносятся к числу наиболее трудных астрономических задач. И в самом деле, то,что мы сейчас наблюдаем, - это моментальный снимок Вселенной. Можно определить спомощью этого снимка, какова она сейчас, но гораздо труднее судить о ее прошломи будущем. И все-таки за последнее время удалось многое узнать о происхождении иразвитии небесных тел. Для решения космогонических проблем использовались дваосновных подхода. Первый подход является чисто теоретическим: исходя из общихзаконов физики, можно определить, какие именно условия должны были существоватьв прошлом, чтобы некоторое небесное тело приобрело именно те характеристики,которыми оно сейчас обладает, какой путь развития оно должно было пройти. Второйподход наблюдательный: сравнивая характеристики небесных тел, находящихся наразных стадиях развития, можно установить, в какой последовательности эти стадиисменяли друг друга. Второй подход можно применить, конечно, только к объектаммногочисленным, таким как звезды, звездные скопления, газовые туманности,галактики. В случае планетной системы положение гораздо труднее: мы знаем толькоодну такую систему - Солнечную. Поэтому в планетной космогонии приходитсяпользоваться лишь первым подходом, и ее результаты менее уверенны.§ 177. Происхождение и эволюция звездСейчас твердо установлено, что звезды и звездные скопления имеют разный возраст,от величины порядка 1010 лет (шаровые звездные скопления) до 106 лет для самыхмолодых (рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации). Мы будем подробноговорить об этом ниже. Многие исследователи предполагают, что звезды образуютсяиз диффузной межзвездной среды. В пользу этого говорит положение молодых звезд впространстве - они сконцентрированы в спиральных ветвях галактик, там же, где имежзвездная газопылевая материя. Диффузная среда удерживается в спиральныхветвях галактическим магнитным полем. Звезды этим слабым полем удерживаться немогут. Поэтому более старые звезды меньше связаны со спиралями. Молодые звездыобразуют часто комплексы, такие, как комплекс Ориона, в который входит несколькотысяч молодых звезд. В комплексах наряду со звездами содержится большоеколичество газа и пыли. Газ в этих комплексах быстро расширяется, а это значит,что раньше он представлял собой более плотную массу.Сам процесс формирования звезд из диффузной среды остается пока не вполне ясным.Если в некотором объеме, заполненном газом и пылью, масса диффузной материи покаким-то причинам превзойдет определенную критическую величину, то материя вэтом объеме начнет сжиматься под действием сил тяготения. Это явление называетсягравитационной конденсацией. Величина критической массы зависит от плотности,температуры и среднего молекулярного веса. Расчеты показывают, что необходимыеусловия могут создаться лишь в исключительных случаях, когда плотность диффузнойматерии становится достаточно большой. Такие условия могут возникать врезультате случайных флуктуаций, однако не исключено, что увеличение плотностиможет происходить и в результате некоторых регулярных процессов. Наиболееплотными областями диффузной материи являются, по-видимому, глобулы и "слоновыехоботы" - темные компактные, непрозрачные образования, наблюдаемые на фонесветлых туманностей. Глобулы имеют вид круглых пятнышек, "слоновые хоботы" -узких полосок, которые вклиниваются в светлую материю (рис. 243). Глобулы и"слоновые хоботы" являются наиболее вероятными предками звезд, хотя прямымидоказательствами этого мы не располагаем. В качестве косвенного подтверждениямогут рассматриваться кометообразные туманности. Эти туманности выглядят подобноконусу кометного хвоста. В голове такой туманности обычно находится звезда типаТ Тельца - молодая сжимающаяся звезда. Возникает мысль, что звезда образоваласьвнутри туманности. В то же время сама туманность напоминает по форме ирасположению "слоновые хоботы".Очень многое в процессе звездообразования остается не ясным. Не всеисследователи соглашаются, например, с тем, что звезды образуются из диффузноймежзвездной материи. Советский астроном акад. В. А. Амбарцумян считает, чтозвезды образуются в результате расширения плотных тел неизвестной природы,которые непосредственно не наблюдаются. Мы будем придерживаться в дальнейшемболее общепринятой гипотезы образования звезд из межзвездной диффузной среды.Рис. 243. Часть туманности NGC 6611 со "слоновым хоботом" и глобулами.Итак, пусть по каким-то причинам облако межзвездной материи достигло критическоймассы и начался процесс гравитационной конденсации. Пылевые частицы и газовыемолекулы падают к центру облака, потенциальная энергия гравитации переходит вкинетическую, а кинетическая энергия в результате столкновений - в тепло. Облаконагревается и вследствие увеличения температуры возрастает его излучение. Онопревращается в протозвезду (звезда в начальной стадии развития). Судя по тому,что молодые звезды наблюдаются группами, можно думать, что в начале процессагравитационной конденсации облако межзвездной материи разбивается на несколькочастей и одновременно образуется несколько протозвезд.Полный поток энергии, излучаемой протозвездой, определяется, как можно показать,обычным законом масса - светимость, но размеры протозвезды значительно больше.Поэтому температура ее поверхности много меньше, чем у обычной звезды такой жемассы, и на диаграмме спектр - светимость протозвезды должны располагатьсясправа от главной последовательности. По мере сжатия протозвезды температура ееувеличивается, и она перемещается по диаграмме Герцшпрунга - Рессела сначалавниз, потом влево, почти параллельно оси абсцисс. Когда температура в недрахзвезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции.Сначала "выгорает" дейтерий, а затем литий, бериллий и бор. Сжатие в результатевыделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается совсем, так какэти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда температура повышаетсяеще больше, начинают действовать протон-протонные реакции (для звезд с массой,меньшей 1,5 M?) или углеродно-азотный цикл (для звезд с большей массой). Этиреакции могут поддерживаться длительное время, сжатие прекращается и протозвездапревращается в обычную звезду главной последовательности. Давление внутри звездыуравновешивает притяжение, и она оказывается в устойчивом состоянии.ТАБЛИЦА 15Время гравитационного сжатия звезд и их пребывания на главной последовательностиВремя гравитационного сжатия сравнительно невелико. Оно зависит от массыпротозвезды. Чем больше масса, тем быстрее протекает процесс гравитационнойконденсации. Протозвезды, имеющие такую же массу, как Солнце, сжимаются за 108лет. Время гравитационного сжатия для звезд разных классов приведено в табл. 16.Так как сжатие происходит быстро, наблюдать звезды в этой первой наиболее раннейстадии эволюции трудно. Предполагается, что в этой стадии находятся неправильныепеременные звезды типа Т Тельца. Известно несколько рассеянныхзвездных скоплений, состоящих из звезд классов О и В и переменных типа Т Тельца.На рис. 244 показана диаграмма "показатель цвета - звездная величина" длязвездного скопления NGC 6530. Линия, идущая приблизительно по диагонали,отмечает положение главной последовательности. Звезды, имеющие показатель цвета(В - V) > 0, - это, главным образом, переменные типа Т Тельца. Они расположенысправа от главной последовательности как раз там, где должны находитьсясжимающиеся звезды. По-видимому, звезды скопления NGC 6530 образовались примерно107 лет назад. Более массивные члены скоплений (О и В звезды) уже успели перейтина главную последовательность, менее массивные - еще находятся в фазегравитационной конденсации. Звезды типа Т Тельца еще не пришли в состояниеравновесия, и этим, вероятно, объясняется типичный для них неправильный характеризменения блеска. Эти звезды связаны с пылевыми туманностями, которые являютсяостатками первоначальных скоплений диффузной материи.Находясь на главной последовательности, звезды длительное время излучают энергиюблагодаря термоядерным реакциям, почти не испытывая каких-либо внешнихизменений: радиус, светимость и масса остаются почти постоянными. Положениезвезды на главной последовательности определяется ее массой. Ниже главнойпоследовательности на диаграмме спектр - светимость проходит последовательностьярких субкарликов. Они отличаются от звезд главной последовательности химическимсоставом: содержание тяжелых элементов в субкарликах в несколько десятков разменьше. Причина этого отличия, связанная с тем, что субкарлики являются звездамисферической составляющей, будет объяснена ниже.В результате термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды, происходитпостепенная переработка водорода в гелий, или, как говорят, "выгорание"водорода. Время пребывания на главной последовательности зависит от скороститермоядерных реакций, а скорость реакций-от температуры. Чем больше массазвезды, тем выше должна быть температура в ее недрах, чтобы газовое давлениемогло уравновесить вес вышележащих слоев. Поэтому ядерные реакции в болеемассивных звездах идут быстрее и время пребывания на главной последовательностидля них меньше, так как быстрее расходуется энергия. В табл. 16 дано времяпребывания на главной последовательности, вычисленное для звезд разныхспектральных классов. Из таблицы видно, что звезды В0 остаются на главнойпоследовательности менее 107 лет, в то время как для Солнца и звезд болеепоздних спектральных классов период пребывания на главной последовательностипревышает 1010 лет.Ядерные реакции идут только в центральной части звезды. В этой области(конвективное ядро звезды) вещество все время перемешивается. При выгоранииводорода радиус и масса конвективного ядра уменьшаются. Расчеты показывают, чтозвезда при этом перемещается по диаграмме спектр - светимость вправо. Болеемассивные звезды перемещаются быстрее, и в результате верхний конец главнойпоследовательности постепенно отклоняется вправо. На рис. 245 показано, как стечением времени изменяется вид главной последовательности для некоторой группыодновременно образовавшихся звезд.Когда весь водород в ядре звезды превратится в гелий, вторая стадия эволюции(стадия главной последовательности) заканчивается. Реакции превращения водородав гелий продолжают идти только на внешней границе ядра. Расчеты показывают, чтопри этом ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звездывозрастают, увеличивается светимость и радиус звезды. Звезда сходит с главнойпоследовательности и становится красным гигантом, вступая в третью стадиюэволюции.Все, о чем говорилось выше, представляет собой результаты теоретических работ повнутреннему строению звезд. Эти результаты можно проверить, сопоставляя их сдиаграммами спектр - светимость для звездных скоплений. Можно полагать, чтозвезды одного и того же скопления образовались совместно и имеют одинаковыйвозраст, иначе трудно было бы объяснить само существование скоплений. На рис.246 приведены диаграммы цвет - светимость для 11 звездных скоплений. Два из них,М3 и М 92, шаровые. Мы видим, что главные последовательности отклоняются вправои вверх у разных скоплений по-разному. Понятно, что чем больше отклонение, темстарше должно быть скопление. С помощью этих диаграмм можно легко выяснить,какое скопление образовалось раньше, какое позже, и определить приблизительно ихвозраст. Можно воспользоваться для этого, например, табл. 16, находя подиаграммам цвет - светимость типы звезд, которые ушли с главнойпоследовательности. Скопление NGC 2362 самое молодое из всех, его возрастнесколько десятков миллионов лет. У шаровых скоплений главная последовательностьедва намечается. Верхняя часть отсутствует из-за того, что соответствующиезвезды уже прошли вторую стадию эволюции, а нижняя - из-за невозможностинаблюдения слабых звезд (на самом деле главная последовательность, по-видимому,продолжается вниз). Зато у шаровых и старых рассеянных скоплений хорошопредставлена ветвь красных гигантов. Это означает, что большинство наблюдаемыхзвезд этих скоплений находится в третьей стадии эволюции.Ветвь красных гигантов для звезд рассеянных скоплений идет ниже, чем для звездшаровых скоплений, а главная последовательность, наоборот, выше. Теоретическиэто можно объяснить более низким содержанием тяжелых элементов в звездах шаровыхскоплений. И действительно, наблюдения показывают, что в звездах сферическойподсистемы, к которой принадлежат шаровые скопления, относительное обилиетяжелых элементов меньше, чем в звездах плоской подсистемы. Таким образом,наблюдения удовлетворительно согласуются с теоретическими представлениями обэволюции звезд и подтверждают их. Тем самым получает наблюдательную проверку итеория внутреннего строения звезд, на которой эти представления основаны.Предполагается, что в стадии красного гиганта (или сверхгиганта) в плотном ядрезвезды в течение некоторого времени может идти реакция превращения гелия вуглерод. Для этого температура в центральных частях звезды должна достигать 1.5× 108 еK. Расчеты показывают, что такие звезды должны располагаться на диаграммецвет - светимость слева от главной ветви красных гигантов. На диаграммескопления М 3 (см. рис. 246) от обычной последовательности красных гигантовотходит влево дополнительная ветвь, которая, по-видимому, образуется такимизвездами. Когда гелиевая реакция внутри ядра и водородные реакции на его границеисчерпывают себя, третья стадия эволюции (стадия красного гиганта) приходит кконцу. Протяженная оболочка гиганта при этом расширяется, ее наружные слои немогут удерживаться силой тяготения и начинают отделяться. Звезда теряетвещество, и масса ее уменьшается. Наблюдения показывают, что у красных гигантови сверхгигантов действительно иногда имеет место истечение вещества изатмосферы. В этом случае процесс происходит медленно. Однако при некоторыхусловиях, точно пока не выясненных, звезда может быстро выбросить существеннуючасть массы, и процесс будет иметь характер взрыва, катастрофы. Такого родавзрывы мы наблюдаем при вспышках сверхновых звезд.При медленном истечении вещества из красных гигантов, по-видимому, образуютсяпланетарные туманности. Когда протяженная оболочка гиганта рассеется, остаетсятолько ее центральное ядро, полностью лишенное водорода. В случае звезд смассой, не превосходящей солнечную в 2-3 раза, вещество ядра находится ввырожденном состоянии, так же как и вещество белых карликов. Поэтому кажетсяочень вероятным, что белые карлики и являются четвертым и последним этапомэволюции таких звезд, следующим за стадией красного гиганта. И в самом деле, встарых звездных скоплениях имеется некоторое количество белых карликов, а вмолодых они отсутствуют. В белых карликах, как мы знаем, ядерные реакции неидут. Белые карлики светят за счет запаса тепловой энергии, накопленной впрошлом, и постепенно остывают, превращаясь в ненаблюдаемых "черных" карликов.Белые карлики - это остывающие, умирающие звезды. Звезды, превосходящие Солнцепо массе в несколько раз, уже не могут переходить в фазу белого карлика, потомучто их гелиевые ядра не находятся в вырожденном состоянии. Предполагается, что вэтом случае третий этап эволюции кончается образованием нейтронной звезды ивзрывом сверхновой.Итак, мы имеем сейчас возможность проследить в общих чертах эволюцию звезд, отплотного облака газа и пыли к сжимающейся протозвезде, затем через обычнуюзвезду главной последовательности к красному гиганту и, наконец, - к беломукарлику. В этой картине еще много неясного, многое еще подлежит уточнению,однако в главных чертах она представляется достаточно обоснованной.Мы рассматривали выше, как меняется в процессе эволюции звезд их масса, радиус,светимость, температура, и ничего не упомянули о такой важной характеристике,как вращение. Известно, что звезды спектральных классов О, В, А вращаются оченьбыстро - экваториальная скорость вращения у них, как правило, превышает 100км/сек. Скорости вращения звезд класса F в среднем меньше 100 км/сек, а звездыболее холодные, чем F, вращаются настолько медленно, что доплеровское расширениелиний слишком мало и скорость вращения нельзя измерить. Верхний предел скоростивращения звезд классов G, К, М, принадлежащих к главной последовательности,составляет несколько десятков км/сек, но на самом деле вращение может бытьгораздо медленнее. Например, у Солнца, типичной звезды класса G, скоростьвращения точек экватора составляет всего лишь около 2 км/сек.Из наблюдений диффузных туманностей следует, что отдельные сгустки веществадвижутся в них друг относительно друга со скоростями порядка 1 км/сек. Поэтомупервичная туманность, из которой образуется звезда всегда должна иметь некоторыйначальный момент количества движения. Расчет показывает, что если бы этот моментколичества движения сохранялся, то звезды не могли бы образоваться, так кактуманность, сжимаясь, увеличивала бы скорость вращения и разорвалась бы задолгодо этого. Очевидно, что момент количества движения должен каким-то образомудаляться из туманности. Конденсирующаяся туманность связана с окружающей менееплотной средой магнитным полем, и так как межзвездная материя "приклеена" кмагнитным силовым линиям, то вращение конденсирующейся туманности передаетсяокружающей среде и туманность теряет момент количества движения. Подробноерассмотрение этого процесса показывает, что передача момента количества движенияпрекращается, когда плотность протозвезды становится достаточно высокой, иокончательно сконденсировавшаяся звезда должна иметь экваториальную скорость внесколько сотен километров в секунду, независимо от ее массы. Для горячих звезднаблюдения дают как раз такую скорость вращения. У холодных же звезд скоростьвращения гораздо меньше.Так, в Солнечной системе 98% момента количества движения принадлежит планетам итолько 2% Солнцу. Солнце вращалось бы с экваториальной скоростью около 100км/сек, если бы ему принадлежал весь момент количества движения Солнечнойсистемы. Естественно возникает мысль, что медленное вращение холодных звездможет быть объяснено наличием у них планетных систем, аналогичных Солнечнойсистеме. Если это так, то число планетных систем в Галактике очень велико.§ 178. Об эволюции галактикСоотношение общего количества звездного и межзвездного вещества в Галактике современем изменяется, поскольку из межзвездной диффузной материи образуютсязвезды, а они в конце своего эволюционного пути возвращают в межзвездноепространство только часть вещества; некоторая его часть остается в белыхкарликах. Таким образом, количество межзвездного вещества в нашей Галактикедолжно со временем убывать. То же самое должно происходить и в другихгалактиках. Перерабатываясь в звездных недрах, вещество Галактики постепенноизменяет химический состав, обогащаясь гелием и тяжелыми элементами.Предполагается, что Галактика образовалась из газового облака, которое состоялоглавным образом из водорода. Возможно даже, что, кроме водорода, оно никакихдругих элементов и не содержало. Гелий и тяжелые элементы образовались в такомслучае в результате термоядерных реакций внутри звезд. Образование тяжелыхэлементов начинается с тройной гелиевой реакцииЗНе4 ® C 12,затем С12 соединяется с a-частицами, протонами и нейтронами, продукты этихреакций подвергаются дальнейшим преобразованиям, и так появляются все более иболее сложные ядра. Однако образование самых тяжелых ядер, таких как уран иторий, постепенным наращиванием объяснить нельзя. При этом неизбежно пришлось быпройти через стадию неустойчивых радиоактивных изотопов, которые распадутсябыстрее, чем успеют захватить следующий нуклон. Поэтому предполагается, чтосамые тяжелые элементы, стоящие в конце менделеевской таблицы, образуются привспышках сверхновых звезд. Вспышка сверхновой представляет собой результатбыстрого сжатия звезды. При этом температура катастрофически возрастает, всжимающейся атмосфере идут цепные термоядерные реакции и возникают мощные потокинейтронов. Интенсивность нейтронных потоков может быть столь велика, чтопромежуточные неустойчивые ядра не успевают разрушиться. Прежде чем этопроизойдет, они захватывают новые нейтроны и становятся устойчивыми.Как уже упоминалось, содержание тяжелых элементов в звездах сферическойсоставляющей много меньше, чем в звездах плоской подсистемы. Это объясняется,по-видимому, тем, что звезды сферической составляющей образовались в самойначальной стадии эволюции Галактики, когда межзвездный газ был еще бедентяжелыми элементами. В то время межзвездный газ представлял собой почтисферическое облако, концентрация которого увеличивалась к центру. Такое жераспределение сохранили и звезды сферической составляющей, образовавшиеся в этуэпоху.В результате столкновений облаков межзвездного газа их скорость постепенноуменьшалась, кинетическая энергия переходила в тепловую и менялась общая форма иразмеры газового облака. Расчеты показывают, что в случае быстрого вращениятакое облако должно было принять форму сплющенного диска, что мы и наблюдаем внашей Галактике. Звезды, образовавшиеся в более позднее время, образуют поэтомуплоскую подсистему. К тому времени, как межзвездный газ сформировался в плоскийдиск, он прошел переработку в звездных недрах, содержание тяжелых элементовзначительно увеличилось и звезды плоской составляющей поэтому тоже богатытяжелыми элементами. Часто звезды плоской составляющей называют звездами второгопоколения, а звезды сферической составляющей - звездами первого поколения, чтобыподчеркнуть тот факт, что звезды плоской составляющей образовались из вещества,уже побывавшего в звездных недрах.Аналогичным образом протекает, вероятно, эволюция и других спиральных галактик.Форма спиральных рукавов, в которых сосредоточен межзвездный газ, по-видимому,определяется направлением силовых линий общего галактического магнитного поля.Упругость магнитного поля, к которому "приклеен" межзвездный газ, ограничиваетуплощение газового диска. Если бы на межзвездный газ действовала только силатяжести, его сжатие продолжалось бы неограниченно. При этом вследствие большойплотности он быстро сконденсировался бы в звезды и практически исчез бы. Естьоснования полагать, что скорость образования звезд приблизительнопропорциональна квадрату плотности межзвездного газа.Если галактика вращается медленно, то межзвездный газ собирается под действиемсилы тяжести в центре. По-видимому, в таких галактиках магнитное поле слабее именьше препятствует сжатию межзвездного газа, чем в быстро вращающихся. Большаяплотность межзвездного газа в центральной области приводит к тому, что он быстрорасходуется, превращаясь в звезды. В результате медленно вращающиеся галактикидолжны иметь приблизительно сферическую форму с резким увеличением звезднойплотности в центре. Мы знаем, что как раз такие характеристики имеютэллиптические галактики. По-видимому, причина их отличия от спиральныхзаключается в более медленном вращении. Из сказанного выше понятно также, почемув эллиптических галактиках мало звезд ранних классов и мало межзвездного газа.Таким образом, эволюцию галактик можно проследить начиная со стадии газовогооблака приблизительно сферической формы. Облако состоит из водорода, ононеоднородно. Отдельные сгустки газа, двигаясь, сталкиваются друг с другом, -потеря кинетической энергии приводит к сжатию облака. Если оно вращается быстро,получается спиральная галактика, если медленно - эллиптическая. Естественнозадать вопрос, почему вещество во Вселенной разбилось на отдельные газовыеоблака, ставшие потом галактиками, почему мы наблюдаем разлет этих галактик, вкакой форме находилась материя во Вселенной до того, как образовались галактики.Эти интересные и важные проблемы мы рассмотрим в § 181.§ 179. Происхождение планет. Гипотезы Канта, Лапласа и ДжинсаВ XVIII в. в результате успехов ньютоновской механики установилось представлениео Вселенной как о неизменной системе космических тел, управляемой точнымизаконами природы. В этой системе не было места для божественного произвола, заисключением начального момента "акта творения". Считалось, что сложный механизмВселенной был запущен один раз ("начальный толчок"), а дальше уж он "шел" самсобой без каких-либо изменений. Первые попытки рассмотреть эволюцию космическихтел были сделаны Бюффоном (1749 г) и Кантом (1755 г.). Кант высказалпредположение, что Солнечная система образовалась из облака газа и пыли. Вцентре облака возникло Солнце, в периферийных частях - планеты. Эта картина,по-видимому, в общих чертах правильна, но в то время она не поддаваласьдетальной разработке, так как не существовало еще атомной теории, термодинамики,кинетической теории газов, сведений о космическом обилии элементов и многихдругих необходимых данных.В 1796 г. Лаплас в популярной форме высказал идею о том, что в процессеобразования планет может играть большую роль вращение туманности. В самом деле,пусть элемент массы т сжимающейся сферической туманности вращается с угловойскоростью по орбите, радиус которой r. Если момент количества движения этогоэлементаI = mwr2остается постоянным, то w возрастает при сжатии туманности. Пусть полная массатуманности M. Тогда на элемент m действуют сила тяжестии центробежная силаЦентробежная сила при сжатии растет быстрее, чем сила тяжести, и при ихравенстве возникает так называемая ротационная неустойчивость, при которойтуманность сплющивается, принимая форму чечевицы, и с ее экватора отделяетсявещество. Из выброшенного вещества вокруг туманности образуются плоские кольца,похожие на кольца Сатурна. Лаплас полагал, что газ, выброшенный из туманности,впоследствии конденсируется в планеты. В современных космогоническихпредставлениях сохранились определенные элементы гипотез Канта и Лапласа (идеясовместного образования Солнца и планет из единой первичной туманности, рольротационной неустойчивости), так что они упоминаются здесь не только радиисторического интереса.Как уже говорилось, в солнечной системе 98% момента количества движенияпринадлежит планетам и только 2% Солнцу. А если момент количества движенияотнести к единице массы (эта величина называется удельным угловым моментом), торазличие получается уже не в 50, а в 50 000 раз. Гипотезы Канта и Лапласа этогообъяснить не могли. В самом деле, в первичной туманности перед началом сжатиявсе элементы равноправны и имеют одинаковые угловые скорости. Английский ученыйДжинс в начале нынешнего столетия предложил другую космогоническую гипотезу,которая как будто бы позволяла обойти эту трудность. В гипотезе Джинсапредполагается, что Солнце, как и другие звезды, сформировалось без планетнойсистемы, а планетная система появилась только в результате катастрофы: другаязвезда прошла рядом с Солнцем настолько близко, что вырвала из его недр частьвещества. В результате конденсации этого вещества образовались планеты.Можно показать, что вероятность достаточно близкого прохождения двух звезд оченьмала и за время существования Галактики в ней могло образоваться лишь оченьнебольшое количество планетных систем, может быть, даже всего одна - нашаСолнечная система. Этот вывод сам по себе заставлял усомниться в правильностигипотезы Джинса, однако его, строго говоря, нельзя рассматривать как решительноевозражение. Более тщательное рассмотрение гипотезы Джинса позволило выявитьдругие аргументы, которые неопровержимо доказывают ее несостоятельность.Удельный угловой момент выброшенного из Солнца вещества не может быть больше,чем угловой момент проходящей рядом звезды. Расчет показывает, что дляобразования Солнечной системы было бы необходимо, чтобы Солнце и другая звездавстретились со скоростью около 5000 км/сек, а это гораздо больше, чемпараболическая скорость в Галактике (300 км/сек). В Галактике звезд, соскоростями, большими параболической, очень мало.Спектральный анализ показывает, что содержание лития и дейтерия на Солнцегораздо меньше, чем на Земле. Литий и дейтерий "выгорают" в результате ядерныхреакций, и если на планетах их больше, то это означает, что планетное веществоотделилось от солнечного еще до того, как в последнем начались ядерные реакции.Наконец, был рассмотрен вопрос о конденсации газового волокна, вырванного изнедр Солнца. Температура газа в таком волокне должна быть очень высокой,несколько сотен тысяч градусов. Внутри Солнца газовое давление уравновешиваетсявесом вышележащих слоев, а если газ с такой температурой будет выброшен наружу,он быстро рассеется, если только еще быстрее не остынет. Было подсчитано, чтодля разлета выброшенного газа будет достаточно нескольких часов, а для остываниянеобходимо несколько месяцев.§ 180. Современные представления о происхождении и эволюции Солнечной системыВ конце § 178 отмечалось, что медленное вращение сравнительно холодных звездвозможно объясняется наличием у них планетных систем. Это означает, что звезды ипланетные системы образуются в едином процессе, в результате сжатия облакамежзвездной газово-пылевой материи, как и предполагалось в гипотезах Канта иЛапласа. Чем же все-таки объяснить большое различие углового момента планет иСолнца? Какой механизм может при сжатии протозвезды передать значительную частьмомента количества движения на ее периферию, где образовались планеты? Можнопоказать, что такая передача момента количества движения может быть осуществленачерез магнитное поле. Наиболее подробно этот процесс рассмотрел английскийастрофизик Хойл, к гипотезе которого мы и перейдем.Первую часть этой гипотезы мы уже излагали, правда, не называя автора, в § 177,когда говорили о передаче момента количества движения от вращающейся протозвездык окружающей среде. Когда плотность протозвезды достигает некоторой достаточнобольшой величины, обмен прекращается и момент количества движения в дальнейшемизменяется мало. Дальнейшее сжатие протозвезды вызывает увеличение угловойскорости, а это приводит к наступлению ротационной неустойчивости.. В случае"Протосолнца" ротационная неустойчивость возникла, когда его радиус былприблизительно равен радиусу орбиты Меркурия. В этот момент по экватору"Протосолнца" началось истечение вещества, которое образовало протопланетноеоблако, имеющее форму диска.Теперь предположим, что с протозвездой связано дипольное магнитное поле.Вещество протопланетного облака частично ионизовано, и поэтому оно не можетсвободно двигаться, пересекая силовые линии, оно увлекает их за собой. Врезультате при образовании протопланетного облака дипольное поле деформируется иприобретает примерно такой вид, как показано на рис. 247. Так как угловаяскорость диска меньше угловой скорости протозвезды, силовые линии начнутзакручиваться по спирали. При этом они тормозят вращение протозвезды и ускоряютвращение диска. Когда протозвезда сильно затормозится, ротационнаянеустойчивость исчезает, истечение вещества прекращается и протопланетный дискотделяется от протозвезды.Расчеты показывают, что этот процесс происходит по-разному у холодных и горячихзвезд из-за того, что холодные звезды имеют подфотосферную конвективную зону, агорячие - нет. Если атмосфера протозвезды охвачена конвективными движениями,магнитные силовые линии могут проникать в нее на большую глубину и спиральныевитки магнитного поля в основном располагаются внутри протозвезды. Есликонвекции нет, витки располагаются снаружи, в диске. При этом дискраскручивается слишком быстро и разрушается, еще не получив от протозвездысколько-нибудь заметной массы. Протопланетный диск не успевает сформироваться ине может принять на себя существенной доли момента количества движения. Врезультате планетная система не образуется, и звезда остается быстровращающейся.Мы не можем наблюдать планетных систем у звезд и не знаем, действительно лисвязано медленное вращение холодных, звезд с наличием у них планетных систем.Поэтому картина, которая была дана выше, является гипотезой, пусть обоснованнойи весьма вероятной, но все же недоказанной. Проблема образования протопланетногооблака и передачи ему момента количества движения является первой частьюпланетной космогонии. Дальше надо рассмотреть вопрос о конденсации планет изпротопланетного облака.Долгое время считали само собой разумеющимся, что планеты образовались изгорячего газа, который постепенно остывал, затем вещество перешло в жидкую фазу,а потом образовалась твердая оболочка. Первоначально протопланеты (сгустки газа,из которых сконденсировались планеты) содержали значительное количество водородаи гелия.Планеты земной группы не смогли сохранить легких газов из-за их диссипации.Однако подробный анализ показывает, что гипотеза образования планет из горячегогаза встречает ряд трудностей. Эта гипотеза предполагает, что протопланетноеоблако должно по каким-то причинам распасться на отдельные протопланеты. Приэтом мыслится, что протопланетное облако, вообще говоря, не является однородным,в местах наибольшей плотности начинается гравитационная конденсация, и онаприводит к образованию протопланет. Оказывается, однако, что предполагаемаямасса протопланетного облака (примерно 0,1 массы Солнца) слишком мала длявозникновения гравитационной неустойчивости. Кроме того, исследование диссипацииатмосфер протопланет показало, что она происходит слишком медленно: "Протоземля"не успела бы превратиться в Землю.Советский ученый О.Ю. Шмидт выдвинул предположение, что планетысконденсировались из относительно холодного газово-пылевого облака, и эта точказрения поддерживается многими современными исследователями. Имеются прямыенаблюдательные указания на то, что образование звезд происходит в областях, гдеколичество межзвездной пыли особенно велико (глобулы и "слоновые хоботы",пылевые туманности, связанные со звездами типа Т Тельца). Естественно ожидать,что протопланетный диск наряду с газом должен содержать и пыль. Было показано,что вследствие столкновений твердые частицы в протопланетном облаке обмениваютсямоментом количества движения и энергией. При этом устанавливается такоераспределение частиц в пространстве и по скоростям, при котором вероятностьстолкновений наименьшая. Такое состояние соответствует движению в плоскости покруговым орбитам. Расчет показывает, что пыль соберется в диск, толщина которогодолжна быть 10-3-10-4 его радиуса.Такой пылевой диск непрозрачен для солнечного излучения, во всяком случаепериферии диска оно достигать не может. Что при этом произойдет с газовойкомпонентой протопланетного облака? Вблизи Солнца газ прогревается солнечнымизлучением и вследствие термической диссипации постепенно рассеивается вмежзвездном пространстве. В самом пылевом диске температура низкая, и диссипациязамедляется. Этим объясняется различие в химическом составе планет типа Юпитераи типа Земли: на периферии диссипация шла более медленно, и легкие газысохранились; во внутренних частях диска диссипация происходила быстрей, и легкиегазы были утеряны.Орбиты частиц не могли стать точно круговыми из-за взаимных возмущений.Вследствие небольших различий в эксцентриситетах и наклонениях орбит частицысталкивались между собой, более крупные частицы присоединяли к себе легкую пыль.Можно показать, что большие частицы в таком процессе растут быстрее, чеммаленькие, и в результате пылевая материя должна конденсироваться во все более иболее крупные тела. Остается несколько наиболее крупных тел, которыми,собственно, и являются планеты.Эта картина объясняет, почему орбиты планет близки к круговым и расположены водной плоскости, почему планеты типа Юпитера отличаются от планет типа Земли.Статистическое рассмотрение процесса роста планетных зародышей при определенныхпредположениях о распределении момента количества движения в диске приводит кправильному закону планетных расстояний.Количественные расчеты показывают, что Земля достигла современной массы примерноза 2 ´ 108 лет. К концу этого периода температура в центре Земли достигла 1000еК, а поверхность ее оставалась холодной. Затем происходил разогрев за счетвыделения тепла радиоактивными элементами. В дальнейшем температура продолжалаповышаться, и это привело к плавлению земных недр и дифференциации иххимического состава. Большинство тяжелых элементов сконцентрировалось в центре,более легкие выдавливались наверх и образовали мантию и кору.Данные геохимии подтверждают, что Земля действительно была вначале в холодномсостоянии, а разогревание и дифференциация элементов относятся к более позднимэтапам ее эволюции.О.Ю. Шмидт предполагал, что протопланетное облако образовалось в результатезахвата Солнцем пылевой туманности. Если захват происходит нецентрально, тозахваченная туманность начнет вращаться и ее момент количества движения можетбыть весьма велик. Предположение о захвате было выдвинуто О.Ю. Шмидтом именнодля объяснения большой доли момента количества движения, приходящейся напланеты. Выше мы видели, что это можно объяснить также при совместномобразовании Солнца и протопланетного облака и что многие данные говорят как разв пользу совместного образования звезд и планетных систем. Главное в гипотезеО.Ю. Шмидта - это идея образования планет из холодных пылевых частиц, та жечасть ее, которая говорит о возникновении протопланетного облака путем захвата,по-видимому, потеряла актуальность. Гипотеза О.Ю. Шмидта разрабатывалась вначале сороковых годов нашего столетия, когда роль электромагнитных процессов(таких, как увлечение ионизованного газа магнитными полями) во Вселенной малокем понималась, поэтому казалась необходимой чисто механическая идея захвата.Два тела (например, звезда и туманность) не могут соединиться в систему,связанную силой ньютоновского тяготения, если они вначале находились на оченьбольшом расстоянии: они пролетят одно мимо другого с параболической скоростью иснова разойдутся Захват может произойти только в некоторых специальных случаяхпри наличии третьего тела и является событием крайне мало вероятным.История развития и смены космогонических гипотез показывает, что те из них,которые трактовали образование планетной системы как событие исключительное,неизменно терпели крах. Ученому-материалисту трудно примириться с мыслью, чтонаша Солнечная система чуть ли не единственная в Галактике, а человек -единственный носитель разумной жизни во Вселенной. Эта идея ведет кидеалистической концепции антропоцентризма.Современная астрономия дает серьезные аргументы в пользу наличия планетныхсистем у многих звезд, в пользу их типичности, а не исключительности. Обитаемыли эти планетные системы, и если да, то часто ли встречается во Вселеннойразумная жизнь? Трудно найти более волнующий вопрос, но до недавнего времени имзанимались исключительно писатели-фантасты. В последние годы эту проблему сталиисследовать на серьезной научной основе, начались поиски возможностейустановления связи с внеземными цивилизациями.§ 181. Понятие о космологииКосмология занимается изучением физических свойств Вселенной как целого. Вчастности, ее целью является создание теории всей охваченной астрономическиминаблюдениями области пространства, которую принято называть Метагалактикой.Как известно, теория относительности приводит к выводу о том, что присутствиебольших масс влияет на свойства пространства - времени. Свойства привычного намевклидова пространства (например, сумма углов треугольника, свойствапараллельных линий) вблизи больших масс изменяются или, как говорят,пространство "искривляется". Это искривление пространства, создаваемоеотдельными массами (например, звездами), очень мало.Так, следует ожидать, что вследствие искривления пространства луч света вблизиСолнца должен изменить свое направление. Точные измерения положений звезд вблизиСолнца но время полных солнечных затмений позволяют уловить этот эффект, правда,на пределе точности измерений.Однако суммарное действие гравитирующих (т.е. обладающих притяжением) масс всехгалактик и сверхгалактик может вызвать определенную кривизну пространства вцелом, что существенным образом повлияет на его свойства, а следовательно, и наэволюцию всей Вселенной.Даже сама постановка задачи определения (на основе законов теорииотносительности) свойств пространства и времени при произвольном распределениимасс чрезвычайно трудна. Поэтому обычно рассматриваются некоторые приближенныесхемы, называемые моделями Вселенной.Самые простые из них основаны на предположении, что вещество во Вселенной вбольших масштабах распределено одинаково (однородность), а свойства пространстваодинаковы по всем направлениям (изотропность). Такое пространство должнообладать некоторой кривизной, а соответствующие ему модели называютсяоднородными изотропными моделями Вселенной.Решения эйнштейновских уравнений тяготения для случая однородной изотропноймодели показывают, что расстояния между отдельными неоднородностями, еслиисключить их индивидуальные хаотические движения (пекулярные скорости), не могутсохраняться постоянными: Вселенная должна либо сжиматься, либо, чтосоответствует наблюдениям, расширяться. Если отвлечься от пекулярных скоростейгалактик, то скорость взаимного удаления любых двух тел во Вселенной тем больше,чем больше расстояние между ними. Для относительно малых расстояний этазависимость линейна, причем коэффициентом пропорциональности служит постояннаяХаббла. Из сказанного следует, что расстояние между любой парой тел есть функциявремени. Вид этой функции зависит от знака кривизны пространства. Если кривизнаотрицательна, то "Вселенная" все время расширяется. При нулевой кривизне,соответствующей; евклидову пространству, расширение происходит с замедлением,причем скорость расширения стремится к нулю. Наконец, расширение "Вселенной",обладающей положительной кривизной, в некоторую эпоху должно смениться сжатием.В последнем случае в силу неевклидовой геометрии пространство должно бытьконечным, т.е. иметь в любой момент времени определенный конечный объем,конечное число звезд, галактик и т.д. Однако "границ" у Вселенной, естественно,не может быть ни в каком случае.Двумерной моделью такого замкнутого трехмерного пространства являетсяповерхность раздуваемого шара. Галактики в такой модели изображаются плоскимифигурами, начерченными на поверхности. При растяжении шара увеличивается площадьповерхности и расстояние между фигурами. Хотя в принципе такой шар можетнеограниченно расти, площадь его поверхности конечна в каждый момент времени.Тем не менее в его двумерном пространстве (поверхности) границ нет.Кривизна пространства в однородной изотропной модели за-висит от значениясредней плотности вещества Если плотность меньше некоторого критическогозначения, кривизна отрицательна и имеет место первый случай. Второй случай(нулевая кривизна) осуществляется при критическом значении плотности. Наконец,при плотности больше критической ¾ кривизна положительна (третий случай). Впроцессе расширения абсолютное значение кривизны может меняться, но знак ееостается постоянным.Критическое значение плотности выражается через постоянную Хаббла Н игравитационную постоянную f следующим образом:при Н = 55 км/сек × Мпс, r кр = 5 × 10-30 г/см3 Учет всех известных вМетагалактике масс приводит к оценке средней плотности около 5×10-31 г/см3Однако это заведомо нижний предел, так как еще не известна масса невидимой средымежду галактиками. Поэтому имеющаяся оценка плотности не дает оснований судить ознаке кривизны реального пространства.В принципе возможны другие пути эмпирического выбора наиболее реальной моделиВселенной на основе определения красного смещения наиболее далеких объектов (откоторых свет, дошедший до нас, был испущен сотни миллионов и миллиарды летназад) и сопоставления этих скоростей с расстояниями до объектов, найденнымидругими методами. Фактически таким путем из наблюдений определяется изменение вовремени скорости расширения. Современные наблюдения еще не настолько точны,чтобы можно было уверенно судить о знаке кривизны пространства. Можно сказатьтолько, что кривизна пространства Вселенной близка к нулю.Постоянная Хаббла, играющая такую важную роль в теории однородной изотропнойВселенной, имеет любопытный физический смысл. Чтобы пояснить его, следуетобратить внимание на то, что обратная величина 1 / H имеет размерность времени иравна 1/H = 6×1017 сек или 20 миллиардам лет. Легко сообразить, что это естьпромежуток времени, необходимый для расширения Метагалактики до современногосостояния при условии, что в прошлом скорость расширения не менялась. Однаковопрос о постоянстве этой скорости, о предшествующей и последующей (по отношениюк современной) стадиях расширения Вселенной еще плохо изучен.Подтверждением того, что Вселенная действительно когда-то находилась в некоторомособом состоянии, является открытое в 1965 г. космическое радиоизлучение,названное реликтовым (т.е. остаточным). Его спектр тепловой и воспроизводиткривую Планка для температуры около 3 еК. [Заметим, что согласно формуле (7.32)максимум такого излучения приходится на длину волны около 1 мм, близкую кдоступному для наблюдений с Земли диапазону электромагнитного спектра.Отличительной чертой реликтового излучения является одинаковость егоинтенсивности по всем направлениям (изотропность). Именно этот факт и позволилвыделить столь слабое излучение, которое не удавалось связать ни с какимобъектом или областью на небе.Название "реликтовое" дано потому, что это излучение должно быть остаткомизлучения Вселенной, существовавшего в эпоху большой ее плотности, когда онабыла непрозрачна к собственному излучению. Расчет показывает, что это должнобыло иметь место при плотности r > 10-20 г/см3 (средняя концентрация атомовпорядка 104 см -3), т.е. когда плотность в миллиард раз превышала современную.Поскольку плотность меняется обратно пропорционально кубу радиуса, то, полагаярасширение Вселенной в прошлом таким же, как и сейчас, получим, что в эпохунепрозрачности все расстояния во Вселенной были в 1000 раз меньше. Во столько жераз была меньше и длины волны l . Поэтому кванты, имеющие сейчас длину волны 1мм, ранее имели длину волны около 1 мк, соответствующую максимуму излучения притемпературе около 3000 еК.Таким образом, существование реликтового излучения является не только указаниемна большую плотность Вселенной в прошлом, но и на ее высокую температуру("горячая" модель Вселенной).О том, была ли Вселенная в еще более плотных состояниях, сопровождавшихсязначительно более высокими температурами, в принципе можно было бы судить наосновании аналогичного изучения реликтовых нейтрино. Для них непрозрачностьВселенной должна наступить при плотностях r " 107 г/см3 что могло быть толькона сравнительно очень ранних этапах развития Вселенной. Как и в случаереликтового излучения, когда вследствие расширения Вселенная переходит всостояние с меньшей плотностью, нейтрино перестают взаимодействовать с остальнымвеществом, как бы "отрываются" от него, и в дальнейшем претерпевают толькокосмологическое красное смещение, обусловленное расширением. К сожалению,регистрация таких нейтрино, которые в настоящее время должны обладать энергиейвсего лишь в несколько десятитысячных долей электрон-вольт, вряд ли сможет бытьосуществлена в скором времени.Космология в принципе позволяет получить представление о наиболее общихзакономерностях строения и развития Вселенной. Легко понять, какое огромноезначение имеет этот раздел астрономии для формирования правильногоматериалистического мировоззрения. Изучая законы всей Вселенной в целом, мы ещеглубже познаем свойства материи, пространства и времени. Некоторые из них,например, свойства реального физического пространства и времени в большихмасштабах, можно изyчить только в рамках космологии. Поэтому ее результаты имеютважнейшее значение не только для астрономии и физики, которые получаютвозможность уточнить свои законы, но и для философии, приобретающей обширныйматериал для обобщения закономерностей материального мира.§ 34. Видимые движения планет на фоне звездПланеты (см. § 8) по своим видимым движениям делятся на дне группы: нижние(Меркурий, Венера) и верхние (все остальные, кроме Земли).Движения по созвездиям нижних и верхних планет различны. Меркурий и Венеравсегда находятся на небе либо в том же созвездии, где и Солнце, либо в соседнем.При этом они могут находиться и к востоку и к западу от Солнца, но не дальше18-28е (Меркурий) и 45-48е (Венера). Наибольшее угловое удаление планеты отСолнца к востоку называется ее наибольшей восточной элонгацией, к западу -наибольшей западной элонгацией. При восточной элонгации планета видна на западе,в лучах вечерней зари, вскоре после захода Солнца, и заходит через некотороевремя после него.Затем, двигаясь попятным движением (т.е. с востока к западу сначала медленно, апотом быстрее, планета начинает приближаться к Солнцу, скрывается в его лучах иперестает быть пилимой. В это время наступает нижнее соединение планеты сСолнцем; планета проходит между Землей и Солнцем. Эклиптические долготы (см. §15) Солнца и планеты равны. Спустя некоторое время после нижнего соединенияпланета становится снова видимой, но теперь уже на востоке, в лучах утреннейзари, незадолго перед восходом Солнца. В это время она продолжает двигатьсяпопятным движением, постепенно удаляясь от Солнца. Замедлив скорость попятногодвижения и достигнув наибольшей западной элонгации, планета останавливается именяет направление своего движения на прямое. Теперь она движется с запада навосток, сначала медленно, затем быстрее. Удаление ее от Солнца уменьшается, и,наконец, она скрывается в утренних лучах Солнца. В это время планета проходит заСолнцем, эклиптические долготы обоих светил снова равны - наступает верхнеесоединение планеты с Солнцем, после которого спустя некоторое время она сновавидна на западе в лучах вечерней зари. Продолжая двигаться прямым движением, онапостепенно замедляет свою скорость.Достигнув предельного восточного удаления, планета останавливается, меняетнаправление своего движения на попятное, и все повторяется сначала. Такимобразом, нижние планеты совершают как бы “колебания” около Солнца, как маятникоколо своего среднего положения.Видимые движения верхних планет происходят иначе. Когда верхняя планета виднапосле захода Солнца на западном небосклоне, она перемещается среди звезд прямымдвижением, т.е. с запада на восток, как и Солнце. Но скорость ее движенияменьше, чем у Солнца, которое постепенно нагоняет планету, и. она на некотороевремя перестает быть видимой, так как восходит и заходит почти одновременно сСолнцем. Затем, когда Солнце обгонит планету, она становится видимой на востоке,перед восходом Солнца. Скорость ее прямого движения постепенно уменьшается,планета останавливается и затем начинает перемещаться среди звезд попятнымдвижением, с востока на запад (рис. 22). Через некоторое время планета сноваостанавливается, меняет направление своего движения на прямое, снова ее с западанагоняет Солнце и она опять перестает быть видимой - и все явления повторяются втом же порядке.В середине дуги своего попятного движения планета находится в созвездии,противоположном тому, в котором в это время находится Солнце. Разностьэклиптических долгот планеты и Солнца равна 180е. Такое положение планетыназывается противостоянием с Солнцем. В середине дуги прямого движения планеты,когда Солнце и планета находятся в одном и том же созвездии, их эклиптическиедолготы равны. Это положение называется соединением планеты с Солнцем.Расположение планеты от Солнца на 90е к востоку называется восточнойквадратурой, а на 90е к западу - западной квадратурой. Средние значения дугпопятных движений у планет таковы: Меркурий - около 12е, Венера - около 16е,Марс -15е, Юпитер - 10е, Сатурн - 7е, Уран - 4е, Нептун - 3е, Плутон - 2е.Положения планет относительно Солнца, описанные выше, называются конфигурациямипланет.§ 35. Система мира ПтолемеяОбъяснение видимых движений планет и других небесных тел осложняется тем, чтовсе эти движения наблюдаются нами с Земли, а ничто в наблюдениях небесных илиземных явлений не указывает прямо и определенно на то, движется ли сама Земляили она неподвижна. Поэтому у древних астрономов были две точки зрения на этотвопрос. Согласно одной из них, основанной да непосредственных впечатлениях,Земля неподвижна и находится в центре мира (Вселенной). Согласно второй,основанной тогда лишь на чисто умозрительных заключениях, Земля вращается вокругсвоей оси и движется вокруг Солнца как центра мира. Но допущение движения Землислишком противоречило обычным впечатлениям и религиозным взглядам. Поэтомувторая точка зрения не могла получить подробного математического развития, и надолгое время в астрономии утвердилось мнение о неподвижности Земли.Представления древних астрономов о строении Вселенной изложены в сочиненииПтолемея “Мегале синтаксис” (“Великое построение”). Арабский перевод сочиненияПтолемея известен под искаженным арабскими учеными названием “Альмагест”.В основе системы мира Птолемея лежат четыре главных допущения: 1) Землянаходится в центре Вселенной; 2) Земля неподвижна; 3) все небесные тела движутсявокруг Земли; 4) движения небесных тел происходят по окружностям с постояннойскоростью, т.е. равномерно.Система мира Птолемея называется геоцентрической и может быть представлена вследующем упрощенном виде: планеты движутся равномерно по кругам - эпициклам,центры которых в свою очередь движутся по другим кругам - деферентам, в общемцентре которых находится неподвижная Земля. Солнце и Луна движутся вокруг Землипо деферентам (без эпициклов). Деференты Солнца и Луны, деференты и эпициклыпланет лежат внутри сферы, на поверхности которой расположены “неподвижные”звезды.Суточное движение всех светил объяснялось вращением всей Вселенной как одногоцелого вокруг неподвижной Земли. Прямые и попятные движения планет объяснялисьследующим образом. Когда планета находится в точке А своего эпицикла (рис. 23),то угловая скорость ее движения, наблюдаемая с неподвижной Земли Т, складываетсяиз движения центра эпицикла Э по деференту и движения планеты по эпициклу. Вэтом положении планета будет казаться движущейся прямым движением и с наибольшейскоростью. Когда планета находится в точке В, то ее движение по эпициклупроисходит в сторону, противоположную движению центра эпицикла, и ее угловаяскорость, наблюдаемая с Земли, будет наименьшей. Если при этом скорость планетыпо эпициклу будет меньше скорости центра эпицикла, то планета в этом положениибудет казаться движущейся также прямым движением, но замедленно. Если же еескорость по эпициклу будет больше скорости центра эпицикла, то она будетказаться движущейся попятным движением.Для каждой планеты Птолемей подобрал относительные размеры радиусов эпицикла идеферента и скорости движения планеты по эпициклу и центра эпицикла по деферентутак, что при наблюдении из точки Т получалось движение, совпадающее или близкоек наблюдаемому. Это оказалось возможным при выполнении некоторых условий,которые Птолемей принял в качестве постулатов. Эти постулаты сводились кследующему: 1) центры эпициклов нижних планет лежат на направлении из Т кСолнцу; 2) у всех верхних планет этому направлению параллельны радиусыэпициклов, проведенные в точку положения планеты. Таким образом, направление наСолнце в геоцентрической системе мира фактически оказывалось преимущественным.Кроме того, из системы Птолемея следовало, что периоды обращения центровэпициклов по деферентам равны звездным периодам обращения соответствующихпланет, а периоды обращения планет но эпициклам равны их синодическим периодам(см. § 38). Однако фактически вместо этих положений Птолемей постулировалсоотношение (2.1), которое будет выведено в § 38. Сказанное означает, чтосистема мира Птолемея заключала в себе важнейшие особенности действительныхдвижений планет, которые смогли быть полностью раскрыты только благодаря гениюКоперника.Система Птолемея не только объясняла видимые движения планет, но и позволялавычислять их положения на будущее время с точностью, удовлетворявшейнесовершенным наблюдениям невооруженным глазом. Поэтому, хотя и неверная в своейоснове, она сначала не вызывала серьезных возражений, а впоследствии открытыевозражения против нее жестоко подавлялись христианской церковью.Разногласия же теории с наблюдениями, которые обнаруживались по мере повышенияточности наблюдений, устранялись путем усложнения системы. Так, например,некоторые неправильности в видимых движениях планет, открытые позднейшиминаблюдениями, объяснялись тем, что вокруг центра первого эпицикла обращается непланета, а центр второго эпицикла, по окружности которого движется уже планета.Когда и такое построение для какой-либо планеты оказывалось недостаточным, товводили третий, четвертый и т.д. эпициклы, пока положение планеты на окружностипоследнего из них не давало более или менее сносного согласия с наблюдениями.К началу XVI в. система Птолемея была настолько сложна, что не могла ужеудовлетворить тем требованиям, которые предъявлялись к астрономии практическойжизнью, в первую очередь мореплаванием. Нужны были более простые методывычисления положений планет, и такие методы были созданы благодаря великомутворению гениального польского ученого Николая Коперника, заложившему основыновой астрономии, без которых не могла бы возникнуть и развиваться современнаяастрономия.§ 36. Система мира КоперникаКнига Коперника “Об обращениях небесных сфер”, труд всей его жизни, былаопубликована в 1543 г., незадолго до смерти ученого, В этом сочинении Коперникматематически разработал идею о движениях Земли и положил начало новойастрономии. Созданная им система мира называется гелиоцентрической. В ее основележали следующие утверждения: 1) в центре мира находится Солнце (по-гречески -гелиос), а не Земля; 2) шарообразная Земля вращается вокруг своей оси и этовращение объясняет кажущееся суточное движение всех светил; 3) Земля, как и вседругие планеты, обращается вокруг Солнца и это обращение объясняет видимоедвижение Солнца среди звезд; 4) все движения представляются в виде комбинацииравномерных круговых движений; 5) кажущиеся прямые и попятные движения планетпринадлежат не им, но Земле.Кроме того, Коперник считал, что Луна движется вокруг Земли, и как спутник,вместе с Землей, - вокруг Солнца.Исходя из наблюдательных данных, Коперник прежде всего пришел к заключению, чтовсе планеты, в том числе и Земля, движутся вокруг Солнца примерно в одной и тойже плоскости. Только при этом условии видимые с Земли пути планет на небе могутрасполагаться вблизи эклиптики.Так как Меркурий и Венера в своих видимых движениях не отходят далеко от Солнца(см. § 34), то их пути в пространстве, или орбиты, расположены к Солнцу ближе,чем орбита Земли. При этом Венера находится дальше от Солнца, чем Меркурий, таккак ее видимые отклонения от Солнца больше. Остальные планеты обращаются вокругСолнца на более далеком расстоянии, чем Земля. Ближе всех к Земле расположенМарс, так как его видимое движение среди звезд самое быстрое. Затем следуетболее “медленный” Юпитер и совсем “медленный” Сатурн.Коперник впервые в астрономии дал правильный план строения Солнечной системы,определив относительные расстояния планет от Солнца (в единицах расстояния Землиот Солнца) и вычислив периоды их обращений вокруг него. Объяснения видимыхдвижений планет Коперником, хотя его третье и четвертое утверждения и неверны,просты и естественны, и в своей основе не противоречат научному объяснению этихявлений современной астрономией.Суточное вращение всех небесных светил Коперник правильно считал явлениемкажущимся и объяснял его вращением Земли вокруг своей оси. Годичное движениеСолнца по эклиптике Коперник также считал лишь видимым движением, вызваннымдействительным движением Земли в пространстве вокруг Солнца. Так как звездынаходятся от Земли гораздо дальше, чем Солнце, то при движении Земли вокруг негооно кажется нам перемещающимся среди неподвижных звезд всегда в одном и: том женаправлении. Наконец, сложные видимые прямые и попятные движения планетобъяснялись Коперником как результат сочетания двух действительных движений -движения планеты и движения Земли по их орбитам вокруг Солнца.§ 37. Объяснение конфигураций и видимых движений планетПри своем движении по орбитам планеты могут занимать различные положенияотносительно Солнца и Земли. Пусть в некоторый момент (рис. 24) Земля Т занимаетна своей орбите некоторое положение относительно Солнца С. Нижняя или верхняяпланета может находиться в этот момент в любой точке своей орбиты.Если нижняя планета V находится в одной из четырех указанных на чертеже точек V1, V2 , V3 или V4 , то она видна с Земли в нижнем (V1 ) или в верхнем (V3 )соединении с Солнцем, в наибольшей западной (V2 ) или в наибольшей восточной (V4) элонгации. Если верхняя планета М находится в точках М1 , М2 , М3 или М4 своейорбиты, то она видна с Земли в противостоянии (М1 ) , в соединении (M3 ) , взападной (М2 ) или в восточной (М4 ) квадратуре.Нижняя планета находится ближе всего к Земле в момент нижнего соединения идальше всего - в момент верхнего соединения. Верхняя планета приближается кЗемле на наименьшее расстояние в момент противостояния и удаляется от нее намаксимальнее расстояние в момент соединения. Так объясняются конфигурациипланет.Суть объяснения прямых и попятных движений планет заключается в сопоставленииорбитальных линейных скоростей планеты и Земли.Когда верхняя планета (рис. 25) находится около соединения (M3 ) , то еескорость направлена в сторону, противоположную скорости Земли (Т3 ). С Землипланета будет казаться движущейся прямым движением, т.е. в сторону еедействительного движения, справа налево. При этом скорость ее будет казатьсяувеличенной. Когда верхняя планета находится около противостояния (M1 ) , то еескорость и скорость Земли направлены в одну сторону. Но линейная скорость Землибольше линейной скорости верхней планеты, и поэтому с Земли планета будетказаться движущейся в обратную сторону, т.е. попятным движением, слева направо.Подобные же рассуждения объясняют, почему нижние планеты (Меркурий и Венера)около нижнего соединения (V1 ) движутся среди звезд попятным движением, а околоверхнего соединения (V3 ) - прямым движением (рис. 26).§ 38. Синодические и сидерические периоды обращения планетСинодическим периодом обращения (S) планеты называется промежуток времени междуее двумя последовательными одноименными конфигурациями.Сидерическим или звездным периодом обращения (Т) планеты называется промежутоквремени, в течение которого планета совершает один полный оборот вокруг Солнцапо своей орбите.Сидерический период обращения Земли называется звездным годом (ТÄ ) . Междуэтими тремя периодами можно установить простую математическую зависимость изследующих рассуждений. Угловое перемещение по орбите за сутки у планеты равно ,а у Земли . Разность суточных угловых перемещений планеты и Земли (или Земли ипланеты) есть видимое смещение планеты за сутки, т.е. . Отсюда для нижнихпланет (2.1)для верхних планет (2.2)Эти равенства называются уравнениями синодического движения.Непосредственно из наблюдений могут быть определены только синодические периодыобращений планет S и сидерический период обращения Земли, т.е. звездный год ТÄ.Сидерические же периоды обращений планет Т вычисляются по соответствующемууравнению синодического движения.Продолжительность звездного года равна 365,26... средних солнечных суток.Продолжительность синодических и сидерических периодов обращения планет см. вприложениях.§ 39. Революционность учения КоперникаЗначение учения Коперника для развития науки безмерно велико: оно произвелонастоящую революцию не только в астрономии, но и во всем человеческоммировоззрении.Действительно, со взглядом на строение Солнечной системы неразрывно связанвопрос о положении Земли, а с ней и человека во Вселенной. Следовательно,астрономия входит как существенный элемент в миропонимание, обнимающее какфилософские, так и религиозные вопросы. До Коперника, почти в течение 15 веков,Земля считалась единственным неподвижным телом Вселенной, центральной иважнейшей частью мироздания; все религии считали, что небесные светила созданыдля Земли и человечества.Согласно же учению Коперника Земля - рядовая планета, движущаяся вокруг Солнцавместе с другими, ей подобными, телами. Господствовавшее представление оразличии “земного” и “небесного” оказалось несостоятельным.Учение Коперника заставило пересмотреть и другие отрасли естествознания, вчастности, физику, и освободить науку от устаревших и схоластических традиций,тормозивших ее развитие. После Коперника исследование природы, по существу,освободилось от религии и развитие науки пошло гигантскими шагами. Но новоенаучное мировоззрение завоевывало свои права в ожесточенной борьбе со старыммировоззрением, ярыми приверженцами которого были религиозные фанатики иреакционные ученые. Вначале все они отнеслись терпимо к учению Коперника, считаяего систему мира лишь простой геометрической схемой, более удобной, чем системаПтолемея, для вычисления положений светил на небе. Но уже к началу XVII в.религиозные круги хорошо поняли всю опасность для них учения Коперника ипредприняли против него ожесточенное гонение. Так, в 1600 г. в Риме былвсенародно сожжен Джордано Бруно, первый последователь и пламенный пропагандистнового учения, пришедший на его основе к выводу о множественности обитаемыхмиров. В 1633 г. Галилео Галилей был привлечен к суду инквизиции и вынужден былпризнать свои сочинения “ересью” и отречься от них, так как в своих книгах онотстаивал справедливость системы Коперника.Но никакие преследования не могли остановить начавшегося бурного развития науки,и в то время, когда инквизиция преследовала коперниканцев, Иоганн Кеплер(1572-1630) развил учение Коперника, открыв законы движений планет, а спустя 44года после процесса Галилея Ньютон (1643-1727) опубликовал открытый им законвсемирного тяготения и тем самым установил причину, по которой планеты движутсявокруг Солнца.§ 40. Законы КеплераКеплер был сторонником учения Коперника и поставил перед собой задачуусовершенствовать его систему по наблюдениям Марса, которые на протяжениидвадцати лет производил датский астроном Тихо Браге (1546-1601) и в течениенескольких лет - сам Кеплер.Вначале Кеплер разделял традиционное убеждение, что небесные тела могутдвигаться только по кругам, и поэтому он потратил много времени на то, чтобыподобрать для Марса круговую орбиту.После многолетних и очень трудоемких вычислений, отказавшись от общегозаблуждения о кругообразности движений, Кеплер открыл три закона планетныхдвижений, которые в настоящее время формулируются следующим образом:1. Все планеты движутся по эллипсам, в одном из фокусов которых (общем для всехпланет) находится Солнце.2. Радиус-вектор планеты в равные промежутки времени описывает равновеликиеплощади.3. Квадраты сидерических периодов обращений планет вокруг Солнца пропорциональныкубам больших полуосей их эллиптических орбит.Как известно, у эллипса сумма расстояний от какой-либо его точки до двухнеподвижных точек f1 и f2, лежащих на его оси АП и называемых фокусами, естьвеличина постоянная, равная большой оси АП (рис. 27). Расстояние ПО (или ОA),где О - центр эллипса, называется большой полуосью а, а отношение -эксцентриситетом эллипса. Последний характеризует отклонение эллипса отокружности, у которой е = 0.Орбиты планет мало отличаются от окружностей, т.е. их эксцентриситеты невелики.Наименьший эксцентриситет имеет орбита Венеры (е = 0,007), наибольший - орбитаПлутона (е = 0,247). Эксцентриситет земной орбиты е = 0,017.Согласно первому закону Кеплера Солнце находится в одном из фокусовэллиптической орбиты планеты. Пусть на рис. 27, а это будет фокус f1 (С -Солнце). Тогда наиболее близкая к Солнцу точка орбиты П называется перигелием, анаиболее удаленная от Солнца точка A - афелием. Большая ось орбиты АП называетсялинией апсид, а линия f2P, соединяющая Солнце и планету Р на ее орбите, -радиусом-вектором планеты.Расстояние планеты от Солнца в перигелии q = а (1 - е),(2.3)в афелии Q = a (l + e).(2.4)За среднее расстояние планеты от Солнца принимается большая полуось орбитыСогласно второму закону Кеплера площадь СР1Р2 , описанная радиусом-векторомпланеты за время Dt вблизи перигелия, равна площади СР3Р4 , описанной им за тоже время Dt вблизи афелия (рис. 27, б). Так как дуга Р1Р2 больше дуги Р3Р4 , то,следовательно, планета вблизи перигелия имеет скорость большую, чем вблизиафелия. Иными словами, ее движение вокруг Солнца неравномерно.Скорость движения планеты в перигелии (2.5)в афелии (2.6)где vc - средняя или круговая скорость планеты при r = а. Круговая скоростьЗемли равна 29,78 км/сек " 29,8 км/сек.Первый и второй законы Кеплера показывают, что третье и четвертое утвержденияКоперника (см. § 36) неверны. Третий закон Кеплера записывается так: (2.7)где Т1 и T2 - сидерические периоды обращений планет, а1 и a2 - большие полуосиих орбит.Если большие полуоси орбит планет выражать в единицах среднего расстояния Землиот Солнца (в астрономических единицах), а периоды обращений планет - в годах, тодля Земли а =1 и Т = 1 и период обращения вокруг Солнца любой планеты (2.8)Третий закон Кеплера устанавливает зависимость между расстояниями планет отСолнца и периодами их обращения.§ 41. Элементы орбит планет. Основные задачи теоретической астрономииДвижение планеты будет вполне определено, если известны плоскость, в которойлежит ее орбита, размеры и форма этой орбиты, ее ориентировка в плоскости и,наконец, момент времени, в который планета находится в определенной точкеорбиты. Величины, определяющие орбиты планеты, называются элементами ее орбиты.За основную плоскость, относительно которой определяется положение орбиты,принимается плоскость эклиптики.Две точки, в которых орбита планеты пересекается с плоскостью эклиптики,называются узлами - восходящим и нисходящим. Восходящий узел тот, в которомпланета пересекает эклиптику, удаляясь от ее южного полюса.Эллиптическую орбиту планеты определяют следующие 6 элементов (рис. 28):1. Наклонение i плоскости орбиты к плоскости эклиптики. Наклонение может иметьлюбые значения между 0 и 180е. Если 0 £ i < 90е, то планета движется вокругСолнца (С) в том же направлении, что и Земля (прямое движение); если 90е < i <180е, то планета движется в противоположном направлении (обратное движение).2. Долгота (гелиоцентрическая) восходящего узла <, т.е. угол между направлениямииз центра Солнца на восходящий узел и на точку весеннего равноденствия. Долготавосходящего узла может иметь любые значения от 0 до 360е.Долгота восходящего узла < и наклонение i определяют положение плоскости орбитыв пространстве.3. Угловое расстояние w перигелия от узла, т.е. угол между направлениями изцентра Солнца на восходящий узел <, и на перигелий П. Он отсчитывается вплоскости орбиты планеты в направлении ее движения и может иметь любые значенияот 0 до 360е.Угловое расстояние перигелия w определяет положение орбиты в ее плоскости.(Иногда вместо w дается долгота перигелия p = < + w)4. Большая полуось а эллиптической орбиты, которая однозначно определяетсидерический период обращения Т планеты. Часто одновременно с ней дается вкачестве элемента среднее суточное движение п = 360е / T = 2p / T, т.е. средняяугловая скорость планеты за сутки.5. Эксцентриситет орбиты где а и b - полуоси эллиптической орбиты.Большая полуось а и эксцентриситет е определяют размеры и форму орбиты.6. Момент прохождения через перигелий t0 , или положение планеты на орбите вкакой-нибудь определенный момент времени t (долгота в эпоху t).Зная момент прохождения через перигелий t0 и другие элементы орбиты, можноопределить положение планеты в плоскости ее орбиты для любого момента времени t.Положение планеты на орбите определяется двумя величинами: радиусом-вектором r иистинной аномалией q. Истинной аномалией планеты называется угол ПСР (рис. 29)между направлением из Солнца (С) на перигелий П и радиусом-вектором планеты Р.Радиус-вектор r и истинная аномалия q вычисляются по формулам r = a (1 - e cos E),(2.9) (2.10)где Е = Ð ПON и называется эксцентрической аномалией.Эксцентрическая аномалия Е вычисляется из уравнения Кеплера M = E - e sin E,(2.11)где М - угол, называемый средней аномалией. Средняя аномалия представляет собойдугу круга, которую описала бы планета за время (t-t0), если бы она двигаласьравномерно по окружности радиуса а со средней угловой скоростью п, т.е. (2.12) Вычисление положения планеты на орбите для некоторого момента времени tпроводится в следующей последовательности:1) по формуле (2.12), в которой известны Т и (t - t0), определяют среднююаномалию М;2) по формуле (2.11), при известных е и М, методом последовательных приближенийнаходят эксцентрическую аномалию Е;3) по формулам (2.9) и (2.10) вычисляют радиус-вектор r и истинную аномалию q .Определив положение планеты на орбите для заданных моментов времени, можновычислить для этих же моментов ее пространственные гелиоцентрические координаты.Зная же элементы орбиты Земли и вычислив для тех же моментов положение Земли наее орбите, можно определить геоцентрические координаты планеты и найти еерасстояние от центра Земли.Определение видимых координат планеты по элементам их орбит называетсявычислением эфемерид, т.е. таблиц, в которых положения планет даются на любыеизбранные моменты времени (иногда на много лет вперед).Обратная задача, т.е. определение элементов орбит по наблюденным координатам,называется определением орбит. Эта задача гораздо труднее вычисления эфемерид.Кеплер решил ее для тех планет, которые наблюдаются уже давно. Методы жеопределения орбит по нескольким (не менее 3-х) наблюдениям, что особенно важнопри открытии новых планет и комет, были разработаны лишь в начале XIX в.Вычисление эфемерид и определение орбит - основные задачи теоретическойастрономии.§ 42. Основные законы механикиПосле установления Кеплером законов движения планет естественно встал вопрос опричине таких движений. Решение этой задачи требовало предварительного изучениязаконов движения любых тел, т.е. необходимо было развитие той частиестествознания, которая называется механикой.После того как трудами Галилея (1564-1642), Гюйгенса (1629-1695) и других ученыхбыло положено начало опытному обоснованию механики, Ньютон сформулировалследующие три основных закона движения тел:1-й закон. Всякое тело сохраняет свое состояние покоя или равномерного ипрямолинейного движения, пока и поскольку приложенные силы не заставят егоизменить это состояние. Этот закон называется законом инерции. Если m - массатела, а v - его скорость, то закон инерции математически можно представить вследующем виде: mv = const.(2.13)Если v = 0, то тело находится в покое; если v = const ¹ 0, то тело движетсяравномерно и прямолинейно. Произведение mv называется количеством движения тела.Изменение количества движения тела может произойти только в результате еговзаимодействия с другими телами, т.е. под действием силы.2-й закон. Изменение количества движения пропорционально приложенной движущейсиле и происходит по направлению той прямой, по которой эта сила действует.Второй закон математически записывается так:или F = mw,(2.14)т. е. произведение массы тела m на его ускорение w равно действующей силе F.Уравнение (2.14) называется основным законом динамики материальной точки.3-й закон. Действие всегда вызывает равное и противоположное противодействие.Иными словами, воздействия двух тел друг на друга всегда равны и направлены впротивоположные стороны.Если какое-нибудь тело с массой т1 взаимодействует с другим телом с массой m2 ,то первое тело изменяет количество движения второго тела m2v2 , no и самопретерпевает от него такое же изменение своего количества движения m1v1 , нотолько обратно направленное, т.е.или F2 = - F1 .(2.15)§ 43. Закон всемирного тяготения НьютонаОсновные законы движения тел позволили Ньютону сформулировать и математическидоказать следующую теорему: “Силы, которыми главные планеты постоянноотклоняются от прямолинейного движения и удерживаются на своих орбитах,направлены к Солнцу и обратно пропорциональны квадратам расстояния от егоцентра”.Доказав далее, что сила, удерживающая планеты на их орбитах, тождественна ссилой тяжести, действующей на поверхности Земли, Ньютон обобщил эту теорему ивыразил ее в форме закона всемирного тяготения:“Каждые две частицы материи притягивают взаимно друг друга, или тяготеют друг кдругу, с силой, прямо пропорциональной произведению их масс и обратнопропорциональной квадрату расстояния между ними”.Математически закон всемирного тяготения Ньютона записывается так: (2.16)где m1 и m2 - массы частиц, r - расстояние между ними, f - коэффициентпропорциональности, равный силе, с которой притягиваются друг к другу двечастицы с единичными массами и находящиеся на единичном расстоянии друг отдруга.Коэффициент f называется постоянной тяготения, или гравитационной постоянной.В системе CGS (сантиметр, грамм, секунда)f = 6,67 ? 10 -8 см3 / г ? сек2Следовательно, две материальные частицы, с массами по 1 г каждая и находящиесяна расстоянии 1 см одна от другой, притягиваются друг к другу с силой в дины.В астрономии расстояния между Солнцем и планетами часто выражают вастрономических единицах (а.е.), массы небесных тел в массах Солнца, а время - всредних солнечных сутках. В этой системе единиц, называемой гауссовой,постоянная тяготения f = k2 = 0,00029591, а величина k = 0,0172021 "называется гауссовой постоянной.§ 44. Зависимость силы тяготения от массы и от формы притягивающихся телИз второго основного закона механики (2.14) и закона всемирного тяготения (2.16)следует:1. Две материальные частицы, или материальные точки (т.е. материальные тела,размеры которых исчезающе малы по сравнению с расстоянием между ними),притягивают друг друга с одинаковой силой F, но получают при этом разныеускорения, обратно пропорциональные их массам. Действительно, от силы F масса m1получает ускорение направленное к m2 , a масса т2 - ускорение направленное кт1 . ОтсюдаНапример, ускорение Земли от притяжения ее Луной меньше ускорения Луны отпритяжения ее Землей во столько же раз, во сколько раз масса Луны меньше массыЗемли.2. Относительное ускорение двух материальных точек wот равно разности w1 - w2 ,и так как w1 и w2 направлены в противоположные стороны, то (2.17)т. е. wот пропорционально сумме масс частиц.Следовательно, ускорение при относительном движении имеет такую же величину, каки в случае, если бы масса обеих частиц (m1 + m2) была сосредоточена в одной изних. Поэтому при решении задачи о движении двух притягивающихся материальныхточек мы можем считать, что сила исходит из неподвижного центра, и исследоватьдвижение только одной точки.3. Две материальные точки с массами m1 и т2 , находящиеся на равных расстоянияхот третьей материальной точки с массой т, притягиваются последней с разнымисиламии но ускорения (по величине) получают одинаковые, равныеНапример, Солнце притягивает Землю с большей силой, чем Луну, но Земля и Луна,когда они находятся на одном и том же расстоянии от Солнца, получают от негоодинаковые ускорения.Закон тяготения Ньютона сформулирован для материальных частиц. Однако небесныетела - Солнце, Луна, планеты, звезды - не являются материальными частицами, ониимеют значительные объемы. Но Ньютон доказал:1) если два притягивающихся тела имеют форму шаров и равномерную плотность, тоони притягиваются так, как будто их массы сосредоточены в их центрах;2) так же притягиваются шаровые слои равномерной плотности, ограниченные двумяконцентрическими шаровыми поверхностями;3) так же притягиваются шары, плотность которых не везде одинакова, но веществоодинаковой плотности образует концентрические слои.Для таких тел r в формуле (2.16) означает расстояние между центрами шаров; приэтом радиусы шаров могут быть какого угодно размера по сравнению с расстояниемr, только их сумма должна быть меньше r. Так как подавляющее большинствонебесных тел имеет почти правильную шаровую форму, с концентрическими слоямипочти одинаковой плотности, а расстояние между их центрами значительнопревосходит размеры шаров, то небесные тела можно рассматривать как материальныеточки и при исследовании взаимодействий между ними пренебрегать на первом этапеуклонениями их формы от шарообразной. Заметные влияния подобных уклоненийудобнее вычислять отдельно в виде “возмущений” (см., например, § 72).§ 45. Тождество силы тяготения и силы тяжестиВсем телам на поверхности Земли сила тяжести сообщает при их свободном паденииускорение g, равное приблизительно 981 см/сек2.Допустим, что сила тяжести изменяется обратно пропорционально квадратурасстояния тела от центра Земли. Тогда, например, Луна, находящаяся от центраЗемли на расстоянии в 60 земных радиусов (приблизительно), должна испытыватьускорение g` в 602 раз меньшее, чем ускорение на поверхности Земли, т.е.Из механики известно, что для точки, равномерно движущейся по кругу,центростремительное ускорение w = w2 , где w - угловая скорость точки, а r -радиус круга.Принимая орбиту Луны за окружность с приближенным радиусом r = 60 ? 6378 км, апериод обращения Луны вокруг Земли равным примерно 27,3 средних суток(сидерический месяц), получим центростремительное ускорение орбитальногодвижения ЛуныПолученные одинаковые числа для g` и w означают, что сила, которая удерживаетЛуну на ее орбите (сила притяжения), есть не что иное, как сила земной тяжести,ослабленная пропорционально отношению квадратов расстояния Луны от центра Землии расстояния поверхности Земли от ее центра.На основании этого результата Ньютон и сделал вывод о том, что сила тяжеститождественна с силой взаимного тяготения, действующей между всеми теламиВселенной, и сформулировал свой закон в той форме, как он дан в § 43.§ 46. Изменение силы тяжести на поверхности ЗемлиСила тяжести на поверхности Земли есть равнодействующая двух сил: силыпритяжения, направленной к центру массы Земли, и центробежной силы, направленнойперпендикулярно к оси вращения Земли. Так как Земля сплюснута вдоль осивращения, то сила притяжения у полюсов больше, чем в других местах, иуменьшается к экватору.Кроме того, центробежная сила действует против силы притяжения. Поэтому силатяжести на поверхности Земли уменьшается при переходе от полюсов к экватору.Разница в ускорении силы тяжести между полюсами и экватором составляет g90 -g0 = 983,2 - 978,0 = 5,2 см/сек2. Около 2/3 этой разности возникает за счетцентробежного ускорения на земном экваторе и около 1/3 - за счет сплюснутостиЗемли.Среднее значение ускорения силы земной тяжести принимается равным g = 981см/сек2Результаты измерений ускорения силы тяжести в различных точках земнойповерхности показали отклонения (возмущения) силы тяжести по сравнению с еенормальным ходом, соответствующим эллипсоиду. Эти отклонения называютсяаномалиями силы тяжести и объясняются тем, что строение земной коры неоднороднокак в отношении видимых наружных масс (горных массивов и т.п.), так и вотношении плотностей горных пород, составляющих земную кору.Ряд мелких неоднородностей в строении верхних слоев земной коры вызывают местныеаномалии силы тяжести, охватывающие небольшие районы. Местные аномалиисвидетельствуют о наличии залежей ископаемых, обладающих либо очень большойплотностью (например, руды металлов) либо очень маленькой плотностью (например,залежи нефти, каменной соли).§47. Природа тяготения и его роль в астрономииДо создания теории строения атома были известны два типа взаимодействий междумакроскопическими телами: гравитационное, описываемое законом всемирноготяготения (2.16), и электромагнитное, выражаемое уравнениями Максвелла. В обоихслучаях силы, связанные с этими взаимодействиями, убывают обратнопропорционально квадрату расстояния и прямо пропорционально определеннымхарактеристикам тел: массе в случае тяготения и заряду в электростатике. Так какв природе имеются два типа зарядов, противоположное действие которых в обычныхтелах, как правило, компенсирует друг друга, то для движения компактных масстипа звезд, планет, галактик и т. д. решающими оказываются гравитационные силы.Поэтому закон всемирного тяготения оказывается одним из наиболее важных законовприроды, используемых в астрономии. В сочетании с другими законами механики онпозволяет объяснить движения планет и искусственных тел в Солнечной системе,звезд в звездных скоплениях и в Галактике, изучить динамику других звездныхсистем. Тяготением определяется форма большинства небесных тел и, в частности,сферичность звезд и планет. Закон всемирного тяготения в сочетании с законамикинетической теории газов позволяет выявить важнейшие закономерности внутреннегостроения звезд и их эволюции. Гравитационные силы во многом определяют свойстваатмосфер звезд и планет и характер происходящих в них явлений.Закон всемирного тяготения в классической формулировке Ньютона справедлив толькодля относительно слабых гравитационных полей, создаваемых обычными телами с неслишком большими значениями плотности. Для сильных гравитационных полей, а такжедля движений с очень большими скоростями (соизмеримыми со скоростью света) болееточное описание движения дает общая теория относительности (ОТО), котораяявляется теорией тяготения, учитывающей влияние распределения масс на свойствапространства и времени.С помощью общей теории относительности удается объяснить некоторые тонкиезакономерности движения ближайшей к Солнцу планеты - Меркурия. Она существеннадля понимания природы сверхплотных тел (нейтронные звезды и гипотетические“черные дыры”). На ней основана вся современная космогония, т. е. теориястроения и эволюции Вселенной в целом.Важность тяготения в астрономии не означает, что в космических условиях неиграют роли другие типы взаимодействий. Электромагнитные взаимодействияоказываются весьма существенными, особенно в тех случаях, когда приходится иметьдело c движением ионизованного газа (плазмы) в магнитном поле.Электромагнитные взаимодействия особенно важны в большинстве микроскопических(атомных) процессов, в результате которых возникает наблюдаемое излучениенебесных тел.В масштабе отдельных атомов, т.е. в микромире, гравитационные взаимодействиясохраняются, но относительная их роль становится совсем иной. Электромагнитноевзаимодействие, скажем, протона и электрона неизмеримо сильнее гравитационного,которым в большинстве случаев можно просто пренебречь. В атомном ядре, гдечастицы сближаются значительно сильнее, чем в атоме, проявляются еще два новыхтипа взаимодействия, характер которых известен хуже, чем первых двух.По-видимому, их действие убывает с расстоянием значительно быстрее, чем взаконах Ньютона и Кулона. По величине одно из этих взаимодействий в масштабахядра атома оказывается самым сильным из всех известных. Это взаимодействиепринято называть сильным. Оно обеспечивает ядерные реакции синтеза в звездах.Другое взаимодействие по некоторым характеристикам оказывается сильнеегравитационного, но слабее электрического. Его называют слабым взаимодействием,примером которого может служить бета-распад протона - процесс, с которогоначинается большинство ядерных реакций в недрах звезд.Таким образом, мы видим, что в астрономии приходится иметь дело со всеми видамивзаимодействий, известными в природе. Однако в первую очередь и чаще всего мывстречаемся с гравитацией.§ 48. Движение материальной точки под действием силы притяжения (задача двухтел)Эта задача решается путем интегрирования дифференциальных уравнений движения,получаемых из основного уравнения динамики материальной точки (2.14), в которомсила F есть сила притяжения. Мы не будем интегрировать эти уравнения, так как сэтим учащийся познакомится в курсах теоретической астрономии и небесной механикиОстановимся лишь на результатах решений.Если неподвижная масса М, сосредоточенная в точке С, стала притягивать к себе внекоторый момент материальную точку т с силой, обратно пропорциональной квадратурасстояния, то ускорение точки т будет направлено по прямой тС, а ее дальнейшеедвижение будет зависеть от расстояния и от величины и направления скорости v0,которые она имела в начальный момент (в момент начала действия притяжения массойМ).Если скорость v0 > 0, но не превосходит некоторого предела vc , то точка т будетдвигаться по эллипсу, в одном из фокусов которого будет находиться точка С (рис.30). Плоскость эллипса будет проходить через точки С, т и направление скоростиv0 .Форма и размеры эллипса будут различны, смотря по величине скорости v0 . Прималых v0 эллипс будет сильно сжатым, его большая ось будет лишь немного больше,чем Cm, и точка С будет находиться в фокусе, далеком от m. Если скорость v0будет близка к скорости vc , но меньше ее, то эксцентриситет эллипса будет мал,его большая полуось будет лишь немного меньше, чем Cm, точка С приблизится кцентру эллипса, но останется в фокусе, далеком от т.Если начальная скорость v0 = vc и будет направлена перпендикулярно к линии Cm,то точка m будет двигаться по кругу радиуса Сm.Если v0 > vc , но не превосходит некоторого предела vп = vc , то точка т будетдвигаться по эллипсу, но точка С при этом будет находиться в фокусе, близком кm, а большая ось эллипса будет тем больше, чем ближе v0 к vп .Если v0 = vп = vc , то точка т будет двигаться по параболе, обе ветви которойуходят в бесконечность, приближаясь к направлению, параллельному оси Ст. По меретого как точка т будет удаляться от тела М, ее скорость будет стремиться к нулю.Если v0 > vп , то точка т будет двигаться по гиперболе, ветви которой уходят вбесконечность и, при очень большой начальной скорости, приближаются кнаправлению, перпендикулярному к оси Ст. По мере того как точка т будетудаляться по гиперболе, ее скорость будет стремиться к некоторой постояннойвеличине.Наконец, в предельных случаях, когда v0 = ¥, точка т будет двигаться по прямойтb, а когда v0 = 0, то по прямой тС.Скорость v точки т на любом расстоянии r от точки С получается из формулы (2.18)где а - большая полуось эллипса. Эта формула называется интегралом энергии.Если точка m движется по кругу, т.е. r = а, то из уравнения (2.18) следует (2.19)а если точка m движется по параболе, то а = ¥ и (2.20)Скорость vc называется круговой скоростью, а vп - параболической скоростью.Скорость эллиптического движения vэ заключена в пределах 0 < vэ < vп , агиперболическая скорость vr > vп . Гиперболическая орбита определяется теми жешестью элементами, что и эллиптическая (см. § 41), только вместо большой полуосиа = ¥ дается перигельное расстояние q. Параболическая орбита определяется пятьюэлементами: i, <, w, t0 и q, так как для параболы а = ¥ и е = 1.§ 49. Первый (обобщенный) закон КеплераЗаконы Кеплера были получены им эмпирически в результате исследования видимыхдвижений планет. Поэтому первый закон Кеплера в формулировке, данной в § 40,справедлив лишь в отношении больших планет и тех тел Солнечной системы(некоторых комет, астероидов), которые движутся вокруг Солнца по замкнутыморбитам.Если же иметь в виду движения небесных тел вообще, то на основании предыдущегопараграфа этот закон надо сформулировать в следующем виде: под действием силыпритяжения одно небесное тело движется в поле тяготения другого небесного телапо одному из конических сечений - кругу, эллипсу, параболе или гиперболе.В этой формулировке первый закон Кеплера будет справедлив уже для всех комет,орбиты которых либо эллипсы, либо параболы, либо гиперболы; он будет справедливи для спутников больших планет, орбиты которых эллипсы, но в их фокусахнаходятся большие планеты, и для физических двойных звезд (см. § 154),обращающихся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс, и т.д. При этомформа и размеры орбит тел зависят только от величины начальной скорости.§ 50. Второй закон КеплераВозьмем прямоугольную систему координат, начало которой находится в центрепритяжения, а плоскость ху совпадает с плоскостью орбиты тела.Проектируя ускорение и силу на координатные оси х и у (рис. 31), напишемосновное уравнение динамики (2.14) в следующем виде:Умножая эти уравнения соответственно на у и х и вычитая первое из второго,получимилиПоскольку сила центральная, то имеет место соотношениеПоэтомуили (2.21)В полярных координатахх = r cos q, у = r sin q,где r - расстояние точки от начала координат (радиус-вектор точки), а q -полярный угол (истинная аномалия).Если перейти от прямоугольной системы координат к полярным координатам, товыражение (2.21) будет иметь вид (2.22)т.e. площадь, описанная радиусом-вектором за единицу времени, есть величинапостоянная. Это есть математическое выражение второго закона Кеплера (см. § 40).§ 51. Третий (уточненный) закон КеплераПри круговом движении ускорение w = w2r, где угловая скорость , а Т - периодобращения по окружности. Следовательно, ускорениеЕсли рассматривать относительное движение по кругу небесного тела с массой твокруг центрального тела с массой M, то согласно уравнению (2.17) относительноеускорениеТак как w и wот - одно и то же ускорение, то, приравняв их правые части, получим (2.23)Если рассматривать движение небесного тела по эллипсу, то получится соотношение,аналогичное (2.23), только в нем радиус круга r заменится на большую полуось а,а T будет означать период обращения тела по эллипсу. Напишем это соотношение длядвух тел, массы которых т1 и т2 , большие полуоси их эллиптических орбит а1 и a2, а периоды их обращений вокруг их центральных тел с массами М1 и М2 обозначимчерез T1 и T2 . Тогдаоткуда (2.24)Это точное выражение третьего закона Кеплера. Если рассматривать движение двухпланет вокруг Солнца, т.e. вокруг одного и того же тела (М1 = М2 ), и пренебречьмассами планет (т1 " m2 = 0) в сравнении с массой Солнца, то получим формулу(2.7), выведенную Кеплером из наблюдений:Так как массы планет в сравнении с массой Солнца незначительны, то формулаКеплера достаточно хорошо согласуется с наблюдениями.Формулы (2.23) и (2.24) играют большую роль в астрономии: они дают возможностьопределять массы небесных тел (см. § 58).§ 52. Понятие о возмущенном движенииЕсли бы какое-нибудь тело Солнечной системы притягивалось только Солнцем, то онодвигалось бы вокруг Солнца точно по законам Кеплера. Такое движение,соответствующее решению задачи двух тел, называют невозмущенным. Вдействительности же все тела Солнечной системы притягиваются не только Солнцем,но и друг другом. Поэтому ни одно тело в Солнечной системе не может точнодвигаться по эллипсу, параболе, гиперболе и тем более по кругу. Отклонения вдвижениях тел от законов Кеплера называются возмущениями, а реальное движениетел - возмущенным движением. Возмущения тел Солнечной системы имеют оченьсложный характер, и их учет чрезвычайно труден, хотя они сравнительно иневелики, так как массы этих тел по сравнению с массой Солнца очень малы (общаяих масса меньше массы Солнца). Возмущения можно рассматривать как различиемежду положениями светила при возмущенном и невозмущенном движениях, авозмущенное движение тела представлять как движение по законам Кеплера спеременными элементами его орбиты.Изменения элементов орбиты тела вследствие притяжения его другими телами, помимоцентрального, называются возмущениями, или неравенствами элементов. Возмущенияэлементов делятся на вековые и периодические.Вековые возмущения тел Солнечной системы зависят от взаимного расположения ихорбит, которое в течение очень больших промежутков времени изменяется оченьмало. Поэтому вековые возмущения элементов происходят в одном и том женаправлении и величина их приблизительно пропорциональна времени. Вековымвозмущениям подвержены два элемента орбиты - долгота восходящего узла < идолгота перигелия p.Периодические возмущения зависят от относительного положения тел на их орбитах,которое при движении по замкнутым орбитам повторяется через определенныепромежутки времени. Поэтому периодические возмущения элементов орбит происходятпопеременно то в одном, то в противоположном направлении, и им подвержены в тойили иной степени все элементы орбит. Так как у больших планет невозмущенныеорбиты - замкнутые кривые (эллипсы), а вековым возмущениям подвержены толькодолготы узлов и долготы перигелиев, то планетная система должна в ближайшембудущем остаться в существенных своих чертах такой же, какой она является внастоящее время. Однако вопрос об устойчивости Солнечной системы в течениечрезвычайно длительных промежутков времени, например, в течение несколькихмиллиардов лет, остается нерешенным.§ 53. Понятие о возмущающей силеПусть имеются три небесных тела: Солнце С с массой М, планета P1 с массой m1 нарасстоянии r1 от центра Солнца и планета Р2 с массой т2 на расстоянии r2 отцентра Солнца и на расстоянии r от планеты Р1 (рис. 32). Все три тела действуютдруг на друга по закону всемирного тяготения Ньютона.Солнце получает ускорениепо направлению СР2 от планеты P1 и ускорениепо направлению СР2 от планеты Р2 .Рассмотрим движение планеты P1 относительно Солнца. В этом случае на планету P1будут действовать силы, вызывающие следующие ускорения: по направлению P1C, по направлению Р1Р2 ,и по направлению, параллельному Р2С .Первое ускорение w есть ускорение относительного движения, вызванное притяжениемСолнца; оно обусловливает движение планеты P1 вокруг Солнца но законам Кеплера.Ускорения w` и w" составляют ускорение возмущающей силы и обусловливаютотклонения в движении планеты P1 от законов Кеплера. Возмущающая сила,следовательно, состоит из двух сил: из силы действия планеты P2 на планету P1 ииз силы действия планеты Р2 на Солнце. Так как ускорение w" откладывается всторону, противоположную w2 , то возмущающая сила есть геометрическая разностьдействий возмущающего тела на планету и на Солнце. Как видно из рис. 32,возмущающая сила (возмущающее ускорение) в общем случае не направлена квозмущающему телу, т.е. к планете Р2 . Возмущающая сила будет направлена точно квозмущающему телу Р2 только в том случае, если тела P1 и P2 находятся на однойпрямой с Солнцем и притом оба по одну сторону от него (в порядке CP1P2 или CP2P1). Если же тела P1 и Р2 находятся на одной прямой (P1CP2 ) с Солнцем, но поразные стороны от него, то возмущающая сила направлена от возмущающего тела.Величина и направление возмущающей силы вследствие движения тел непрерывноменяются.§ 54. Сила, возмущающая движение ЛуныДля Луны центральным телом является Земля, а основным возмущающим телом -Солнце.Притяжения планет также влияют на движение Луны, но вызываемые ими возмущениясравнительно невелики и во много раз меньше возмущений, вызываемых Солнцем.Притяжение Солнца сообщает Луне ускорениегде М - масса Солнца, a r1 - расстояние Луны от Солнца.Земля же притягивает Луну с силой, сообщающей Луне ускорениегде т - масса Земли, а r - расстояние Луны от Земли. Разделив первое ускорениена второе, получимТак как = 333000 (см. § 58), а то сила притяжения Луны Солнцем в два с лишнимраза больше силы притяжения Луны Землей. Но на движение Луны относительноЗемли влияет не сила притяжения ее Солнцем, а разность притяжении Солнцем Луны иЗемли (см. § 53). А так как ускорение Земли от притяжения Солнцемгде а - расстояние Земли от Солнца, то, следовательно, возмущающее ускорение w1движения Луны равно разности ускорений w и w`.Наибольшего значения это ускорение w1 , а следовательно, и возмущающая сила,достигает тогда, когда Луна L1 находится между Солнцем С и Землей Т (рис. 33). Вэтом случае возмущающее ускорениеТак как r мало по сравнению с а, то а - r мало отличается от а, и скобки взнаменателе можно заменить через а2, а в числителе пренебречь величиной r2.ТогдаВ положении L3 (рис. 33) ускорение, сообщаемое Луне Солнцем, почти такое же.Действительно, в этом случаеТаким образом, сила, возмущающая движение Луны, обратно пропорциональна неквадрату, а кубу расстояния до возмущающего тела (Солнца), и величина еесоставляет:т.е. приблизительно силы притяжения Луны Землей.В положении L1 возмущающая сила Солнца отдаляет Луну от Земли, а в положении L3отдаляет Землю от Луны. В положениях L2 и L4 возмущающая сила несколькосближает Луну и Землю, так как силы, с которыми Солнце притягивает их, в этихслучаях равны по величине, а направления сил сходятся под острым углом.§ 55. Приливы и отливыТак как размеры Земли не бесконечно малы по сравнению с расстояниями до Луны иСолнца, то, независимо от формы Земли, силы лунного и солнечного притяжения наразные точки Земли неодинаковы. В результате появляется возмущающая сила,действующая на эти точки сообразно различным расстояниям и направлениям от этихточек до притягивающего тела. Если бы Земля была абсолютно твердым телом, т.е.ее точки не могли бы изменять своего положения относительно центра Земли, то поддействием этих возмущающих сил в теле Земли появились бы только едва заметныенатяжения. Но Земля не абсолютно твердое тело, поэтому действие возмущающих силна некоторые части земной поверхности вызывает явления, которые называютсяприливами и отливами.Допустим для простоты, что твердая поверхность Земли со всех сторон равномернопокрыта океаном (рис. 34). Луна притягивает к себе каждую частицу твердойповерхности Земли и каждую каплю воды в океане, сообщая им ускорения обратнопропорциональные квадрату расстояния между частицей и центром Луны.Равнодействующая ускорений, сообщаемых твердым частицам, проходит через центрЗемли Т и равнагде m - масса Луны, а r - расстояние центра Луны от центра Земли. Что жекасается воды океана, то в точке A ускорение больше, чем wT , а в точке В ономеньше wT , так как и где R - радиус Земли.Относительное ускорение (относительно центра Земли) в точке A равно разности wA- wT , т.е.илиТак как радиус Земли R по сравнению с расстоянием до Луны r величина малая, то вчислителе можно пренебречь членом R2, а в знаменателе вместо разности (r - R)оставить только r.ТогдаЭта разность ускорений направлена от центра Земли, так как wA > wT . Разностьускорений wB ¾ wT по величине примерно такая же и направлена также от центраЗемли, поскольку wB < wT . Следовательно, в точках A и В действие Луны ослабляетсилу тяжести на земной поверхности.В точках F и D ускорения wF и wD , сообщаемые Луной, направлены под тупым угломк ускорению, обратному ускорению в точке Т ; равнодействующие ускорения здесьнаправлены почти к центру Земли. Следовательно, в точках F и D действие Луныувеличивает силу земной тяжести.В промежуточных точках между F и А, А и D равнодействующие ускорения направленыв сторону точки А, а между F и В, В и D - в сторону точки В. Если этиравнодействующие ускорения разложить по радиусу и по касательной, то впромежуточных точках получается небольшое усиление или ослабление силы земнойтяжести и, что особенно важно, получаются ускорения, направленные к точке A наодной стороне Земли (FAD) и к точке В на другой (FBD). Действие этих ускоренийприводит к тому, что вода в океане стремится на одной половине Земли к точке A,где Луна находится в зените, а на другой половине - к точке В, где Лунанаходится в надире.Следовательно, под действием лунного притяжения водная оболочка Земли принимаетформу эллипсоида, вытянутого по направлению к Луне, и близ точек A и B будетприлив, а у точек F и D - отлив.Вследствие вращения Земли приливные выступы образуются в каждый следующий моментуже в новых местах земной поверхности. Поэтому за промежуток времени между двумяпоследовательными верхними (или нижними) кульминациями Луны, равный в среднем24h52m, приливные выступы обойдут вокруг всего земного шара и за это время вкаждом месте произойдет два прилива и два отлива.Под действием солнечного притяжения водная оболочка Земли также испытываетприливы и отливы, но солнечные прилиты в 2,2 раза меньше лунных. Действительно,ускорение приливообразующей силы Солнца равноfM? где М? - масса Солнца, а а - расстояние Земли от Солнца. Разделив ускорениеприливообразующей силы Луны на это ускорение, получимтак как М?= 333 000 масс Земли, m " массы Земли и a = 390 r. Следовательно,приливная сила Солнца в 2,2 раза меньше приливной силы Луны. Солнечные приливыотдельно не наблюдаются, они только изменяют величину лунных приливов.Во время новолуний и полнолуний (так называемых сизигий) солнечный и лунныйприливы наступают одновременно, действия Луны и Солнца складываются инаблюдается самый большой прилив. Во время первой и последней четверти (такназываемых квадратур) в момент лунного прилива происходит солнечный отлив, идействие Солнца вычитается из действия Луны: наблюдается наименьший прилив.В действительности явление приливов и отливов гораздо сложнее. Земля не вездепокрыта океаном и приливная волна (приливной выступ), пробегая по поверхностиокеана, встречает на своем пути сложные береговые линии материков, различныеформы морского дна и испытывает при этом трение. Как правило, в силу указанныхпричин момент прилива не совпадает с моментом кульминации Луны, а запаздываетприблизительно на один и тот же промежуток времени, иногда доходящий до шестичасов. Этот промежуток времени называется прикладным часом. Высота прилива вразных местах также не одинакова. Во внутренних морях, например, в Черном иБалтийском, приливы ничтожны - всего в несколько сантиметров.В океане, вдали от побережья, величина прилива не превышает 1 м, но у берегов, взависимости от их очертаний и глубины моря, приливы могут достигать значительнойвысоты. Так, например, в Пенжинской губе (Охотское море) наибольшая величинаприлива 12,9 м, в заливе Фробишера (южное побережье острова Баффинова Земля)-15,6 м, а в заливе Фанди (Атлантическое побережье Канады) - 18 м. Трениеприливной волны о твердые части Земли вызывает систематическое замедление еевращения (см. § 75).Приливы и отливы испытывает также и земная атмосфера, что сказывается наизменениях атмосферного давления. Приливные явления обнаружены и в земной коре,хотя и в значительно меньших размерах, чем в водной оболочке. Но все жеблагодаря им точки земной поверхности два раза в сутки поднимаются и опускаютсяв среднем на несколько дециметров.§ 56. Задача трех и более телОпределение движения трех тел, взаимно притягивающих друг друга с силой, обратнопропорциональной квадрату расстояния между ними, называется задачей трех тел.В 1912 г. финский математик Зундман получил теоретическое решение этой задачипри произвольных начальных условиях в виде сходящихся рядов. Но эти рядынастолько сложны и сходятся так медленно, что не позволяют ни вычислятьположения тел в пространстве, ни делать какие-либо заключения о характере исвойствах движений тел. Поэтому формулы Зундмана практического значения пока неимеют.Лагранж в 1772 г. доказал, что существует определенное количество частныхслучаев в задаче о трех телах, в которых может быть найдено точное решение. Еслизаданы массы тел и их положение на плоскости, как, например, на рис. 206 из §156, то рассматриваемые частные случаи движения в этой плоскости получаются прирасположении третьего тела в одной из пяти точек, называемых точками либрацииили точками Лагранжа. Первые три точки либрации располагаются в определенныхточках прямой, соединяющей обе заданные массы, причем одна между ними, а дведругие - вне их. Четвертая и пятая Точки являются вершинами двух равностороннихтреугольников, в которых остальные вершины заняты заданными массами. Лагранжпоказал, что если третье тело находится в одной из пяти точек либрации, токонфигурация, которую образуют все три тела, всегда остается подобной самойсебе, а их движение происходит по коническим сечениям одинакового вида. Такимобразом:1) если три тела расположены на одной прямой, то они обращаются, оставаясь наней, вокруг общего центра масс;2) если три тела расположены в вершинах равностороннего треугольника, то ониобращаются вокруг общего центра масс так, что треугольник остается все времяравносторонним.Лагранж считал, что найденные им решения имеют чисто теоретическое значение.Однако в XIX в. были открыты две группы астероидов (малых планет), движениякоторых приблизительно соответствуют второму решению Лагранжа (см. § 140).Первое решение позволяет изучить движение газовых струй в оболочках тесныхдвойных систем, о чем речь пойдет в § 157.3адача определения движений четырех и более тел (задача n тел), притягивающихдруг друга по закону Ньютона, еще более сложна, чем задача трех тел, и до сихпор не решена. Поэтому при исследовании движений п тел, например, тел Солнечнойсистемы, применяется метод вычисления возмущений, позволяющий найти приближенноерешение задачи, которое на определенном интервале времени достаточно близко кточному решению Вычисление возмущений для тел Солнечной системы - одна из самыхважных, но очень трудных задач небесной механики ныне значительно облегченнойблагодаря применению электронно-счетных машин.§ 57. Открытие НептунаОдним из самых блестящих достижений небесной механики является открытие планетыНептун.В 1781 г. английский астроном Уильям Гершель открыл новую большую планету,получившую название Уран, которую раньше принимали за звезду и неоднократно,почти в течение целого столетия, определяли ее координаты. Когда по этимкоординатам стали вычислять орбиту Урана, то оказалось, что в его движении, дажепосле учета всех возмущений от известных тогда больших планет, имеютсяотклонения от кеплеровского движения. Для объяснения этих остаточных отклоненийбыло сделано предположение, что они вызываются действием еще одной неизвестнойпланеты, и перед астрономией возникла задача: по возмущениям в движении Уранаопределить положение (координаты) возмущающей планеты. Эта труднаяматематическая задача была решена почти одновременно, независимо друг от друга,французским ученым Леверрье и английским - Адамсом. 23 сентября 1846 г. немецкийастроном Галле нашел предполагаемую планету на расстоянии всего лишь около 1е оттой точки неба, которую указал ему Леверрье по своим вычислениям. Новая планетаполучила название Нептун.Открытие Нептуна, сделанное, по выражению Энгельса, на “кончике пера”, являетсяубедительнейшим Доказательством справедливости закона всемирного тяготенияНьютона.§ 58. Определение масс небесных тел Закон всемирного тяготения Ньютона позволяет измерить одну из важнейшихфизических характеристик небесного тела - его массу. Массу небесного тела можно определить: а) из измерений силы тяжести наповерхности данного тела (гравиметрический способ); б) по третьему (уточненному)закону Кеплера; в) из анализа наблюдаемых возмущений, производимых небесным.телом в движениях других небесных тел.Первый способ применим пока только к Земле и заключается в следующем.На основании закона тяготения ускорение силы тяжести на поверхности Землигде т - масса Земли, a R - ее радиус. Отсюда масса Земли (2.25)Ускорение силы тяжести g (точнее, ускорение составляющей силы тяжести,обусловленной только силой притяжения), так же как и радиус Земли R ,определяется из непосредственных измерений на поверхности Земли (см. § 46 и 62).Постоянная тяготения f достаточно точно определена из опытов Кэвендиша и Йолли,хорошо известных в физике.С принятыми в настоящее время значениями величин g, R и f по формуле (2.25)получается масса ЗемлиЗная массу Земли и ее объем, легко найти среднюю плотность Земли. Она равна 5,52г/см3Третий, уточненный закон Кеплера позволяет определить соотношение между массойСолнца и массой планеты, если у последней имеется хотя бы один спутник иизвестны его расстояние от планеты и период обращения вокруг нее.Действительно, движение спутника вокруг планеты подчиняется тем же законам, чтои движение планеты вокруг Солнца и, следовательно, уравнение (2.24) может бытьзаписано в этом случае так:где - М, т и mc - массы Солнца, планеты и ее спутника, Т и tc - периодыобращений планеты вокруг Солнца и спутника вокруг планеты, a и ас - расстоянияпланеты от Солнца и спутника от планеты соответственно.Разделив числитель и знаменатель левой части дроби этого уравнения па т и решивего относительно масс, получим (2.26)Отношение для всех планет очень велико; отношение же наоборот, мало (кромеЗемли и ее спутника Луны) и им можно пренебречь. Тогда в уравнении (2.26)останется только одно неизвестное отношение , которое легко из негоопределяется. Например, для Юпитера определенное таким способом обратноеотношение равно 1 : 1050.Так как масса Луны, единственного спутника Земли, сравнительно с земной массойдостаточно большая, то отношением в уравнении (2.26) пренебрегать нельзя.Поэтому для сравнения массы Солнца с массой Земли необходимо предварительноопределить массу Луны. Точное определение массы Луны является довольно труднойзадачей, и решается она путем анализа тех возмущений в движении Земли, которыевызываются Луной.Под влиянием лунного притяжения Земля должна описывать в течение месяца эллипсвокруг общего центра масс системы Земля - Луна.По точным определениям видимых положений Солнца в его долготе были обнаруженыизменения с месячным периодом, называемые “лунным неравенством”. Наличие“лунного неравенства” в видимом движении Солнца указывает на то, что центр Землидействительно описывает небольшой эллипс в течение месяца вокруг общего центрамасс “Земля - Луна”, расположенного внутри Земли, на расстоянии 4650 км отцентра Земли. Это позволило определить отношение массы Луны к массе Земли,которое оказалось равным . Положение центра масс системы “Земля - Луна” былонайдено также из наблюдений малой планеты Эрос в 1930-1931 гг. Эти наблюдениядали для отношения масс Луны и Земли величину . Наконец, по возмущениям вдвижениях искусственных спутников Земли отношение масс Луны и Земли получилосьравным . Последнее значение наиболее точное, и в 1964 г. Международныйастрономический союз принял его как окончательное в числе других астрономическихпостоянных. Это значение подтверждено в 1966 г. вычислением массы Луны попараметрам обращения ее искусственных спутников.С известным отношением масс Луны и Земли из уравнения (2.26) получается, чтомасса Солнца M? в 333 000 раз больше массы Земли, т.е.M? " 2 × 1033 г.Зная массу Солнца и отношение этой массы к массе любой другой планеты, имеющейспутника, легко определить массу этой планеты.Массы планет, не имеющих спутников (Меркурий, Венера, Плутон), определяются изанализа тех возмущений, которые они производят в движении других планет иликомет. Так, например, массы Венеры и Меркурия определены по, тем возмущениям,которые они вызывают в движении Земли, Марса, некоторых малых планет(астероидов) и кометы Энке - Баклунда, а также по возмущениям, производимым имидруг на друга.§ 59. Движение искусственных спутников ЗемлиЗапуском 4 октября 1957 г. первого в мире советского искусственного спутникаЗемли человечество открыло новую эру в своей истории - эру созданияискусственных небесных тел.Хотя искусственные небесные тела подчиняются тем же законам, что и естественные,некоторые особенности их орбит и условия, определяющие характер их движения,заслуживают отдельного рассмотрения.Искусственные спутники Земли (ИСЗ) выводятся на орбиту с помощьюмногоступенчатых ракет. Последняя ступень ракеты сообщает спутнику определеннуюскорость на заданной высоте. Тело, запущенное горизонтально на высоте h отповерхности Земли, станет ИСЗ, если его скорость в этот момент окажетсядостаточной.Если скорость запуска точно равна круговой скорости на данной высоте h, то телобудет двигаться по круговой орбите.Если эта скорость превышает круговую, то тело будет двигаться по эллипсу, причемперигей этого эллипса окажется в точке выхода на орбиту.Если же сообщенная скорость несколько меньше круговой, а высота h достаточнобольшая, то тело также будет двигаться по эллиптической орбите, но в этом случаеточка выхода на орбиту станет апогеем.Масса искусственного спутника ничтожно мала в сравнении с массой Земли и еюможно пренебречь; тогда круговая скорость vc на расстоянии r = R + h от центраЗемли согласно (2.19) и (2.25) будет (2.27)где т - масса Земли, R - ее радиус, g - ускорение силы тяжести у поверхностиЗемли, h - высота точки запуска спутника от поверхности Земли.У воображаемого спутника, движущегося по окружности у самой поверхности Земли (h= 0), при R = 6,370 ?108 см и g = 981 см/сек2 скорость должна быть равнаv1к = 7,91 км/сек.Скорость v1к называется первой космической скоростью относительно Земли. Однакоиз-за наличия вокруг Земли атмосферы спутник, движущийся у самой ее поверхности,реально существовать не может. Поэтому запуск ИСЗ производится на некоторойвысоте h (h > 150 км). Круговая скорость на высоте h меньше первой космическойскорости v1к и определяется из уравнения (2.27) или по формуле.Элементы орбиты ИСЗ зависят от места и времени его запуска, от величины инаправления начальной скорости. Связь между большой полуосью а орбиты спутника иего начальной скоростью v0 , согласно интегралу энергии (2.18), определяетсяформулойгде r0 - расстояние точки выхода ИСЗ на орбиту от центра Земли.Обычно запуск ИСЗ производится горизонтально, точнее, перпендикулярно крадиальному направлению. Эксцентриситет орбиты е при горизонтальном запускеравенгде q - расстояние перигея (ближайшей точки орбиты от центра Земли).В случае эллиптической орбиты (рис. 35) q = а (1 - е) = R + hП , где hП -линейная высота перигея над поверхностью Земли. Расстояние апогея (наиболееудаленной точки орбиты от центра Земли) Q = a (l + e) = R + hA , где hA -высота апогея над земной поверхностью. Если запуск произведен в перигее (чегоможет и не быть), то r0 = q = R + hП .Зависимость формы орбиты ИСЗ от начальной скорости, с которой он выведен наорбиту, показана на рис. 36. Если в точке К спутнику сообщена горизонтальнаяскорость, равная круговой для этого расстояния от центра Земли, то он будетдвигаться по круговой орбите (I). Если начальная скорость. в точке К меньшесоответствующей круговой, то спутник будет двигаться по эллипсу (II), а приочень малой скорости по эллипсу (III), сильно вытянутому и пересекающемуповерхность Земли; в этом случае запущенный спутник упадет на поверхность Земли,не совершив и одного оборота. Если скорость в точке К больше соответствующейкруговой, но меньше соответствующей параболической, то спутник будет двигатьсяпо эллипсу (IV).Примерное расположение эллиптической орбиты спутника в пространстве показано нарис. 37. Здесь i - наклонение орбиты спутника к экватору Земли, < - восходящийузел орбиты, > - нисходящий узел, П - перигей орбиты, А - апогей орбиты, ^ -проекция точки весеннего равноденствия на земном экваторе, W - прямоевосхождение восходящего узла, w - угловое расстояние перигея от восходящегоузла.Период обращения ИСЗ определяется по третьему закону Кеплера (2.23). Он равенили, если иметь в виду (2.25),Если а выражать в километрах, то при R = 6370 км и g = 981 см/сек2 периодобращения спутника получится в минутах из следующей формулы:Основных причин, изменяющих орбиту ИСЗ, две: действие экваториального утолщенияЗемли и влияние сопротивления атмосферы Земли. Первая причина вызывает вековыевозмущения восходящего узла DW и перигея Dw, которые легко учитываются поформулам небесной механики. Вторая причина вызывает уменьшение большой полуосиа, т.е. высоты h, и изменение формы орбиты. Поскольку плотность атмосферы быстропадает с высотой, основное сопротивление и уменьшение скорости спутникиспытывает вблизи перигея. Вследствие этого высота апогея орбиты спутника скаждым оборотом заметно уменьшается (высота перигея уменьшается гораздомедленнее). В результате уменьшается большая полуось и эксцентриситет орбиты;орбита спутника постепенно округляется. Когда высота апогея становится сравнимойс высотой перигея, спутник испытывает торможение и теряет свою скорость вдольпочти всей орбиты, уменьшение высоты апогея и перигея происходит еще быстрее, испутник, приближаясь по спирали к поверхности Земли, входит в плотные слоиатмосферы и сгорает. Так как спутник с каждым оборотом снижается, то егопотенциальная энергия уменьшается, часть ее переходит в кинетическую энергию.Это приращение кинетической энергии с избытком покрывает энергию движения,которая теряется при торможении. Поэтому скорость спутника не уменьшается, анаоборот, увеличивается, в то время как орбита уменьшается. Следовательно, помере снижения спутника его период обращения вокруг Земли сокращается.Описанное возмущенное движение спутника дано в первом приближении. Вдействительности элементы орбиты спутника испытывают более сложные иразнообразные возмущения. Сжатие Земли, отличие гравитационного поля от полясферически-симметричной притягивающей массы, вызывают не только вековыевозмущения долготы восходящего узла <, и расстояния перигея от узла w. Ониявляются также причиной их периодических возмущений, а также эксцентриситета е(правда, весьма умеренных) и малых колебаний наклонения орбиты к экватору i.Наличие атмосферы вызывает не только вековое уменьшение большой полуоси а иэксцентриситета е. Боковое давление на спутник, создаваемое вращающейатмосферой, приводит к монотонному изменению i, знак которого определяетсянаправлением движения спутника на орбите. Атмосфера обусловливает также малыепериодические изменения < и w.Наконец, возмущающие действия Луны и Солнца вызывают малые периодическиевозмущения всех элементов орбиты спутника.§ 60. Движение космических аппаратовТраектория космического аппарата состоит из двух основных участков: активного ипассивного. Движение на активном участке определяется в основном тягойреактивных двигателей и притяжением Земли. Пассивный участок траекторииначинается с момента выключения двигателя последней ступени. На пассивномучастке космический аппарат движется под действием притяжения Земли и других телСолнечной системы (Луны, Солнца, планет).При предварительном расчете космических траекторий пользуются приближеннойметодикой, которая заключается в следующем. Если скорость аппарата в началепассивного участка равна (или больше) параболической скорости (2.20)относительно Земли, то, если пренебречь возмущениями, космический аппарат будетдвигаться относительно Земли по параболе (или по гиперболе) до тех пор, пока онне выйдет из сферы действия Земли или не войдет в сферу действия другогонебесного тела.Сферой действия какого-либо тела с массой т относительно другого тела с массойт` называется область, внутри которой выполняется условиегде g и g` - гравитационные ускорения в поле тяготения тел т и т`, a Dg и Dg` -возмущающие ускорения соответственно со стороны т` и т. Радиус сферы действияравенгде r - расстояние между телами т и m`. Например, радиус сферы действия Землиотносительно Солнца - 930 000 км, а радиус сферы действия Луны относительноЗемли - 66 000 км.Говорить в указанном смысле о сфере действия Солнца можно, строго говоря, лишькак об области пространства, определенной по отношению к звездам. Ниже мы дляпростоты будем понимать под сферой действия Солнца просто областьоколосолнечного пространства, за исключением сфер действия планет относительноСолнца.Войдя в сферу действия другого небесного тела, космический аппарат будетдвигаться дальше под действием силы притяжения этого тела. Притяжение Землиперестанет оказывать на движение аппарата существенное влияние и будет игратьроль возмущающей силы.Характер дальнейшего движения космического аппарата зависит от величины егоскорости на границе сферы действия небесного тела. Если эта скоростьотносительно небесного тела равна нулю, то космический аппарат упадет на него.Если скорость аппарата относительно небесного тела будет больше нуля, но меньшепараболической скорости, то при некоторых дополнительных условиях аппарат можетстать искусственным спутником этого тела и будет обращаться вокруг него покруговой или эллиптической орбите.Наконец, если скорость космического аппарата будет равна или большепараболической скорости, то аппарат, описав относительно небесного тела отрезокпараболы или гиперболы, удалится от него, а затем выйдет из его сферы действия.Таким образом, космический аппарат может упасть на поверхность любого телаСолнечной системы, может стать его искусственным спутником и может выйти изпределов Солнечной системы. В последнем случае он должен иметь на границе сферыдействия Земли с Солнцем скорость, равную или большую параболической скоростиотносительно Солнца.Первой искусственной планетой стала советская космическая ракета, запущенная 2января 1959 г.Для того чтобы космический аппарат преодолел притяжение Земли и ушел вкосмическое пространство, необходимо в начале пассивного участка сообщить емускорость, равную или большую скорости (2.28)где h - линейная высота начальной точки пассивного участка. У поверхности Землиh = 0 иСкорость v2к называется второй космической скоростью относительно Земли.Параболическая скорость на высоте h меньше второй космической скорости v2к иопределяется из уравнения (2.28) или по формулеСкорость космического аппарата в любой точке на пассивном участке (без учетавозмущений) определяется по формуле (2.29)Для того чтобы космический аппарат, преодолев притяжение Земли и войдя в сферудействия Солнца, не упал на его поверхность, он должен иметь в этот моментскорость относительно Солнца, отличную от нуля. Разность гелиоцентрическойскорости аппарата V (определяющей форму его орбиты относительно Солнца) игелиоцентрической скорости Земли V3 называется дополнительной скоростью аппаратаVдоп . С этой скоростью аппарат покидает сферу действия Земли относительноСолнца.Начальная скорость космического аппарата v0 , согласно формуле (2.29),определяется из уравненияСкорость аппарата на расстоянии r = r (где r - радиус сферы действия Земли),т.е. дополнительная скорость аппарата Vдоп , согласно той же формуле (2.29)определится из уравненияИз двух последних уравнений получимПервый член в правой части, согласно формуле (2.28), равен vп2, а второй при r ®¥ обращается в нуль. Тогда начальная скорость космического аппарата определитсяпо формуле (2.30)Воспользуемся формулой (2.30) и рассчитаем, какова должна быть начальнаяскорость, чтобы космический аппарат, запущенный с поверхности Земли, покинулпределы Солнечной системы. В этом случае гелиоцентрическая скорость аппарата Vдолжна быть равна параболической скорости относительно Солнца. Круговая скоростьЗемли относительно Солнца Vc = 29,8 км/сек (см. § 40). Параболическая скоростьотносительно Солнца на расстоянии Земли от Солнца равна Vп = = 42,l км/сек.Следовательно, гелиоцентрическая скорость космического аппарата должна бытьравна V = Vп = 42,1 км/сек.Если за гелиоцентрическую скорость Земли V3 принять ее круговую скорость Vc ,т.е.V3 = Vc = 29,8 км/сек, то при выходе космического аппарата из сферы действияЗемли в направлении орбитального движения Земли его дополнительная скоростьбудет такой:Vдоп = Vп - Vc = (42,1 - 29,8) км/сек = 12,3 км/сек.а при выходе в сторону, противоположную орбитальному движению Земли,Vдоп = Vп + Vc = 71,9 км/сек.Тогда начальная скорость космического аппарата, согласно формуле (2.30), впервом случае будет равнаа во втором случаеСледовательно, скорость, при которой запущенный с Земли космический аппаратможет уйти за пределы Солнечной системы, сильно зависит от направления выходааппарата из сферы действия Земли по отношению к направлению орбитальногодвижения Земли и лежит в пределах 16,6 км/сек £ v0 £ 72,8 км/сек.Минимальная скорость v3к = 16,6 км/сек называется третьей космической скоростьюотносительно Земли.§ 61. Определение радиуса Земли. ТриангуляцияСогласно теории всемирного тяготения всякое массивное, изолированное тело,вращающееся вокруг оси с определенной скоростью (не очень быстро), должнопринять форму, близкую к шару. Действительно, все наблюдаемые массивные небесныетела (Солнце, Луна, планеты) имеют формы, мало отличающиеся от правильных шаров.Шарообразность Земли хорошо видна на ее фотографиях, полученных из космоса(1967-1969 гг.).Шарообразность Земли позволяет определить ее размеры способом, который былвпервые применен еще Эратосфеном в III в. до н. э. Идея этого способа проста.Возьмем на земном шаре две точки O1 и О2 , лежащие на одном географическоммеридиане (рис. 38). Обозначим длину дуги меридиана O1O2 (например, вкилометрах) через l, а ее угловое значение (например, в градусах) - через пе.Тогда длина дуги 1е меридиана l0 будет равна а длина всей окружности меридиана где R - радиус земного шара. ОтсюдаУгловое значение дуги пе равно разности географических широт точек O1 и О2, т.е.пе = j 1 - j 2 , определение которых представляет простую астрометрическуюзадачу (см. § 86, 87).Значительно сложнее определить линейное расстояние l между точками O1 и О2.Непосредственное измерение расстояния по кратчайшей линии между этими точками,отстоящими одна от другой на сотни километров, невыполнимо вследствиеестественных препятствий - гор, лесов, рек и т.п. Поэтому длина дуги lопределяется путем вычислений с помощью специального способа, который требуетнепосредственного измерения только сравнительно небольшого расстояния - базиса иряда углов. Этот способ разработан в геодезии и называется триангуляцией.Суть метода триангуляции заключается в следующем. По обе стороны дуги O1О2 (рис.39), длину которой необходимо определить, выбирается несколько точек А, В, С,... на расстояниях 30-40 км одна от другой. Точки выбираются так, чтобы изкаждой были видны по меньшей мере две другие точки. Во всех точкахустанавливаются геодезические сигналы - вышки в форме пирамид - высотой внесколько десятков метров. Наверху сигнала устраивается площадка для наблюдателяи инструмента. Расстояние между какими-нибудь двумя точками, например O1А ,выбирается на совершенно ровной поверхности и принимается за базис. Длину базисаочень тщательно измеряют непосредственно с помощью специальных мерных лент.Наиболее точные современные измерения базиса длиной в 10 км производятся сошибкой ±2 мм. Затем устанавливают угломерный инструмент (теодолит)последовательно в точках O1, A, В, С, ..., O2 и измеряют все углы треугольниковO1АВ, АВС, BCD, ... Зная в треугольнике O1AB все углы и сторону O1A (базис),можно вычислить и две другие его стороны O1B и АВ, я зная сторону АВ и все углытреугольника ABC. можно вычислить стороны АС и ВС и т.д. Иными словами, зная взтой цепи треугольников только одну сторону (базис) и все углы, можно вычислитьдлину ломаной линии O1BDO2 (или O1ACEO2 ) . При этих вычислениях учитывается,что треугольники не плоские, а сферические. Далее, определив из точки O1 азимутнаправления стороны O1В (или O1A), можно спроецировать ломаную линию O1ВDO2 (илиO1АСЕO2 ) на меридиан O1O2 , т.е. получить длину дуги O1O2 в линейных мерах.§ 62. Размеры и форма ЗемлиМетод триангуляции впервые был применен Снеллиусом в 1615 г. при измерении дугимеридиана в Голландии. С тех пор и до настоящего времени в разных странах, наразных широтах было измерено много дуг на поверхности Земли и не только померидианам, но и по параллелям. Все эти измерения показали, что длина дуги 1емеридиана не одинакова под разными широтами: около экватора она равна 110,6 км,а около полюсов - 111,7 км, т.е. увеличивается к полюсам. Это означает, чтокривизна земной поверхности меньше в полярных областях, чем в экваториальных.Следовательно, Земля отличается от шара и имеет несколько сплющенную форму,близкую к сфероиду (эллипсоиду вращения).На протяжении последних полутора столетий неоднократно определялись элементыземного сфероида, форма которого наилучшим образом согласовывалась с наиболееточными измерениями дуг. Фундаментальные определения были сделаны в СССР Ф.Н.Красовским и А.А. Изотовым в 1940 г. Согласно их исследованиям малая полуосьсфероида, совпадающая с осью вращения Земли, равна b = 6356,86 км, а большаяполуось, лежащая в плоскости экватора, а = 6378,24 км. Отношение называемоесжатием сфероида, равно .Попытки изобразить поверхность Земли более сложной геометрической фигурой,например, трехосным эллипсоидом, все три оси которого отличаются одна от другойпо длине, пока не дали согласующихся между собой результатов. Тем не менее привыводе элементов эллипсоида Красовского экваториальное сжатие Земли было приняторавным , что соответствует разности между наибольшим и наименьшимэкваториальными радиусами Земли всего лишь в 213 м. При этом долгота наибольшегоэкваториального радиуса (наибольшего меридиана). равна 15е к востоку.Одной из многочисленных и разнообразных научных задач, решаемых с помощью ИСЗ,является задача исследования формы Земли. Уже в настоящее время с помощью ИСЗболее точно определены некоторые элементы ее фигуры.В результате таких исследований была получена (см., например, Д. Кинг-Хили,Искусственные спутники и научные исследования, ИЛ, 1963) величинаэкваториального радиуса Земли а = 6375,75 км. Величина северного полярногорадиуса оказалась равной 6355,39 км, а южного полярного радиуса - 6355,36 км,т.е. южный полюс Земли находится на 30 м ближе к центру Земли, чем северный.Сжатие Земли оказалось почти таким же, как у эллипсоида Ф.Н.Красовского иА.А.Изотова.На основе многочисленных определений Международный астрономический союз в 1964г. принял следующие значения элементов земного эллипсоида:а = 6378,16 км,b == 6356,78 км (оба полярных радиуса - одинаковы),e =1 : 298,25,что очень близко к результатам советских исследований.Истинная фигура Земли отличается и от сфероида, и от трехосного эллипсоида и неможет быть представлена ни одной из известных математических фигур. Поэтому,говоря о фигуре Земли, имеют в виду нефизическую форму земной поверхности, сокеанами и материками, с их возвышенностями и впадинами, а так называемуюповерхность геоида.Поверхность, нормалями к которой в любой из ее точек являются отвесные линии,называется уровенной поверхностью, или поверхностью равновесия. Уровенныхповерхностей, как внутри Земли, так и охватывающих земную поверхность, илипересекающихся с ней, можно провести бесчисленное множество.Та поверхность равновесия, которая совпадает в открытом океане с поверхностьюпокоящейся свободной воды, называется геоидом.Поверхность геоида мало отличается от поверхности земного эллипсоида, какправило, поднимаясь над ней внутри материков и опускаясь в океанах (рис. 40).Разность уровней геоида и наиболее близкого к нему по размерам и формеэллипсоида, исключая немногие места на Земле, меньше 100 м.Изучение истинной фигуры Земли является одной из основных задач геодезии игравиметрии и состоит из определения элементов эллипсоида, наиболее близкого кгеоиду, и положения отдельных частей поверхности геоида относительно эллипсоида.§ 63. Определение расстояний до небесных телОпределение расстояний до тел Солнечной системы основано на измерении ихгоризонтальных параллаксов, рассмотренных в § 31.Зная горизонтальный экваториальный параллакс р0 светила, легко определить егорасстояние от центра Земли (см. рис. 20). Действительно, если ТО = R0 естьэкваториальный радиус Земли, ТМ = D - расстояние от центра Земли до светила М, аугол р - горизонтальный экваториальный параллакс светила р0 , то изпрямоугольного треугольника ТОМ имеем (3.1)Для всех светил, кроме Луны, параллаксы очень малы. Поэтому формулу (3.1) можнонаписать иначе, положива именно, (3.2)Расстояние D получается в тех же единицах, в которых выражен радиус Земли R0. Поформуле (3.2) определяются расстояния до тел Солнечной системы. Быстрое развитиерадиотехники дало астрономам возможность определять расстояния до тел Солнечнойсистемы радиолокационными методами. В 1946 г. была произведена радиолокацияЛуны, а в 1957-1963 гг.- радиолокация Солнца, Меркурия, Венеры, Марса и Юпитера.По скорости распространения радиоволн с = 3 × 105 км/сек и по промежутку времениt (сек) прохождения радиосигнала с Земли до небесного тела и обратно легковычислить расстояние до небесного телаРасстояния до звезд определяются по их годичному параллактическому смещению,которое обусловлено перемещением наблюдателя (вместе с Землей) по земной орбите(рис. 41).Угол, под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты приусловии, что направление на звезду перпендикулярно к радиусу, называетсягодичным параллаксом звезды p. Если СТ = а есть средний радиус земной орбиты, МС= D - расстояние звезды М от Солнца С, а угол p - годичный параллакс звезды, тоиз прямоугольного треугольника СТМ имеем (3.3)Годичные параллаксы звезд меньше 1", и поэтому (3.4)Расстояние D по этим формулам получается в тех же единицах, в которых выраженосреднее расстояние а Земли от Солнца.§ 64. Единицы расстояний в астрономииЕсли расстояния до небесных тел очень велики, то выражать их в километрахнеудобно, так как получаются очень большие числа, состоящие из многих цифр.Поэтому в астрономии, помимо километров, приняты следующие единицы расстояний:астрономическая единица (а.е.) - среднее расстояние Земли от Солнца;парсек (пс) - расстояние, соответствующее годичному параллаксу в 1";световой год - расстояние, которое свет проходит за один год, распространяясь соскоростью около 300 000 км/сек. Если астрономическую единицу принять равной 149600 000 км (см. § 66), то 1 пс = 30,86×1012 км = 206 265 а.е. = 3,26 световогогода; 1 световой год = 9,460×1012 км = 63 240 а.е. = 0,3067 пс.В астрономических единицах обычно выражаются расстоянии до тел Солнечнойсистемы. Например, Меркурий находится от Солнца на расстоянии 0,387 а.е., аПлутон - на расстоянии 39,75 а.е.Расстояния до небесных тел, находящихся за пределами Солнечной системы, обычновыражаются в парсеках, килопарсеках (1 000 пс) и мегапарсеках (1 000 000 пс), атакже в световых годах. В этих случаях и световых лет.Ближайшая к Солнцу звезда “Проксима Центавра” имеет годичный параллакс p =0",762. Следовательно, она находится от нас на расстоянии 1,31 пс или 4,26светового года.§ 65. Определение суточного и годичного параллаксов из наблюденийПусть из двух точек O1 и О2 (рис. 42) на поверхности Земли, лежащих на одномгеографическом меридиане, измерены зенитные расстояния z1 и z2 одного и того жесветила М в момент прохождения его через небесный меридиан. Предположим далее,что оба пункта наблюдения находятся в северном полушарии и светило наблюдалось вкаждом из них к югу от зенита.Следовательно,z1 = j 1 - d 1 и z2 = j 2 - d 2,где j 1 и j 2 - географические широты пунктов, a d 1 и d 2 - топоцентрическиесклонения светила, отличающиеся от его геоцентрического склонения d на величины(см. § 31) и В четырехугольнике O1TO2M (рис. 42) угол O1МO2равен (p1 - p2), угол MO2T тупой (больше 180е) и равен (180е + z2 ), угол O1TO2равен (j 1 - j 2) и, наконец, угол ТO1М равен (180е- z1). Так как суммавнутренних углов четырехугольника равна четырем прямым, то360е = p1 - р2 + 180е + z2 + j 1 - j 2 + 180е - z1илиp1 - p2 = (j 2 - z2) - (j 1 - z1).Принимая во внимание соотношения, написанные выше, имеемр (sin z1 - sin z2) = [sin (j 1 - d 1) - sin (j 2 - d 2)] × p = d 2 - d 1,откуда горизонтальный параллакс светилаПо значениям радиуса Земли R в месте наблюдения и экваториального радиуса ЗемлиR0 вычисляется горизонтальный экваториальный параллаксГоризонтальный параллакс светила можно определить и из измерений его прямоговосхождения из одного и того же места на Земле, но в различные моменты времени.За промежуток времени между этими моментами вращение Земли переносит наблюдателяиз одной точки пространства в другую, что дает соответствующее параллактическоесмещение светила. Таким образом, горизонтальный параллакс светила определяетсяиз его топоцентрических координат, полученных из соответствующих и целесообразновыполненных наблюдений.Аналогичным путем получается годичный параллакс звезд, только в этом случаеопределяются геоцентрические координаты звезды из наблюдений, произведенных вдвух различных точках орбиты Земли и приблизительно через полгода одно последругого (см. § 92). Параллаксы, определенные по параллактическому смещениюсветила, называются тригонометрическими.Наилучшие современные угломерные инструменты позволяют надежно определятьгодичное параллактическое смещение звезд до расстояния не свыше 100 пс (p =0",01). Поэтому тригонометрические годичные параллаксы известны лишь длясравнительно небольшого числа звезд (около 6000), наиболее близких к Солнцу.Расстояния до более далеких объектов определяются различными косвеннымиметодами.§ 66. Определение астрономической единицы (параллакса Солнца)Если известны радиус Земли R и горизонтальный параллакс Солнца р?, то по формуле(3.2) легко вычислить среднее расстояние Земли от Солнца, т. е. значениеастрономической единицы в километрах. Точность определения астрономическойединицы почти целиком зависит от точности горизонтального параллакса Солнца р?.Однако непосредственное определение горизонтального параллакса Солнца способом,описанным в предыдущем параграфе, дает слишком грубые результаты вследствиеудаленности Солнца и больших ошибок наблюдений, возникающих от нагреванияинструмента солнечными лучами. Поэтому точное значение горизонтальногопараллакса Солнца определяется косвенным путем, по измеренному горизонтальномупараллаксу планеты, которая подходит к Земле на расстояние меньшее, чемрасстояние Земли от Солнца, и наблюдение которой удобно производить.До XX в. для этой цели использовали наблюдения Марса во время его великихпротивостояний, когда он находится от Земли на расстоянии около 55 млн. км.(Противостояние планеты называется великим, если она в это время находитсявблизи перигелия своей орбиты. Последнее великое противостояние Марсанаблюдалось в 1971 г., следующее произойдет в 1988 г.)Пусть для упрощения задачи в момент великого противостояния Марса (рис. 43)Солнце С, Земля Т и Марс М находятся на одной прямой, причем Земля - на среднемрасстоянии а0 = 1 а.е. от Солнца, а Марс - в перигелии, на расстоянии q = a (1 -е), где а - большая полуось и е - эксцентриситет орбиты Марса. Обозначим черезр? горизонтальный экваториальный параллакс Солнца, через р горизонтальныйэкваториальный параллакс Марса и через D - его геоцентрическое расстояние (т.е.расстояние от Земли), а через R0 - экваториальный радиус Земли. ТогдаR0 = a0 sin р?иR0 = D sin p = (q - a0) sin p = [a(l - е) - a0]: sin p.Приравняв правые части и заменив синусы малых углов самими углами, получимa0 р?= [(1 - e) - a0] × p,откудаОтношение вычисляется с большой точностью из теории движения планет по третьемузакону Кеплера, а параллакс Марса р и эксцентриситет е его орбиты определяетсяиз наблюдений.В 1898 г. была открыта малая планета Эрос (или Эрот), которая в моменты своихвеликих противостояний, повторяющихся через 37 лет, иногда подходит к Земле в2,5 раза ближе, чем Марс. Первое такое противостояние произошло в феврале 1931г., когда Эрос приблизился к Земле на расстояние около 0,15 а.е. В это время егопараллакс достиг 60". В результате тщательных наблюдений Эроса, произведенных на24 обсерваториях разных стран по заранее разработанному плану, горизонтальныйэкваториальный параллакс Солнца получился равным р?= 8",790 ± 0",001.Определения солнечного параллакса производятся не только геометрическимиметодами, основанными на непосредственном измерении параллактического смещения,но широко применяются также и динамические методы, основанные на законевсемирного тяготения, и физические, основанные на скорости распространениярадиоволн.Самые точные определения астрономической единицы были произведены в 1961-1963гг. в СССР и США по радиолока ионным наблюдениям Меркурия и Венеры. В результатеэтих измерений было получено значение а.е., равное 149 598 500 км с ошибкой±500 км.В 1964 г. XII съезд Международного Астрономического союза (MAC) принял решение с1970 г. использовать новые значения параллакса Солнца и а.е.:р? = 8",794 и 1 а.е. = 149,6 × 106 кмвзамен старых (р? = 8",80, 1 а.е. = 149,5 × 106 км), принятых в 1896 г.§ 67. Определение размеров и формы светилУгол, под которым с Земли виден диск светила, называется его угловым диаметром.Угловые диаметры некоторых небесных тел (Солнца, Луны, планет) можно определитьнепосредственно из наблюдений.Если известен угловой диаметр (или радиус) светила и его расстояние от Земли, толегко вычислить его истинный диаметр (или радиус) в линейных мерах.Действительно, если (рис. 44) r - угловой радиус светила М, D - расстояниемежду центрами светила и Земли, р0 - горизонтальный экваториальный параллакссветила, а R0 и r - линейные радиусы Земли Т и светила М, то r = D sin r, a R0= D sin p0 , откудаили, по малости углов r и p0 ,Форму небесных тел можно определить, измеряя различные диаметры их дисков. Еслитело сплющенное, то один из его диаметров окажется больше, а один - меньше всехдругих диаметров. Измерения диаметров планет показали, что помимо Землисплющенную форму имеют Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун.Линейные размеры и форма небесных тел, угловые размеры которых непосредственноизмерить нельзя (например, малые планеты и звезды), определяются специальнымиметодами.§ 68. Строение Солнечной системыСолнце и совокупность космических тел, обращающихся вокруг него, образуютСолнечную систему.В Солнечную систему входят: Солнце, являющееся динамическим центром всейсистемы, 9 больших планет, 32 спутника планет, более 1800 малых планет илиастероидов, много комет (наблюдались появления свыше 500 комет) и множествометеорных тел.Тщательные научные исследования дали обширную информацию о движении этих тел впространстве, что позволяет составить достаточно точный план строения Солнечнойсистемы. В приложениях к этой книге даны таблицы с числовыми характеристикамибольших планет и их спутников - основных и наиболее массивных (после Солнца)членов Солнечной системы. Здесь же мы ограничимся лишь общим описанием еестроения.Все большие планеты движутся вокруг Солнца в одном направлении, против часовойстрелки, если смотреть со стороны северного полюса эклиптики (прямое движение).Их невозмущенные орбиты - эллипсы, с небольшими эксцентриситетами и малыминаклонениями к эклиптике. Вращение почти всех больших планет, а также Солнца иЛуны, вокруг осей происходит в том же направлении, в котором планеты движутсявокруг Солнца (прямое вращение). Исключением являются Уран и Венера (см. § 135),у которых вращение обратное. Расстояния планет от Солнца образуют закономернуюпоследовательность: промежутки между орбитами увеличиваются с удалением отСолнца (см. § 140, правило Тициуса-Боде). Среднее расстояние от Солнца самойдалекой планеты Плутон составляет 39,75 а.е. Если это расстояние принять зарадиус Солнечной системы, то он окажется примерно в 700 раз меньше расстояния доближайшей звезды Проксимы Центавра.Спутники обращаются вокруг планет, подобно тому как планеты обращаются вокругСолнца. Большинство спутников движется в прямом направлении, исключая 11спутников с обратным движением, при этом 5 из них (спутники Урана) имеют,следовательно, то же направление движения, что и вращение планеты.Малые планеты, или астероиды, движутся вокруг Солнца, как и большие планеты, впрямом направлении. Их орбиты имеют в среднем большие эксцентриситеты и большиенаклоны, чем орбиты больших планет. Большинство орбит астероидов расположеномежду орбитами Марса и Юпитера, однако некоторые из них могут заходить внутрьорбиты Меркурия (Икар) и удаляться до орбиты Сатурна (Гидальго). У некоторыхастероидов обнаружено вращение вокруг осей, причем в ряде случаев онооказывается обратным.Движение комет отличается большим разнообразием. Невозмущенные орбитыбольшинства комет - очень сильно вытянутые эллипсы с эксцентриситетами, близкимик 1. В редких случаях, в результате возмущений от планеты, кометы вблизи Солнцадвижутся по гиперболам (е > 1), но те же возмущения могут возвратить кометы наэллиптические орбиты. Расстояние в афелии у некоторых комет достигает 50 000-100000 а.е., а период обращения - нескольких миллионов лет. У немногихкороткопериодических комет орбиты почти круговые. Наклонения орбит комет такжеразнообразны и часто превышают 90е, т.е. кометы движутся вокруг Солнца как впрямом, так и в обратном направлении.Движение отдельных метеорных тел очень сложное, но многие из них образуютметеорные потоки, движущиеся по орбитам, подобным орбитам комет.Более детально характеристики тел Солнечной системы будут рассмотрены в гл. X.§ 69. Движение Земли вокруг СолнцаТак как наблюдатель вместе с Землей движется в пространстве вокруг Солнца почтипо окружности, то направление с Земли на близкую звезду должно меняться иблизкая звезда должна казаться описывающей на небе в течение года некоторыйэллипс. Этот эллипс, называемый параллактическим, будет тем более сжатым, чемближе звезда к эклиптике и тем меньшего размера, чем дальше звезда от Земли. Узвезды, находящейся в полюсе эклиптики, эллипс превратится в малый круг, а узвезды, лежащей на эклиптике, - в отрезок дуги большого круга, который земномунаблюдателю кажется отрезком прямой (рис. 45). Большие полуоси параллактическихэллипсов равны годичным параллаксам звезд.Следовательно, наличие годичных параллаксов у звезд является доказательствомдвижения Земли вокруг Солнца.Первые определения годичных параллаксов звезд были сделаны в 1835-1840 гг.Струве, Бесселем и Гендерсоном. Хотя эти определения были не очень точными,однако они не только дали объективное доказательство движения Земли вокругСолнца, но и внесли ясное представление об огромных расстояниях, на которыхнаходятся небесные тела во Вселенной.Вторым доказательством движения Земли вокруг Солнца является годичноеаберрационное смещение звезд, открытое еще в 1728 г. английским астрономомБрадлеем при попытке определить годичный параллакс звезды у Дракона.Аберрацией вообще называется явление, состоящее в том, что движущийсянаблюдатель видит светило не в том направлении, в котором он видел бы его в тотже момент, если бы находился в покое. Аберрацией называется также и сам уголмежду наблюдаемым (видимым) и истинным направлениями на светило. Различие этихнаправлений есть следствие сочетания скорости света и скорости наблюдателя.Пусть в точке К (рис. 46) находится наблюдатель и крест нитей окуляраинструмента, а в точке О - объектив инструмента. Наблюдатель движется понаправлению КА со скоростью v.Луч света от звезды М встречает объектив инструмента в точке О и,распространяясь со скоростью с, за время t пройдет расстояние ОK = сt ипопадет в точку K. Но изображение звезды на крест нитей не попадет, так как заэто же время t наблюдатель и крест нитей переместятся на величину KK1 = vt иокажутся в точке K1. Для того чтобы изображение звезды попало на крест нитейокуляра, надо инструмент установить не по истинному направлению на звезду КМ, апо направлению К0О и так, чтобы крест нитей находился в точке К0 отрезка К0К =К1К = vt . Следовательно, видимое направление на звезду К0М` должно составить систинным направлением КМ угол s , который и называется аберрационным смещениемсветила.Из треугольника КО К0 следует:или, по малости угла а, (4.1)где q - угловое расстояние видимого направления на звезду от точки неба, вкоторую направлена скорость наблюдателя. Эта точка называется апексом движениянаблюдателя.Наблюдатель, находящийся на поверхности Земли, участвует в двух ее основныхдвижениях: в суточном вращении вокруг оси и в годичном движении Земли вокругСолнца. Поэтому различают суточную и годичную аберрации. Суточная аберрация естьследствие сочетания скорости света со скоростью суточного вращения наблюдателя,а годичная - со скоростью его годичного движения.Так как скорость годичного движения наблюдателя есть скорость движения Земли поорбите v = 29,78 км/сек, то, принимая с = 299 792 км/сек, согласно формуле(4.1), будем иметьs = 20”,496 sin q " 20”,50 sin q.Число k0 = 20”,496 " 20",50 называется постоянной аберрации.Так как апекс годичного движения наблюдателя находится в плоскости эклиптики иперемещается за год на 360е, то видимое положение звезды, находящейся в полюсеэклиптики (q = b = 90е), описывает в течение года около своего истинногоположения малый круг с радиусом 20”,50. Видимые положения остальных звездописывают аберрационные эллипсы с полуосями 20",50 и 20”,50 sin b , где b -эклиптическая широта звезды. У звезд, находящихся в плоскости эклиптики (b =0), эллипс превращается в отрезок дуги длиной 20”,50 × 2 = 41”,00, точнее,40",99.Таким образом, самый факт существования годичного аберрационного смещения узвезд является доказательством движения Земли вокруг Солнца.Различие между параллактическим и аберрационным смещением заключается в том, чтопервое зависит от расстояния до звезды, второе только от скорости движения Землипо орбите. Большие полуоси параллактических эллипсов различны для звезд,находящихся на разных расстояниях от Солнца, и не превосходят 0",76, тогда какбольшие полуоси аберрационных эллипсов для всех звезд, независимо от расстояния,одинаковы и равны 20”,50.Кроме того, параллактическое смещение звезды происходит в сторону видимогоположения Солнца, аберрационное же смещение направлено не к Солнцу, а к точке,лежащей на эклиптике, на 90е западнее Солнца.§ 70. Смена времен года на ЗемлеНаблюдения показывают, что полюсы мира в течение года не меняют заметным образомсвоего положения среди звезд. Отсюда следует, что ось вращения Земли придвижении ее вокруг Солнца остается параллельной сама себе. Кроме того, изменениесклонения Солнца в течение года в пределах от + 23е 27` (в момент летнегосолнцестояния) до - 23е 27` (в момент зимнего солнцестояния) свидетельствует отом, что ось вращения Земли не перпендикулярна к плоскости орбиты Земли, анаклонена к ней на угол в 66е 33` = 90е - 23е 27’.Следствием движения Земли вокруг Солнца, наклона оси вращения Земли к плоскостиорбиты и постоянства этого наклона является регулярная смена времен года наЗемле.Расположение Земли и ее оси вращения по отношению к направлению солнечных лучейв дни равноденствий и в дни солнцестояний показано на рис. 47. Угол междунаправлением солнечных лучей и нормалью к ровной площадке, расположеннойгоризонтально на поверхности Земли, в положении I равен i1 = j - e, в положенииIII - i3 = j + e, а в положении II - i2 = j , где e - наклон эклиптики кэкватору, а j - географическая широта места.Согласно законам физики, величина лучистого потока F, падающего на площадку,пропорциональна косинусу угла между направлением лучей и нормалью к площадке,т.е.F = F0 cos i,где F0 - величина потока, перпендикулярно падающего на площадку (i = 90е).В день летнего солнцестояния (положение I)F1 = F0 cos (j - e).В день зимнего солнцестояния (положение III)F3 = F0 cos (j + e).Наконец, в дни равноденствий (положение II)F2 = F0 cos j .Таким образом, в течение года площадка на поверхности Земли, в зависимости отшироты места, получает различное количество лучистой энергии (тепла). Так,например, на широте j = 55е 45` F1 больше F3 в 4,6 раза, а F2 в 1,5 разаменьше F1.Следовательно, северное полушарие Земли в течение весны и лета (с 21 марта по 23сентября) получает гораздо больше тепла, чем осенью и зимой (с 23 сентября по 21марта). Южное полушарие, наоборот, больше получает тепла с 23 сентября по 21марта и меньше - с 21 марта по 23 сентября.Поток лучистой энергии, падающей на Землю, изменяется также и обратнопропорционально квадрату расстояния до Солнца, но это изменение существеннойроли в смене времен года на Земле не играет, так как орбита Земли малоотличается от окружности. Действительно, если в афелии Земля получает Fсолнечного тепла, то в перигелии она получает 1,07 F, т.е. на 7% больше. Этимразличием и объясняется несколько менее суровая зима и более прохладное лето всеверном полушарии, по сравнению с зимой и летом в южном полушарии Земли.С наклоном оси вращения Земли к плоскости своей орбиты связано также ираспределение тепловых поясов на Земле (см. § 16 и 17).§ 71. Вращение Земли вокруг осиВращение Земли вокруг оси проявляется во многих явлениях на ее поверхности.Например, пассаты (постоянные ветры в тропических областях обоих полушарий,дующие к экватору) вследствие вращения Земли с запада на восток дуют ссеверо-востока в северном полушарии и с юго-востока - в южном полушарии; всеверном полушарии подмываются правые берега рек, в южном - левые; при движениициклона с юга на север его путь отклоняется к востоку и т.д.a)б)Рис 48 Маятник Фуко. А - плоскость качания маятника.Но наиболее наглядным следствием вращения Земли является опыт с физическиммаятником, впервые поставленный физиком Фуко в 1851 г.Опыт Фуко основан на свойстве свободного маятника сохранять неизменным впространстве направление плоскости своих колебаний, если на него не действуетникакая сила, кроме силы тяжести. Пусть маятник Фуко подвешен на северном полюсеЗемли и колеблется в какой-то момент в плоскости определенного меридиана l (рис.48, a). Через некоторое время наблюдателю, связанному с земной поверхностью и незамечающему своего вращения, будет казаться, что плоскость колебаний маятниканепрерывно смещается в направлении с востока на запад, “за Солнцем”, т.е. походу часовой стрелки (рис. 48,6). Но так как плоскость качания маятника не можетпроизвольно менять своего направления, то приходится признать, что вдействительности поворачивается под ним Земля в направлении с запада к востоку.За одни звездные сутки плоскость колебаний маятника совершит полный оборототносительно поверхности Земли с угловой скоростью w = 15е в звездный час. Наюжном полюсе Земли маятник совершит за 24 звездных часа также один оборот, нопротив часовой стрелки.Рис 49. К маятнику ФукоЕсли маятник подвесить на земном экваторе и ориентировать плоскость его качанияв плоскости экватора, т. е. под прямым yглом к меридиану l (рис. 48), тонаблюдатель не заметит смещения плоскости его колебаний относительно земныхпредметов, т.е. она будет казаться неподвижной и оставаться перпендикулярной кмеридиану. Результат не изменится, если маятник на экваторе будет колебаться вкакой-либо другой плоскости. Обычно говорят, что на экваторе период вращенияплоскости колебаний маятника Фуко бесконечно велик.Если маятник Фуко подвесить на широте j , то его колебания будут происходить вплоскости, вертикальной для данного места Земли.Вследствие вращения Земли наблюдатeлю будет казаться, что плоскость колебаниймаятника поворачивается вокруг вертикали данного места. Угловая скорость этогоповорота wj равна проекции вектора угловой скорости вращения Земли w навертикаль в данном месте О (рис. 49), т.е.wj = w sin j = 15е sin j .Таким образом, угол видимого поворота плоскости колебаний маятника относительноповерхности Земли пропорционален синусу географической широты. В Ленинградеплоскость колебаний маятника поворачивается в час приблизительно на 13е, вМоскве - на 12е,5.Фуко поставил свой опыт, подвесив маятник под куполом Пантеона в Париже. Длинамаятника была 67 м, вес чечевицы - 28 кГ. В 1931 г. в Ленинграде в зданииИсаакиевского собора был подвешен маятник длиной 93 м и весом 54 кГ. Амплитудаколебаний этого маятника равна 5 м, период - около 20 секунд. Острие егочечевицы при каждом следующем возвращении в одно из крайних положений смещаетсяв сторону на 6 мм. Таким образом, за 1-2 минуты можно убедиться в том, что Землядействительно вращается вокруг своей оси.Вторым следствием вращения Земли (но менее наглядным) является отклонениепадающих тел к востоку. Этот опыт основан на том, что чем дальше находится точкаот оси вращения Земли, тем больше ее линейная скорость, с которой онаперемещается с запада на восток вследствие вращения Земли. Поэтому вершинавысокой башни В перемещается к востоку с большей линейной скоростью, нежели ееоснование О (рис. 50). Движение тела, свободно падающего с вершины башни, будетпроисходить под действием силы притяжения Земли с начальной скоростью вершиныбашни. Следовательно, прежде чем упасть на Землю, тело будет двигаться поэллипсу, и хотя скорость его движения постепенно увеличивается, упадет оно наповерхность Земли не у основания башни, а несколько обгонит его, т.е. отклонитсяот основания в сторону вращения Земли, к востоку.В теоретической механике для расчета величины отклонения тела к востоку хполучена формулагде h - высота падения тела в метрах, j - географическая широта места опыта, ах выражено в миллиметрах.В настоящее время вращение Земли непосредственно наблюдается из космоса.§ 72. Прецессионное и нутационное движение земной осиЕсли бы Земля имела форму шара, однородного или состоящего из сферических слоевравной плотности, и являлась бы абсолютно твердым телом, то согласно законаммеханики направление оси вращения Земли и период ее вращения оставались быпостоянными на протяжении любого промежутка времени.Однако Земля не имеет точной сферической формы, а близка к сфероиду (см. § 62).Притяжение же сфероида каким-либо материальным телом L (рис. 51) складывается изпритяжения F шара, выделенного внутри сфероида (эта сила приложена к центрусфероида), притяжения F1 ближайшей к телу L половины экваториального выступа ипритяжения F2 другой, более далекой, половины экваториального выступа. Сила F1больше силы F2 и поэтому притяжение тела L стремится повернуть ось вращениясфероида РNРS так, чтобы плоскость экватора сфероида совпала с направлением TL(на рис. 51 против часовой стрелки). Из механики известно, что ось вращения PNPSв этом случае будет перемещаться в направлении, перпендикулярном к плоскости, вкоторой лежат силы F1 и F2 .На экваториальные выступы сфероидальной Земли действуют силы притяжения от Луныи от Солнца. В результате ось вращения Земли совершает очень сложное движение впространстве.Прежде всего, она медленно описывает вокруг оси эклиптики конус, оставаясь всевремя наклоненной к плоскости движения Земли под углом около 66е 33` (рис. 52).Это движение земной оси называется прецессионным, период его около 26 000 лет.Вследствие прецессии земной оси полюсы мира за тот же период описывают вокругполюсов эклиптики малые круги радиусом около 23е 27`. Прецессия, вызываемаядействием Солнца и Луны, называется лунно-солнечной прецессией.Кроме того, ось вращения Земли совершает различные мелкие колебания около своегосреднего положения, которые называются нутацией земной оси. Нутационныеколебания возникают потому, что прецессионные силы Солнца и Луны (силы F1 и F2 )непрерывно меняют свою величину и направление; они равны нулю, когда Солнце иЛуна находятся в плоскости экватора Земли и достигают максимума при наибольшемудалении от него этих светил.Самое главное нутационное колебание земной оси имеет период в 18,6 года, равныйпериоду обращения лунных узлов (см. § 76). Вследствие этого движения земной осиполюсы мира описывают на небесной сфере эллипсы, большие оси которых равны18”,42, а малые - 13``, 72.В результате прецессии и нутации земной оси полюсы мира в действительностиописывают на небе сложные волнистые линии.Притяжение планет слишком мало, чтобы вызвать изменения в положении оси вращенияЗемли, но оно действует на движение Земли вокруг Солнца, изменяя положение впространстве плоскости земной орбиты, т.е. плоскости эклиптики. Эти измененияположения плоскости эклиптики называются планетной прецессией, которая смещаетточку весеннего равноденствия к востоку на 0”, 114 в год.§ 73. Следствия прецессионного движения земной осиКак уже было сказано, вследствие прецессионного движения земной оси полюсы мираза 26 000 лет описывают вокруг полюсов эклиптики круги радиусом приблизительно в23е,5. Но так как полюсы эклиптики также перемещаются по небесной сфере(прецессия от планет), то кривые, описываемые полюсами мира, не замыкаются. Нарис. 53 показано прецессионное движение северного полюса мира среди звезд.В настоящее время северный полюс мира находится вблизи звезды a Малой Медведицы,почему эта звезда и называется Полярной. Но 4000 лет назад ближе всех ксеверному полюсу мира была звезда a Дракона, а через 12 000 лет “полярнойзвездой” станет a Лиры (Вега).Вместе с изменением направления оси мира меняется и положение небесногоэкватора, плоскость которого перпендикулярна к этой оси и параллельна плоскостиземного экватора. Плоскость эклиптики также несколько меняет свое положение впространстве вследствие прецессии от планет. Поэтому точки пересечения небесногоэкватора с эклиптикой (точки равноденствий) медленно перемещаются среди звезд кзападу.Скорость этого перемещения за год называется общей годовой прецессией вэклиптике.Общая годовая прецессия в экваторе m = 50",26 cos e = 46”,11, где e - наклонениеэклиптики к экватору, которое в настоящее время медленно уменьшается (на 0",47 вгод), но через несколько тысяч лет уменьшение сменится столь же медленнымувеличением, так как это возмущение (прецессия от планет) имеет периодическийхарактер.В начале нашей эры точка весеннего равноденствия находилась в созвездии Овна, аточка осеннего равноденствия - в созвездии Весов. Равноденственные точкиобозначались тогда знаками этих созвездий ^ и d соответственно. С тех пор точкавесеннего равноденствия переместилась в созвездие Рыб, а точка осеннегоравноденствия - в созвездие Девы, но их обозначения остались прежними.Так как движение равноденственных точек направлено навстречу видимому годовомудвижению Солнца по эклиптике, то Солнце приходит в эти точки каждый разнесколько раньше, чем если бы они были неподвижными (слово “прецессия” иозначает “предварение равноденствий”). По этой причине промежуток времени междупоследовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннегоравноденствия, называемый тропическим годом (см. § 18), короче периода обращенияЗемли вокруг Солнца, называемого звездным годом (см. § 38). Разница между обоимигодами составляет около 20 минут - столько времени нужно Солнцу, движущемуся поэклиптике к востоку со скоростью приблизительно 1е в сутки, чтобы пройти 51”,26.Точка весеннего равноденствия является началом счета в. экваториальной иэклиптической системах координат (см. § 11 и 15). Поэтому вследствие ее движенияк западу эклиптические долготы всех звезд ежегодно увеличиваются на 50",26, аэклиптические широты не изменяются, так как лунно-солнечная прецессия неизменяет положения плоскости эклиптики. Обе экваториальные координаты, прямоевосхождение и склонение всех звезд непрерывно изменяются. В результатепроисходит медленное изменение вида звездного неба для данного места на Земле.Некоторые невидимые ранее звезды будут восходить и заходить, а некоторые видимые- станут невосходящими светилами. Так, например, через несколько тысяч лет вЕвропе можно будет наблюдать невидимый теперь Южный Крест, но зато нельзя будетувидеть Сириус и часть созвездия Ориона.§ 74. Движение полюсов Земли по ее поверхностиПо многолетним измерениям географических широт в нескольких пунктах Земли былозамечено, что широты пунктов. не остаются постоянными, а периодически меняются,отклоняясь. от их среднего значения до 0",3, причем, когда в одном пункте широтанесколько увеличивается, то в другом пункте, лежащем на противоположномгеографическом меридиане, широта уменьшается приблизительно на такую жевеличину. Эти колебания географических широт объясняются тем, что тело Землисмещается относительно оси вращения, а так как это смещение не влияет на осьвращения Земли, направление которой остается фиксированным в пространстве, то вразное время с полюсами вращения совпадают различные точки поверхности Земли. Врезультате полюсы Земли “блуждают” по ее поверхности.Северный полюс Земли, описывая на ее поверхности сложную кривую, не выходит изквадрата со сторонами около 30 м. При этом его движение происходит противчасовой стрелки (рис. 54), если смотреть на северный полюс извне.Движение полюсов Земли, как и колебания географических. широт, имеетпериодический характер. Основными периодами. являются 14-месячный периодЧандлера и 12-месячный или годовой период. Последний период явно связан ссезонными изменениями в распределении воздушных масс, с переносом масс воды ввиде снега с одного полушария Земли на другое и т. п.Период Чандлера - естественный период колебаний Земли, который был теоретическипредсказан Эйлером еще в XVIII в. Если бы Земля была абсолютно твердым телом,естественный период был бы около 10 месяцев. Однако Земля пластична и подверженаупругим деформациям, вследствие чего естественным период увеличивается до 14месяцев.Рис. 54. Движение северного полюса Землю по ее поверхности с 1952 по 1957 г.Движение полюсов Земли по ее поверхности было обнаружено в конце XIX в. В 1898г. была организована Международная служба широты (МСШ), в которую вошло 6станций, расположенных на одной широте j = + 39е 08’: в Италии, России (вЧарджоу, ныне Туркменская ССР), Японии и три в США. В настоящее время в МСШчисло станций достигает 30; расположены они на различных географических широтах.Из систематических наблюдений всех станций МСШ, начиная с конца 1899 г.,регулярно выводились и выводятся положения северного полюса на поверхности Землидля каждой десятой доли года.§ 75. Неравномерность вращения Земли. Эфемеридное время. Атомное времяПериод вращения Земли вокруг оси есть промежуток времени, за который Земляделает один полный оборот относительно какого-нибудь неизменного направления.Этот промежуток близок к продолжительности звездных суток (см. § 19), но неравен ему, так как направление на точку весеннего равноденствия (в плоскостинебесного экватора) вследствие прецессии (см. § 73) изменяется за годприблизительно на 46”. За одни звездные сутки направление на точку весеннегоравноденствия изменяется на 0",126 = 46":366. Земля на такой угол поворачиваетсяза время 0s,008, и так как точка весеннего равноденствия смещается к западу, т.е. навстречу вращению Земли, то период вращения Земли превосходит звездные суткина 0s,008 и равен 23h 56m 04s,098 среднего солнечного времени.В результате многочисленных исследований было установлено, что угловая скоростьвращения Земли непостоянна, т.е. вращение Земли неравномерно.Изменения скорости вращения Земли делятся на три типа: вековые, нерегулярные(скачкообразные) и периодические, или сезонные.В результате вековых изменений продолжительность одного оборота Землиувеличивалась за последние 2000 лет в среднем на 0s,0023 в столетие (понаблюдениям за последние 250 лет это увеличение меньше - около 0s,0014 за 100лет). Вековое замедление скорости вращения Земли вызвано тормозящим действиемлунных и солнечных приливов (см. § 55).Скачкообразные изменения скорости вращения могут увеличить или уменьшитьпродолжительность суток на 0s,004. Причина этих изменений с достоверностью ещене установлена.В результате сезонных изменений скорости вращения Земли продолжительность сутокв течение года может отличаться от их средней продолжительности за год на ±0s,001. При этом самые короткие сутки приходятся на июль - август, а самыедлинные - на март. Наиболее вероятной причиной периодических. изменений скоростиявляются сезонные перераспределения воздушных и водных масс на поверхностиЗемли. Эти изменения скорости вращения Земли были обнаружены в 40-х годах нашеговека экспериментально с помощью кварцевых часов.Неравномерность вращения Земли векового и нерегулярного характера проявляется врасхождениях наблюдаемых положений Луны и близких к Земле планет (Меркурий,Венера) с вычисленными (эфемеридными) положениями этих тел. Еще в середине XIXв. в наблюдаемом движении Луны были обнаружены отклонения от вычисленногодвижения, не объяснимые теорией тяготения. Уже тогда было высказанопредположение, что эти отклонения кажущиеся и могут быть вызваны неравномернымвращением Земли вокруг оси. Действительно, когда вращение Земли замедляется, намкажется, что Луна движется по своей орбите быстрее, а когда оно ускоряется,движение Лупы кажется замедленным.Это объяснение подтвердилось, когда в XX в. были обнаружены отклонения вдвижениях Меркурия и Венеры, аналогичные отклонениям в движении Луны,одновременные с ними и пропорциональные средним движениям этих планет.Вследствие неравномерного вращения Земли средние сутки, оказываются величинойнепостоянной. Поэтому в астрономии пользуются двумя системами счета времени:неравномерным временем, которое получается из наблюдений и определяетсядействительным вращением Земли, и равномерным временем, которое являетсяаргументом при вычислении эфемерид планет и определяется по движению Луны ипланет. Равномерное время называется ньютоновским или эфемеридным временем.Начиная с 1960 г., в астрономических ежегодниках эфемериды Солнца, Луны, планети их спутников даются в системе эфемеридного времени. Чтобы вычислить положенияэтих небесных тел в системе всемирного (неравномерного) времени, необходимознать разность DT между эфемеридным временем ТЕ и всемирным Т0 . Точное значениеразности DT может быть получено лишь для прошедших моментов времени, изсравнения наблюденных координат Луны с ее вычисленными координатами. Поэтому вастрономических ежегодниках публикуется экстраполированное значение DT на данныйгод.Разность DT была равна нулю около 1900 г. Но так как скорость вращения Земли вXX в. в среднем уменьшалась, т.е. наблюденные сутки были длиннее равномерных(эфемеридных) суток, то эфемеридное время за протекшие 75 лет “ушло” впередотносительно всемирного времени на 46s, а для 1978 г. принято DT = ТЕ - T0 = +47s.В связи с использованием системы эфемеридного времени в астрономии и физикевведено новое определение производной единицы времени - секунды. Раньше онаопределялась как доля средних солнечных суток. В октябре 1956 г. МеждународноеБюро мер и весов постановило: “секунда есть доля тропического года”,продолжительность которого, в системе эфемеридного времени, в 1900 г. равнялась365,2421988 средних солнечных суток. (Число 31 566 925,9747 = 365,2421988 × 86400 - есть число секунд в этом тропическом году.) Секунда в таком определенииполучила название эфемеридной.Таким образом, новое определение секунды учитывает непостоянство среднихсолнечных суток.Создание атомных и молекулярных эталонов частоты (см. § 100) позволило впервыеполучить принципиально новую, не зависящую от вращения Земли шкалу времени.В 1967 г. была установлена система атомного времени - TUA, единицей которогоявляется атомная секунда, определяемая как продолжительность 9 192 631 770колебаний излучения, соответствующего резонансной частоте перехода между двумя.сверхтонкими уровнями основного состояния атома цезия-133.Атомное время TUA вычисляется Международным Бюро времени на основе регулярногосравнения атомных эталонов отдельных обсерваторий. Результаты нескольких летисследовании и сравнений между собой атомных эталонов показали, что шкалавремени, задаваемая ими, чрезвычайно стабильна и легко воспроизводима -продолжительность атомной секунды на разных обсерваториях отличалась не более,чем на 1 ×10 -10.Атомное время не зависит от астрономических наблюдений. и движений небесных тел.По этой причине, а также в силу высокой точности воспроизводства равномернойшкалы времени: оно является основой для изучения периодической неравномерностивращения Земли вокруг своей оси.§ 76. Орбита Луны и ее возмущенияОрбита невозмущенного движения Луны вокруг Земли есть эллипс, эксцентриситеткоторого равен 0,055, или 1/18, а большая полуось равна 384 400 км. В перигеерасстояние от Земли до Луны меньше среднего на 21 000 км, а в апогее - настолько же больше.Плоскость лунной орбиты наклонена к плоскости эклиптики в среднем под углом 5е09’. Луна движется вокруг Земли в направлении с запада к востоку, т.е. в том женаправлении, что и Земля вокруг Солнца. Период обращения Луны вокруг Землиназывается сидерическим или звездным месяцем. Его продолжительность равна 27,32средних солнечных суток. По истечении этого времени Луна снова занимает прежнееположение на своей орбите.Движение Луны является одним из самых трудных для исследования по двум причинам:1) возмущения в движении Луны очень нелики (см. § 54); 2) Луна близка к Земле, ипоэтому в ее движении заметны такие отклонения, которые ускользают принаблюдении более далеких небесных тел.Вследствие возмущений элементы лунной орбиты постоянно изменяются. Периодическимвозмущениям подвержены все элементы лунной орбиты. Например, наклонение орбиты,равное в среднем 5е 09’, колеблется в пределах от 4е 58’ до 5е 20’ за время,несколько меньшее полугода. Каждый элемент лунной орбиты имеет не однопериодическое возмущение, а несколько сотен с разными периодами и амплитудами.Вследствие этого действительное движение Луны необычайно сложно, и егоисследование составляет одну из самых трудных задач небесной механики.Вековым возмущениям подвержены долгота восходящего узла и долгота перигея луннойорбиты. Лунные узлы непрерывно перемещаются по эклиптике навстречу движениюсамой Луны, т.е. к западу, совершая полный оборот по эклиптике за 18 лет 7месяцев (6793 средних суток). Перигей лунной орбиты непрерывно движется квостоку, завершая полный оборот за 9 лет (3232 средних суток).За каждый оборот Луны вокруг Земли перемещение узлов составляет около 1е,5.Следовательно, по истечении звездного месяца Луна никогда не возвращается вточности к прежнему положению, и каждый следующий оборот она совершает, строгоговоря, по новому пути. И только через 18 лет и 7 месяцев, когда узлы сделаютполный оборот по эклиптике, лунная орбита занимает опять прежнее положение.Движение узлов весьма заметно влияет на условия видимости Луны. Когда восходящийузел лунной орбиты совпадает с точкой весеннего равноденствия, то орбита Лунырасположена вне угла между небесным экватором и эклиптикой. Следовательно, уголмежду орбитой Луны и небесным экватором в этом случае равен 28е36` (23е27` +5е09’). Если в точке весеннего равноденствия находится нисходящий узел, тоорбита Луны расположена между небесным экватором и эклиптикой, а угол междуорбитой Луны и небесным экватором равен 18е18` (23е27’ - 5е09`). Таким образом,в первом случае склонение Луны в течение месяца будет изменяться от +28е 36` до-28е 36`, а во втором случае от +18е 18` до -18е 18`, т. е. в меньших пределах.Изменение пределов склонения Луны оказывает существенное влияние на условия еевидимости.§ 77. Видимое движение и фазы ЛуныВидимое движение Луны на фоне звезд есть следствие действительного движения Лунывокруг Земли. Луна в течение звездного месяца перемещается среди звезд всегда водну и ту же сторону - с запада на восток, или прямым движением. Видимый путьЛуны на небе - незамыкающаяся кривая, постоянно меняющая свое положение средизвезд зодиакальных созвездий.Видимое движение Луны сопровождается непрерывным изменением ее внешнего вида,характеризуемого фазой Луны. В некоторые дни Луна совсем не видна на небе. Вдругие дни она имеет вид узкого серпа, полукруга и полного круга. Лунные фазыобъясняются тем, что Луна подобно Земле является темным, непрозрачнымшарообразным телом и при движении вокруг Земли занимает различные положенияотносительно Солнца (рис. 55).Из-за удаленности Солнца солнечные лучи, падающие на Луну, почти параллельны ивсегда освещают ровно половину лунного шара; другая его половина остаетсятемной. Но так как к Земле обычно обращены часть светлого полушария и частьтемного, то Луна чаще всего кажется нам неполным кругом. Линия, отделяющаятемную часть диска Луны от светлой, называется терминатором и всегда являетсяполуэллипсом. Угол f между направлениями от Солнца к Луне и от Луны к Земленазывается фазовым углом.Различают четыре основные фазы Луны, которые постепенно переходят одна в другуюв следующей последовательности: новолуние, первая четверть, полнолуние,последняя четверть.Во время новолуния Луна проходит между Солнцем и Землей (т.е. находится всоединении с Солнцем), фазовый угол Во время новолуния Луна проходит междуСолнцем и Землей (т.е. находится в соединении с Солнцем), фазовый угол f = 180е,к Земле обращена темная сторона Луны и она не видна на небе. Дня через два посленоволуния Луна видна в виде узкого серпа на западе, в лучах вечерней зари,вскоре после захода Солнца, Лунный серп, обращенный выпуклостью к Солнцу, отодня ко дню постепенно расширяется и приблизительно через 7 суток после новолунияпринимает форму полукруга. Наступает фаза, называемая первой четвертью. В этовремя Луна находится в восточной квадратуре, т.е. на 90е к востоку от Солнца,фазовый угол f = 90е, и к Земле обращена половина освещенного и половинанеосвещенного полушария Луны. При этой фазе Луна видна в первой половине ночи, азатем заходит за горизонт.С каждым днем с Земли видна все большая часть освещенного полушария Луны иприблизительно через 7 суток после первой четверти наступает полнолуние, когдаЛуна имеет вид полного круга. Во время полнолуния Луна находится впротивостоянии с Солнцем, f = 0е, и к Земле обращено все освещенное полушариеЛуны. Полная Луна видна на небе в направлении, противоположном направлению наСолнце (ее эклиптическая долгота отличается от эклиптической долготы Солнца на180е). Поэтому полная Луна видна на небе всю ночь; восходит она приблизительново время захода Солнца, а заходит - около момента его восхода.После полнолуния Луна начинает “убывать”, с западной стороны ее диска появляется“ущерб”, который постепенно растет, так как с каждым днем с Земли видна всеменьшая часть освещенного полушария Луны. Приблизительно через 7 дней послеполнолуния Луна снова видна в виде полукруга. Наступает последняя четверть. Вэто время Луна находится в западной квадратуре, f = 90е, и к Земле сноваобращена половина освещенного и половина неосвещенного полушария Луны. Но теперьЛуна отстоит уже на 90е к западу от Солнца и видна во второй половине ночи,вплоть до восхода Солнца.Постепенно ущерб лунного диска увеличивается, Луна снова принимает вид узкогосерпа и видна на востоке, в лучах утренней зари, незадолго перед восходомСолнца. Через 2-3 дня лунный серп исчезает, и Луна снова не видна на небе, таккак приблизительно через 7 суток после последней четверти опять наступаетноволуние. Соединение Луны с Солнцем во время новолуния и противостояние вовремя полнолуния называются сизигиями.§ 78. Периоды обращения ЛуныПромежуток времени между двумя последовательными одноименными фазами Луны(например, между двумя полнолуниями) называется синодическим месяцем. Изнаблюдений установлено, что синодический месяц в среднем равен 29,53 среднихсолнечных суток. Таким образом, синодический месяц длиннее сидерического. Этолегко понять из рис. 56, на котором положение 1 соответствует взаимномурасположению Луны, Земли и Солнца в момент полнолуния. Через 27,32 суток, т. е.через сидерический месяц, Луна, сделав полный оборот по своей орбите, займетпрежнее положение относительно звезд, но так как Земля за это время переместитсяв положение 2, то полнолуния еще не будет. Оно наступит спустя некоторое время,когда Земля займет положение 3.Математическая связь синодического и сидерического обращения Луны та же, что идля внутренних планет (см. § 38).Кроме сидерического и синодического периодов обращений в движении Луны различаютеще три периода: аномалистический месяц - промежуток времени между двумяпоследовательными прохождениями Луны через перигей (27,55 средних суток);драконический месяц - промежуток времени между двумя последовательнымипрохождениями Луны через один и тот же узел своей орбиты (27,21 средних суток);тропический месяц - промежуток времени, в течение которого долгота Луныувеличивается на 360е. Вследствие прецессии тропический месяц корочесидерического месяца приблизительно на 7 секунд. Драконический месяц корочесидерического из-за движения узлов лунной орбиты навстречу движению Луны, ааномалистический месяц длиннее сидерического потому, что перигей лунной орбитыдвижется в ту же сторону, что и сама Луна.§ 79. Вращение и либрации ЛуныЛуна обращена к Земле всегда одной и той же стороной, одним и тем же полушарием,так как она вращается вокруг своей оси с тем же периодом (и в том женаправлении), с каким она обращается вокруг Земли, т.е. “звездные сутки” на Лунесоставляют 27,32 земных средних суток. Ось вращения Луны наклонена к плоскостилунной орбиты на угол 83е 20` (изменяется в пределах от 83е 10` до 83е 31’).Таким образом, плоскость лунного экватора с плоскостью лунной орбиты составляетугол 6е39`, а с плоскостью эклиптики 1е 30`. При этом плоскость эклиптики лежитмежду плоскостями лунного экватора и орбиты Луны и все три плоскостипересекаются по одной прямой. Последнее замечательное обстоятельство былообнаружено Кассини в 1721 г. и называется законом Кассини.В каждый данный момент с Земли видна ровно половина поверхности Луны, нопродолжительные наблюдения позволяют изучать почти 60% ее поверхности. Этовозможно благодаря явлениям, носящим общее название либрации (качаний) Луны.Оптические, или видимые либрации, при которых Луна в действительности никаких“колебаний” не совершает, бывают трех видов: по долготе, по широте ипараллактическая.Либрация по долготе вызывается тем, что Луна вращается вокруг оси равномерно, аее движение по орбите согласно второму закону Кеплера вблизи перигея быстрее, авблизи апогея - медленнее. Поэтому за четверть месяца после прохождения перигеяП (рис. 57) Луна пройдет путь больше четверти всей орбиты, а вокруг осиповернется ровно на 90е. Точка а, которая ранее была в центре лунного диска,теперь будет видна уже левее центра диска (сместится к востоку).В том же направлении сместится и точка b, которая раньше была видна на правом(западном) краю диска, и, следовательно, станет видимой часть поверхности Луныза западным краем ее диска. В апогее А будет видна та же поверхность Луны, что ив перигее, но за четверть месяца после прохождения апогея Луна пройдет меньшечетверти всей орбиты, а вокруг оси снова повернется ровно на 90е, и теперь ужебудет видна часть поверхности Луны за восточным краем ее диска. Периодлибрации по долготе равен аномалистическому месяцу, а наибольшая возможнаявеличина ее 7е 54`.Либрация по широте возникает от наклона оси вращения Луны к плоскости ее орбитыи сохранения направления оси в пространстве при движении Луны (рис. 58).В результате с Земли попеременно видна то часть поверхности Луны, расположеннаявокруг ее южного полюса, то, наоборот, вокруг северного полюса. Период либрациипо широте равен драконическому месяцу, а ее величина достигает 6е50’.Суточная или параллактическая либрация возникает вследствие сравнительнойблизости Луны к Земле. Поэтому из разных точек Земли поверхность Луны виднанеодинаково. Два наблюдателя, находящиеся в двух противоположных точках земногоэкватора, в один и тот же момент видят несколько различные области луннойповерхности. Так, наблюдатель, для которого Луна только еще восходит, видитчасть поверхности Луны за ее западным краем диска, а второй наблюдатель, длякоторого Луна в этот момент уже заходит, этой части поверхности Луны не видит,но зато видит часть поверхности за восточным краем диска. Параллактическаялибрация составляет около 1е.Физическая либрация, т.е. действительное “качание” Луны, происходит оттого, чтобольшая полуось лунного эллипсоида периодически отклоняется от направления наЗемлю, а притяжение Земли стремится вернуть ее в это положение. Величинафизической либрации очень мала - около 2".§ 80. Покрытия светил Луной. Солнечные затменияПри движении вокруг Земли Луна проходит перед более далекими светилами и своимдиском может их заслонить. Это явление носит общее название покрытий светилЛуной. Определение точных моментов начала и конца покрытий имеет большоезначение для изучения движения Луны и формы ее диска. Чаще всего происходятпокрытия звезд, реже случаются покрытия планет.Покрытия Солнца Луной называются солнечными затмениями. Солнечное затмение имеетразличный вид для разных точек земной поверхности. Диск Солнца будет целикомзакрыт только для наблюдателя, находящегося внутри конуса лунной тени,максимальный диаметр которой на поверхности Земли не превосходит 270 км. В этойсравнительно узкой области земной поверхности, куда падает тень от Луны, будетвидно полное солнечное затмение (рис. 59). В областях земной поверхности, кудападает полутень от Луны, внутри так называемого конуса лунной полутени будетвидно частное солнечное затмение - диск Луны закроет только часть солнечногодиска. Чем ближе наблюдатель к оси тени, тем большая часть диска Солнца закрыта,тем больше фаза затмения. Вне конуса полутени виден весь диск Солнца, и никакогозатмения не наблюдается.Так как расстояние Луны от Земли изменяется от 405 500 км до 363 300 км, а длинаконуса полной тени от Луны в среднем равна 374 000 км, то вершина конуса луннойтени иногда не доходит до поверхности Земли. В этом случае для наблюдателявблизи оси конуса лунной тени солнечное затмение будет кольцеобразным - краясолнечного диска останутся незакрытыми и будут образовывать вокруг темного дискаЛуны тонкое блестящее кольцо.В разных точках Земли солнечное затмение наступает в разное время. Вследствиедвижения Луны вокруг Земли и вращения Земли вокруг своей оси тень от Луныперемещается по земной поверхности приблизительно с запада на восток, образуяполосу тени длиной в несколько тысяч километров и шириной в среднем около 200 км(максимальная ширина 270 км).Так как Луна движется с запада на восток, то солнечное затмение начинается сзападного края солнечного диска. Сначала на нем появляется ущерб, имеющий формудуги круга радиуса, равного радиусу диска Солнца. Затем ущерб постепенно растет,и Солнце принимает форму все более и более узкого серпа. Когда исчезнетпоследняя точка солнечного диска, наступает фаза полного затмения, котораядлится всего несколько минут - не более семи, а чаще всего две-три минуты. Затемтемный диск Луны постепенно сходит с солнечного диска, и затмение кончается.Общая продолжительность всех фаз солнечного затмения может длиться свыше двухчасов.Совершенно очевидно, что затмения Солнца могут происходить только во времяноволуния.§ 81. Лунные затменияЗемля, освещаемая Солнцем, отбрасывает от себя тень (и полутень) в сторону,противоположную Солнцу (рис. 60). Так как диаметр Солнца больше диаметра Земли,то ее тень подобно лунной тени имеет форму постепенно суживающегося конуса.Конус земной тени длиннее конуса лунной, а его диаметр на расстоянии Луныпревышает диаметр Луны больше, чем в 2,5 раза.При движении вокруг Земли Луна может попасть в конус земной тени, и тогдапроизойдет лунное затмение. Поскольку во время затмения Луна в действительностилишается солнечного света, то лунное затмение видно на всем ночном полушарииЗемли и для всех точек этого полушария начинается в один и тот же физическиймомент и заканчивается также одновременно. Но эти моменты по местному временикаждой точки Земли, конечно, различны и зависят от географической долготы места.Так как Луна движется с запада на восток, то первым входит в земную тень левыйкрай Луны. На нем появляется ущерб, который постепенно увеличивается, и видимыйдиск Луны принимает форму серпа, отличающегося от серпа лунных фаз тем, чтолиния, отделяющая светлую часть диска Луны от затемненной, представляет собойдугу окружности с радиусом, приблизительно в 2,5 раза большим радиуса лунногодиска, тогда как при лунных фазах терминатор имеет вид полуэллипса.Если Луна полностью войдет в земную тень, то произойдет полное затмение Луны,если в тени окажется только часть Луны, то затмение будет частным. Так какдиаметр земной тени на расстоянии Луны от Земли может превышать диаметр Луны до2,8 раза, то полное лунное затмение может продолжаться почти до двух часов.Полному или частному лунному затмению предшествует (и завершает их) полутеневоелунное затмение, когда Луна проходит сквозь земную полутень. Полутеневоезатмение может быть и без последующего наступления теневого затмения.Совершенно очевидно, что затмения Луны могут происходить только во времяполнолуний.§ 82. Условия наступления солнечных и лунных затменийЕсли бы плоскость лунной орбиты совпадала с плоскостью эклиптики, то солнечные илунные затмения происходили бы каждый синодический месяц. Но плоскость луннойорбиты наклонена к плоскости эклиптики под углом в 5е 09`, поэтому Луна во времяноволуния или полнолуния может находиться далеко от плоскости эклиптики, и тогдаее диск пройдет выше или ниже диска Солнца или конуса тени Земли, и никакогозатмения не случится.Чтобы произошло солнечное или лунное затмение, необходимо, чтобы Луна во времяноволуния или полнолуния находилась вблизи узла своей орбиты, т.е. недалеко отэклиптики.Пусть на рис. 61 С, Т и L обозначают центры Солнца, Земли и Луны и находятся водной плоскости, перпендикулярной к плоскости эклиптики. Тогда Ð LTC = b естьгеоцентрическая эклиптическая широта Луны, и если этот угол будет меньшеизображенного на рисунке, то произойдет, хотя и непродолжительное, частноезатмение Солнца для точки О на Земле. Угол b равен сумме трех углов, а именно:b = Ð LTL` + Ð L`TC` + Ð C`TC.Но угол LTL’ = r( есть угловой радиус Луны; L’TC’ = r? - угловой радиус Солнца;угол L`TC` = Ð TL’O - Ð TC`O, где Ð TL`O = р( есть горизонтальный параллаксЛуны, a ÐTC`O = p? - горизонтальный параллакс Солнца. Следовательно,b = r( + r? + p( - p?.Если для величин в правой части принять их средние значения r( = 15`,5, r? =16`,3, p( = 57`,0, p? " 8",8, то b = 88`,7.Следовательно, для наступления хотя бы непродолжительного частного затменияСолнца необходимо, чтобы геоцентрическая эклиптическая широта Луны была меньше88`,7. Угловое расстояние центра Луны от узла, т.е. долгота Луны относительноузла Dl может быть вычислена из сферического прямоугольного треугольника < EL. (рис. 62) по формулеПри b = 88`,7 и i = 5е 09` Dl = 16е,5. Очевидно, что затмение Солнца возможно ипо другую сторону лунного узла, на таком же расстоянии от него. Дугу эклиптики в33е Солнце, перемещаясь со средней скоростью 59` в сутки, проходит за 34 дня. Ноза 34 дня обязательно будет одно новолуние, а может быть и два, так какпродолжительность синодического месяца 29,5 суток. Следовательно, каждый годобязательно бывает 2 солнечных затмения (около двух узлов лунной орбиты), номожет быть 4 и даже 5 затмений. Пять солнечных затмений в году случается тогда,когда первое происходит вскоре после 1-го января. Тогда второе наступает вследующее новолуние, третье и четвертое произойдут несколько раньше, чем черезполгода, а пятое - через 354 дня после первого (через 354 дня пройдет 12синодических месяцев).Пусть теперь (рис. 63) С будет центр земной тени, угловой радиус которой насреднем расстоянии Луны равен 41`; L`L` - часть орбиты Луны, по которой движетсяцентр Луны L, имеющий угловой радиус 15,5; < - восходящий узел лунной орбиты.Для наступления лунного затмения необходимо, чтобы в полнолуние расстояние междуцентрами земной тени и Луны было меньше, чем 41` + 15`,5 = 56`,5. Изсферического прямоугольного треугольника CL < имеемsin CL = sin С< sin Ð С 0 излучениепроисходит в красном крыле, а при vr < 0 - в синем. Если газ прозрачен кизлучению в рассматриваемой линии (т.е. самопоглощение отсутствует) и,следовательно, интенсивность в каждой точке профиля пропорциональна количествуатомов, обладающих соответствующим значением vr , то профиль спектральной линииповторяет закон распределения атомов по скоростям (7.15) и кривая, изображеннаяна рис. 90, представляется формулой (7.41)Из формулы (7.15) видно, что число частиц со скоростью vr = v* в е раз меньше,чем частиц со скоростью vr = 0. Эти атомы создают излучение в точке профилялинии, интенсивность I в которой в e раз меньше центральной I0. Половинарасстояния между точками профиля линии, в которых интенсивность составляет 1/е(37%) от центральной, называется доплеровской шириной спектральной линии Dl D .Поскольку атомы, излучающие спектральную линию, смещенную на величину Dl D ,должны двигаться с наиболее вероятной скоростью v*, имеемЕсли эта скорость обусловлена только тепловыми движениями, то, учитывая формулу(7.14), получим (7.42)Откуда (7.43)Если помимо тепловых движений в газе наблюдаются течения или какие-нибудь другиекрупномасштабные движения (например, турбулентность), то спектральная линиярасширяется еще сильнее, а иногда разбивается на несколько линий,соответствующих различным потокам. Таким образом, изучая профили спектральныхлиний, можно судить как о температуре, так и о движениях, происходящих визлучающем газе.§ 108. Методы определения температурыПрежде всего важно вспомнить (§ 104), что температура характеризует среднююкинетическую энергию одной частицы вещества. Часто температурой называютрезультат ее измерения тем или иным методом. Поэтому, если хотят подчеркнуть,что термин “температура” упоминается именно в указанном выше смысле, то говорят:кинетическая температура.Температура - очень важная характеристика состояния вещества, от которой зависятосновные его физические свойства. Ее определение - одна из труднейшихастрофизических задач. Это связано как со сложностью существующих методовопределения температуры, так и с принципиальной неточностью некоторых из них. Заредким исключением, астрономы лишены возможности измерять температуру с помощьюкакого-либо прибора, установленного на самом исследуемом теле. Однако даже еслибы это удалось сделать, во многих случаях тепло-измерительные приборы оказалисьбы бесполезными, так как их показания сильно отличались бы от действительногозначения температуры. Термометр дает правильные показания только в том случае,когда он находится в тепловом равновесии с телом, температура которогоизмеряется. Поэтому для тел, не находящихся в тепловом равновесии, принципиальноневозможно пользоваться термометром, и для определения их температуры необходимоприменять специальные методы. Рассмотрим основные методы определения температури укажем важнейшие случаи их применения.Определение температуры по ширине спектральных линий. Этот метод основан наиспользовании формулы (7.43), когда из наблюдений известна доплеровская ширинаспектральных линий излучения или поглощения. Если слой газа оптически тонкий(самопоглощения нет), а его атомы обладают только тепловыми движениями, то такимпутем непосредственно получается значение кинетической температуры. Однако оченьчасто эти условия не выполняются, о чем прежде всего говорит отклонениенаблюдаемых профилей от кривой Гаусса, изображенной на рис. 90. Очевидно, что вэтих случаях задача определения температуры на основании профилей спектральныхлиний сильно усложняется.Определение температуры на основании исследования элементарных атомныхпроцессов, приводящих к возникновению наблюдаемого излучения. Этот методопределения температуры основан на теоретических расчетах спектра и сравнении ихрезультатов с наблюдениями. Проиллюстрируем этот метод на примере ужеупоминавшейся солнечной короны. В ее спектре наблюдаются линии излучения,принадлежащие многократно ионизованным элементам, атомы которых лишены более чемдесятка внешних электронов, для чего требуются энергии по крайней мере внесколько сотен электрон-вольт. Мощность солнечного излучения слишком мала,чтобы вызвать столь сильную ионизацию газа. Ее можно объяснить толькостолкновениями с энергичными быстрыми частицами, главным образом свободнымиэлектронами. Следовательно, тепловая энергия значительной доли частиц всолнечной короне должна равняться нескольким сотням электрон-вольт. Обозначаячерез е энергию, выраженную в электрон-вольтах и учитывая (7.13), имеемТ = 11 600 в.Тогда энергию в 100 эв большинство частиц газа имеет при температуре болеемиллиона градусов.Определение температуры на основании применения законов излучения абсолютночерного тела. На применении законов излучения абсолютно черного тела (строгоговоря, справедливых только для термодинамического равновесия) к наблюдаемомуизлучению основан ряд наиболее распространенных методов определения температуры.Однако по причинам, упомянутым в начале этого параграфа, все эти методыпринципиально неточны и приводят к результатам, содержащим большие или меньшиеошибки. Поэтому их применяют либо для приближенных оценок температуры, либо втех случаях, когда удается доказать, что эти ошибки пренебрежимо малы. Начнемименно с этих случаев.Оптически толстый, непрозрачный слой газа в соответствии с законом Кирхгофа даетсильное излучение в непрерывном спектре. Типичным примером могут служитьнаиболее глубокие слои атмосферы звезды. Чем глубже находятся эти слои, темлучше они изолированы от окружающего пространства и тем ближе, следовательно, ихизлучение к равновесному. Поэтому для внутренних слоев звезды, излучение которыхдо нас совсем не доходит, законы теплового излучения выполняются с высокойстепенью точности.Совсем иначе обстоит дело с внешними слоями звезды. Они занимают промежуточноеположение между полностью изолированными внутренними слоями и совсем прозрачнымисамыми внешними (имеется в виду видимое излучение). Фактически мы видим те слои,оптическая глубина которых т не слишком сильно отличается от 1. Действительно,более глубокие слои хуже видны вследствие быстрого роста непрозрачности сглубиной, а самые внешние слои, для которых t мало, слабо излучают (напомним,что излучение оптически тонкого слоя пропорционально его оптической толщине).Следовательно, излучение, выходящее за пределы данного тела, возникает восновном в слоях, для которых t " 1. Иными словами, те слои, что мы видим,расположены на глубине, начиная с которой газ становится непрозрачным, Для нихзаконы теплового излучения выполняются лишь приблизительно. Так, например, длязвезд, как правило, удается подобрать такую планковскую кривую, которая, хотя иочень грубо, все же напоминает распределение энергии в ее спектре. Это позволяетс большими оговорками применить законы Планка, Стефана - Больцмана и Вина кизлучению звезд.Рассмотрим применение этих законов к излучению Солнца, На рис. 91 изображенонаблюдаемое распределение энергии в спектре центра солнечного диска вместе снесколькими планковскими кривыми для различных температур. Из этого рисункавидно, что ни одна из них в точности не совпадает с кривой для Солнца. Упоследней максимум излучения выражен не так резко. Если принять, что он имеетместо в длине волны l max = 4300 Å, то температура, определенная по законусмещения Вина, окажется равной Т (l шах ) = 6750е.Полная энергия, излучаемая 1 см2 поверхности Солнца (см. § 118), равнаe ? = 6,28×1010 эрг/см2× сек.Подставляя это значение в формулу (7.33) закона Стефана - Больцмана, получаемтак называемую эффективную температуруИтак, эффективной температурой тела называется температура такого абсолютночерного тела, каждый квадратный сантиметр которого во всем спектре излучаеттакой же поток энергии, как и 1 см2 данного тела.Аналогичным образом вводятся понятия яркостной и цветовой температуры. Яркостнойтемпературой называется температура такого абсолютно черного тела, каждыйквадратный сантиметр которого в некоторой длине волны излучает такой же потокэнергии, как и данное тело в той же длине волны. Чтобы определить яркостнуютемпературу, надо применить формулу Планка к наблюдаемой монохроматическойяркости излучающей поверхности. Очевидно, что в различных участках спектрареальное тело может иметь различную яркостную температуру. Так, например, изрис. 91 видно, что кривая для Солнца пересекает различные планковские кривые,соответствующие температуры которых показывают изменение яркостной температурыСолнца в различных участках видимого спектра.Определение яркостной температуры требует очень сложных измерений интенсивностиизлучения в абсолютных единицах. Гораздо проще определить изменениеинтенсивности излучения в некоторой области спектра (относительное распределениеэнергии).Температура абсолютно черного тела, у которого относительное распределениеэнергии в некотором участке спектра такое же, как и у данного тела, называетсяцветовой температурой тела. Возвращаясь снова к распределению энергии в спектреСолнца, мы видим, что в области длин волн 5000-6000 Å наклон кривой для Солнцана рис. 91 такой же, как и у планковской кривой для температуры 7000е в той жеобласти спектра.Итак, различные методы определения температуры, примененные к одному и тому жеобъекту - Солнцу, приводят к различным результатам. Однако это вовсе неозначает, что температуру Солнца вообще невозможно определить. Как мы увидим вгл. IX, расхождения между результатами применения. различных методов объясняютсяизменением температуры солнечного вещества с глубиной, а также тем, что наружныеслои газов излучают не как абсолютно черное тело, т.е. формулы (7.31)-(7.33)применимы лишь в первом приближении.Введенные выше понятия эффективной, яркостной и цветовой температуры являютсятаким образом лишь параметрами, характеризующими свойства наблюдаемогоизлучения. Чтобы выяснить, с какой точностью и на какой глубине они даютпредставление о действительной температуре тела, необходимы дополнительныеисследования.§ 109. Определение химического состава и плотности небесных телКак правило, наличие в спектре линий некоторого химического элемента говорит отом, что он имеется в исследуемом теле. (Бывают исключения, например, такназываемые межзвездные линии поглощения, наблюдаемые в спектрах звезд, новозникающие в пространстве между ними.) До тех пор, пока слой излучающего газаможно считать оптически тонким, так что в нем почти совсем не поглощаетсясобственное его излучение, яркость спектральной линии пропорциональна количествуизлучающих возбужденных атомов, находящихся на луче зрения. Излучательнуюспособность атома, равно как и коэффициент его поглощения в данной спектральнойлинии, можно найти экспериментально или теоретически: она обратнопропорциональна времени, в течение которого атом может находиться в возбужденномсостоянии.Измеряя энергию, излучаемую или поглощаемую в данной спектральной линии,вычисляют количество атомов и тем самым массу той части вещества, котораясоздает излучение. Если эта масса составляет главную долю всей массынаблюдаемого объекта с известными размерами, то легко найти его плотность. Такимпутем можно определить концентрацию излучающего вещества в прозрачных газовыхтуманностях. У непрозрачных. (оптически толстых) объектов (например, звезд) мыне видим: всех излучающих слоев. Поэтому их плотности не могут быть определенытаким путем. Однако плотность вещества, точнее, давление в нем, сказывается наформе отдельной спектральной линии, особенно вдали от ее центра (в такназываемых крыльях) . Это может быть использовано для определения плотности.Грубо говоря, указанное влияние сводится к тому, что спектральные линии,возникающие в разреженном газе, значительно уже, чем в плотной среде при той жетемпературе.Как правило, в данной спектральной линии наблюдается свечение (или поглощение)лишь части атомов, принадлежащих данному телу. Доля атомов, “наблюдаемых” вкакой-либо линии, определяется тем, что, во-первых, не все атомы данногохимического элемента находятся в соответствующем состоянии возбуждения,необходимом для излучения или поглощения этой линии, а во-вторых тем, что висследуемом теле могут быть и другие химические элементы.Поэтому для определения плотности вещества необходимо предварительно изучить егохимический состав.В спектрах подавляющего большинства космических объектов наблюдаются линииводорода. Это дает основание предполагать, что водород - наиболеераспространенный химический элемент в природе, факт, подтверждаемыйколичественным анализом химического состава различных небесных тел.Второе место по распространенности в природе после водорода занимает гелий, хотяпринадлежащие ему спектральные линии наблюдаются значительно реже. Это хорошийпример того, как отсутствие в спектре линий некоторого элемента вовсе неозначает, что его нет в исследуемом теле. Так, например, линии гелия почти ненаблюдаются среди линий поглощения в солнечном спектре. Однако в спектрах болееверхних его слоев, в частности, облаков раскаленных газов - протуберанцев, видныяркие эмиссионные линии гелия, что доказывает наличие его на Солнце. В спектресолнечной короны совсем не видны линии водорода, хотя заведомо известно, чтовещество короны имеет такой же состав, что и Солнце, и, следовательно, должносодержать водород. В обоих этих примерах соответствующие атомы просто находятсяв таких состояниях, что не излучают (и не поглощают) легко наблюдаемыхспектральных линий. Водород в короне ионизован настолько сильно, что практическинет нейтральных атомов, излучение которых можно было бы заметить. Наоборот, вслоях, где образуются линии поглощения, в частности, водорода, возбуждениегелиевых атомов оказывается слишком слабым, что также приводит к отсутствию еголиний в спектре.Следовательно, для правильного определения химического состава необходимоучитывать, что некоторые атомы могут находиться в ненаблюдаемых или труднонаблюдаемых состояниях, как, например, в случае, когда все возбуждаемыеспектральные линии находятся в далеком ультрафиолете.Наиболее интенсивные линии вовсе не обязательно принадлежат самомураспространенному химическому элементу. Как мы видели на примере запрещенныхлиний, в некоторых особых условиях весьма интенсивными становятся линии, которыев “обычных” условиях либо совсем не наблюдаются, либо очень слабы.Отсюда видно, что определение химического состава небесных тел на основеизучения их спектров - очень сложная задача, требующая для своего решения знанияфизических условий в исследуемом теле (особенно температуры) и примененияметодов теоретической астрофизики.Результаты показывают, что некоторые тела (например, звезды определенных типов)обладают теми или иными особенностями химического состава. Однако большинствоостальных объектов состоит примерно из одних и тех же относительных количествизвестных химических элементов. Поэтому можно говорить о среднем космическомсодержании элементов, о котором обычно судят по относительному числу атомов,находящихся в каком-либо объеме. В табл. 3 приведены относительные числа атомовнаиболее распространенных химических элементов, полученные на основании изученияспектров звезд и дающие представление о распространенности химических элементовв космосе. Все числа атомов приведены по отношению к числу атомов водорода,содержание которых условно принято равным 106.Из табл. 3 видно, что атомов гелия в космосе раз в 10 меньше, чем водорода.Точнее, о содержании этого элемента судить трудно, так как его линиисравнительно редко наблюдаются. Количество атомов всех остальных элементовсоставляет лишь около 0,14% от числа атомов водорода, а всех металлов меньшепримерно в 10 000 раз.§ 110. ТелескопыПосле того как в 1609 г. Галилей впервые направил на небо телескоп, возможностиастрономических наблюдений возросли в очень сильной степени. Этот год явилсяначалом новой эры в науке - эры телескопической астрономии. Телескоп Галилея понынешним понятиям был несовершенным, однако современникам казался чудом изчудес. Каждый, заглянув в него, мог убедиться, что Луна - это сложный мир, вомногом подобный земному, что вокруг Юпитера обращается четыре маленькихспутника, так же как Луна вокруг Земли, и т.д. Все это будило мысль, заставлялозадумываться о сложности Вселенной, ее материальности, о множественностиобитаемых миров. Изобретение телескопа вместе с системой Коперника сыгралонемалую роль в ниспровержении религиозной идеологии средневековья.Изобретение телескопа, как и большинство великих открытий, не было случайным,оно было подготовлено всем предыдущим ходом развития науки и техники. В XVI в.мастера-ремесленники хорошо научились делать очковые линзы, а отсюда был одиншаг до телескопа и микроскопа.Телескоп имеет три основных назначения:1) собирать излучение от небесных светил на приемное устройство (глаз,фотографическую пластинку, спектрограф и др.);2) строить в своей фокальной плоскости изображение объекта или определенногоучастка неба;3) помочь различать объекты, расположенные на близком угловом расстоянии друг отдруга и поэтому неразличимые невооруженным глазом.Основной оптической частью телескопа является объектив, который собирает свет истроит изображение объекта или участка неба. Объектив соединяется с приемнымустройством трубой (тубусом). Механическая конструкция, несущая трубу иобеспечивающая ее наведение на небо, называется монтировкой. Если приемникомсвета является глаз (при визуальных наблюдениях), то обязательно необходимокуляр, в который рассматривается изображение, построенное объективом. Прифотографических, фотоэлектрических, спектральных наблюдениях окуляр не нужен.Фотографическая пластинка, входная диафрагма электрофотометра, щель спектрографаи т.д. устанавливаются непосредственно в фокальной плоскости телескопа.Телескоп с линзовым объективом называется рефрактором, т.е. преломляющимтелескопом. Так как световые лучи различных длин волн преломляются по-разному,то одиночная линза дает окрашенное изображение. Это явление называетсяхроматической аберрацией. Хроматическая аберрация в значительной мере устраненав объективах, составленных из двух линз, изготовленных из стекол с разнымикоэффициентами преломления (ахроматический объектив, или ахромат).Законы отражения не зависят от длины волны и естественно возникла мысль заменитьлинзовый объектив вогнутым сферическим зеркалом (рис. 92). Такой телескопназывается рефлектором, т.е. отражательным телескопом. Первый рефлектор(диаметром всего лишь в 3 см и длиной в 15 см) был построен Ньютоном в 1671 г.Сферическое зеркало не собирает параллельного пучка лучей в точку; оно дает вфокусе несколько размытое пятнышко. Это искажение называется сферическойаберрацией. Если зеркалу придать форму параболоида вращения, то сферическаяаберрация исчезает. Параллельный пучок, направленный на такой параболоид вдольего оси, собирается в фокусе практически без искажений, если не считатьнеизбежного размытия из-за дифракции (см. ниже). Поэтому современные рефлекторыимеют зеркала параболоидальной или, как чаще говорят, параболической формы.До конца XIX в. основной целью телескопических наблюдений было изучение видимыхположений небесных светил. Важную роль играли также наблюдения комет и деталейна планетных дисках. Все эти наблюдения производились визуально, и рефрактор сдвухлинзовым объективом полностью удовлетворял потребности астрономов.В конце XIX и особенно в XX в. характер астрономической науки претерпелорганические изменения. Центр тяжести исследований переместился в областьастрофизики и звездной астрономии. Основным предметом исследования сталифизические характеристики Солнца, планет, звезд, звездных систем. Появилисьновые приемники излучения - фотографическая пластинка и фотоэлемент. Сталашироко применяться спектроскопия. В результате изменились и требования ктелескопам.Для астрофизических исследований желательно, чтобы оптика телескопа ненакладывала никаких ограничений на доступный диапазон длин волн: земнаяатмосфера и так ограничивает его слишком сильно. Между тем стекло, из которогоделаются линзы, поглощает ультрафиолетовое и инфракрасное излучение.Фотографические эмульсии и фотоэлементы чувствительны в более широкой областиспектра, чем глаз, и поэтому хроматическая аберрация при работе с этимиприемниками сказывается сильнее.Таким образом, для астрофизических исследований нужен рефлектор. К тому жебольшое зеркало рефлектора изготовить значительно легче, чем двухлинзовыйахромат: надо обработать с оптической точностью (до 1/8 длины световой волны l , или 0,07 микрона для визуальных лучей) одну поверхность вместо четырех, и приэтом не предъявляется особых требований к однородности стекла. Все это привело ктому, что рефлектор стал основным инструментом астрофизики. В астрометрическихработах по-прежнему применяются рефракторы. Причина этого состоит в том, чторефлекторы очень чувствительны к малым случайным поворотам зеркала: так как уголпадения равен углу отражения, то поворот зеркала на некоторый угол b смещаетизображение на угол 2b . Аналогичный поворот объектива в рефракторе дает гораздоменьшее смещение. А так как в астрометрии надо измерять положения светил смаксимальной точностью, то выбор был сделан в пользу рефракторов.Как уже сказано, рефлектор с параболическим зеркалом строит изображение оченьчетко, однако тут необходимо сделать одну оговорку. Изображение можно считатьидеальным, пока оно остается вблизи оптической оси. При удалении от осипоявляются искажения (внеосевые аберрации). Поэтому рефлектор с одним толькопараболическим зеркалом не позволяет фотографировать больших участков небаразмером, скажем, 5е ´ 5е, а это необходимо для исследования звездных скоплений,галактик и галактических туманностей. Поэтому для наблюдений, требующих большогополя зрения, стали строить комбинированные зеркально-линзовые телескопы, вкоторых аберрации зеркала исправляются тонкой линзой, часто увиолевой (сортстекла, пропускающего ультрафиолетовые лучи).Зеркала рефлекторов в прошлом (XVIII-XIX вв.) делали металлическими изспециального зеркального сплава, однако впоследствии по технологическим причинамоптики перешли на стеклянные зеркала, которые после оптической обработкипокрывают тонкой пленкой металла, имеющего большой коэффициент отражения (чащевсего алюминий).Основными характеристиками телескопа являются диаметр D и фокусное расстояние Fобъектива. Чем больше диаметр, тем больший световой поток F собирает телескоп: (8.1)где Е - освещенность объектива и S - его площадь. Другой существеннойхарактеристикой является относительное отверстие (8.2)Как нетрудно убедиться, освещенность в фокальной плоскости, создаваемаяпротяженным объектом, (8.3)Поэтому при фотографировании слабых протяженных объектов (туманностей, комет)существенно иметь большое относительное отверстие. Однако с увеличениемотносительного отверстия быстро возрастают внеосевые аберрации. Чем большеотносительное отверстие, тем труднее их устранять. Поэтому относительноеотверстие рефлекторов обычно не превышает 1:3. Зеркально-линзовые системы исложные объективы могут обеспечить в некоторых случаях относительное отверстие1:1 и более.Для визуального телескопа важной характеристикой является увеличение, равноеотношению фокусных расстояний объектива и окуляра:Если невооруженным глазом можно различить две звезды с угловым расстоянием неменее 2`, то телескоп уменьшает этот предел в n раз (далее мы увидим, что этоулучшение не является, однако, безграничным).При фотографировании представляет интерес масштаб изображения в фокальнойплоскости. Он может быть выражен в угловых единицах, приходящихся на 1 мм. Чтобынайти масштаб изображения, нужно знать линейное расстояние l между двумя точкамиизображения с взаимным угловым расстоянием a (8.4)где F - фокусное расстояние объектива. Вывод этой формулы ясен из рис. 93.При малых углах al = Fa ,если a в радианах, иесли a в градусах. Тогда масштаб изображения (8.5)и если F выражено в мм, то l тоже будет в мм. Масштаб m , в зависимости отединицы измерения a , получится в градусах на мм (е/мм), в минутах дуги на мм(`/мм) или секундах. дуги на мм ("/мм).Так, угловой диаметр Солнца и Луны равен приблизительно 0е,5. При фокусномрасстоянии телескопа F = 1000 мм. диаметр изображения Солнца и Луны в егофокальной плоскости составляет около 10 мм и, следовательно,Телескоп-рефлектор, приспособленный для наблюдений непосредственно в фокусепараболического зеркала, называется рефлектором с прямым фокусом. Частоиспользуются более сложные системы рефлекторов; например, с помощьюдополнительного плоского зеркала, установленного перед фокусом, можно вывестифокус в бок за пределы трубы (ньютоновский фокус). Дополнительным выпуклымпредфокальным зеркалом можно удлинить фокусное расстояние и вывести фокус вотверстие, просверленное в центре главного зеркала (кассегреновский фокус), ит.д. Некоторые из таких более сложных систем рефлекторов показаны на рис. 94.Они удобнее для присоединения приемных устройств к телескопу, но из-задополнительных отражений дают большие потери света.Сложной технической задачей является наведение телескопа на объект и слежение заним. Современные обсерватории оснащены телескопами диаметром от несколькихдесятков сантиметров до нескольких метров. Самый большой в мире рефлектор внастоящее время действует в Советском Союзе. Он имеет диаметр 6 м и установленна высоте 2070 м (гора Пастухова, вблизи станицы Зеленчукской на СеверномКавказе). Следующий по размерам рефлектор имеет диаметр 5 м и находится в США(обсерватория Маунт Паломар).Монтировка телескопа всегда имеет две взаимно перпендикулярных оси, поворотвокруг которых позволяет навести его в любую область неба. В монтировке,называемой вертикально-азимутальной, одна из осей направлена в зенит, другаялежит в горизонтальной плоскости. На ней монтируются небольшие переносныетелескопы. Крупные телескопы, как правило, устанавливаются на экваториальноймонтировке, одна из осей которой направлена в полюс мира (полярная ось), адругая лежит в плоскости небесного экватора (ось склонения). Телескоп наэкваториальной монтировке называется экваториалом.Чтобы следить за небесным светилом в экваториал, достаточно поворачивать еготолько вокруг полярной оси в направлении роста часового угла, так как склонениесветила остается неизменным. Этот поворот осуществляется автоматически часовыммеханизмом. Известно несколько типов экваториальной монтировки. Телескопыумеренного диаметра (до 50-100 см) часто устанавливаются на “немецкой”монтировке (рис. 95), в которой полярная ось и ось склонения образуютпараллактическую головку, опирающуюся на колонну. На оси склонения, по однусторону от колонны, располагается труба, а по другую - уравновешивающий ее груз,противовес. “Английская” монтировка (рис. 96) отличается от немецкой тем, чтополярная ось опирается концами на две колонны, северную и южную, что придает ейдополнительную устойчивость. Иногда в английской монтировке полярную осьзаменяют четырехугольной рамой, так что труба оказывается внутри рамы (рис. 97,а). Подобная конструкция не позволяет направить инструмент на полярную областьнеба. Если северный (верхний) подшипник полярной оси сделать в форме подковы(рис. 97,6), то такого ограничения не будет. Наконец, можно вообще убратьсеверную колонну и подшипник. Тогда получится “американская” монтировка или“вилка” (рис. 98 и 99).Часовой механизм не всегда действует вполне точно, и при получении фотографий сдлительными экспозициями, достигающими иногда многих часов, приходится следитьза правильностью наведения телескопа и время от времени его подправлять. Этотпроцесс называется лидированием. Гидирование осуществляется с помощью гида -небольшого вспомогательного телескопа, установленного на общей монтировке сглавным телескопом.Электронные вычислительные машины позволяют осуществлять точное слежение занебесным светилом и при вертикально-азимутальной установке путем плавногоповорота вокруг обеих осей. Первым в мире крупным оптическим телескопом навертикально-азимутальной установке является советский шестиметровый рефлектор(рис. 100).Для многих задач, связанных с исследованием Солнца, необходимо иметь оченьбольшой масштаб изображения, т.е. большое фокусное расстояние. Поэтомутелескопы, предназначенные для исследования Солнца, часто делают неподвижными. Вэтом случае свет направляется в оптическую систему телескопа специальнойустановкой, называемой целостатом (рис. 101). Целостат представляет собойсистему из плоских зеркал (обычно двух), которая отражает пучок световых лучей,идущих от небесного светила всегда в заданном неизменном направлении, несмотряна суточное вращение неба. Для этого одно из зеркал целостата медленноповорачивается вокруг полярной оси (лежащей в плоскости зеркала) со скоростьюодного оборота за 48 часов в направлении суточного вращения неба. Луч света отнеподвижного светила при этом поворачивался бы со скоростью, в два раза большей(поскольку угол отражения равен углу падения), т.е. одного оборота за 24 часа.Так как светило само движется с той же скоростью, то поворот компенсируется, илуч отражается в неизменном направлении.Существуют два основных типа больших солнечных телескопов - вертикальный, илибашенный, и горизонтальный. В башенном телескопе целостат посылает лучвертикально вниз, и оптическая система, строящая изображение Солнца,располагается по вертикали. Спектральная и другая анализирующая аппаратуранаходится в лабораторном помещении у основания башни. В горизонтальном телескопецелостат посылает луч в горизонтальном направлении, в котором располагаются всеоптические элементы системы. В конструктивном отношении горизонтальный телескопнамного удобнее. Однако атмосферные возмущения в приземном слое сильнее влияютна качество изображения горизонтального телескопа, чем башенного.Самую внешнюю и разреженную часть солнечной атмосферы - корону, - долгое времяудавалось наблюдать только в редкие моменты полных солнечных затмений. Яркостькороны в 106 раз меньше яркости солнечного диска. В обычных условиях рассеяниесолнечного света в земной атмосфере и телескопе создает вокруг Солнца ореол, нафоне которого корону различить невозможно.Во время полной фазы солнечного затмения Луна закрывает солнечный диск, и тогдана потемневшем небе вокруг темного диска Луны вспыхивает жемчужное сияниесолнечной короны. Многие астрономы и оптики пытались построить специальныетелескопы, в которые можно было бы увидеть корону вне затмения. Впервые этоудалось известному французскому астрофизику Лио, который использовал рефрактор соднолинзовым объективом. Такая система обеспечивает минимум рассеянного света втелескопе. Чтобы уменьшить атмосферное рассеяние, Лио установил свой прибор (онназвал его внезатменным коронографом) на горе. И, наконец, внутри телескопа онпоместил “искусственную Луну”, которая закрывала от наблюдателя изображениесолнечного диска. С этими предосторожностями солнечную корону можно былонаблюдать визуально и фотографировать в лучах ее наиболее ярких эмиссионныхлиний. В настоящее время построенные по той же идее внезатменные коронографыимеются во многих странах, и наблюдения короны входят в регулярную программуСлужбы Солнца. В отличие от солнечных телескопов общего назначения, внезатменныйкоронограф устанавливается на обычной экваториальной установке, так какцелостатное зеркало давало бы слишком много рассеянного света.Естественно поставить вопрос: чем ограничивается качество изображения светил втелескопе? С первого взгляда кажется, что чем больше увеличение (или, вфотографическом телескопе, масштаб), тем больше деталей можно различить надисках планет, видеть более тесные пары двойных звезд и т.д. На самом деле этоне так. Здесь имеется принципиальноеограничение, связанное с явлением дифракции - огибания световыми волнами краевобъектива. Даже идеальный объектив из-за дифракции не может построитьизображение точечного объекта в виде точки. Вместо точки получается круглоепятнышко с системой дифракционных колец вокруг, интенсивность которых убывает судалением от центра изображения (рис. 102). Угловой диаметр центрального пятна (8.6)где l - длина волны и D - диаметр телескопа. Если l = 0,55 мк (зеленый свет) иD =100 см, то d = 0,55×10-6 радиан = 0",1. Очевидно, две точки (например, двенаходящиеся рядом звезды) можно различить только в том случае, если расстояниемежду ними больше d . Этот минимальный угол d называется теоретическимугловым разрешением телескопа. Практически угловое разрешение больших телескоповограничивается другим фактором - атмосферным дрожанием.Дрожание вызывается оптической неоднородностью и неспокойствием атмосферы.Отдельные небольшие массы воздуха движутся друг относительно друга, давление вних колеблется, в результате чего коэффициент преломления в разных точкахатмосферы на пути луча неодинаков. Луч, проходя атмосферу, преломляется иотклоняется, причем величина и направление этого отклонения меняются современем. Минимальный размер неоднородностей в атмосфере составляет около 10 сми поэтому изображение звезды размывается, если диаметр телескопа существеннобольше 10 см. Если диаметр телескопа меньше, то изображение колеблется какцелое. Изображение звезды, размытое атмосферным дрожанием, называется дискомдрожания. Диаметр диска дрожания зависит от местных природных условий(“астроклимат”), а также от размера и конструкции телескопа и башни.Космические тела излучают электромагнитную энергию в очень широком диапазонечастот - от гамма-лучей до самых длинных радиоволн (см. § 102). Радиоизлучениеот космических объектов принимается специальными установками, называемымирадиотелескопами, которые состоят из антенны и очень чувствительного приемника.В настоящее время космическое радиоизлучение исследуется в длинах волн от одногомиллиметра до нескольких десятков метров. Антенны радиотелескопов, принимающихмиллиметровые, сантиметровые, дециметровые и метровые волны, чаще всегопредставляют собой параболические отражатели, подобные зеркалам обычныхастрономических рефлекторов. В фокусе параболоида устанавливается облучатель -устройство, собирающее радиоизлучение, которое направляется на него зеркалом.Облучатель передает принятую энергию на вход приемника, и, после усиления идетектирования, сигнал регистрируется на ленте самопишущегоэлектроизмерительного прибора.Радиоастрономические зеркала не требуют такой точности изготовления, какоптические. Чтобы зеркало не давало искажений, его отклонение от заданнойпараболической формы не должно превышать, как уже упоминалось, l /8, а длиныволн l , в радиодиапазоне намного больше, чем в оптическом. Например, для волныl = 10 см достаточно иметь точность зеркала около 1 см. Более того, зеркалорадиотелескопа можно делать не сплошным, например, натянуть металлическую сеткуна каркас, придающий ей приблизительно параболоидальную форму. Наконецрадиотелескоп можно сделать неподвижным, если заменить поворот зеркала смещениемоблучателя (в пределах до 10-20е). Благодаря этим особенностям радиотелескопымогут намного превосходить по размерам оптические телескопы.Самая большая в мире “полнопрофильная” (т.е. представляющая собой единоесплошное зеркало) радиоастрономическая антенна имеет диаметр 300 м. Онанаходится на обсерватории Аресибо в Пуэрто-Рико и установлена в естественномуглублении (кратер потухшего вулкана), которому придали форму параболоида,закрепили бетоном и на бетон нанесли металлическое покрытие (рис. 103). Конечно,неподвижная антенна, направленная в зенит, не позволяет принимать радиоизлученияиз любой точки небесной сферы, но благодаря суточному вращению Земли ивозможности смещать облучатель значительная часть неба оказывается доступнойнаблюдениям.Радиоастрономические зеркала меньших размеров устанавливают навертикально-азимутальной или экваториальной монтировке. Самая большая антеннатакого типа (диаметр 100 м, рис. 104) находится в Федеративной РеспубликеГермании (Бонн). Подобные гигантские антенны не могут, однако, работать намиллиметровых волнах, так как сделаны недостаточно точно (при диаметре внесколько десятков метров выдержать параболическую форму с точностью, например,до нескольких десятых долей миллиметра, - задача очень трудная). Средивысокоточных инструментов, пригодных для работы на самых коротких волнах, кчислу наилучших принадлежат два советских 22-метровых радиотелескопа (один вФизическом институте им. П.Н. Лебедева, другой - в Крымской астрофизическойобсерватории).Радиотелескопы очень большого размера могут быть построены из большогоколичества отдельных зеркал, фокусирующих принимаемое излучение на одиноблучатель. Примером является радиотелескоп РАТАН-600 (расшифровывается как"радиотелескоп Академии наук, диаметр 600 м"), который установлен вблизи станицыЗеленчукской (недалеко от 6-м рефлектора) и представляет собой замкнутое кольцодиаметром около 600 м, состоящее из 900 плоских зеркал размером 2 ´ 7,4 м,образующих сегмент параболоида (рис. 105). При малых зенитных расстояниях можетработать все кольцо, а при больших - некоторая его часть. Антенны такого типаназываются антеннами с незаполненной апертурой.На волнах длиной от нескольких метров и более параболические антенны неприменяются. Здесь используются системы, состоящие из большого количествадипольных антенн, электрическая связь между которыми обеспечивает необходимуюдля радиотелескопа направленность приема.Для описания угловой разрешающей силы радиотелескопа применяется специальнаяхарактеристика - диаграмма направленности, Диаграммой направленности называетсязависимость чувствительности радиотелескопа от положения точечного источникарадиоизлучения по отношению к антенне. Радиотелескоп с симметричнойпараболической антенной имеет диаграмму направленности, симметричнуюотносительно ее оси. Примерный вид такой диаграммы показан на рис. 106. Угловоеразрешение радиотелескопа (т.е. минимальный угол между двумя источниками,которые регистрируются как отдельные) приблизительно равно ширине диаграммынаправленности "по половине мощности" (угол d на рис. 106). Физическаяпричина, ограничивающая теоретическое угловое разрешение - это дифракция, так жекак и в оптических телескопах.Так как длины волн в радиодиапазоне очень велики, то радиоастрономическиезеркала, несмотря на огромные размеры, значительно уступают по угловомуразрешению оптическим. Так, 300-метровая антенна Аресибо на своей рабочей длиневолны в 70 см может обеспечить угловое разрешениет.е. в несколько сотен раз хуже среднего практического предела оптическоготелескопа (1-2"). Тем не менее имеется способ, который позволяет сравнятьразрешающую силу тех и других телескопов. Это можно сделать с помощьюрадиоинтерферометра.Простейший радиоинтерферометр (рис. 107) представляет собой систему из двухантенн, разнесенных на некоторое расстояние а, которое называется базойинтерферометра. Облучатели обеих антенн передают сигналы по проводам (“фидерам”)на вход одного и того же приемника.На антенну А1 электромагнитная волна приходит с некоторым запаздыванием поотношению к А2 . Если запаздывание ("разность хода") равно целому числу длинволн,b = a sin a = nl ,то сигналы на входе приемника складываются, так как они приходят в одной фазе.Если жето сигналы вычитаются, так как приходят в противофазе. В результате диаграмманаправленности интерферометра состоит из узких лепестков, угловое расстояниемежду максимумами (и минимумами) которых равно (8.7)вдоль направления, параллельного базе. Эти лепестки налагаются на диаграммунаправленности одиночной антенны, и полная диаграмма направленности (вернее, еесечение плоскостью, проходящей через линию базы) имеет вид, показанный на рис.107.Расстояние а может быть сделано очень большим:a >> D ;поэтому интерферометрами можно разрешить очень близко расположенные точечныеисточники.Радиоизлучение точечного источника при наблюдениях с одиночной антеннойзаписывается так, как показано на рис. 108, а, а при наблюдениях интерферометромтак, как на рис. 108,6. Если угловые размеры источника много больше, чем Dq , тоисточник не регистрируется интерферометром. Изменяя длину базы, можно определитьразмеры и распределение яркости источника вдоль одной координаты. Проделав такойже ряд измерений при другой ориентации базы, можно узнать распределение яркостии по другой координате.В последние годы разработана методика радиоинтерферометрических наблюдений сиспользованием двух раздельных приемников. В этом случае антенны интерферометрамогут быть разнесены на тысячи километров. С помощью таких систем врадиоастрономии удалось получить угловое разрешение порядка 10-4 секунды дуги -намного лучше, чем дают оптические телескопы.Благодаря мощному развитию радиоастрономической техники к настоящему времениисследовано радиоизлучение Солнца и Луны, планет Солнечной системы от Меркуриядо Урана включительно, многих объектов, принадлежащих нашей Галактике (остатковсверхновых звезд, пульсаров, диффузных и планетарных туманностей, облаковмежзвездного газа), радиоизлучение внегалактических объектов. В результатерадиоастрономических наблюдений были обнаружены внегалактические объекты новоготипа - квазары (см. § 174). Радиоастрономические исследования позволили получитьочень важные результаты во многих разделах астрофизики.С точки зрения наблюдательной радиодиапазон имеет некоторые особые преимуществаперед оптическим. Так как радиоволны облаками не задерживаются, наблюдения нарадиотелескопах ведутся и в облачную погоду. Кроме того, даже самые слабыекосмические источники радиоизлучения могут наблюдаться днем так же хорошо, как иночью, поскольку Солнце радиодиапазоне “не подсвечивает” земную атмосферу.В инфракрасном диапазоне (на волнах длиной от 1 микрона до 1 миллиметра)используются обычные оптические телескопы. Главная трудность в этом диапазоне -помехи со стороны теплового излучения телескопа и атмосферы. Кроме того,атмосфера сильно поглощает излучение в большей части инфракрасного диапазона.Однако имеется ряд участков спектра (“окна прозрачности”), в которых пропусканиедостаточно велико.Особые трудности возникают при наблюдениях рентгеновского излучения (длины волнот 0,1 до 10 ангстрем). Современные методы шлифовки и полировки материалов непозволяют изготовить зеркало с такой высокой точностью. Однако оказывается, чтопри падении и отражении луча под углом к нормали близким к 90е (“косоепадение”), требования к точности изготовления зеркальной поверхности значительноослабляются. Телескопы, использующие этот принцип, называются телескопами косогопадения, и, будучи установленными на искусственных спутниках, позволяют измерятьрентгеновское излучение космических источников.В рентгеновском и гамма-диапазоне для выделения более или менее узких угловиспользуются также трубчатые коллиматоры - пакеты из параллельных трубок сдостаточно толстыми стенками, установленные перед счетчиком энергичных фотонов.На длинах волн короче 10-4 Å (энергия кванта больше 100 Мэв) угловое разрешениеполучается благодаря самому методу регистрации (см. § 113): такие кванты привзаимодействии с веществом дают пары электронов и позитронов, направлениедвижения которых почти такое же, как у самого кванта.§ 111. Глаз как приемник излученияВ современной астрономии глаз наблюдателя используется в качестве приемникаизлучения не очень широко, главным образом при гидировании или вастрометрических наблюдениях. Почти все виды астрофизических исследованийвыполняются с помощью приемников других типов.Чувствительность глаза зависит от длины волны. В среднем глаз наблюдателянаиболее чувствителен к излучению с длиной волны l m = 5550 Å (зеленый цвет). Помере удаления от l m в обе стороны чувствительность глаза уменьшается и падаетдо нуля около 3900 и 7600 Å. Это - фиолетовая и красная границы видимой, иливизуальной, области спектра. Зависимость чувствительности приемника излучения отдлины волны называется спектральной характеристикой. Спектральную характеристикуглаза часто называют кривой видности. У разных наблюдателей кривые видностинесколько различаются. Средняя кривая видности дневного зрения, принятаямеждународным соглашением, приведена на рис. 109, а. Максимум кривой видностиночного зрения сдвинут в сторону коротких волн примерно на 450 Å.Минимальный поток излучения, который может быть обнаружен приемником, называетсяего порогом чувствительности. Порог чувствительности глаза очень мал - около10-9 эрг× сек -1. Это соответствует примерно 103 квант/сек. Для того чтобы глаздостиг такой чувствительности, наблюдатель должен некоторое время побыть втемноте, адаптироваться. Явление адаптации к темноте состоит в том, чтоувеличивается диаметр зрачка, восстанавливается чувствительность ночного зренияи на сетчатой оболочке появляется особое светочувствительное вещество(зрительный пурпур). В результате глаз становится чувствительным к слабомуосвещению. Способность к адаптации позволяет глазу работать в очень широкомдиапазоне освещенностей (от дня к ночи освещенность изменяется, например, в 108раз).§ 112. АстрофотографияС середины прошлого века в астрономии стал применяться фотографический методрегистрации излучения. В настоящее время он занимает ведущее место в оптическихметодах астрономии. Длительные экспозиции на высокочувствительных пластинкахпозволяют получать фотографии очень слабых объектов в том числе таких, которыепрактически недоступны для визуальных наблюдений. В отличие от глаза,фотографическая эмульсия способна к длительному накоплению светового эффекта.Очень важным свойством фотографии является панорамность: одновременнорегистрируется сложное изображение которое может состоять из очень большогочисла элементов. Существенно, наконец, что информация, которая получаетсяфотографическим методом, не зависит от свойств глаза наблюдателя, как это имеетместо при визуальных наблюдениях. Фотографическое изображение, полученноеоднажды, сохраняется как угодно долго, и его можно изучать в лабораторныхусловиях.Фотографическая эмульсия состоит из зерен галоидного серебра (AgBr, AgCl и др.;в различных сортах эмульсии применяются разные соли), взвешенных в желатине. Поддействием света в зернах эмульсии протекают сложные фотохимические процессы, врезультате которых выделяется металлическое серебро. Чем больше светапоглотилось данным участком эмульсии, тем больше выделяется серебра.Галоидное серебро поглощает свет в области l < 5000 Å . Область спектра3000-5000 Å называют иногда фотографической (аналогично визуальной, 3900-7600 Å). Чтобы сделать эмульсию чувствительной к желтым и красным лучам, в нее вводяторганические красители - сенсибилизаторы, расширяющие область спектральнойчувствительности. Панхроматические эмульсии - это сенсибилизированные эмульсии,чувствительные до 6500-7000 Å (в зависимости от сорта). Кривые спектральнойчувствительности различных эмульсий показаны на рис. 109,6. Они широкоприменяются в астрономической и обычной фотографии. Значительно реже встречаютсяинфрахроматические эмульсии, чувствительные к инфракрасным лучам до 9000 Å , аиногда и до 13 000 Å .Звезды на фотографиях выходят в виде кружков. Чем ярче звезда, тем большегодиаметра получается кружок при данной экспозиции (рис. 110). Различие вдиаметрах фотографических изображений звезд является чисто фотографическимэффектом и никак не связано с их истинными угловыми диаметрами. Научнойобработке подвергаются, как правило, только сами негативы, так как приперепечатке искажается заключенная в них информация. В астрономии используютсякак стеклянные пластинки, так и пленки. Пластинки предпочтительны в тех случаях,когда по негативам изучается относительное положение объектов. Сравнивая междусобой фотографии одной и той же части неба, полученные в разные дни, месяцы игоды, можно судить об изменениях, которые в этой области произошли. Так,смещение малых планет и комет (когда они находятся далеко от Солнца и хвост ещене заметен) среди звезд легко обнаруживается при сравнении негативов, полученныхс интервалом в несколько суток. Собственные движения звезд, а также отдельных сгустков межзвездного вещества в газовых туманностях изучаются по фотографиям,полученным через большие интервалы времени, иногда достигающие многихдесятилетий. Изменение блеска переменных звезд, вспышки новых и сверхновых звездтоже легко обнаруживаются при сравнении негативов, полученных в разные моментывремени.Для исследования подобных изменений используются специальные приборы -стереокомпаратор и блинк-микроскоп. Стереокомпаратор служит для обнаруженияперемещений. Он представляет собой своего рода стереоскоп. Обе пластинки, снятыев разное время, располагаются так, что исследователь видит их изображениясовмещенными. Если какая-либо звезда заметно сместилась, она “выскочит” изкартинной плоскости. Блинк-микроскоп отличается от стереокомпаратора тем, чтоспециальной заслонкой можно закрывать либо одно либо другое изображение. Еслиэту заслонку быстро колебать, то можно сравнивать не только положения, но ивеличины изображений звезд на обеих пластинках. Изменение положения илиизменение звездной величины при этом легко обнаруживаются. Точные измеренияположений звезд на пластинках производятся на координатных измерительныхприборах.Почернение негатива приблизительно определяется произведением освещенности Е напродолжительность экспозиции t. Этот закон называется закономвзаимозаместимости. Он выполняется более или менее хорошо лишь в ограниченноминтервале освещенности. Для каждого сорта эмульсии можно указать освещенностьили экспозиции, при которых он наиболее эффективен. В частности, оченьчувствительные кино- и фотопленки, предназначенные для коротких экспозиций, непригодны для длительных, применяемых в астрономии.Фотография позволяет проводить фотометрические исследования астрономическихобъектов, т.е. определять количественно их яркость и звездную величину. Дляэтого необходимо знать зависимость почернения негатива от освещенности -провести калибровку негатива. Чтобы измерить степень почернения, надо пропуститьсквозь негатив световой пучок, интенсивность которого регистрируется. Тогдапочернение D можно выразить через оптическую плотность негатива: (8.8)где I0 - интенсивность падающего пучка, I - интенсивность пучка, прошедшегосквозь негатив. Зависимость (8.9)называется характеристической кривой эмульсии (рис. 111). Можно выделить триучастка или области характеристической кривой: область недодержек, где крутизнакривой уменьшается с уменьшением Et, область нормальных экспозиций, где крутизнамаксимальна и зависимость почти линейна, и область передержек, где крутизнауменьшается с увеличением Et. При правильно выбранной экспозиции почернениедолжно соответствовать линейному участку. Чтобы построить характеристическуюкривую, на эмульсию впечатывается изображение нескольких (обычно порядка 10)площадок, освещенность которых находится в известном отношении. Эта операцияназывается калибровкой негатива.Зная характеристическую кривую, можно сравнивать освещенности, соответствующиеразличным точкам негатива, и в случае протяженных объектов, таких, кактуманности или планеты, построить их изофоты. Этого достаточно для относительнойфотометрии (т.е. измерения отношения яркости или блеска). Для абсолютнойфотометрии (т.е. измерения абсолютных значений яркости или блеска) необходимопровести, кроме калибровки, еще и стандартизацию. Для стандартизации надовпечатать на эмульсию изображение площадки с известной яркостью (для протяженныхисточников) или иметь на негативе звезды с известными звездными величинами. Приотносительной фотометрии точечных объектов калибровка делается обычно по звездамс известным блеском.Для измерения почернения негатива применяются фотоэлектрические микрофотометры.В этих приборах интенсивность светового пучка, прошедшего сквозь негатив,измеряется фотоэлементом.Главный недостаток фотографической пластинки как приемника излучения - этонелинейная зависимость почернения от освещенности. Кроме того, почернениезависит от условий обработки. В результате точность фотометрических измерений,производимых фотографическим методом, обычно не превышает 5-7%.§ 113. Фотоэлектрические приемники излученияДля увеличения точности фотометрии применяются фотоэлементы, устанавливаемые вфокусе телескопа. Кратко напомним физическую сущность фотоэлектрическогоэффекта. В металлах и полупроводниках, кроме электронов, связанных с отдельнымиатомами, имеются свободные электроны, которые могут перемещаться в пределах всейкристаллической решетки. Электрон может выйти из кристаллической решетки, еслион приобретет энергию, превышающую определенную пороговую величину W0 . Этавеличина называется работой выхода. Электрон может по-лучить энергию различнымиспособами, например, поглотив световой квант. Кванты с энергией, большей W0 ,могут выбивать электроны из поверхности облучаемого материала. Это явлениеназывается внешним фотоэлектрическим эффектом или фотоэлектронной эмиссией. Некаждый квант с энергией, большей W0 , выбивает электрон. Процентная доляквантов, выбивающих электроны, называется квантовым выходом. Обычно квантовыйвыход меньше 50%. Явление внешней фотоэлектронной эмиссии используется вфотоэлементах с внешним фотоэффектом, которые представляют собой простыедвухэлектродные вакуумные приборы (рис. 112). Один из электродов(отрицательный) называется фотокатодом, другой (положительный) - анодом. Приосвещении фотокатода из него выбиваются электроны, которые притягиваются анодом,и в цепи фотоэлемента течет ток (фототок), измеряемый достаточно чувствительнымприбором. Фототок прямо пропорционален световому потоку, падающему на катод, иэта пропорциональность соблюдается в очень широких пределах. Чувствительность испектральная характеристика фотокатода практически не меняется со временем. Этиобстоятельства позволяют выполнять фотометрические измерения с помощьюфотоэлементов с очень высокой точностью (иногда до 0,1%), недоступной дляфотографии. Благодаря высокой точности фотоэлектрическая техника прочно вошла впрактику современной астрофизики.Как известно, энергия кванта e = hv. Поэтому фотоэлектрический эффект можетвызываться только излучением с частотой, превышающей (8.10)(закон Эйнштейна). Предельная частота n 0 называется красной границейфотоэффекта. Она зависит от материала фотокатода. Чистые металлы имеют большуюработу выхода и не годятся для изготовления фотокатодов для длин волн l > 3000Å, используемых в наземных астрономических наблюдениях и в технике. Поэтомуразработаны специальные фотокатоды, имеющие сложную физико-химическую структуру,которая обеспечивает малую работу выхода. Наиболее распространенные типысовременных фотокатодов - это сурьмяно-цезиевый, мультищелочной икислородно-цезиевый. Их спектральные характеристики показаны на рис. 113.Фотокатоды для длин волн, превышающих 12 500 Å, отсутствуют. Из-за малой работывыхода фотокатод эмитирует не только фотоэлектроны, но и термоэлектроны, т.е.такие, которые из-за тепловых движений приобрели энергию, превышающую работувыхода, и смогли покинуть фотокатод. Они образуют термоэлектронный темновой ток,который мешает измерению слабых фототоков.Простые фотоэлементы с внешним фотоэффектом применяются сейчас сравнительноредко. На смену им пришли более сложные фотоэлектрические приемники -фотоумножители (ФЭУ). В этих приборах используется явление вторичной электроннойэмиссии: электрон, обладающий достаточной энергией и разогнанный электрическимполем, попав на поверхность с малой работой выхода, может выбить несколькоэлектронов. Таким образом, с помощью вторичной электронной эмиссии можнополучить усиление фототока. Между фотокатодом (F) и анодом (A) в ФЭУ (рис. 114)имеется некоторое количество вторичноэлектронных эмиттеров - динодов (Д1 , Д2и т.д.). Форма и расположение всехэлектронов ФЭУ, а также приложенные к ним напряжения таковы, что фотоэлектрон,вырвавшийся из фотокатода, попадает на первый динод и выбивает из него несколькоэлектронов, которые затем попадают на второй динод и выбивают соответственно ещебольшее количество электронов и т.д. В результате каждый фотоэлектрон приводит кобразованию лавины вторичных электронов (до 108-109) на аноде. Послефотоумножителя ставится либо прибор, измеряющий средний анодный ток, либоприбор, считающий отдельные импульсы, из которых состоит анодный ток. Посколькукаждый импульс соответствует отдельному фотоэлектрону, последний способназывается методом счета электронов. Так же как и в фотоэлементах, вфотоумножителях имеется фон темнового тока, мешающий измерениям слабых световыхпотоков.Фотометрические приборы, в которых в качестве приемника света используетсяфотоэлемент или фотоумножитель, называются электрофотометрами. На рис. 115приведена упрощенная схема звездного электрофотометра - прибора дляфотоэлектрического измерения звездных величин: а - диафрагма, которая находитсяв фокусе телескопа; б - выдвижной окуляр с призмой для наведения на звезду; в -радиоактивный люминофор, который служит для контроля постоянствачувствительности; с - светофильтр; л - линза поля, которая проектирует нафотокатод изображение объектива телескопа; Ф - фотоумножитель; Б1 - блок питанияфотоумножителя; У - усилитель; Б2 - блок питания усилителя; Э - самопишущийэлектроизмерительный прибор, регистрирующий показания на движущейся бумажнойленте.Наблюдатель в процессе измерений несколько раз вводит звезду в диафрагму ивыводит ее. Когда звезды нет, прибор записывает отсчет от фона неба,обусловленного свечением верхней атмосферы. Этот отсчет пропорционален площадидиафрагмы, поэтому диафрагму стараются брать поменьше. Когда звезда находится вдиафрагме, прибор записывает суммарный отсчет от фона и звезды и при обработкенаблюдатель берет разность обоих отсчетов. Сравнивая отсчеты n1 и n2 от разныхзвезд, можно определить разность звездных величин,и по известной звездной величине m1 одной звезды вычислить звездную величину m2другой звезды. Чтобы исключить влияние атмосферы, надо либо сравнивать звезды,находящиеся на одном зенитном расстоянии, либо определить из специальныхнаблюдений коэффициент прозрачности атмосферы.Если звезды не очень слабые, то с помощью звездного электрофотометра можнополучить точность 0m,005-0m,01. Пользуясь светофильтрами, можноэлектрофотометром определить цветовые характеристики звезд, а если ввести воптический путь поляризационный анализатор, то можно измерять с высокойточностью степень поляризации света звезд.В последнее время в астрономических наблюдениях все шире применяютсяпреобразователи изображения - электоонно-оптические преобразователи (ЭОП) ителевизионные системы. Электронно-оптический преобразователь (рис. 116) состоитиз фотокатода Ф, электронной линзы Л и экрана Э, люминесцирующего поддействием электронов.Электронная линза представляет собой положительно заряженный электрод, которыйразгоняет электроны до сравнительно большой энергии и заставляет их двигаться построго определенным траекториям, так что фотоэлектрон, выбитый из какой-либоточки катода, попадает в только ей соответствующую точку экрана, и на экранеобразуется изображение такое же, как на фотокатоде, только более яркое.Благодаря большому квантовому выходу фотокатодов, ЭОП позволяет в принциперегистрировать изображения с более короткими экспозициями, чем обычнаяфотография. Особенно большой выигрыш в экспозиции дают ЭОП скислородно-цезиевыми катодами (из-за низкой чувствительности эмульсий винфракрасной области спектра).Телевизионные системы с чувствительными телевизионными трубками в принципе такжепозволяют регистрировать очень слабые изображения, причем может быть полученобольшое усиление контраста. Однако такие системы более сложны, и вастрономическую практику внедряются медленно.В инфракрасной области спектра (l > 1 мк) для регистрации излученияиспользуются главным образом фотосопротивления - пленочные слои или кристаллыопределенных полупроводниковых веществ, концентрация или подвижность носителейзаряда в которых возрастает при облучении. Это явление называетсяфотопроводимостью и может быть использовано для регистрации излучения вплоть домиллиметрового диапазона.Красная граница спектральной характеристики фотосопротивления определяетсяконкретной природой материала. Фотосопротивления, чувствительные в инфракраснойобласти спектра, как правило, требуют охлаждения до низкой температуры.Высокая чувствительность в инфракрасной области может быть получена также спомощью некоторых типов болометров, охлаждаемых жидким гелием. Болометрыпринадлежат к классу тепловых приемников, действие которых основано наувеличении температуры при поглощении излучения. В болометрах используетсязависимость электрического сопротивления от температуры. К классу тепловыхприемников относятся также термопары, в которых используется термоэлектрическийэффект, и оптико-акустические преобразователи (ОАП), в которых излучениепоглощается в некотором газовом объеме, нагревает его и расширяет. Термопары иОАП работают без охлаждения и годятся только для измерения сравнительно большихпотоков излучения. Все тепловые приемники имеют перед фотоэлектрическими топреимущество, что их чувствительность в принципе не зависит от длины волны, т.е.они не селективны.В приборах, установленных на искусственных спутниках, для регистрациирентгеновского излучения используются счетчики Гейгера, сцинтилляционныесчетчики и фотоумножители с особыми фотокатодами. Счетчики Гейгера представляютсобой колбу с двумя электродами, наполненную некоторым газом, ионизующимся поддействием рентгеновского излучения, и имеющую прозрачное для него окно.Рентгеновский квант, пройдя через газ, образует пару ион - электрон, ониускоряются в электрическом поле между электродами, сталкиваются с нейтральнымимолекулами, ионизуют их, и в результате образуется лавина ионов и электронов,которая регистрируется в виде импульса тока. Каждый импульс соответствует одномукванту.Сцинтилляционный счетчик состоит из сцинтиллятора - пластины вещества, котороедает световую вспышку при попадании рентгеновского кванта, - и фотоумножителя,который эту вспышку регистрирует. Разработаны фотоумножители, катоды которыхнепосредственно воспринимают рентгеновские кванты. В этом случае сцинтиллятор ненужен.Сцинтилляционные счетчики специальных типов используются и для обнаружениягамма-квантов при энергиях меньше 30 Мэв. При энергиях более 30 Мэв гамма-квантыобразуют при взаимодействии с веществом электронно-позитронные пары, которыемогут регистрироваться ионизационными камерами и ядерными эмульсиями. Еслиэнергия кванта больше 1000 Мэв, то образованная им электронно-позитронная паравызывает достаточно яркую вспышку при движении в атмосфере, которая может бытьобнаружена специально сконструированным наземным телескопом. Эта вспышкаобъясняется оптическим эффектом, открытым акад. П.А. Черенковым: электрон илипозитрон, имеющий скорость большую, чем скорость распространения света внекоторой среде (она всегда меньше, чем скорость света в пустоте), излучаетсветовую энергию. Это излучение сконцентрировано в довольно узком угле, и,наблюдая его, можно определить направление прихода пары и породившего ее кванта.§ 114. Спектральные приборыВ главе VII было показано, как, изучая спектры небесных светил, можно получитьсведения об их химическом составе, температуре, давлении, вращении и т.д. Нижемы рассмотрим основные типы спектральных приборов, применяемых в астрономии.Впервые спектры звезд и планет начал наблюдать в прошлом веке итальянскийастроном Секки. После его работ спектральным анализом занялись многие другиеастрономы. Вначале использовался визуальный спектроскоп, потом спектры сталифотографировать, а сейчас применяется также и фотоэлектрическая запись спектра.Спектральные приборы с фотографической регистрацией спектра обычно называютспектрографами, а с фотоэлектрической - спектрометрами.На рисунке 117 дана оптическая схема призменного спектрографа. Перед призмойнаходятся щель и объектив, которые образуют коллиматор. Коллиматор посылает напризму параллельный пучок лучей. Коэффициент преломления материала призмызависит от длины волны. Поэтому после призмы параллельные пучки, соответствующиеразличным длинам волн, расходятся под разными углами, и второй объектив (камера)дает в фокальной плоскости спектр, который фотографируется. Если в фокальнойплоскости камеры поставить вторую щель, то спектрограф превратится вмонохроматор. Перемещая вторую щель по спектру или поворачивая призму, можновыделять отдельные более или менее узкие участки спектра. Если теперь завыходной щелью монохроматора поместить фотоэлектрический приемник, то получитсяспектрометр.В настоящее время наряду с призменными спектрографами и спектрометрами широкоприменяются дифракционные. В этих приборах вместо призмы диспергирующим (т.е.разлагающим на спектр) элементом является дифракционная решетка. Наиболее частоиспользуются отражательные дифракционные решетки.Отражательная решетка представляет собой алюминированное зеркало, на которомнанесены параллельные штрихи. Расстояние между штрихами и их глубина сравнимы сдлиной волны. Например, дифракционные решетки, работающие в видимой областиспектра, часто делаются с расстоянием между штрихами 1,66 мк (600 штрихов на 1мм). Штрихи должны быть прямыми и параллельными друг другу по всей поверхностирешетки, и расстояние между ними должно сохраняться постоянным с очень высокойточностью. Изготовление дифракционных решеток поэтому является наиболее труднымиз оптических производств.Получая спектр с помощью призмы, мы пользуемся явлением преломления света награнице двух сред. Действие дифракционной решетки основано на явлениях другоготипа - дифракции и интерференции света. Не объясняя в деталях принцип работыдифракционной решетки (он изучается в курсе физики), мы заметим лишь, что онадает, в отличие от призмы, не один, а несколько спектров. Это приводит копределенным потерям света по сравнению с призмой. В результате применениедифракционных решеток в астрономии долгое время ограничивалось исследованиямиСолнца. Указанный недостаток был устранен американским оптиком Вудом. Онпредложил придавать штрихам решетки определенный профиль, такой, что большаячасть энергии концентрируется в одном спектре, в то время как остальныеоказываются сильно ослабленными. Такие решетки называются направленными илиэшелеттами.Основной характеристикой спектрального прибора является спектральная разрешающаясилагде Dl - минимальный промежуток между двумя близкими линиями, при котором онирегистрируются как раздельные. Чем больше разрешающая сила, тем более детальноможет быть исследован спектр и тем больше информации о свойствах излучающегообъекта может быть в результате получено. Спектральные аппараты с направленнымидифракционными решетками, при прочих равных условиях, могут обеспечить болеевысокую разрешающую силу, чем призменные.Другой важной характеристикой спектральных аппаратов является угловая дисперсия (8.11)где Da - угол между параллельными пучками, прошедшими диспергирующий элемент иразличающимися по длине волны на Dl . Величина (8.12)где f - фокусное расстояние камеры, называется линейной дисперсией, котораявыражает масштаб спектра в фокальной плоскости камеры и обозначается либо вмиллиметрах на ангстрем, либо (для малых дисперсий) в ангстремах на миллиметрТак, дисперсия спектрографа 250 Å/мм, означает, что один миллиметр наспектрограмме соответствует интервалу длин волн Dl = 250 Å.Особенности оптической схемы и конструкции астрономических спектральных приборовсильно зависят от конкретного характера задач, для которых они предназначены.Спектрографы, построенные для получения звездных спектров (звездныеспектрографы), заметно отличаются от небулярных, с которыми исследуются спектрытуманностей. Солнечные спектрографы тоже имеют свои особенности. Мы не будемобсуждать здесь этих различий подробно, отметим лишь, что реальная разрешающаясила астрономических приборов зависит от свойств объекта. Если объект слабый,т.е. от него приходит слишком мало света, то его спектр нельзя исследовать оченьдетально, так как с увеличением разрешающей силы количество энергии,приходящейся на каждый разрешаемый элемент спектра, уменьшается. Поэтому самуювысокую разрешающую силу имеют, естественно, солнечные спектральные приборы. Убольших солнечных спектрографов она достигает 106. Линейная дисперсия этихприборов достигает 10 мм/Å (0,1 Å/мм).При исследовании наиболее слабых объектов приходится ограничиваться разрешающейсилой порядка 100 или даже 10 и дисперсиями ~1000 Å/мм. Например, спектры слабыхзвезд получаются с помощью объективной призмы, которая является. простейшимастрономическим спектральным прибором. Объективная призма ставится прямо передобъективом телескопа, и в результате изображения звезд растягиваются в спектр.Камерой служит сам телескоп, а коллиматор не нужен, поскольку свет от звездыприходит в виде параллельного пучка. Такая конструкция делает минимальнымипотери света из-за поглощения в приборе. На рис. 118 приведена фотографиязвездного поля, полученная с объективной призмой.Грубое представление о спектральном составе излучения можно получить с помощьюсветофильтров. В фотографической и визуальной областях спектра часто применяютсветофильтры из окрашенного стекла. На рис. 119 приведены кривые, показывающиезависимость пропускания от длины волны для некоторых светофильтров, комбинируякоторые с тем или иным приемником, можно выделить участки не уже несколькихсотен ангстрем. В светофильтрах из окрашенного стекла используется зависимостьпоглощения (абсорбции) света от длины волны. Светофильтры этого типа называютсяабсорбционными. Известны светофильтры, в которых выделение узкого участкаспектра основано на интерференции света. Они называются интерференционными имогут быть сделаны довольно узкополосными, позволяющими выделить участки спектрашириной в несколько десятков ангстрем. Еще более узкие участки спектра (ширинойоколо 1 Å) позволяют выделять интерференционно-поляризационные светофильтры.С помощью узкополосных светофильтров можно получить изображение объекта вкаком-либо интересном участке спектра например, сфотографировать солнечнуюхромосферу в лучах Нa , (красная линия в бальмеровской серии спектра водорода),солнечную корону в зеленой и красной линиях, газовые туманности в эмиссионныхлиниях.Для солнечных исследований разработаны приборы, которые позволяют получитьмонохроматическое изображение в любой длине волны. Это - спектрогелиограф испектрогелиоскоп. Спектрогелиограф представляет собой монохроматор, за выходнойщелью которого находится фотографическая кассета. Кассета движется с постояннойскоростью в направлении, перпендикулярном к выходной щели, и с такой жескоростью в плоскости выходной щели перемещается изображение Солнца. Легкопонять что в этом случае на фотографической пластинке получится изображениеСолнца в заданной длине волны, называемое спектрогелиограммой. Вспектрогелиоскопе, перед выходной щелью и после выходной щели устанавливаютсявращающиеся призмы с квадратным сечением. В результате вращения первой призмынекоторый участок солнечного изображения периодически перемещается в плоскостивходной щели. Вращение обеих призм согласовано, и если оно происходит достаточнобыстро то, наблюдая в зрительную трубу вторую щель, мы увидим мо-нохроматическоеизображение Солнца.Радиоастрономические приемники, как правило не могут быстро перестраиваться содной длины волны на другую без существенной потери чувствительности. Поэтомуспектр космических источников радиоизлучения приходится воспроизводить поотдельным измерениям на различных частотах. В случае непрерывного спектра этоможет быть удовлетворительным, если он достаточно плавный, однако линииизлучения и поглощения таким способом найти трудно. Поэтому монохроматическиерадиолинии (линия излучения нейтрального водорода l = 21 см, линии поглощениямежзвездных молекул) были открыты только после того как теоретически былопредсказано их существование и были вычислены ожидаемые длины волн.§ 115. Астрофизические исследования с воздушных шаров, самолетов и космическихаппаратов. Понятие о радиолокационных методахДо начала сороковых годов XX в. астрономы использовали для своих наблюденийпочти исключительно визуальную область спектра и прилегающие к ней участкиприблизительно от 3000 до 7000 Å. После окончания второй мировой войны сталибыстро развиваться радиоастрономические методы исследования (радиоастрономия).Успехи радиоастрономии показали, как важно вести исследования в новых областяхспектра, распространить наблюдения на возможно более широкий диапазон длин волн.Однако земная атмосфера непрозрачна в области l < 3000 Å и 15 мк < l < 1 мм.Следовательно, возникла задача проведения астрономических исследований внеземной атмосферы.В принципе сравнительно просто эта проблема решается для инфракрасного исубмиллиметрового излучения (15 мк < l < < 1 мм). Основным веществом,поглощающим инфракрасную радиацию, является водяной пар, концентрация которогобыстро уменьшается с высотой. На высотах около 25-30 км земная атмосферастановится прозрачной для инфракрасного излучения. Эти высоты вполне доступнысовременным воздушным шарам (“баллонам”), грузоподъемность которых достаточна,чтобы нести довольно большой телескоп диаметром до 1 м. Наблюдения с такойвысоты имеет смысл проводить и в видимой области спектра, так как атмосферноедрожание здесь уже не будет ограничивать разрешающей силы телескопа. Первый“баллонный” телескоп “Стратоскоп-1” (диаметром в 50 см) был построен в США дляфотографирования солнечной грануляции. Другой американский баллонный телескоп“Стратоскоп-2” (диаметром 90 см) запускался с целью исследования инфракрасныхспектров планет и звезд. Подобные телескопы управляются в полете с Земли порадио. Телевизионные камеры, установленные на искателе, гиде и в фокусеКассегрена, позволяют наводить телескоп на объект почти так же уверенно, как ипри обычных наземных наблюдениях. В СССР успешно проводились полетыстратосферного солнечного телескопа с целью фотографирования солнечнойгрануляции.Для инфракрасной астрономии большие перспективы связаны с возможностью установкителескопов на самолетах. Самолетные летающие обсерватории не могут подниматьсяна такую большую высоту, как баллонные телескопы, однако они имеют рядпреимуществ (управляемый полет, присутствие наблюдателя на борту и т.п.).В ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра земная атмосфера поглощаеттак сильно, что для их изучения надо поднимать аппаратуру на высоту не менее 100км над земной поверхностью, а это можно сделать только с помощью ракет иискусственных спутников Земли. Ракеты можно запускать чаще, но зато время ихполета ограничено: всего несколько минут. На борту ракет и спутниковустанавливаются небольшие телескопы с фотоэлектрическими фотометрами,спектральными аппаратами, приборы для приема рентгеновского излучения. Приборыдействуют автоматически по заданной программе, а наблюдательный материалпередается по радио, либо, в случае ракет и приземляющихся спутников, может бытьполучен исследователем по окончании полета. Обычно головка ракеты с научнымоборудованием (приборный отсек) отделяется от ракеты (до того, как она входит вплотные слои атмосферы) и опускается на парашюте.Американский искусственный спутник “Ухуру” (“Свобода” на языке суахили; запускпроизводился в Африке в 1970 г.) был специально сконструирован для получениякарты всего неба в рентгеновских лучах (энергии квантов от 2 до 10 кэв). С егопомощью было обнаружено 125 рентгеновских источников, из которых более половиныранее не были известны. Другой астрономический спутник “ОАО-3”, или “Коперник”(названный в честь великого польского астронома и запущенный в 1973 г., когдапраздновался юбилей Коперника - 500 лет со дня рождения), представляет собойтелескоп-рефлектор диаметром 80 см, снабженный ультрафиолетовым спектрометром. Сего помощью были получены спектры большого количества звезд в области от 700 до3000 Å, недоступной наблюдениям с Земли. Автоматическая системафотоэлектрического гидирования при помощи небольших реактивных двигателейориентации поддерживала при регистрации спектра точность наведения до 0",1.В настоящее время астрономия и космическая техника подошли вплотную к созданиюдлительно действующих крупных телескопов, специально сконструированных дляработы на орбитах искуственных спутников Земли. Такой телескоп должен иметьсистему автоматического наведения и высокоточной ориентации. Для техническогообслуживания его будут периодически посещать космонавты. Большое значение длясоздания подобных космических обсерваторий имеет опыт работы, полученныйсоветскими космонавтами на орбитальных станциях типа “Салют”.Другое важное направление, связанное с прогрессом ракетной техники, - этоисследование Солнечной системы автоматическими межпланетными станциями.Советские автоматические станции трижды фотографировали обратную сторону Луны (в1959, 1965 и 1969 гг.). 3 февраля 1966 г. Советский Союз впервые осуществилмягкую посадку автоматической станции на Луну и передачу изображениянепосредственно с ее поверхности (“Луна-9”). 3 апреля 1966 г. впервые былуспешно выведен на орбиту искусственный спутник Луны (советская станция“Луна-10”). Широкая программа исследования Луны осуществлялась такжеамериканскими учеными с помощью аппаратов типа “Рейнджер” (лунные станции сжесткой посадкой), “Орбитер” (искусственные спутники Луны), “Сервейор” (станциис мягкой посадкой) и “Аполлон” (станции, обеспечивающие высадку астронавтов наЛуну). Американская программа ставила целью доставить на Луну человека.Советская программа была нацелена по-иному: исследовать Луну с помощьюавтоматических станций. Эти станции были двух типов: подвижные “луноходы”(“Луноход-1 и 2”) и станции, обеспечивающие доставку грунта с Луны на Землю(“Луна-16, 20 и 24”). Космические аппараты СССР и США совершили успешные полетык Венере, Марсу, Меркурию и Юпитеру. Для исследования планет используютсяавтоматические межпланетные станции (АМС) трех различных модификаций: а)пролетные, которые совершают однократное (в некоторых случаях двух- илитрехкратное) прохождение вблизи исследуемой планеты, б) орбитальные, т.е.выводимые на орбиту искусственных спутников, и в) спускаемые, т.е. опускающиесяпрямо на поверхность планеты и обеспечивающие прямые измерения физико-химическиххарактеристик атмосферы, а иногда и поверхности. Пролетные аппараты - это своегорода разведчики: они получают сравнительно небольшой объем данных. Орбитальныеаппараты позволяют обследовать значительную часть планеты, но толькодистанционными (оптическими и радиофизическими) методами. Спускаемые аппаратыполучают весьма детальные данные об атмосфере и поверхности (недоступныепролетным и орбитальным аппаратам), но только в месте посадки. Наиболееоптимальным является сочетание орбитального и спускаемого аппарата, когда ихданные взаимно дополняются. Такие сочетания были осуществлены в советскихисследованиях Марса и Венеры. В 1974 г. были совершены вывод на орбитуискусственного спутника Марса “Марс-5” и посадка спускаемого аппарата “Марс-6”.В 1975 г. на орбиту искусственных спутников Венеры были выведены дваискусственных спутника и совершили посадку два спускаемых аппарата (АМС“Венера-9” и “Венера-10”). Это были первые в мире искусственные спутники Венеры,а спускаемые аппараты впервые в мире передали на Землю изображение поверхностидругой планеты. Советские спускаемые аппараты типа “Венера” исследуют атмосферуВенеры начиная с 1967 г.Ввиду исключительной важности этих экспериментов мы опишем их более детально.Главной научной задачей АМС являлось определение основных физических параметроватмосферы планеты (температуры и давления) и ее химического состава. Станциисостояли из орбитального отсека и спускаемого аппарата. Общий вид станции“Венера-4” дан на рис. 120. Орбитальный отсек нес спускаемый аппарат, научныеприборы для исследований на трассе полета, солнечные батареи, радиокомплекс иустройства, необходимые для коррекции полета, в том числе жидкостный реактивныйдвигатель. Операция коррекции представляет собой исправление орбиты, котороевводится в определенный момент полета, когда АМС отошла от Земли достаточнодалеко и определено, насколько реальная орбита отклонилась от заданной.Советские автоматические станции входили в атмосферу Венеры, в соответствии спрограммой, на второй космической скорости и по мере снижения тормозились. Когдаперегрузки достигали определенной достаточно большой величины, происходилоразделение спускаемого аппарата и орбитального отсека. Спускаемый аппаратпредставлял собой сферу диаметром около 1 м с теплоизоляцией, способнойпредохранить аппарат от сгорания при торможении. Когда он тормозился до скоростиоколо 300 м/сек, по команде датчика внешнего давления вводились в действиетормозной и основной парашюты, которые уменьшали скорость снижения до несколькихметров в секунду. Одновременно с этим раскрывались антенные системы и включалисьрадиовысотомер и радиопередатчик. Затем шла передача результатов измененийдавления, плотности, температуры, химического состава и других данных по мереснижения спускаемого аппарата. Начиная с “Венеры-7” (1970 г.) измеренияпроводились не только при спуске, но и в течение некоторого времени послепосадки на поверхность планеты (рис. 121).Помимо измерений на спускаемых; аппаратах, проводившихся в нижних слояхатмосферы Венеры, важные результаты были получены с помощью научной аппаратуры,установленной на орбитальных отсеках. Эта аппаратура позволила получить данные остроении облачного слоя, надоблачной атмосферы, о полях и частицах вокрестностях планеты.На Марс посадить космический аппарат еще труднее, чем на Венеру, из-за малойплотности его атмосферы. Мягкая посадка на Марс была впервые осуществленасоветским спускаемым аппаратом “Марс-3” (2 декабря 1971 г.), которыйотделился от автоматической станции, ставшей искусственным спутников планеты.До недавнего времени общине свойством всех астрономических методов был ихпассивный характер: мы только наблюдали явления, регистрировали то, что природасама нам показывала. Этим астрономия принципиально отличалась от физики, воснове которой лежит эксперимент - активный метод исследования. Экспериментаторне просто наблюдает явления природы, а вторгается в них, меняет условия опыта и,конечно, имеет больше шансов понять сущность явлений, чем если бы он ограничилсяпассивным наблюдением.Полеты космических кораблей постепенно превращают астрономию в экспериментальнуюнауку. Со временем в исследовании планет и межпланетного пространства рольэксперимента в астрономии будет, по-видимому, быстро возрастать.Заметим, что полеты АМС являются не единственным средством экспериментальногоисследования Солнечной системы. Чисто экспериментальным методом является ирадиолокация небесных тел. В направлении космического тела посылается мощныйимпульс радиоволн и принимается отраженный импульс. По запаздыванию отраженногоимпульса можно определить расстояние, по величине - коэффициент отражения. Формаимпульса позволяет судить о размерах тела и степени гладкости его поверхности.Вращение исследуемого тела вызывает расширение импульса по частоте вследствиеэффекта Доплера, и скорость вращения может быть определена по величине размытия.Могут исследоваться отражения от отдельных деталей на поверхности планет,облачного слоя, ионосферы и т.д. Конечно, такой способ годится только дляобъектов не очень удаленных; по-видимому, радиолокации никогда не удастся выйтиза пределы Солнечной системы. Что же касается изучения самой Солнечной системы,то в этом радиолокация добилась уже больших успехов, а возможности ееиспользованы далеко не полностью. В качестве важнейших достиженийрадиолокационного метода укажем на измерение расстояния до Венеры, котороепривело к значительному уточнению астрономической единицы, а также наопределение периода вращения и радиуса этой планеты (см § 135).СОЛНЦЕСолнце - типичная звезда, свойства которой изучены подробнее и лучше, чем другихзвезд, благодаря ее исключительной близости к Земле. В этой главе мы не толькократко рассмотрим имеющуюся информацию о Солнце, но и несколько подробнее те егосвойства, которые характерны для всех звезд, что окажется весьма полезным приизучении их физической природы.§ 116. Общие сведения о СолнцеСолнце представляется кругом с резко очерченным краем (лимбом). Видимый радиусСолнца несколько меняется в течение года вследствие изменения расстояния Землиот Солнца, вызванного эллиптичностью земной орбиты.Когда Земля в перигелии (начало января) видимый диаметр Солнца составляет32’35”, а в афелии (начало июля) -33`31". На среднем расстоянии от Земли (1а.е.) видимый радиус Солнца составляет 960", что соответствует линейному радиусуОбъем Солнцаа его массачто дает среднюю плотность его веществаУскорение силы тяжести на поверхности СолнцаНаблюдения отдельных деталей на солнечном диске, а также измерения смещенийспектральных линий в различных его точках говорят о движении солнечного веществавокруг одного из солнечных диаметров, называемого осью вращения Солнца.Плоскость, проходящая через центр Солнца и перпендикулярная к оси вращения,называется плоскостью солнечного экватора. Она образует с плоскостью эклиптикиугол в 7е 15` и пересекает поверхность Солнца по экватору. Угол между плоскостьюэкватора и радиусом, проведенным из центра Солнца в данную точку на егоповерхности называется гелиографической широтой.Вращение Солнца обладает важной особенностью: его угловая скорость w убывает помере удаления от экватора и приближения к полюсам (рис. 122), так что в среднемw = 14е,4 - 2е,7 sin2В, где В - гелиографическая широта. В этой формуле угловаяскорость w измеряется углом поворота за сутки.Таким образом, различные зоны Солнца вращаются вокруг оси с различнымипериодами. Для точек экватора сидерический период составляет 25 суток, а вблизиполюсов он достигает 30 суток. Вследствие движения Земли вокруг Солнца еговращение представляется земному наблюдателю несколько замедленным: периодвращения на экваторе составляет 27 суток, а у полюсов - 32 суток (синодическийпериод вращения).Поскольку Солнце вращается не как твердое тело, систему гелиографическихкоординат нельзя жестко связать со всеми точками его поверхности. Условногелиографические меридианы жестко связываются с точками, имеющимигелиографические широты В = ±16е. Для них сидерический период обращениясоставляет 25,38 суток, а синодический равен 27,28 суток. За начальныйгелиографический меридиан принят тот, который 1 января 1854 г. в 0h повсемирному времени проходил через точку пересечения солнечного экватора сэклиптикой.§ 117. Спектр и химический состав СолнцаВ видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которогозаметно несколько десятков тысяч темных линий поглощения (рис. 123), называемыхфраунгоферовыми по имени австрийского физика Фраунгофера, впервые описавшего этилинии в 1814 г.Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в синезеленой частиспектра, у длин волн 4300-5000 Å (см рис. 91). В обе стороны от максимумаинтенсивность солнечного излучения убывает.Солнечный спектр далеко простирается в невидимые коротковолновую идлинноволновую области. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра Солнца,полученные с ракет и искусственных спутников показывают, что до длин волн около2000 Å характер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако вболее коротковолновой области он резко меняется: интенсивность непрерывногоспектра быстро падает, г темные фраунгоферовы линии сменяются яркимиэмиссионными (рис. 124).Инфракрасная область солнечного спектра до 15 мк частично поглощается припрохождении сквозь земную атмосферу (рис. 125). Здесь расположены полосымолекулярного поглощения, принадлежащие в основном водяным парам, кислороду иуглекислому газу. С Земли видны лишь некоторые участки солнечного спектра междуэтими полосами. Для длин волн, больших 15 мк, поглощение становится полным, испектр Солнца доступен наблюдениям только с больших высот или внеатмосфернымиметодами. Поглощение спектра Солнца молекулами воздуха продолжает оставатьсясильным вплоть до области радиоволн длиной около 1 см, для которых земнаяатмосфера снова становится прозрачной. При этом обнаруживается, что врадиодиапазоне интенсивность солнечного спектра значительно больше, чем должнабыть у тела с температурой 6000е. Убывание интенсивности радиоспектра Солнца сростом длины волны в диапазоне метровых волн происходит так же, как и уабсолютно черного тела, имеющего температуру в миллион градусов. Другой важнойособенностью радиоизлучения Солнца является его переменность, увеличивающаяся сростом длины волны. Этим радиодиапазон существенно отличается от видимой областиспектра, интенсивность которой исключительно постоянна. Подобной жепеременностью обладает и рентгеновское излучение Солнца.Важнейшей особенностью солнечного спектра от длины волны около 1600 Å доинфракрасного диапазона является наличие темных фраунгоферовых линий поглощения.По длинам волн они в точности соответствуют линиям испускания разреженногосветящегося газа. Появление их в поглощении в спектре солнечной атмосферыобусловлено значительно большей ее непрозрачностью к излучению в этих линиях,чем в соседнем непрерывном спектре. Тем самым в них мы наблюдаем излучение,исходящее от более наружных, а следовательно, и более холодных слоев.Дополнительное поглощение вызвано соответствующими атомами, которые возбуждаютсяза счет поглощенных квантов. Возбужденные атомы тут же переизлучают поглощеннуюэнергию, причем одинаково по всем направлениям. Этот процесс называется атомнымрассеянием. Он наиболее важен при образовании фраунгоферовых линий. Поэтому поих интенсивности можно судить о количестве рассеивающих атомов в атмосфере.Самая сильная линия солнечного спектра находится в далекой ультрафиолетовойобласти. Это - резонансная линия водорода La (Лайман-альфа) с длиной волны1216 Å (рис. 124).В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии H и К ионизованногокальция (см. рис. 123). После них по интенсивности идут первые линиибальмеровской серии водорода Нa , Hb , Нg , затем резонансные линии натрия D1и D2 , линии магния, железа, титана и других элементов (см. рис. 123). Остальныемногочисленные линии отождествляются со спектрами примерно 70 известныххимических элементов из таблицы Д.И. Менделеева и хорошо изученных влаборатории. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии всолнечной атмосфере соответствующих элементов. Таким путем установленоприсутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния,натрия, кальция, железа и многих других элементов.Для количественного определения содержания различных химических элементов наСолнце необходимо применить метод, описанный в § 109. Результаты показывают, чтовещество Солнца имеет тот же химический состав, что и другие космические объекты(кроме Земли и других планет), среднее содержание элементов в которых приведенов табл. 3.Преобладающим элементом на Солнце является водород. По числу атомов его примернов 10 раз больше, чем всех остальных элементов, и на его долю приходится около70% всей массы Солнца (водород - самый легкий элемент).Следующим по содержанию элементом является гелий - около 29% массы Солнца. Наостальные элементы, вместе взятые, приходится чуть больше 1%. В некоторыхслучаях важно знать содержание элементов, обладающих определенными свойствами.Так, например, общее количество атомов металлов в атмосфере Солнца почти в 10000 раз меньше, чем атомов водорода.§ 118. Солнечная постоянная и ее измерениеДля многих задач астрофизики и геофизики важно знать точную величину мощностисолнечного излучения. Поток излучения от Солнца принято характеризовать такназываемой солнечной постоянной, под которой понимают полное количествосолнечной энергии, проходящей за 1 минуту через перпендикулярную к лучамплощадку в 1 см2, расположенную на среднем расстоянии Земли от Солнца. Согласнобольшому количеству измерений, значение солнечной постоянной Q в настоящее времяизвестно с точностью до 1 %:Q = 1,95 кал/см2× мин = 1,36 ×106 эрг/см2× сек = 1360 вт/м2.Умножая эту величину на площадь сферы с радиусом в 1 а.е., получим полноеколичество энергии, излучаемой Солнцем по всем направлениям в единицу времени,т.е. его интегральную светимость, равную 3,8×1033 эрг/сек. Единица поверхностиСолнца (1 см2 ) излучает 6,28×1010 эрг/см2× сек.На основании большого числа тщательных измерений можно сказать, что интегральнаясветимость Солнца отличается исключительным постоянством. Если и существуютслабые колебания солнечной постоянной, то они должны быть заведомо меньше 1 %.У поверхности Земли поток солнечного излучения уменьшается из-за поглощения ирассеяния в земной атмосфере и в среднем составляет 800-900 вт/м2.Измерение солнечной постоянной - очень сложная задача, требующая проведенияцелой серии тщательных наблюдений с приборами двух различных типов. Приборыпервого типа называются пиргелиометрами. Их задача - измерить в абсолютныхэнергетических единицах полное количество солнечной энергии, падающей заопределенное время на площадку известной величины. Однако показаниепиргелиометра не дает еще непосредственного значения солнечной постоянной из-затого, что часть излучения Солнца поглощается при прохождении сквозь земнуюатмосферу. Чтобы учесть это поглощение, одновременно с измерениями напиргелиометре проводят серию измерений распределения энергии в спектре Солнца надругом приборе - спектроболометре, обладающем одинаковой чувствительностью клучам различных длин волн. Эти измерения проводятся для нескольких значенийзенитных расстояний Солнца, когда его лучи проходят сквозь различную толщинуслоя воздуха. Для каждой длины волны можно построить в виде графика зависимостьинтенсивности солнечного излучения от воздушной массы (рис. 126). Воздушноймассой называется отношение оптической толщины слоя воздуха в данном направлениии в направлении на зенит. Из геометрических соображений (рис. 127) видно, чтодля плоскопараллельных слоев атмосферы воздушная масса пропорциональна секансузенитного расстояния (sec z).Продолжая (экстраполируя) график, изображенный на рис. 126, до оси ординат(пунктирная линия), получаем интенсивность, какую имело бы излучение, если бывоздушная масса равнялась нулю. Это и есть искомое значение интенсивности, неискаженное поглощением в земной атмосфере. Выполняя эту операцию для всехучастков спектра, можно записанное спектроболометром распределение энергии вспектре Солнца (рис. 128) исправить и учесть поглощение, вызванное прохождениемсквозь земную атмосферу.В отличие от пиргелиометра, спектроболометр дает значения интенсивности только вотносительных единицах. Поэтому описанным способом можно найти лишь отношениенаблюдаемого и внеатмосферного значений интенсивности. Площадь, ограничиваемаякривой распределения энергии и осью абсцисс (см. рис. 128), пропорциональнаполной энергии, излучаемой во всем спектре. Поэтому отношение площадей,ограниченных внеатмосферным и наблюдаемым распределением энергии, равно томупоправочному множителю, на который необходимо умножить показание пиргелиометра,чтобы получить истинное значение солнечной постоянной. К полученному результатуследует прибавить небольшую поправку, учитывающую излучение в областях спектра,полностью поглощаемых земной атмосферой и, следовательно, не регистрируемыхболометром. Это излучение расположено в ультрафиолетовой и инфракрасной областяхспектра и может быть измерено по наблюдениям с ракет, искусственных спутниковили баллонов. Заатмосферные наблюдения позволяют сразу получить истинноезначение солнечной постоянной, так что необходимость применения описаннойметодики в последние годы постепенно отпадает.§ 119. Температура внешних слоев СолнцаВ § 108 было показано, что по интенсивности излучения тела можно судить отемпературе внешних его слоев. Рассмотренные методы определения температуры былипроиллюстрированы на примере Солнца (см.рис. 91).Проанализируем результаты применения этих методов. Определяемая полным потокомизлучения эффективная температура Солнца оказалась равной 5760е, в то время какположение максимума излучения в спектре Солнца соответствует температуре,определенной по закону Вина, около 6750е. Относительное распределение энергии вразличных участках спектра позволяет найти цветовые температуры, значениекоторых весьма сильно меняется даже в пределах одной только видимой области.Так, например, в интервале длин волн 4700-5400 Å цветовая температура составляет6500е, а рядом в области длин волн 4300-4700 Å - около 8000е. В еще болеешироких пределах меняется по спектру яркостная температура, которая на участкеспектра 1000-2500 Å возрастает от 4500е до 5000е, в зеленых лучах (5500 Å)близка к 6400е, а в радиодиапазоне метровых волн достигает миллиона градусов!Для наглядности все перечисленные результаты сведены в табл. 4.Различие между данными, приведенными в табл. 4, имеет принципиальное значение иприводит к следующим важным выводам:1. Излучение Солнца отличается от излучения абсолютно черного тела. В противномслучае все значения температур, приведенные в табл. 4, были бы одинаковыми.2. Температура солнечного вещества меняется с глубиной. Действительно,непрозрачность сильно нагретых газов неодинакова для различных длин волн. Вультрафиолетовых лучах поглощение больше, чем в видимых. Вместе с тем сильнеевсего такие газы поглощают радиоволны. Поэтому радио-, ультрафиолетовое ивидимое излучения соответственно относятся ко все более и более глубоким слоямСолнца. Учитывая наблюдаемую зависимость яркостной температуры от длины волны,получаем, что где-то вблизи видимой поверхности Солнца расположен слой,обладающий минимальной температурой (около 4500е), который можно наблюдать вдалеких ультрафиолетовых лучах. Выше и ниже этого слоя температура быстрорастет.3. Из предыдущего следует, что большая часть солнечного вещества должна бытьвесьма сильно ионизована. Уже при температуре 5-6 тысяч градусов ионизуютсяатомы многих металлов, а при температуре выше 10-15 тысяч градусов ионизуетсянаиболее обильный на Солнце элемент - водород. Следовательно, солнечное веществопредставляет собой плазму, т.е. газ, большинство атомов которого ионизовано.Лишь в тонком слое вблизи видимого края ионизация слабая и преобладаетнейтральный водород.§ 120. Внутреннее строение СолнцаОдновременно с ростом температуры в более глубоких слоях Солнца должновозрастать давление, определяемое весом всех вышележащих слоев. Следовательно,плотность также будет увеличиваться. В каждой внутренней точке Солнца должновыполняться так называемое условие гидростатического равнове сия, означающее,что разность давлений, испытываемых каким-либо элементарным слоем (например, АВна рис. 129, а),должна уравновешиваться гравитационным притяжением всех более глубоких слоев.Если давление на верхней границе слоя (A) обозначить через P1 , а на нижней -через Р2 , то равновесие будет иметь место при условии, что P2 ¾ P1 = r gH,(9.1)где r - средняя плотность слоя АВ, H - его толщина, a g - соответствующеезначение ускорения силы тяжести. Среднюю плотность r можно положить равнойсреднему арифметическому от значений плотности r 1 и r 2 на верхней и нижнейграницах слоя АВ: (9.2)Используя уравнение газового состояния (7.9), получим (9.3)Подставляя это значение в формулу (9.1), имеем (9.4)Выражение имеет размерность длины и обладает важным физическим смыслом: еслитемпература слоя постоянна, а толщина его составляет (9.5)то давление и плотность в пределах этого слоя меняется приблизительно в трираза. Действительно, подставляя (9.5) в (9.4), получаем Р2 = 3P1 .(9.6)Величина Н называется шкалой высоты, так как она показывает, на каком расстояниипроисходит заметное изменение плотности. При T = 10 000е (m = 1/2 (ионизованныйводород) и g = 2,7×104 см/сек2, что примерно соответствует условиям в наружныхслоях Солнца, Н = 6×107 см, т.е. рост плотности в три раза происходит припродвижении вглубь на расстояние 600 км. Глубже температура растет, ивозрастание плотности замедляется.Некоторое представление об условиях в недрах Солнца можно получить, еслипредположить что вещество в нем распределено равномерно. Очевидно, что свойстватакого “однородного” Солнца должны быть близки к реальному случаю в среднейточке, на глубине половины радиуса. При равномерном распределении масс плотностьвсюду равна уже известному нам среднему значению Давление в средней точке равновесу радиального столбика вещества сечением 1 см2 и высотой R?/2 (см. рис. 129,6), т.е. (9.7)В средней точке ускорение силы тяжести g, очевидно, равно (9.8)так как в сфере радиусом R?/2 при однородном распределении масс заключена 1/8часть массы всего Солнца. Следовательно, давление в средней точке Солнца равно (9.9)Зная давление и плотность, легко найти температуру Т из уравнения газовогосостояния: (9.10)Таким образом, мы получили следующие значения характеристик физических свойств“однородного Солнца” на глубине, равной половине радиуса R?/2:r = 1,4 г/см2 (1,3 г/см2),Р = 6,6×1014 дин/см2 (6,1×1014 дин/см2),T = 2 800 000е (3 400 000е).В скобках приведены те же величины, рассчитанные точными методами, учитывающиминеоднородное распределение масс в Солнце. Таким образом, для средней точкипредположение о равномерном распределении масс приводит к правдоподобнымрезультатам.В центре Солнца давление, плотность и температура должны быть еще больше. Втабл.5 приведена так называемая модель внутреннего строения Солнца, т.е.зависимость его физических свойств от глубины.Таблица 5Модель внутреннего строения Солнца Расстоя­ние от центраТемпе­ратураДавление Плот­ность R/RQT(еK)P(дин/см2)r(г/см3) 01,5 ?1072,2?1017150 0,21074,6?101636 0,53,4 ?1066,1?10141,3 0,81,3 ?1066,2?10120,035 0,9810510100,001Из табл. 5 видно, что в недрах Солнца температура превышает 10 миллионовградусов, а давление - сотни миллиардов атмосфер (1 атм = 103 дин/см2). В этихусловиях отдельные атомы движутся с огромными скоростями, достигающими,например, для водорода, сотен километров в секунду. Поскольку при этом плотностьвещества очень велика, весьма часто происходят атомные столкновения. Некоторыеиз таких столкновений приводят к тесным сближениям атомных ядер, необходимым длявозникновения ядерных реакций.В недрах Солнца существенную роль играют две ядерные реакции. В результате однойиз них, схематически изображенной на рис. 130, из четырех атомов водородаобразуется один атом гелия. На промежуточных стадиях реакции образуются ядратяжелого водорода (дейтерия) и ядра изотопа Не3. Эта реакция называетсяпротон-протонной.Другая реакция в условиях Солнца играет значительно меньшую роль. В конечномсчете она также приводит к образованию ядра гелия из четырех протонов. Процесссложнее и может протекать только при наличии углерода, ядра которого вступают вреакцию на первых ее этапах и выделяются на последних. Таким образом, углеродявляется катализатором, почему и вся реакция носит названия углеродного цикла.Исключительно важным является то обстоятельство, что масса ядра гелия почти на1% меньше массы четырех протонов. Эта кажущаяся потеря массы называется дефектоммассы и является причиной выделения в результате ядерных реакций большогоколичества энергии, так как согласно формуле Эйнштейна энергия, которая связанас массой т, равнаЕ = т× с2Описанные ядерные реакции являются источником энергии, излучаемой Солнцем вмировое пространство.Так как наибольшие температуры и давление создаются в самых глубоких слояхСолнца, ядерные реакции и сопровождающее их энерговыделение наиболее интенсивнопроисходит в самом центре Солнца. Только здесь наряду с протон-протоннойреакцией большую роль играет углеродный цикл. По мере удаления от центра Солнцатемпература и давление становятся меньше, выделение энергии за счет углеродногоцикла быстро прекращается и вплоть до расстояния около 0,2-0,3 радиуса от центрасущественной остается только протон-протонная реакция. На расстоянии от центрабольше 0,3 радиуса температура становится меньше 5 миллионов градусов, адавление ниже 10 миллиардов атмосфер. В этих условиях ядерные реакциипроисходить совсем не могут. Эти слои только передают наружу излучение,выделившееся на большей глубине в виде гамма-квантов, которые поглощаются ипереизлучаются отдельными атомами. Существенно, что вместо каждого поглощенногокванта большой энергии атомы, как правило, излучают несколько квантов меньшихэнергий. Происходит это по следующей причине. Поглощая, атом ионизуется илисильно возбуждается и приобретает способность излучать. Однако возвращениеэлектрона на исходный энергетический уровень происходит не сразу, а черезпромежуточные состояния, при переходах между которыми выделяются кванты меньшихэнергий. В результате этого происходит как бы “дробление” жестких квантов наменее энергичные. Поэтому вместо гамма-лучей излучаются рентгеновские, вместорентгеновских - ультрафиолетовые, которые в свою очередь уже в наружных слояхдробятся на кванты видимых и тепловых лучей, окончательно излучаемых Солнцем.Та часть Солнца, в которой выделение энергии за счет ядерных реакцийнесущественно и происходит процесс переноса энергии путем поглощения излучения ипоследующего переизлучения, называется зоной лучистого равновесия. Она занимаетобласть примерно от 0,3 до 0,7 r? от центра Солнца. Выше этого уровня в переносеэнергии начинает принимать участие само вещество, и непосредственно поднаблюдаемыми внешними слоями Солнца, на протяжении около 0,3 его радиуса,образуется конвективная зона, в которой энергия переносится конвекцией.Наконец, самые внешние слои Солнца, излучение которых можно наблюдать,называются солнечной атмосферой; в основном она состоит из трех слоев,называемых фотосферой, хромосферой и короной. Они будут рассмотрены в следующихпараграфах. В целом описанная структура Солнца изображена на рис. 131.Рис. 131. Схематический разрез Солнца и его атмосферы§ 121. ФотосфераФотосферой называется основная часть солнечной атмосферы, в которой образуетсявидимое излучение, имеющее непрерывный спектр. Таким образом, она излучаетпрактически всю приходящую к нам солнечную энергию. Фотосфера видна принепосредственном наблюдении Солнца в белом свете в виде кажущейся его“поверхности”. Первое, что бросается в глаза во время таких наблюдений, -плавное потемнение солнечного диска к краю. По мере удаления от центра яркостьубывает все быстрее и быстрее, особенно на самом краю, который оказывается оченьрезким. На рис. 132 изображено изменение яркости диска Солнца с расстоянием отцентра при наблюдении в различных лучах.Потемнение диска Солнца к краю объясняется тем, что в фотосфере происходит росттемпературы с глубиной. Различные точки солнечного диска обычно характеризуютуглом 9, который составляет луч зрения с нормалью к поверхности Солнца врассматриваемом месте (рис. 133). В центре диска этот угол равен нулю и лучзрения совпадает с радиусом Солнца.На краю q = 90е, и луч зрения скользит вдоль касательной к слоям Солнца. Какбыло показано в § 105, большая часть излучения некоторого слоя газа исходит отуровня, находящегося на оптической глубине t " 1. Когда луч зрения пересекаетслои фотосферы под большим углом 9, оптическая глубина t = 1 достигается вболее внешних слоях, где температура меньше. Вследствие этого интенсивностьизлучения от краев солнечного диска меньше интенсивности излучения его середины(рис. 134).Точные измерения распределения яркости по диску Солнца позволяют рассчитатьизменение с глубиной всех важнейших характеристик фотосферы. Такой расчетназывается построением ее модели. Не вдаваясь в детали, изложим основную егоидею.Определение зависимости температуры от глубины. Уменьшение яркости солнечногодиска к краю в первом приближении пропорционально cos q и может бытьпредставлено эмпирической формулой I(q ) = I0(1 - u + u cos q ),(9.11)где I(q ) - яркость в точке, в которой луч зрения составляет угол q снормалью, I0 - яркость излучения центра диска, и - коэффициентпропорциональности, зависящий от длины волны. В соответствии с рис. 132 длякрасных лучей значение и меньше, чем для синих. Для зеленых лучей с длиной волныl = 5000 Å и = 0,65, I0 = 4,6 × 1014 эрг/см2 × сек × стерад для Dl = 1 см.Теперь воспользуемся тем обстоятельством, что наблюдаемая яркость примерно равнаизлучательной способности вещества на оптической глубине t = 1 (см. стр. 223).Поскольку при переходе от центра диска к краю изменяется угол наблюдения,различие яркости I(q ) по диску Солнца отражает соответствующее изменениеизлучательной способности атмосферы с глубиной (или оптической толщиной,измеряемой вдоль радиуса). Из рис. 134 видно, что количество вещества вдольотрезка радиуса в sec q раз меньше, чем вдоль отрезка луча зрения,заключенного между теми же концентрическими слоями. Следовательно, слой,фактически наблюдаемый в данной точке диска (т.е. расположенный на оптическойглубине, равной 1 вдоль луча зрения), находится на оптической глубине вдольрадиуса t = cos q . Подставляя это в (9.11), получаем, что излучательнаяспособность атмосферы изменяется с оптической глубиной вдоль радиуса следующимобразом: I(t ) = I0(1 - u + ut ),(9.12)или, для зеленых лучей,I5000 (t 5000) = (0,35 + 0,65t 5000)×4,6×1014 эрг/см2× сек×стерад×см.Таким образом, излучение фотосферы на оптической глубине t l , отсчитываемойвдоль радиуса, приблизительно равно яркости солнечного диска в точке, где cos q = t l .Фотосфера сильно излучает, а следовательно, и поглощает излучение во всейобласти видимого непрерывного спектра. Это дает право применять к ее излучениюзаконы теплового равновесия, сформулированные в § 106. Тогда для каждого слояфотосферы, расположенного на определенной глубине, можно найти такое значениетемпературы, при котором рассматриваемое излучение (в нашем случае с длинойволны l = 5000 Å)Как видно из этой таблицы, температура в фотосфере растет с глубиной и в среднемблизка к 6000е. Вспоминая выводы, сделанные в § 119, мы видим, что верхние слоифотосферы совпадают с выявленной там областью минимальной температуры. Далее, иззаключения того же параграфа следует, что водород в фотосфере ионизован слабо.Определение протяженности фотосферы. Чтобы оценить протяженность фотосферы,воспользуемся введенным в § 120 понятием шкалы высоты. Для атмосферы давление наверхней границе P1 стремится к нулю, а потому давление у основания P2 " r gH.(9.13)Величину Н можно рассматривать как протяженность такой однородной атмосферы спостоянной плотностью r , которая создает то же давление у основания, что ирассматриваемая. Поэтому величину Н часто называют высотой однородной атмосферы.Она характеризует протяженность атмосферы. Действительно, выражение (9.13) можнопереписать так: mg? H = kT,(9.14)где m и k суть m и R , рассчитанные на одну частицу. Как следует из последнегоравенства, частицы атмосферных газов распределяются таким образом, что ихнаиболее вероятная кинетическая энергия равна потенциальной энергии,соответствующей подъему на высоту Н, совпадающую со шкалой высоты (9.5).Поскольку фотосфера состоит главным образом из неионизованного водорода, для нееm " 1. Подставляя это значение в формулу (9.14) и полагая в ней T = 6000е и g?= 2,7×104 см/сек2, находим, что (9.15)Следовательно, существенное изменение плотности происходит в фотосфере напротяжении сотен километров, что составляет примерно 1/3000 часть солнечногорадиуса.Плотность вещества и давление в фотосфере. В § 108 было показано, что слой, вкотором возникает наибольшая доля выходящего излучения, расположен на оптическойглубине t = 1. Поэтому, согласно определению оптической толщины (7.29), t = k r H " 1.(9.16)В этом выражении k - коэффициент поглощения, рассчитанный на 1 г вещества. Всреднем для фотосферного вещества он равен 0,6 см2/г. Тогда, полагая Н = 180 км,получаемБолее точные расчеты показывают, что плотность в фотосфере меняется от 0,1×10-7г/см3 в верхних слоях примерно до 5×10-7 г/см3 в самых глубоких. Посколькумасса атома водорода равна 1,6×10-24 г, это означает, что в 1 см3 фотосферысодержится от 6×1015 до 3×1017 атомов. Теперь по формуле (7.9) легко найтидавление газа, полагая m = 1 г/моль и Т = 6000е, которое, очевидно, меняется от5×103 до 2,5×105 дин/см2. Давление 105 дин/см2 соответствует 100 миллибарам илиоколо 0,1 атмосферы.Проведенные рассуждения являются лишь грубой иллюстрацией основных этаповопределения физических свойств вещества в фотосфере. Все численные результатывесьма приближенны. Тем не менее они дают верное представление об условиях вфотосфере и хорошо согласуются с более точными значениями, приведенными в табл.6, в которой геометрическая глубина h отсчитывается от уровня, соответствующегонаблюдаемому краю Солнца со знаком “+” вверх и “-” вглубь фотосферы.Итак, фотосфера - тонкий слой газа протяженностью в несколько сотен километров,весьма непрозрачный, с концентрацией частиц около 1016-1017 в 1 см3,температурой 5-6 тысяч градусов и давлением около 0,1 атмосферы.В этих условиях все химические элементы с небольшими потенциалами ионизации (внесколько вольт, например, Na, К, Са) ионизуются. Остальные элементы, в томчисле водород, остаются преимущественно в нейтральном состоянии.Фотосфера - единственная на Солнце область нейтрального водорода. Однако врезультате незначительной ионизации водорода и практически полной ионизацииметаллов в ней все же имеются свободные электроны. Эти электроны играютисключительно важную роль: соединяясь с нейтральными атомами водорода, ониобразуют отрицательные ионы водорода (Н-). Это протоны, с которыми связан неодин, как обычно у водорода, а два электрона. Отрицательные ионы водородаобразуются в ничтожном количестве: из ста миллионов водородных атомов в среднемтолько один превращается в отрицательный ион. Ионы Н- обладают свойствомнеобычайно сильно поглощать излучение, особенно в инфракрасной и видимойобластях спектра. Поэтому, несмотря на свою ничтожную концентрацию,отрицательные ионы водорода являются основной причиной, определяющей поглощениефотосферным веществом излучения в видимой области спектра.§ 122. Грануляция и конвективная зонаВизуальные и фотографические наблюдения фотосферы, выполненные во время особеннохороших атмосферных условий, позволяют обнаружить тонкую ее структуру,напоминающую тесно расположенные кучевые облака или рассыпанные рисовые зерна(рис. 135). Светлые округлые образования называются гранулами, а вся структура -грануляцией. Угловые размеры гранул в среднем составляют не более 1" дуги, чтосоответствует на Солнце менее 700 км. Каждая отдельная гранула “существует” всреднем 5-10 минут, после чего она распадается, а на ее месте возникают новые.Гранулы окружены темными промежутками, образующими как бы ячейки или соты.Спектральные линии в гранулах и п промежутках между ними смещены соответственнов синюю и красную сторону. Это означает, что в гранулах - вещество поднимается,а вокруг них опускается. Скорость этих движений составляет 1-2 км/сек.Грануляция - наблюдаемое в фотосфере проявление конвективной зоны, расположеннойпод фотосферой. В конвективной зоне происходит активное перемешивание вещества врезультате подъема и опускания отдельных масс газа (элементов конвекции). Пройдяпуть, примерно равный своим размерам, они как бы растворяются в окружающейсреде, порождая новые неоднородности. В наружных, более холодных слоях, размерыэтих неоднородностей меньше.Причиной возникновения конвекции в наружных слоях Солнца являются два важныхобстоятельства. С одной стороны, температура непосредственно под фотосферойочень быстро растет в глубь и лучеиспускание не может обеспечить выходаизлучения из более глубоких горячих слоев. Поэтому энергия переносится самимидвижущимися неоднородностями. С другой стороны, эти неоднородности оказываютсявесьма “живучими”, если газ в них не полностью, а лишь частично ионизован: засчет ионизационной энергии их температура почти не меняется и избытоктемпературы долго сохраняется.При переходе в нижние слои фотосферы оба эти обстоятельства перестаютдействовать: из-за потерь на излучение температура резко уменьшается изамедляется темп ее уменьшения вверх, а газ почти полностью нейтрализуется и, необладая запасом ионизационной энергии, не способен образовывать устойчивыенеоднородности. Поэтому в самых верхних слоях конвективной зоны, непосредственнопод фотосферой, конвективные движения резко тормозятся и конвекция внезапнопрекращается. Таким образом, фотосфера снизу постоянно как бы “бомбардируется”конвективными элементами. От этих ударов в ней возникают возмущения, наблюдаемыев виде гранул, а сама она приходит в колебательное движение с периодом,соответствующим частоте собственных колебаний фотосферы (около 5 минут). Этиколебания и возмущения, возникающие в фотосфере, порождают в ней волны, по своейприроде близкие к звуковым волнам в воздухе. Как мы увидим в следующемпараграфе, эти волны играют важную роль для более высоких слоев солнечнойатмосферы.§ 123. Внешние слои солнечной атмосферыКак уже упоминалось, плотность вещества в фотосфере быстро уменьшается с высотойи внешние слои солнечной атмосферы оказываются сильно разреженными.В наружных слоях фотосферы, где плотность уменьшается до значения 3×10-8 г/см3,температура падает примерно до 4500е. Это значение температуры оказываетсяминимальным для всей солнечной атмосферы. В более высоких слоях температураснова начинает возрастать. Сначала происходит медленное возрастание температурыдо нескольких десятков тысяч градусов, сопровождающееся ионизацией водорода, азатем и гелия. Эта часть солнечной атмосферы называется хромосферой.В верхних слоях хромосферы, где разреженность достигает 10-15 г/см3, т.е. вкаждом кубическом сантиметре находится всего лишь 109 атомов, происходит ещеодно необычайно резкое увеличение температуры, примерно до миллиона градусов.Здесь начинается самая внешняя и наиболее разреженная часть атмосферы Солнца,называемая солнечной короной.Причиной столь сильного разогрева самых внешних слоев солнечной атмосферыявляется энергия акустических (звуковых) волн, которые, как говорилось в § 122,возникают в фотосфере в результате движения элементов конвекции. Прираспространении вверх, т.е. в слои с меньшей плотностью, эти волны увеличиваютсвою амплитуду до нескольких километров и превращаются в ударные волны.Ударные волны отличаются от обычных очень резким перепадом температуры, давленияи плотности газа в волне и в невозмущенной среде: Происходит это потому, что вобласти сжатия растет температура и плотность, а следовательно, и скоростьраспространения звука. Из-за этого волны с большой амплитудой существенноизменяют свою структуру: в области сжатия вещество “набегает” в направлениираспространения волны и образуется резкая граница с примыкающей невозмущеннойобластью - крутой фронт ударной волны.В результате возникновения ударных волн правильные волнообразные движенияпротяженных областей атмосферы разбиваются на отдельные более мелкие ибеспорядочно движущиеся массы газа. Этот процесс называется диссипацией волн. Врезультате диссипации, которая особенно сильно происходит в хромосфере и короне,увеличиваются хаотические скорости движения отдельных атомов, т.е. усиливаютсятепловые движения частиц. Вследствие этого происходит рост температуры вхромосфере и короне.§ 124. ХромосфераИнтегральная, т.е. по всему спектру, яркость хромосферы в сотни раз меньше, чемяркость фотосферы, хотя в наиболее интенсивных линиях их излучение соизмеримо.Поэтому для наблюдения хромосферы необходимо применение специальных методов,позволяющих выделить слабое ее излучение из мощного потока фотосферной радиации.Наиболее удобным и исторически первым методом являются наблюдения, производимыевблизи второго и третьего контактов полных солнечных затмений.Как только Луна полностью закроет фотосферу, вблизи точки контакта вспыхиваетблестящий розовый серп хромосферы. Ширина такого серпа дает непосредственноепредставление о протяженности хромосферы, составляющей 16-20", т.е. в линейноймере 12-15 тысяч км. Хромосфера имеет эмиссионный спектр, состоящий из яркихлиний (рис. 136). При наблюдении кажется, что они вспыхивают в моментнаступления полной фазы затмения. По этой причине спектр хромосферы был названспектром вспышки. Этот спектр очень похож на спектр Солнца, в котором все линиипоглощения заменены на линии излучения, а непрерывный спектр почти отсутствует.Однако в спектре хромосферы линии ионизованных элементов сильнее, чем в спектрефотосферы. В частности, например, в спектре хромосферы очень сильны линии гелия,в то время как в фраунгоферовом спектре они практически не видны. Этиособенности спектра подтверждают рост температуры в хромосфере.Наиболее интенсивны в спектре хромосферы линии ионизованного кальция, водорода игелия, в которых хромосфера непрозрачна, в то время как она исключительнопрозрачна для видимого непрерывного излучения. Следовательно, в центральныхчастях сильных фраунгоферовых линий мы наблюдаем излучение не фотосферы, ахромосферы. Это обстоятельство лежит в основе важного метода изучения хромосферыв очень узких интервалах спектра, соответствующих центральной части какой-либолинии (чаще всего Нa водорода или К ионизованного кальция), для чего Солнцефотографируется при помощи специального прибора - спектрогелиографа. Поскольку кизлучению в этих линиях хромосфера непрозрачна, на фотографии(спектрогелиограмме) все наблюдаемые детали изображения принадлежат хромосфере(рис. 137).Таким образом, мы видим, что, наблюдая излучение фраунгоферовых линий, можноизучать слои солнечной атмосферы, находящиеся на различной глубине. Чем меньшекоэффициент поглощения, т.е. чем прозрачнее вещество, тем более глубокие слои мыможем наблюдать. В § 107 было показано, что поглощение в спектральных линияхуменьшается по мере удаления от центра к крылу линии. Поэтому в крыльях линий, атакже в центральных частях слабых линий можно наблюдать различные по высотеуровни фотосферы, в то время как центральные части сильных линий позволяютизучить хромосферу.При изучении фотографий хромосферы прежде всего обращает на себя внимание еенеоднородная структура, значительно резче выраженная, чем грануляция вфотосфере. Наиболее мелкие структурные образования в хромосфере называютсяспикулами. Они имеют продолговатую форму, причем вытянуты преимущественно врадиальном направлении. Длина их составляет несколько тысяч километров, атолщина - около одной тысячи километров. Со скоростями в несколько десятковкилометров в секунду спикулы поднимаются из хромосферы в корону и растворяются вней. Таким образом, через спикулы происходит обмен вещества хромосферы свышележащей короной. Как мы увидим дальше, корональное вещество также можетопускаться в хромосферу. Спикулы в свою очередь образуют более крупнуюструктуру, называемую хромосферной сеткой, порожденную волновыми движениями,вызванными значительно большими и более глубокими элементами подфотосфернойконвективной зоны, чем гранулы.§ 125. КоронаЯркость солнечной короны в миллион раз меньше, чем фотосферы, и не превышаетяркости Луны в полнолуние. Поэтому наблюдать солнечную корону можно во времяполной фазы солнечных затмений, а вне затмений - лишь в коронографы.Корона не имеет резких очертаний и обладает неправильной формой, сильноменяющейся со временем. Об этом можно судить, сопоставляя ее фотографии,полученные во время различных затмений (рис. 138).Яркость короны уменьшается в десятки раз по мере удаления от края Солнца навеличину его радиуса. Наиболее яркую часть короны, удаленную от лимба не более,чем на 0,2-0,3 радиуса Солнца, принято называть внутренней короной, а остальную,весьма протяженную часть, - внешней короной.Важной особенностью короны является ее лучистая структура. Лучи бывают различнойдлины вплоть до десятка и более солнечных радиусов. У основания лучи обычноутолщаются, некоторые из них изгибаются в сторону соседних.Внутренняя корона также богата структурными образованиями, напоминающими дуги,шлемы, отдельные облака (корональные конденсации). Особенно характернаструктура, временами наблюдаемая у полюсов: короткие прямые лучи образуют такназываемые полярные щеточки.Спектр короны обладает рядом важных особенностей. Основой его является слабыйнепрерывный фон с распределением энергии, повторяющим распределение энергии внепрерывном спектре Солнца. На фоне этого непрерывного спектра во внутреннейкороне наблюдаются яркие эмиссионные линии, интенсивность которых уменьшается помере удаления от Солнца (рис. 139). Большинство из этих линий не удаетсяполучить в лабораторных спектрах. Во внешней короне наблюдаются фраунгоферовылинии солнечного спектра, отличающиеся от фотосферных относительно большейостаточной интенсивностью.Излучение короны поляризовано, причем на расстоянии около 0,5 R? от края Солнцаполяризация увеличивается примерно до 50%, а на больших расстояниях - сновауменьшается.Подобие распределения энергии в непрерывных спектрах короны и фотосферы говорито том, что излучение короны является рассеянным светом фотосферы.Поляризованность этого света позволяет установить природу частиц, на которыхпроисходит рассеяние. Столь сильную поляризацию могут вызвать только свободныеэлектроны.Поскольку вдоль луча зрения расположены участки короны, которые рассеиваютпадающее на них излучение фотосферы не только под углом 90е, но и под другимиуглами (рис. 140), наблюдаемая суммарная поляризация оказывается частичной. Дляболее удаленных от Солнца участков короны углы между лучом зрения и направлениемпадающих лучей ближе к 90е. Поэтому с увеличением высоты в короне степеньполяризации должна возрастать, что и наблюдается в нижней короне. Однако вверхней короне это увеличение сменяется уменьшением, что говорит о наличиинеполяризованной части излучения, относительная доля которой растет с высотой.Эта неполяризованная составляющая является причиной появления во внешней коронефраунгоферовых линий, почему она называется фраунгоферовой короной.Фраунгоферова корона не имеет отношения к солнечной атмосфере. Она представляетсобой свет Солнца, рассеянный на мелких межпланетных пылинках, расположенных впространстве между Землей и Солнцем. Рассеивая свет, они очень слабо егополяризуют. Эти пылинки обладают свойством большую часть падающего на нихизлучения рассеивать в том же направлении (рис. 141). Поэтому наибольшуюинтенсивность рассеяние на пылинках дает вблизи Солнца, создавая при этомвпечатление “ложной короны”. Это свечение можно наблюдать и на большихрасстояниях от Солнца в виде зодиакального света, о котором сказано в гл. Х (§144).В каждой точке короны яркость пропорциональна количеству электронов, находящихсяна луче зрения. Один свободный электрон рассеивает примерно 10-24 долю отколичества излучения, падающего на площадку в 1 см2. Так как у короны яркость вмиллион раз меньше, чем у фотосферы, это означает, что в столбике коронысечением в 1 см2 вдоль луча зрения находится10-6 / 10-24 = 10 18 свободных электронов.Поскольку протяженность короны, измеряемая шкалой высоты, в несколько раз меньшерадиуса Солнца, т.е. порядка 1010 см, в среднем в 1 cм3 вещества короны должнонаходиться свободных электронов.Появление этих свободных электронов может быть вызвано только ионизациейвещества. Однако в целом ионизованный газ (плазма) должен быть нейтрален.Следовательно, концентрация ионов в короне также должна быть порядка 108 см -3.Большая часть этих ионов должна возникнуть в результате ионизации наиболееобильного элемента на Солнце - водорода. Вместе с тем нейтрального водорода вкороне не должно быть, так как в ее эмиссионном спектре полностью отсутствуютспектральные линии водорода. Таким образом, общая концентрация частиц в коронедолжна равняться сумме концентраций ионов и свободных электронов, т.е. попорядку величины ~ 2 ×108 см -3Эмиссионные линии солнечной короны принадлежат обычным химическим элементам, нонаходящимся в очень высоких стадиях ионизации. Наиболее интенсивная - зеленаякорональная линия с длиной волны 5303 Å - испускается ионом Fe XIV, т.е. атомомжелеза, лишенным 13 электронов. Другая интенсивная - красная корональная линия(l 6374 Å) - принадлежит атомам девятикратно ионизованного железа Fe X.Остальные эмиссионные линии отождествлены с ионами Fe XI Fe XIII, Ni XIII, NiXV, Ni XVI, Са XII, Са XV, Ar X и др.Корональные линии являются запрещенными. Их возникновение в спектре короныговорит о необычайной разреженности ее вещества. Для образованиявысокоионизованных корональных ионов нужны большие энергии в сотниэлектрон-вольт (например, потенциал ионизации Fe X 233 в, Fe XIV 355 в, Са XV814 в). Для сравнения напомним, что для отрыва единственного электрона от атомаводорода требуется энергия всего лишь 13,6 эв. Поскольку интенсивность излученияв короне слишком слаба для того, чтобы вызвать сильную ионизацию вещества,причиной последней являются столкновения атомов,. причем прежде всего сосвободными электронами. Энергия этих электронов должна составлять сотниэлектрон-вольт, а их скорость достигать многих тысяч километров в секунду. Этизначения были использованы в § 108 для определения температуры короны,оказавшейся порядка миллиона градусов.Таким образом, солнечная корона представляет собой разреженную плазму стемпературой около миллиона градусов.Следствием высокой температуры короны является уже отмечавшаяся необычайная еепротяженность. Действительно, согласно формуле (9.5), шкала высотыпропорциональна температуре. Учитывая, что молекулярный вес ионизованного газакороны вдвое меньше, чем нейтрального водорода в фотосфере, а превышениетемпературы составляет 150 раз, получаем, что протяженность короны в сотни разпревышает толщину фотосферы и составляет сотни тысяч километров, что прекрасносогласуется с наблюдениями.§ 126. Радиоизлучение спокойного СолнцаСолнечное радиоизлучение отличается сильной переменностью, особенно на низкихчастотах. Регистрируя наименьшее значение мощности, можно наблюдаемое излучениеразделить на две части: постоянную и переменную. Первая называетсярадиоизлучением спокойного Солнца, вторая - радиоизлучением возмущенного Солнца.Солнечная корона, исключительно прозрачная для видимого излучения, плохопропускает радиоволны, которые испытывают в ней сильное поглощение, а такжепреломление (рис. 142). Следовательно, солнечная корона должна излучатьрадиоволны почти как абсолютно черное тело с температурой в миллион градусов(стр. 211). Поэтому температуру короны определяют по измерению яркостнойтемпературы солнечного радиоизлучения.На метровых волнах яркостная температура короны действительно составляет околомиллиона градусов. На более коротких волнах она уменьшается. Это связано сувеличением глубины, откуда выходит излучение, из-за уменьшения поглощающихсвойств плазмы (рис. 143). Так, например, на сантиметровых волнах излучениебеспрепятственно выходит из верхней хромосферы, а на миллиметровых волнах - изсредних и нижних ее слоев.Радиометоды позволяют проследить солнечную корону на огромных расстояниях отСолнца: в несколько десятков радиусов. Это возможно благодаря тому, чтоежегодно, в июне, при своем движении по эклиптике Солнце проходит мимо мощногоисточника радиоизлучения - Крабовидной туманности в созвездии Тельца. Припрохождении через солнечную корону радиоволны, принадлежащие этому источнику,рассеиваются на отдельных неоднородностях короны. Вследствие этого во время“затмения” Крабовидной туманности внешними частями солнечной короны наблюдаетсяуменьшение радиояркости (т.е. яркости радиоизлучения) источника. Обнаруженныетаким путем наиболее далекие от Солнца области короны называют сверхкороной.Дальнейшие исследования показали, что солнечная атмосфера простирается весьмадалеко, вплоть до орбиты Земли. Об этом свидетельствует обнаруженная слабаяполяризация зодиакального света (см. рис. 141). Кроме того, на основанииизучения движения вещества в хвостах комет, выяснилось, что из солнечной короныпроисходит постоянное истечение плазмы со скоростью, постепенно увеличивающейсяпо мере удаления от Солнца и на расстоянии Земли достигающей 300-400 км/сек. Эторасширение солнечной короны в межпланетное пространство называется солнечнымветром.Исследование межпланетной плазмы, осуществленное при помощи космическихаппаратов, позволило непосредственно зарегистрировать поток протонов иэлектронов солнечного ветра, соответствующий скорости распространения от Солнцапорядка нескольких сотен км/сек и концентрации частиц вблизи Земли 1-10протонов/см3.§ 127. Активные образования в солнечной атмосфереВременами в солнечной атмосфере возникают быстро меняющиеся активныеобразования, резко отличающиеся от окружающих невозмущенных областей, свойства иструктура которых совсем или почти совсем не меняются со временем. В фотосфере,хромосфере и короне проявления солнечной активности весьма различны. Однако всеони связаны общей причиной. Такой причиной является магнитное поле, всегдаприсутствующее в активных областях.Факелы. В невозмущенных областях фотосферы имеется лишь общее магнитное полеСолнца, напряженность которого составляет около 1 эрстеда. В активных областяхнапряженность магнитного поля увеличивается в сотни и даже тысячи раз.Небольшое усиление магнитного поля до десятков и сотен эрстед сопровождаетсяпоявлением в фотосфере более яркой области, называемой факелом. В общейсложности факелы могут занимать значительную долю всей видимой поверхностиСолнца. Они отличаются характерной тонкой структурой и состоят из многочисленныхпрожилок, ярких точек и узелков - факельных гранул (рис. 144).Лучше всего факелы видны на краю солнечного диска (здесь. их контраст сфотосферой составляет около 10%), в то время как в центре они почти совсем невидны. Это означает, что на некотором уровне в фотосфере факел горячее соседнейневозмущенной области на 200-300е, а на какой-то другой глубине, наоборот, оннесколько холоднее.Возникновение факела связано с важным свойством магнитного поля - препятствоватьдвижению ионизованного вещества, происходящему поперек силовых линий. Еслимагнитное поле обладает достаточно большой энергией, то оно “допускает” движениевещества только вдоль силовых линий. Слабое магнитное поле в области факела неможет остановить сравнительно мощных конвективных движений. Однако оно можетпридать им более правильный характер. Обычно каждый элемент конвекции, помимообщего подъема или опускания по вертикали, совершает небольшие беспорядочныедвижения в горизонтальной плоскости. Эти движения, приводящие к возникновениютрения между отдельными элементами конвекции, тормозятся магнитным полем,имеющимся в области факела, что облегчает конвекцию и позволяет горячим газамподняться на большую высоту и перенести больший поток энергии. Таким образом,появление факела связано с усилением конвекции, вызванным слабым магнитнымполем.Факелы - относительно устойчивые образования. Они без. особых изменений могутсуществовать в течение нескольких недель и даже месяцев.Пятна. В областях факелов с наибольшим усилением магнитного поля могут возникатьсолнечные пятна.Солнечное пятно появляется в виде крошечной поры, едва отличающейся от темныхпромежутков между гранулами. Через день пора развивается в круглое темное пятнос резкой границей, диаметр которого постепенно увеличивается вплоть до размеровв несколько десятков тысяч километров (рис. 145). Bсe явление сопровождаетсяплавным увеличением напряженности магнитного поля, которое в центре крупныхпятен достигает нескольких тысяч эрстед.Иногда возникает несколько мелких пятен в пределах небольшой области, вытянутойпараллельно экватору, - группа пятен. Отдельные пятна преимущественно появляютсяна западном и восточном краях области, где сильнее других развиваются дна пятна- ведущее (западное) и хвостовое (восточное). Магнитные поля обоих главных пятени примыкающих к ним мелких всегда обладают противоположной полярностью, почемутакую группу пятен называют биполярной. Через 3-4 дня после появления большихпятен вокруг них возникает менее темная полутень, имеющая характерную радиальнуюструктуру. С течением времени площадь, занимаемая группой пятен, постепенновозрастает, достигая наибольшей величины примерно на десятый день. После этогопятна начинают постепенно уменьшаться и исчезать, сначала наиболее мелкие изних, затем хвостовое (предварительно распавшись на несколько пятен), наконец,ведущее. В целом весь этот процесс длится около двух месяцев, однако многиегруппы солнечных пятен не успевают пройти всех описанных стадий и исчезаютраньше.Центральная часть пятна только кажется черной из-за большой яркости фотосферы.На самом деле, в центре пятна яркость меньше только раз в 10, а яркость полутенисоставляет примерно 3/4 от яркости фотосферы. На основании закона Стефана -Больцмана это означает, что температура в пятне на 2-2,5 тысячи градусов меньше,чем в фотосфере.Понижение температуры в пятне объясняется влиянием магнитного поля на конвекцию.Магнитное поле, особенно если оно сильное, тормозит движения вещества,происходящие поперек силовых линий. Поэтому в конвективной зоне под пятномослабляется циркуляция газов, которая переносит из глубины наружу существеннуючасть энергии. В результате температура пятна оказывается меньше, чем вневозмущенной фотосфере.Флоккулы. Хромосфера над пятнами и факелами увеличивает свою яркость(возмущенная хромосфера), причем контраст между возмущенной и невозмущеннойхромосферой растет с высотой. На рис. 137 приведены почти одновременнополученные спектрогелиограммы Солнца в линиях Нa водорода, К ионизованногокальция и La водорода, относящиеся соответственно к слоям хромосферы,расположенным на высотах 2-3 тыс. км, 5-6 тыс. км и 8-10 тыс. км. Яркие пятна,заметные на этих спектрогелиограммах и совпадающие по своим очертаниям сположением фотосферных факелов, называются флоккулами.Увеличение яркости флоккула по сравнению с окружающей невозмущенной хромосферойне дает оснований для определения его температуры, так как в разреженной ивесьма прозрачной для непрерывного спектра хромосфере связь между температурой иизлучением не подчиняется закону Планка.Повышенную яркость флоккула в центральных частях сильных линий можно объяснитьувеличением плотности вещества в хромосфере в 3-5 раз при почти неизменномзначении температуры или лишь слабом ее увеличении.Хромосферные вспышки. В хромосфере, чаще всего в небольшой области междуразвивающимися пятнами, особенно вблизи границы раздела полярности сильныхмагнитных полей, наблюдаются самые мощные и быстро развивающиеся проявлениясолнечной активности, называемые хромосферными вспышками (рис. 146). В началевспышки яркость одного из светлых узелков флоккула внезапно подрастает. Частоменее, чем за минуту сильное излучение распространяется вдоль длинного жгута или“заливает” целую область протяженностью в десятки тысяч километров. В видимойобласти спектра усиление свечения происходит главным образом в спектральныхлиниях водорода, ионизованного кальция и других металлов. Уровень непрерывногоспектра также возрастает, иногда настолько сильно, что вспышка становитсязаметной в белом свете на фоне фотосферы. Одновременно с видимым излучениемсильно возрастает интенсивность ультрафиолетовых и рентгеновских лучей, а такжемощность солнечного радиоизлучения.Во время вспышек наблюдаются самые коротковолновые (т.е. наиболее “жесткие”рентгеновские спектральные линии и даже в некоторых случаях гамма-лучи.Увеличение (всплеск) всех этих видов излучения происходит за несколько минут.После достижения максимума уровень излучения постепенно ослабевает в течениенескольких десятков минут.Помимо увеличения яркости во время вспышек наблюдаются мощные движения газов, атакже выбросы облаков плазмы в виде отдельных конденсаций и “брызг”.Все перечисленные явления объясняются выделением большого количества энергии врезультате неустойчивости плазмы, находящейся в области очень неоднородогомагнитного поля. В результате сложного процесса взаимодействия магнитного ноля иплазмы значительная часть энергии магнитного поля переходит в тепло, нагреваягаз до температуры в десятки миллионов градусов, а также идет на ускорениеоблаков плазмы и элементарных частиц.Весь процесс имеет характер взрыва, сопровождающегося сильным сжатием вещества внекотором объеме хромосферы. Общее количество энергии, выделяющейся в видеоптического, ультрафиолетового, рентгеновского и радиоизлучения, а также идущейна ускорение плазмы и отдельных частиц достигает 1028-1032 эрг.Ускорение частиц (корпускул) - электронов и протонов - во вспышках происходитсоответственно до энергий в десятки килоэлектронвольт и в несколькомегаэлектронвольт. Частицы с такими энергиями являются космическими лучами, хотяи во много раз менее энергичными, чем космические лучи, приходящие к нам издалеких областей Галактики и которые мы рассмотрим в § 169. Поэтому их называют“мягкими” космическими лучами. Помимо них во время вспышек образуются частицы,обладающие и меньшими скоростями. Образуемые ими облака и корпускулярные потокираспространяются со скоростями 500-1000 км/сек. Корпускулярное излучение вспышекобъясняет особо мощное их рентгеновское и радиоизлучение, отличающееся отупоминавшегося выше теплового излучения очень горячего газа и называемоенетепловым. Во-первых, наблюдаемое через несколько минут после начала вспышкиусиление рентгеновских лучей с длинами волн в несколько ангстремов возникаетиз-за торможения быстрых электронов космических лучей в магнитных полях активнойобласти и в результате столкновений с частицами вещества хромосферы. Во-вторых,вскоре после вспышек наблюдается очень сильное (иногда в миллионы раз)увеличение мощности солнечного радиоизлучения на некоторой частоте, постепенноуменьшающейся со временем. Причиной этого всплеска радиоизлучения являютсяпроисходящие с теми же частотами колебания плазмы, вызванные прохождением черезнее космических лучей. Частоты этих колебаний уменьшаются по мере проникновенияпотока корпускул, порожденных вспышкой, в более верхние слои хромосферы икороны.Из всех активных образований на Солнце вспышки выделяются своей особойспособностью воздействовать на геофизические явления, о чем будет сказано в §131.Протуберанцы. Активными образованиями, наблюдаемыми в короне, являютсяпротуберанцы - более плотные и холодные облака, светящиеся примерно в тех жеспектральных линиях, что и хромосфера. Они бывают весьма различных форм иразмеров. Чаще всего это длинные, очень плоские образования, расположенные почтиперпендикулярно к поверхности Солнца. Поэтому в проекции на солнечный диск (наспектрогелиограммах) протуберанцы выглядят в виде изогнутых волокон (они виднына рис. 137, в). Протуберанцы - наиболее грандиозные образования в солнечнойатмосфере, их длина достигает сотен тысяч километров, хотя ширина не превышает6000-10 000 км. Нижние их части сливаются с хромосферой, а верхние простираютсяна десятки тысяч километров в корону. Однако встречаются протуберанцы изначительно больших размеров (рис. 147).Через протуберанцы постоянно происходит обмен вещества хромосферы и короны. Обэтом свидетельствуют часто наблюдаемые движения как самих протуберанцев, так иотдельных их частей, происходящие со скоростями в десятки и сотни километров всекунду.Возникновение, развитие и движение протуберанцев тесно связано с эволюцией группсолнечных пятен. На первых стадиях развития активной области пятен образуютсякороткоживущие и быстро меняющиеся протуберанцы вблизи пятен. На более позднихстадиях возникают устойчивые спокойные протуберанцы, существующие без заметныхизменений в течение нескольких недель, и даже месяцев, после чего внезапно можетнаступить стадия активизации протуберанца, проявляющаяся в возникновении сильныхдвижений, выбросов вещества в корону и появлении быстро движущихся эруптивныхпротуберанцев.Активные области в короне. Внешний вид солнечной короны тесно связан спроявлением активности в более низких слоях атмосферы. Над пятнами наблюдаютсяхарактерные образования в виде изогнутых лучей, напоминающие кусты, а такжеуплотнения коронального вещества в виде округлых облаков - корональныеконденсации. Над факелами видны целые системы прямолинейных, слегка волнистыхлучей. Протуберанцы обычно бывают окружены дугами и шлемами из уплотненноговещества короны. Все эти образования над пятнами, факелами и протуберанцамичасто переходят в длинные лучи, простирающиеся на расстояния во много радиусовСолнца.Понятие о центре солнечной активности. Все рассмотренные активные образования всолнечной атмосфере тесно связаны между собой. Возникновение факелов и флоккуловвсегда предшествует появлению пятен. Вспышки возникают во время наиболеебыстрого роста группы пятен или в результате происходящих в них сильныхизменений. В это же время возникают протуберанцы, которые часто продолжаютдолгое время существовать после распада активной области. Совокупность всехпроявлений солнечной активности, связанных с данным участком атмосферы иразвивающихся в течение определенного времени, называется центром солнечнойактивности.Структура короны также определяется расположением и движением в ней силовыхлиний магнитного поля, выходящих из центров активности и проникающих иногда набольшие расстояния.Движущееся магнитное поле увлекает с собой ионизованное вещество (плазму),которое и образует уплотнения, наблюдаемые в виде характерной структуры. Так,например, корональные лучи вызваны движением через корону корпускулярныхпотоков, в частности, образующихся во время вспышки.§ 128. Цикл солнечной активностиКоличество пятен и других связанных с ними проявлений солнечной активностипериодически меняется. Эпоха, когда количество центров активности наибольшее,называется максимумом солнечной активности, а когда их совсем или почти совсемнет, - минимумом.В качестве меры степени солнечной активности пользуются условными числамиВольфа, пропорциональными сумме общего числа пятен (f ) и удесятеренного числаих групп (g): W = k (f + 10g).(9.17)Коэффициент пропорциональности k зависит от мощности применяемого инструмента.Обычно числа Вольфа усредняют (например, по месяцам или годам) и строят графикзависимости солнечной активности от времени. На рис. 148 изображена типичнаякривая солнечной активности, из которой видно, что максимумы и минимумычередуются в среднем через каждые 11 лет, хотя промежутки времени междуотдельными последовательными максимумами могут колебаться в пределах от 7 до 17лет.В эпоху минимума в течение некоторого времени пятен на Солнце, как правило,совсем нет. Затем они начинают появляться далеко от экватора, примерно наширотах ±35е. В дальнейшем зона пятнообразования постепенно спускается кэкватору (закон Шперера). Однако в областях, удаленных от экватора меньше чем на8е, пятна бывают очень редко.Важной особенностью цикла солнечной активности является закон изменениямагнитной полярности пятен. В течение каждого 11-летнего цикла все ведущие пятнабиполярных групп имеют некоторую полярность в северном полушарии ипротивоположную в южном. То же самое справедливо для хвостовых пятен, у которыхполярность всегда противоположна полярности ведущего пятна. В следующем циклеполярность ведущих и хвостовых пятен меняется на противоположную. Одновременно сэтим меняется полярность и общего магнитного поля Солнца, полюсы которогонаходятся вблизи полюсов вращения.Одиннадцатилетней цикличностью обладают и многие другие характеристики: доляплощади Солнца, занятая факелами и флоккулами, частота вспышек, количествопротуберанцев, а также форма короны и мощность солнечного ветра.В эпоху минимума солнечных пятен корона имеет вытянутую форму, которую придаютей длинные лучи, искривленные в направлении вдоль экватора. У полюсовнаблюдаются характерные короткие лучи - “полярные щеточки”. Во время максимумапятен форма короны округлая благодаря большому количеству прямых радиальныхлучей.Причина цикла солнечной активности - одна из наиболее увлекательных загадокСолнца. Скорее всего, она связана с некоторым колебательным процессом,происходящим в подфотосферных слоях, в котором принимает активное участиемагнитное поле. Согласно одним гипотезам слабое магнитное поле Солнца, постояннонаблюдаемое в фотосфере, периодически усиливается в результате конвективныхдвижений, “запутывающих” силовые линии магнитного поля. Согласно другимгипотезам считается, что поле усиливается из-за неодинаковой скорости вращенияна разных гелиографических широтах, в результате чего меридиональные силовыелинии вытягиваются параллельно экватору и, обвиваясь вокруг Солнца, приводят кобразованию трубок силовых линий магнитного поля. Области с усиленным магнитнымполем расширяются вследствие магнитного давления, становятся легче окружающегогаза и, всплывая, порождают различные явления солнечной активности.ЛИТЕРАТУРАЛИТЕРАТУРАКниги по общим вопросам.Струве О., Линдс Б., Пилланс Э., Элементарная астрономия; “Наука”, 1964.Дагаев М.М., Лабораторный практикум по курсу общей астрономии, “Высшая школа”,1972.Воронцов-Вельяминов Б.А., Сборник задач и практических упражнений по астрономии,изд. 6-е, “Наука”, 1974.Миннарт М., Практическая астрономия, “Мир”, 1971.Астрономический календарь. Постоянная часть, изд. 6-е, “Наука”, 1973.Астрономический календарь. Переменная часть, издается ежегодно.К главам I и III.Куликов К.А., Курс сферической астрономии, изд. 2-е, “Наука”, 1969.К главе II.Рябов Ю.А., Движения небесных тел, изд. 2-е, Физматгиз, 1962К главе III. Демин В.Г., Судьба Солнечной системы, “Наука”, 1975.К главе VIII.Каплан С.Л., Элементарная радиоастрономия, “Наука”, 1966.Мельников О.А., Слюсарев Г.Г., Марков А.В., Купревич Н.Ф., Современный телескоп,“Наука”, 1968.Михельсон Н.Н., Оптические телескопы. Теория и конструкция, “Наука”, 1976.К главе IX.Пикельнер С.Б., Солнце, Физматгиз, 1961.К главе X.Гуди Р. и Уокер Дж., Атмосферы, “Мир”, 1975.Мартынов Д.Я., Планеты, решенные и нерешенные проблемы, “Наука”, 1970.Вуд Дж., Метеориты и происхождение Солнечной системы, “Мир”, 1971.Куликов К.А., Сидоренков Н.С., Планета Земля, “Наука”, 1972. Жарков В.Н., Внутреннее строение Земли, Луны и планет, “Знание”, 1973.Куликов К.А., Гуревич В.Б., Новый облик старой Луны, “Наука”, 1974.К главе XI.Каплан С.А., Физика звезд, изд. 3-е, “Наука”, 1977.К главам XII, XIII и XIV.Агекян Т.А, Звезды, галактики, Метагалактика, изд. 2-е, “Наука”, 1973.Шкловский И.С., Вселенная, жизнь, разум, изд. 4-е, “Наука”, 1976.Шкловский И.С., Звезды: их рождение, жизнь и смерть, “Наука”, 1975.Ефремов Ю.Н., В глубины Вселенной, изд. 2-е, “Наука”, 1977.Гинзбург В.Л., Как устроена Вселенная и как она развивается во времена,“Знание”, 1968.У икс Т.К., Астрофизика высоких энергий, “Мир”, 1972.Аллер Л., Атомы, звезды, и туманности, “Мир”, 1976.ПРИЛОЖЕНИЯ4. Перевод единиц СГС в СИВ астрономической литературе допускается применение системы СГС, в которойосновными единицами являются: сантиметр, грамм и секунда. Поэтому нижеприводится таблица для перевода встречающихся в данной книге единиц СГС вобщепринятую систему единиц СИ, в которой основными единицами являются:килограмм, метр, секунда, Ампер, Кельвин и свеча.1 см =10-2 м1 г = 10-3 кг1 дин/см2 = 0,1 н/м21 эрг =10-7 Дж1 эрг/сек = 10-7 Вт1 кал = 4,1868 Дж1 гс = 10-4 Т1 э = 103 А/м1 град = 1





































































































- Курс общей астрономии
Измерение плотности: измерение плотности газа производства LEMIS Baltic.