Астрономия как наука

Межзвездное вещество рассеяно в пространстве также не равномерно, концентрируясь преимущественно вблизи галактической плоскости в виде глобул, отдельных облаков и туманностей (от 5 до 20 - 30 парсек в поперечнике), их комплексов или аморфных диффузных  образований. Особенно мощные, относительно близкие к нам темные туманности представляются невооруженному глазу  в виде темных прогалин неправильных форм на фоне полосы Млечного Пути; дефицит  звезд в них является результатом  поглащения света этими несветящимися пылевыми облаками. Многие межзвездые облака освещены близкими к ним звездами большой светимости и представляются в виде светлых туманностей, так как светятся либо отраженным светом (если состоят из космических пылинок) либо в результате возбуждения атомов и последующего испускания ими энергии (если туманности газовые).

Наши дни с полным основанием называют золотым веком астрофизики - замечательные и чаще всего неожиданные  открытия в мире звезд следуют  сейчас одно за другим. Солнечная система  стала прследнее время предметом прямых экспериментальных, а не только наблюдательных исследований. Полеты межпланетных космических станций, орбитальных лабораторий, экспедиции на Луну принесли множество новых конкретных знаний о Земле, околоземном пространстве, планетах, Солнце. Мы живем в эпоху поразительных научных открытий и великих свершений. Самые невероятные фантазии неожиданно быстро реализуются. С давних пор люди мечтали разгадать тайны Галактик, разбросанных в беспредельных просторах Вселенной. Приходится только поражаться, как быстро наука выдвигает различные гипотезы и тут же их опровергает. Однако астрономия не стоит на месте : появляются новые способы наблюдения, модернизируются старые. С изобретением радиотелескопов, например, астрономы могут 'заглянуть' на расстояния, которые еще в 40-x. годах ХХ столетия казались недоступными. Однако надо себе ясно представить огромную величину этого пути и те колоссальные трудности, с которыми еще предстоит встретится на пути к звездам.

 

 

 

3. Млечный путь 

Млечный путь (Греч. galaxias) - пересекающая звёздное небо серебристая туманная полоса. В Млечный Путь входит огромное количество визуально неразличимых звёзд, концентрирующихся к основной плоскости Галактики. Близ этой плоскости расположено Солнце, так что большинство звёзд Галактики проецируется на небесную сферу в пределах узкой полосы - Млечный Путь. Мысль о том, что Млечный Путь состоит из бесчисленного множества звёзд, первым высказал, по-видимому, Демокрит. Он считал, что Млечный Путь - это рассеянный свет множества звёзд, который, несомненно, был бы виден по всему небу, но оказался малозаметным в солнечных лучах. Аристотель опроверг последнее утверждение и сформулировал правильную концепцию, учитывающую движение Земли и форму земной тени, но затем отказался от неё и высказал предположение, что Млечный Путь - это скопление паров раскалённых небесных тел.

Ширина Млечного Пути различна: в наиболее широких местах - больше 15°, в самых узких - всего несколько  градусов.

Млечный Путь проходит по следующим  созвездиям: Единорог, Малый Пёс, Орион, Близнецы, Телец, Возничий, Персей, Жираф, Кассиопея, Андромеда, Цефей, Ящерица, Лебедь, Лисичка, Лира, Стрела, Орёл, Щит, Стрелец, Змееносец, Южная Корона, Скорпион, Наугольник, Волк, Южный Треугольник, Центавр, Циркуль, Южный Крест, Муха, Киль, Паруса, Корма.

Неоднородность строения Млечного Пути вызвана, в основном, двумя причинами: 1) действительной неравномерностью распределения звёзд  в Галактике, где звёздные облака можно рассматривать как своеобразные структурные детали; 2) наличием поглощающей  среды, которая в виде тёмных туманностей  самых разных форм и размеров придаёт  причудливые очертания. Клочковатость  хорошо заметна в созвездии Лебедя. Но особенно замечательно очень яркое  и плотное звёздное облако в созвездии  Щита. Несколько звёздных облаков  есть в созвездии Стрельца.

Начиная от Денеба, Млечный  Путь ниспадает к горизонту северного  полушария неба двумя сияющими потоками. Тёмный промежуток между ними ("Великая  щель"), по-видимому, вызван многочисленными  и сравнительно близкими к нам  тёмными туманностями, которые заслоняют  области Млечного Пути. В южном  полушарии неба, вблизи Южного Креста, находится Угольный мешок - чёрный провал в Млечный Путь, который наблюдатели XVII считали настоящим отверстием в небе.

Средняя линия внутри Млечного Пути. - галактический экватор.

Китайцы выделили Млечный  Путь уже к VI в. до н.э. как некое явление неизвестной природы. Его называли "Молочным Путём", Серебряной Рекой, Небесной рекой и т.д.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

4. Что такое звезды 

В астрономическом смысле: небесные светила, являющиеся источником лучистой энергии, которая создаётся  в их недрах и излучается в космическое  пространство. В звездах сосредоточена  основная масса видимого вещества галактик. Звезды - мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана  своим существованием энергии излучения  Солнца. Звезды в космическом пространстве не распределены равномерно, они образуют звёздные системы. К ним относятся  кратные звёзды, звёздные скопления  и галактики.

Большинство звезд находится  в стационарном состоянии, т.е. изменений  их физ. характеристик не наблюдается. Это отвечает состоянию равновесия. Но существуют и такие звезды, свойства которых меняются видимым образом. Их называют переменными звёздами и  нестационарными звёздами. Следует  отметить звезды, в которых непрерывно или время от времени происходят вспышки, в частности - новые звёзды. При вспышках т.наз. сверхновых звёзд вещество звезды в некоторых случаях может быть полностью рассеяно в пространстве.

Характеристики звезд  делятся на видимые (важнейшая - блеск, который принято выражать в логарифмической  шкале видимых звёздных величин) и истинные (светимость, цвет звёзд, радиус, масса). Важнейшую информацию о свойствах звезды дают их спектры. Далее, существует классификация звезд по светимости. Простейший вид этой классификации заключается в разделении звезд на гиганты и карлики. При более подробной классификации выделяют сверхгиганты, субгиганты, субкарлики и т.п.

В качестве возможных источников огромной энергии звезд современная  физика указывает гравитационное сжатие, приводящее к выделению гравитационной энергии, и термоядерные реакции, в  результате которых из ядер лёгких элементов синтезируются ядра более  тяжёлых элементов и выделяется большое количество энергии. Энергии гравитационного сжатия, как показывают расчёты, было бы достаточно для поддержания светимости Солнца в течение всего лишь 30 млн. лет, в то время как из геологических и др. данных следует, что светимость Солнца оставалась примерно постоянной в течение миллиардов лет. Гравитационное сжатие может служить источником энергии лишь для очень молодых звёзд. С другой стороны, термоядерные реакции протекают с достаточной скоростью лишь при температурах, в тысячи раз превышающих температуру поверхности звезды. В недрах звезд при температурах >10Е7 К и огромных плотностях газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях звезда может находиться в стационарном состоянии лишь благодаря тому, что в каждом её слое внутреннее давление газа уравновешивается действием сил тяготения. Такое состояние называется гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная звезда представляет собой газовый (точнее, плазменный) шар, находящийся в состоянии гидростатического равновесия. Если внутри звезды температура по какой-либо причине повысится, звезда должна раздуться, т.к. возрастёт давление в её недрах. Силы тяготения не смогут предотвратить расширение звезды, т.к. у поверхности расширяющейся звезды они уменьшатся. Отсюда вытекает, что для сохранения гидростатического равновесия звезды с большой температурой при прочих равных условиях должны иметь меньшие размеры. Всё сказанное относится к химически однородным (гомогенным) звёздным моделям, которые вполне пригодны для громадного большинства звезд. (такие звезды называются звёздами главной последовательности, к ним относится и наше Солнце). Но существуют звезды, процессы в которых описываются другими моделями (напр., красные гиганты). Стационарное состояние звезды характеризуется не только механическим, но и тепловым равновесием: процессы выделения энергии в недрах звезд, процессы теплоотвода энергии из недр к поверхности и процессы излучения энергии с поверхности должны быть сбалансированы. Поэтому звезды - устойчивые саморегулирующиеся системы.

Светимость звезды (за исключением  самых массивных) пропорциональна массе в степени, превышающей единицу. Запас же ядерной энергии в звездах просто пропорционален массе. Следовательно, чем больше масса звезды, тем быстрее она должна израсходовать свои внутренние источники энергии. Сроки эволюции тем меньше, чем больше массы звезд. Для наиболее массивных звезд светимость пропорциональна массе. Время жизни таких звезд по мере увеличения их массы перестаёт уменьшаться и стремится к определённой величине порядка 3.5 млн. лет, очень малой по космическим масштабам. Таким образом, звезды с большими светимостями - это либо молодые звезды (голубые гиганты класса О), либо звезды, недавно вступившие в ту или иную стадию эволюции (красные сверхгиганты).

Относительную распространённость звезд разных типов в Галактике  можно охарактеризовать так: на 10 млн. красных карликов приходится около 1 млн. белых карликов, примерно 1000 гигантов и только одна звезда-сверхгигант.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

5. Рождение астрономии 

АСТРОНОМИЯ (от астро... и греч. nomos — закон), наука о строении и развитии космических тел, образуемых ими систем и Вселенной в целом. Астрономия включает сферическую астрономию, практическую астрономию, астрофизику, небесную механику, звездную астрономию, внегалактическую астрономию, космогонию, космологию и ряд других разделов. Астрономия — древнейшая наука, возникшая из практических потребностей человечества (предсказание сезонных явлений, счет времени, определение местоположения на поверхности Земли и др.). Рождение современной астрономии было связано с отказом от геоцентрической системы мира (Птолемей, 2 в.) и заменой ее гелиоцентрической системой (Н. Коперник, сер. 16 в.), с началом телескопических исследований небесных тел (Г. Галилей, нач. 17 в.) и открытием закона всемирного тяготения (И. Ньютон, кон. 17 в.). 18-19 вв. были для астрономии периодом накопления данных о Солнечной системе, Галактике и физической природе звезд, Солнца, планет и других космических тел. В 20 в. в связи с открытием мира галактик стала развиваться внегалактическая астрономия. Исследование спектров галактик позволило Э. Хабблу (1929) обнаружить общее расширение Вселенной, предсказанное А. А. Фридманом (1922) на основе теории тяготения, созданной А. Эйнштейном в 1915-16. Научно-техническая революция 20 в. оказала революционизирующее воздействие на развитие астрономии в целом и астрофизики в особенности. Создание оптических и радиотелескопов с высоким разрешением, применение ракет и искусственных спутников Земли для внеатмосферных астрономических наблюдений привели к открытию целого ряда новых видов космических тел: радиогалактик, квазаров, пульсаров, источников рентгеновского излучения и др. Были разработаны основы теории эволюции звезд и космогонии Солнечной системы. Крупнейшим достижением астрофизики 20 в. стала релятивистская космология — теория эволюции Вселенной в целом.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

6. Кометы и их природа 

Кометы (от греч. kometes [aster] - "волосатая [звезда]") - малые тела Солнечной системы (наряду с астероидами и метеорными телами), движущиеся по сильно вытянутым орбитам и резко меняющие свой вид с приближением к Солнцу. Кометы - тела, образовавшиеся во внешней части Солнечной системы (включая область высших планет).

Кометы, находясь вдали от Солнца, выглядят как туманные, слабо  светящиеся объекты (размытые диски  со сгущением в центре). С приближением комет к Солнцу у них образуется "хвост", обычно направленный в  противоположную от Солнца сторону. Внутри туманного пятна, называемого "головой" кометы или комой, иногда видно сравнительно яркое ядро, похожее  на звезду, а вокруг головы - концентрические  кольца-галосы. Ядро кометы представляет собой большую глыбу смёрзшихся газов, внутри которой находятся и твёрдые частицы - от мельчайшей пыли до крупных каменистых масс. Лёд этот не совсем обычный, в нём, кроме воды, содержатся аммиак и метан. Химический состав кометного льда напоминает состав Юпитера. Поперечники ядер кометы составляют предположительно 0.5 - 20 км и имеют массу порядка 1014 - 1019 г. Однако изредка появляются К. со значительно большими ядрами. Многочисленные ядра меньше 0.5 км порождают слабые кометы, практически недоступные наблюдениям. Видимые поперечники голов К. составляют обычно от 10 тыс. до 1 млн. км, изменяясь с расстоянием от Солнца. У некоторых комет максимальные размеры головы превышали размеры Солнца. Ещё большие размеры (свыше 10 млн. км) имеют оболочки из атомарного водорода вокруг головы. Как правило, хвосты бывают менее яркими, чем голова, и поэтому их удаётся наблюдать не у всех комет. Длина их видимой части составляет 106 -107 км, т.е. обычно они погружены в водородную оболочку. У некоторых комет хвост удавалось проследить до расстояния свыше 100 млн. км. В головах и хвостах К. вещество крайне разреженно; несмотря на гигантский объём этих образований, практически вся масса кометы сосредоточена в её твёрдом ядре. Плотность хвоста настолько ничтожна, что сквозь него просвечивают слабые звёзды.

Название " комета " объясняется  тем, что яркие кометы похожи на голову с распущенными волосами. Ежегодно открывают 5-10 комет. Каждой из них присваивают  предварительное обозначение, включающее фамилию открывшего комету, год открытия и букву латинского алфавита в  порядке открытия. Потом его заменяют окончательным обозначением, включающим год прохождения через перигелий  и римскую цифру в порядке  дат прохождения через перигелий.

Кометы наблюдаются тогда, когда ядро кометы приближается к  Солнцу ближе 4-6 а.е., нагревается его лучами и начинает выделять газ и пылевые частицы.