ЗАЧЕМ ФОТОГРАФИРУЮТ ЗВЕЗДЫ И ПЛАНЕТЫ?

Фотография была изобретена французами Жозефом Ньепсом и Луи Дагером в сороковых годах XIX века. В 1841 году был сделан первый снимок, или как его тогда называли, дагерротип Луны. Затем стали систематически фотографировать Солнце, планеты, звезды. В 1874 году был опубликован первый подробный фотоатлас Луны.

В конце прошлого века в практику астрофотографии вошли фотопластинки большой чувствительности, а в 1891 году французский физик Габриель Липман изобрел цветную фотографию.

Специальные фотокамеры, с помощью которых делали снимки небесных тел, называют астрографами.

Фотография привлекает астрономов тем, что позволяет накапливать световую энергию, идущую от небесных тел. Глаз такой способностью не обладает. Сколько ни смотри на небо, в конце наблюдения увидишь столько же звезд, сколько и в начале. Скорее даже меньше, так как, из-за утомления глаз постепенно зоркость их притупляется. А фотопластинка — наоборот, чем больше экспозиция, тем более слабые звезды получаются на снимке.

Другое свойство фотографии — момен-тальность. На снимке можно зафиксировать явления, которые совершаются так быстро, что глаз не успевает их как следует рассмотреть. Например, метеоры, их детали видны только на фотографиях.

С помощью фотоснимка открывают незнакомые кометы, спутники, астероиды или новые звезды. По фотографиям изучают колебания блеска звезд, их смещения на небосводе из-за собственного движения в пространстве. Фотоснимки Солнца во время затмения дают возможность изучать атмосферу нашего светила.

Глаз не может сосредоточиться сразу на всех деталях, а фотопластинка фиксирует всю панораму явления.

ДВОЙНЫЕ И КРАТНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Говорят, что в давние времена остроту зрения охотников проверяли по звездам Большой Медведицы. Если среднюю звезду "ручки ковша" человек видел как двойную, то это означало, что у него большая острота зрения, выражаясь современным языком — стопроцентная. Этим двум звездам, которые многие из нас видят как одну, средневековые арабские астрономы дали собственные имена, сохранившиеся до сих пор: яркой — Ми-цар (что значит "Конь") и слабой — Алькор (что значит "Всадник"). Звезда Мицар при наблюдении в телескоп сама оказывается двойной — состоит из двух очень близких звезд (близких по угловому расстоянию). Помимо звездных пар в природе существуют тройные и кратные звезды, т.е. из 4,5 и более компонентов. Если число компонентов превышает 10, то такие звездные системы называют звездными скоплениями. Ученые в настоящее время изучили более 70 000 двойных и кратных звезд, и пришли к выводу, что их значительно больше, что в природе двойные и кратные звезды встречаются чаще, чем одиночные. Есть факты, позволяющие предполагать, что у нашего Солнца есть звездная пара — компонент с предположительным именем Немезида. Изучением двойных звезд впервые занялись еще в XVII веке, когда появились первые телескопы. В. Гершель первым стал вести целенаправленные и систематические наблюдения двойных звезд, измеряя угловые расстояния между их компонентами. Им было открыто и исследовано более 800 звездных пар. Его сын Дж. Гершель, продолжая начатую отцом работу, открыл 3347 двойных звезд. В. Я. Струве в Пулковской обсерватории измерил положения 8700 звездных пар и так точно, что его измерениями, сделанными в середине XIX века, астрономы пользуются и по сей день. Струве принадлежит догадка о том, что среди двойных звезд много таких, компоненты которых движутся в пространстве далеко друг от друга и видны лишь в одном направлении. Спектральный анализ помогает ученым исследовать эти интересные объекты, измерять скорость их движения

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Все звезды мерцают, изменяют свой блеск. Это связано с преломлением лучей их света при прохождении сквозь разные слои земной атмосферы. Но, если, например, рассматривать звезду Бета в созвездии Персея, окажется, что она светит то так же ярко, как соседние звезды, то немного слабее. Изменение блеска этой звезды было известно еще средневековым арабским астрономам, которые назвали ее Алголь (что означает "Дьявол"), за то, что она как бы "подмигивает" по сравнению с другими звездами, горящими ровным светом. Переменных звезд много. Ученые, начиная с 90-х годов прошлого столетия, благодаря специальным поискам, обнаружили уже почти 30 000 звезд. Их обозначили, составили полные каталоги (т.е. списки). Звезда Алголь меняет свой блеск с периодом 9 с половиной часов. Это звездная пара, главная звезда затмевается звездой-спутником, от этого блеск звезды периодически уменьшается, потом увеличивается. Звезда Цефея (Дельта в созвездии Цефай) также периодически меняет свой блеск, но причины этой переменности другие. Подобные ей звезды, называемые цефеидами, периодически то как бы раздуваются, то сжимаются. Изменяются периодически размеры звезд и их температура, а следовательно, светимость. При сжатии размеры звезд уменьшаются, зато температура возрастает, а значит, и блеск. При расширении температура и светимость уменьшаются.

У цефеид обнаружилась интересная особенность: более массивные звезды пульсируют медленнее. Периоды пульсаций бывают разными: от нескольких десятков минут, до десятков суток. Почти все цефеиды расположены в Млечном Пути и вблизи него. Астрономы, установив наблюдения за цефеидой, измерив период ее изменения, вычислили светимость, а это означает, что можно определить расстояние до нее.

ПЕРЕМЕННЫЕ ВЗРЫВАЮЩИЕСЯ ЗВЕЗДЫ

Существуют звезды, блеск которых увеличивается очень быстро, звезда, разгораясь в течение нескольких дней или даже часов, внезапно вспыхивает. Светимость при вспышке может увеличиваться в десятки миллионов раз! Затем блеск звезды начинает ослабевать сначала быстро, а потом медленно, и звезда в конце концов становится такой же, какой была до вспышки. Такие звезды назвали новыми. Любители-астрономы нередко открывают такие звезды. Раньше думали, что это действительно вновь появившаяся звезда. Но все эти звезды существовали и раньше, только обнаруживались с трудом из-за их слабой светимости. Многие из новых звезд вспыхивают неоднократно. Что же заставляет звезды взрываться? Очень горячие звезды часто имеют неустойчивое состояние. Из их недр вырывается энергия, наружные газовые слои срываются и с огромной скоростью несутся в пространство, чтобы потом рассеяться. Применяя фотографирование, астрофизики выяснили, что в спектрах вспыхнувших звезд линии смещены к фиолетовому концу спектра. Это означает, что расширение внешней оболочки -звезды происходит со скоростью до 2500 км/с. После взрыва через год-два вокруг ослабевшей звезды становится видимой в телескопы газовая туманность, светлая, расширяющаяся. Сброшенная оболочка, освещаемая звездой, удаляется от нее, рассеивается в пространстве. Новая звезда при вспышке не разрушается, а лишь сбрасывает часть своего звездного вещества. Новых звезд насчитывается более 200 и большинство из них в Млечном Пути.

Иногда взрывы звезд бывают такой огромной мощности, светимость увеличивается колоссально — в сотни миллионов раз! И звезда разрушается. Такую звезду называют сверхновой. Вспышки сверхновых звезд — чрезвычайно редкое, но замечательно яркое явление. Такие звезды становятся при вспышке настолько яркими, что могут быть видны невооруженным глазом даже днем. За последнее тысячелетие вспыхнуло пять сверхновых звезд, о чем свидетельствуют наблюдения. Тихо Браге, например, наблюдал в течение 16 месяцев сверхновую в 1512 году в созвездии Кассиопеи, отметил, что ее яркость превосходит яркость Венеры. Крабо-видная туманность в созвездии Тельца раньше была звездой. В 1054 году произошел ее взрыв. Китайские астрономы рассказали потомкам о появлении звезды-гостьи, которая была видна даже днем на протяжении 23 суток, о чем свидетельствует летопись. Вещество сверхновой звезды выбрасывается в пространство со скоростью до 20 000 км/с. Предполагается, что обнаруженные в нескольких местах Млечного Пути газовые туманности, рождающие мощное радиоизлучение, возникли при разрушении сверхновых звезд.

ПУЛЬСАРЫ — НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Астрономы обнаружили в глубинах Вселенной космические объекты, которые излучают радиоволны в виде отдельных импульсов, следующих друг за другом с необыкновенной точностью, как будто работает бесконечно далекая радиостанция необыкновенно большой мощности. Большинство ученых физиков и астрофизиков пришло к выводу, что эти удивительные космические объекты, которым дали название "пульсары", являются быстро вращающимися нейтронными звездами. Вещество нейтронной звезды — это как бы одно гигантское атомное ядро. Масса такой звезды приблизительно равна половине массы Солнца, а радиус ее всего лишь около 10 км.

Вещество нейтронной звезды обладает колоссальной плотностью: один кубический сантиметр (примерно, объем наперстка) имеет массу миллиарды тонн! Кроме того, нейтронные звезды обладают очень мощным магнитным полем. Так как нейтронная звезда очень быстро вращается, она является источником радиоизлучения: она подобна вращающемуся маяку, дающему узкий пучок света. Наблюдая за этим маяком издалека, мы увидим следующие друг за другом вспышки. Импульсное излучение пульсара и есть время одного полного оборота нейтронной звезды вокруг оси. Есть нейтронные звезды, у которых пульсирует атмосфера, т.е. звезда как бы то раздувается, то сжимается. Некоторые нейтронные звезды и вращаются, и пульсируют одновременно. Их можно сравнить с вращающимся маяком, у которого лампа периодически меняет яркость. Нейтронные звезды могут возникать в результате вспышек сверхновых, когда звезда сбрасывает с себя оболочку, а большая часть вещества ее сильно сжимается.

Открытые в 60-х годах, пульсары были первоначально приняты за сигналы иных цивилизаций — настолько странны были эти источники радиоизлучений: отдельные очень короткие импульсы с поразительно постоянными интервалами между ними. Сейчас пульсаров около 500. Некоторые из них найдены не по радио а по рентгеновскому излучению. Пульсарами могут быть только нейтронные звезды. Природа их содержит еще много загадок для исследователей.

КАК АСТРОНОМЫ "ПРИРУЧИЛИ" РАДУГУ?

После того как И. Ньютон в 1665 году получил впервые искусственную радугу — спектр и доказал, что лучи разного цвета (т.е. разной длины волны) преломляются в стеклянной призме по-разному: фиолетовые — больше, а красные — меньше, немецкий ученый Й. Фраунгофер открыл в спектре Солнца около 600 темных линий.

Он впервые наблюдал и зарисовал их в 1814 году. В 1859 году немецкий физик Г. Кирхгоф открыл законы, положившие начало спектральному анализу. Большая часть всех астрономических исследований соединена со спектральным анализом Солнца, планет и звезд. Провести спектральный анализ можно с помощью спектроскопа.

Спектроскоп состоит из двух трубок и трехгранной призмы, помещенной между ними. Через первую трубку поступает свет от объекта, на конце второй трубки помещают окуляр и наблюдают спектр. Если окуляр заменить фотопластинкой, то получим . спектрограмму, а прибор спектроскоп станет называться спектрографом.

Звезды состоят из светящегося разреженного газа. В их спектрах имеется множество отдельных узких разноцветных линий на черном фоне. По виду спектра ученые определяют, из каких веществ состоят звезды, по расположению спектральных линий можно определить температуру звезды. Если спектральные линии раздваиваются, то можно обнаружить двойные звезды. Если спектральные линии смещаются, то можно определить скорость светила.

Вот каким важным помощником астрономам стала "прирученная радуга".

Вернуться в раздел: Энциклопедия Космоса и Вселенной

Обсудить эту статью на нашем форуме >>>

§ ЭНЦИКЛОПЕДИЯ КОСМОСА. ВСЕЛЕННАЯ И ЕЁ УСТРОЙСТВО

Ключевые слова этой страницы: энциклопедия, космоса, вселенная, устройство.

Скачать zip-архив: Энциклопедия Космоса. Вселенная и её устройство - zip. Скачать mp3: Энциклопедия Космоса. Вселенная и её устройство - mp3.