Популярная астрономия

Аннотация.
В данной книге собраны авторские материалы, написанные Сергеем Ермолаевым с целью обобщить все его начальные знания о том, что такое астрономия, как она появилась и что изучает. Материал должен быть полезен детям и школьникам, которые хотели бы начать близкое знакомство с теоретической астрономией, но не знают, с чего лучше начать, а также всем остальным людям, кому хоть сколько-нибудь интересна эта наука.


ПОПУЛЯРНАЯ  АСТРОНОМИЯ

ЛЕКЦИЯ
ПО АСТРОНОМИИ

Зарождение астрономии как науки.

         Карта звездного неба величественна и прекрасна. Во все времена – с первых мгновений появления человека и по сей день – оно притягивало к себе взоры всех жителей  третьей планеты от Солнца. Постижение звездного мира бесконечно, но начало познания неба просто, потому что  большинство небесных явлений повторяется несчетное количество раз.  Однообразно повторяется  суточный путь солнца, порядок восхода и захода звезд, вновь и вновь одинаково изменяются  фазы луны, происходят одни и те же сезонные изменения на небосводе… Эти явления настолько срослись с жизнью, став ее неотъемлемой частью, что ими пользуются растения, животные, люди. Дуб «знает», когда его почкам следует распускаться; птицы, совершая перелеты с севера на юг и обратно, хорошо ориентируются благодаря небесным светилам (оказывается, у них тоже есть свои навигационные звезды, как у людей, и они почти никогда не сбиваются с пути); человек способен проснуться без часов строго в определенный момент времени. Все это примеры астрономического ориентирования, выработанного живыми организмами  бессознательно, в процессе своей эволюции.
         Когда появляется человек разумный, он, естественно, начинает  интересоваться всем происходящим вокруг него, в том числе и на небе; начинает осознанно  ориентироваться во времени и пространстве, хотя очень многим явлениям пока еще не может дать однозначного, научного объяснения.
         Но в  первую очередь внимание древних людей к светилам и различным природным  явлениям привели практические потребности. Первобытным охотникам нужно было знать циклы жизни животных, пути их миграции, а земледельцам требовались знания о смене времен года, о начале и окончании  засушливых или дождливых  сезонов… Древние земледельцы были самыми зависимыми от погодных условий и сезонных изменений, поэтому они быстро учились  определять начало нового года в целом и каждого сезона в отдельности по положению звезд на небосклоне.
         Тысячи лет ночуя под открытым небом, человек заметил, что от вечера к вечеру, от ночи к ночи звезды остаются одними и теми же и не изменяют своего взаимного расположения, совершая  над его головой аналогичные круговые передвижения.  Со временем он выделил для себя наиболее яркие звезды и несколько приметных фигур – созвездий. 40 тысяч лет назад они имели не такой вид, как сейчас. Большая Медведица имела вид колотушки, а привычной нам фигуры Ориона  вообще не было. Но и те созвездия позволяли ориентироваться ночью и следить за жизнью и движением ночного неба, потому что это были те же самые звезды, только расположенные на небесной сфере несколько иным образом.
         Поначалу люди древнего мира думали, что звезды находятся только над  плоской  Землей, плавающей в бескрайнем Вселенском океане. Затем они открыли, что небо поворачивается вокруг них, будто сфера, а звезды стали  считать дырами в этой сфере, через которые просачивается неземной, божественный свет.
         Интерес человека к тому, что находилось у него над головой, постоянно рос, заставляя его все больше времени уделять наблюдениям и изучению происходящих на небосводе явлений.  Вследствие того было замечено, что большинство звезд так же, как солнце и луна, восходят и заходят, но в полуночной (северной) части, где солнца никогда не бывает,  есть звезды, никогда не спускающиеся за горизонт, совершающие над головой наблюдателя замкнутые круговые  движения.
         Если находиться на одном месте и следить за восходом какой-нибудь звезды каждую ночь, ориентируясь на далекий недвижимый объект (дерево, вершину горы и т.д.), то можно обнаружить, что  она всегда  восходит в одном и том же месте горизонта. Но такая картина обстоит лишь со звездами. Луна же меняет  точки восхода и захода каждую ночь. Это происходит потому, что она не только движется вместе со звездами слева направо, но и вдобавок к этому ежесуточно  перемещается среди них справа налево. Внимательно наблюдая за движением луны, можно заметить, что она, находясь в одну из ночей рядом с яркой звездой, непременно вернется к ней через 27,3 суток. Обнаружив такую закономерность, люди открыли период времени, названный  ими лунным месяцем. Сейчас в науке он называется сидерическим периодом.  А смену лунных фаз мы теперь можем назвать синодическим периодом, или месяцем. Он длится чуть больше: 29,5 суток.  Смена фаз луны легла в основу первого в истории человечества календаря – лунного календаря. Его появление относят к периоду между IX и III тысячелетиями до н.э. Из истории Древнего мира мы знаем, что как раз в это время на нашей планете появляются первые государства,  усложняется язык общения людей, их мифология и мышление в целом.
         На этом открытия, связанные с луной, не закончились. Прослеживая месячное движение  главного ночного светила среди звезд, люди открыли, что оно движется в сравнительно узкой полосе небесной сферы, которую позже  нарекли поясом зодиака.   Пояс был разделен на 27 отрезков (так называемых «лунных станций»). Каждый отрезок состоял из группы звезд, удаленной от предыдущей на 13 градусов. Таким образом, при  перемещении по небосводу луна каждую ночь оказывалась в следующей группе.
         Значимым открытием стало еще и то, что по зодиаку перемещаются «блуждающие звезды», то есть планеты. Их начали выделять еще в древности. Самыми первыми были открыты Вечерняя и Утренняя звезды. Лишь спустя столетия астрономами выяснилось, что это одна и та же  планета – Венера.  Затем, после Венеры, открыли Юпитер, Марс и Сатурн – по степени яркости.  Меркурий, по всей видимости, открыли люди, которые специально занимались наблюдением неба (вероятнее всего, жрецы), потому что данную планету очень трудно заметить из-за  ее слишком  малой удаленности от Солнца.
         С движением солнца дело обстояло не на столько просто, ведь днем звезды становятся невидимы. Однако люди догадались, что можно наблюдать за дневным светилом несколько иным  способом, чем за луной. Наблюдатели стали  отмечать на горизонте место появления солнца и вскоре увидели, что каждый день оно понемногу изменяется. Замечая места его восходом и заходов, люди нашли в его движении определенную закономерность. Во время летних солнцестояний светило вставало и садилось ближе всего к северу, и  световой день  становился наиболее  продолжительным. Когда наступал период зимнего солнцестояния,  светило появлялось над горизонтом и скрывалось за ним далеко от севера, даря земле наиболее короткие дни.  В середине между «стояниями» по линии восток-запад расположились точки, где дважды в году солнце восходило, отмеряя день, равный ночи и ночь, равную дню. Такие моменты в природе стали называться равноденствиями.
         Когда лунный зодиак оказался разделен на  созвездия, выяснилось, что одно из них обязательно находится на рассвете над местом восхода солнца, а другое оказывается вечером над точкой его захода.  Зная созвездие, предшествующее  солнцу на рассвете, и созвездие, что следует за ним на закате, можно  достаточно легко определить, в каком созвездии между ними находится дневное светило. Именно так  люди древнего мира открыли годовое движение солнца по зодиаку.
         Наиболее важными на пути светила оказались те созвездия, в которых оно, согласно наблюдениям мест его восходов, миновало четыре особые точки, разделяющие его годовой путь на четыре равные отрезка. В средних  поясах планеты эти точки отмечали смену сезонов.  Весеннее равноденствие знаменовало возрождение природы. Затем, поднимаясь по эклиптике все выше, солнце достигало наивысшего могущества и вскоре вновь начинало  опускаться все ближе к горизонту, совершая все более короткие путешествия по небу. Наконец, после зимнего солнцестояния и  нескольких самых коротких дней, словно отдохнув от проделанного  за год пути, оно начинало его заново.
         Древние люди обожествляли солнце, наделяли его разумом и, считая его живым существом, совершали магические обряды, жертвоприношения, как бы воодушевляя  его на преодоление всех трудностей, встающих на его небесном пути, по которому оно шло от зимнего солнцестояния к летнему, чтобы подарить земле новое тепло и новый урожай.
         Итак, астрономические наблюдения, связанные с необходимостью ориентирования во времени и пространстве, начинаются на самой заре человеческой культуры. Уже в те далекие времена, за много лет до возникновения настоящей письменности и государств,  были сделаны многие важные открытия, связанные с передвижением солнца, луны и  других светил по небу. Так возникла древнейшая из всех существующих наук, наука астрономия.
         В конце каменного века (VI-III тысячелетия         до н.э.) в благоприятных климатических условиях по берегам рек Нила, Тигра и Евфрата, Инда и других появились земледельческие племена.  Они стали фундаментом великих древних цивилизаций.  Наблюдение за небом в этих  районах планеты превратилось в важное занятие для жрецов и звездочетов – древних астрономов.
         Проходили тысячелетия, астрономические знания постепенно накапливались. И что интересно, именно по уровню развития астрономии в том или ином государстве древней Земли  можно было довольно точно судить о его  общем развитии и уровне его культуры.
         Из всего вышесказанного следует такой вывод. Задолго до того как человек научился ориентироваться на Земле и создал географию, он уже ориентировался во Вселенной, создавая ее первые модели.  Сначала человек начал изучать небо и явления, происходившие на нем, и только лишь впоследствии принялся за исследование собственного мира – планеты Земля – и себя самого!


ЛЕКЦИЯ
ПО АСТРОНОМИИ

Расширяющаяся Вселенная. Ее рождение.

         Вселенная… Это не просто слово, не просто название чего-то. Вселенная – это все! Все, что окружает человека и сам человек. Даже сейчас, когда  с появления  астрономии и других наук прошло много времени, ученые знают о Вселенной достаточно мало.  Трудно сказать, что  представляет из себя Вселенная, как она устроена, по каким законам живет. В настоящее время астрономы  в основном говорят о наблюдаемой части Вселенной, подразумевая под такими словами все то космическое пространство, планеты, звезды, кометы и другие галактики, что окружают Землю. Неужели это все было всегда? А если нет, то каким образом появилось? Сейчас попробуем ответить на эти вопросы.
         На протяжении довольно-таки длительного времени звездное небо над головой оставалось для человека символом незыблемости, вечности.  И только в Новое время люди осознали, что  «неподвижные» звезды на самом деле движутся, причем с огромными скоростями.  В XX веке человечество свыклось с еще более странным фактом: расстояния между звездными системами – галактиками, –  не связанными друг с другом силами  тяготения, постоянно увеличиваются. И дело здесь, как оказалось, не в природе самих галактик: сама Вселенная непрерывно расширяется. Здесь науке естествознанию пришлось проститься с одним из своих основополагающих принципов, утверждавшим, что все вещи меняются в этом мире, но мир в целом остается прежним.  Это можно считать важнейшим научным событием XX столетия.
         Как же люди пришли к таким выводам? Все началось, когда Альберт Эйнштейн (1879-1955) разработал  общую теорию относительности, которую стал применять для создания космологической модели Вселенной. (Космология – область астрономии, изучающая и моделирующая Вселенную как целое).
         Со времен Аристотеля считалось, что наша Вселенная стационарна, то есть она не только не изменяется в общих чертах, но в ней даже не происходит каких-либо крупных движений. Согласно теории относительности, Вселенная отнюдь не стационарна. Она либо сжимается, либо расширяется.
         В варианте Эйнштейна  Вселенная  получалась замкнутой – нечто аналогичное шару. Ее пространство оказывалось искривленным, и луч света, идущий в одном направлении, должен был рано или поздно вернуться  в исходную точку, только с противоположной стороны.
Однако Эйнштейн так и не решился  опровергнуть переходившее из века в век мнение о неизменности Мироздания, поскольку не был до конца уверен в безошибочности  своих расчетов.
         Одним из тех, кто по-иному взглянул на неизменную модель Вселенной, был  русский ученый – метеоролог, математик по образованию, Александр Фридман (1888-1925). Путем  решения для Вселенной уравнений общей  теории относительности, не накладывая условий стационарности, он  доказал, что первоначальное решение Эйнштейна, опровергавшее стационарность Вселенной, не было ошибочным. Для  Вселенной  на самом деле существовало два решения: расширяющийся мир и сжимающийся мир.
         Однако все рассуждения о якобы расширяющейся Вселенной воспринимались другими людьми довольно скептически. Астрономы не соглашались считать подобные теории описанием действительного мира до тех пор, пока они не будут подтверждены наблюдениями.
         Споры и рассуждения продолжались до 1929 года, когда американский ученый-астроном Эдвин Хаббл (1889-1953) не подтвердил расширение видимой части Вселенной. На основании  многочисленных наблюдений Хаббл установил, что галактики и их скопления удаляются друг от друга и от нашей звездной системы с громадными скоростями.  Причем «разбегание» становится  тем быстрее, чем больше  расстояния между звездными  «материками».
В своих наблюдениях  американский астроном использовал эффект Доплера, заключающийся в  следующем: линии в спектре движущегося источника смещаются на величину, пропорциональную скорости его приближения или удаления. Благодаря изменению положения  спектральных линий галактики  оказывается возможным  с большой точностью  вычислить ее скорость.
         Хаббл лично определил расстояния до некоторых  галактик и их скорости, а закон, по которому скорость удаления пропорциональна расстоянию, получил название – закон Хаббла.
         Может ли это означать, что наша Галактика является центром, от которого идет расширение? С точки зрения астрономов, такое невозможно.  Наблюдатель в любой точке Вселенной должен видеть примерно одну и ту же картину: все галактики имеют красное смещение, что говорит об их быстром удалении.
         Наглядно продемонстрировать то, как расширяется Вселенная, можно с помощью обыкновенного  воздушного шарика. Нарисовав на нем галактики, а затем, начав его надувать, мы увидим, что расстояние между ними увеличивается, причем тем быстрее,  чем дальше  друг от друга они нарисованы. 
         Факт постоянного расширения Вселенной установлен твердо и более обсуждению не подлежит. Самые далекие от нас галактики и квазары имеют такое большое красное смещение, что длины волн всех линий в их спектрах оказываются в пять-шесть раз больше, чем у близких источников.
         Вот мы и подошли ко второй части лекции, в рамках которой рассмотрим то, как же все-таки появилась расширяющаяся Вселенная.
         Зная о расширении Вселенной, можно сделать вывод о том, что сейчас мы видим ее совсем не такой, какой она была миллионы, миллиарды лет назад.  В далеком прошлом, когда еще не существовало Земли, галактики находились  намного ближе друг к другу.  Еще раньше их вообще не было как отдельных систем, а в еще более раннее время не могло быть даже звезд. Эта эпоха – начало расширения Вселенной – удалена от нас на 12-14 миллиардов лет.
         В какой-то начальный момент все вещество Космоса было сдавлено буквально в ничто, спрессовано в одну единственную точку, и имело фантастическую плотность, которую невозможно себе представить (она выражается числом, в котором после единицы стоят 96 нулей), и столь же невообразимо высокую температуру.  Астрономы назвали такое состояние сингулярностью.
         Но в силу каких-то причин данное равновесие оказалось нарушено действием гравитационных сил; трудно  вообразить, какими они должны были быть при бесконечно  огромной плотности «первовещества».  Этому моменту ученые дали название «Большой взрыв».  После Большого взрыва Вселенная начала расширяться и остывать.
Стоит отметить, вопрос о том, каким было рождение Вселенной – «горячим» или «холодным» – не сразу оказался решен однозначно и долгое время занимал умы астрономов.
         На вопрос о том, существует ли доказательство гипотезы горячей Вселенной, современная  астрономия дает утвердительный ответ. В 1965 году было сделано открытие, прямо подтвердившее то, что в прошлом вещество Космоса было очень плотным и раскаленным.  Оказалось, что в космическом пространстве встречаются  электромагнитные волны, родившиеся в ту далекую эпоху, когда не существовало ничего. 
         Наличие такого  излучения было предсказано еще в 40-е годы, когда американский физик Джордж Гамов (1904-1968) занялся проблемами возникновения Вселенной и происхождения химических элементов. Расчеты Гамова позволили предположить, что во Вселенной в первые минуты ее существования была чрезвычайно высокая температура. Нагретое вещество «светилось» – испускало электромагнитные волны, которые должны наблюдаться и в современную эпоху в виде слабых радиоволн.
         В 1965 году американские ученые-радиоинженеры  Арно Пензиас и Роберт Уилсон зарегистрировали космическое излучение, которое нельзя было приписать ни к одному из известных тогда космических источников.  Вскоре астрономы пришли к выводу, что это излучение, имеющее температуру около 3К, – реликт тех далеких времен, когда Вселенная была фантастически горяча и только начинала свое расширение. (Реликт – от лат. «остаток». Отсюда и название излучения – реликтовое).
         Идею о расширении Вселенной из сверхплотного состояния ввел в 1927 году бельгийский  астроном  Жорж Леметр, а предположение, что первоначальное вещество имело высокую температуру, впервые высказал русский ученый Георгий Антонович Гамов в 1946 году.
         Со времен этих открытий велось очень много работ по исследованию  Вселенной. Эти  работы продолжаются и по сей день, однако наука по-прежнему  имеет вопросы,  ответов на которые пока что нет.  Что привело к рождению звезд и галактик и послужило причиной Большого взрыва? Почему пространство имеет три измерения, а время – одно? Что было до начала Большого взрыва?


ЛЕКЦИЯ
ПО АСТРОНОМИИ

Важнейшие характеристики звезд.

         Они восходили над динозаврами, над Великим Оледенением, над строящимися пирамидами. Одни и те же звезды указывали путь древнегреческим мореплавателям и каравеллам Колумба, созерцали с высоты Столетнюю войну и взрыв ядерной бомбы в  Хиросиме. Одним людям в них виделись глаза богов и сами боги, другим – серебряные гвозди, вбитые в хрустальный купол неба, третьим – отверстия в небесной сфере, через которые струится  божественный свет. 
         Постоянность и непознаваемость звезд наши предки считали непременными условиями существования мира.  Древние египтяне полагали, что, разгадав природу звезд, человек вызовет конец света.  Другие народы верили, что жизнь на Земле прекратится, как только созвездие Гончих Псов догонит Большую Медведицу. Неудивительно, что любые изменения в мире звезд издревле считались  предвестниками значительных событий.
         Однако шло время, и люди все больше начинали смотреть на звезды не как на что-то божественное и живое, а  как на физические объекты, для описания которых вполне  достаточно известных законов природы.  Но на пути этого описания перед учеными встали многочисленные трудности. Покровы тайн со звезд спадали неохотно, а каждая  решенная загадка порождала десяток новых. К тому же время от времени приходилось расставаться с уже устоявшимися  представлениями. Например:
         ; о том, что некоторые  звезды меняют свой блеск, знали еще древние греки; наука  Нового  времени показала, что это свойство присуще большинству звезд;
         ; веками  звезды считали неподвижными. Лишь в 1718 году английский астроном Эдмунд Галлей обнаружил, что три яркие звезды – Сириус, Процион и Арктур – медленно перемещаются  относительно других звезд. Последующие наблюдения  подтвердили, что это свойство является правилом, а не исключением;
         ; астрономы древнего мира полагали, что все звезды излучают одинаковое количество света, а различия в видимой яркости обусловлены  неодинаковым удалением их от Земли. Такого же мнения придерживался в конце XVIII века английский астроном Уильям Гершель. Но когда в 1837 году были измерены расстояния до ближайших звезд, оказалось, что и это впечатление не соответствует действительности;
         ; издавна считалось, что звезд  невероятное множество, что им нет числа и сосчитать их на небе не представляется возможным. Но, не смотря на кажущуюся  бесчисленность, в действительности пересчитать звезды, сияющие на небосводе, не так уж и сложно. В ясную безлунную ночь невооруженным глазом можно увидеть до 3 тысяч светил. Поскольку  половина неба  скрыта под горизонтом, полное количество видимых звезд в два раза больше – приблизительно 6 тысяч.
         Нам повезло: мы живем в относительно спокойной области нашей Галактики. Возможно, именно благодаря этому жизнь на Земле возникла и  существует на протяжении такого большого (по человеческим меркам) промежутка времени. Однако с точки зрения  исследования звезд этот факт вызывает чувство досады. На многие парсеки вокруг Земли только неяркие, невыразительные светила подобные нашему Солнцу. Все крупные и редко встречающиеся типы звезд удалены от нас на  большие расстояния. Видимо, благодаря этому  разнообразие мира звезд достаточно долго, почти до самого Нового времени, оставалось скрытым от человеческих глаз. Только изобретение  новых астрономических приборов  позволило осознать, насколько все звезды разные. Вот когда вопрос «что такое звезда?» встал перед учеными в полный рост.
         По современным представлениям звезда – это раскаленный газовый шар, существующий длительное время благодаря собственным внутренним источникам энергии.  На протяжении всего  жизненного пути светила его устойчивое состояние поддерживается соперничеством двух сил, в которых нет  победителей: гравитации, стремящейся  сжать звезду, и давлением газа,  старающимся разметать ее в пространство. Высокая температура  светила поддерживается за счет постоянно действующего источника подогрева – термоядерных реакций, идущих в его недрах.
         Основными характеристиками звезды, которые могут быть тем или иным способом определены из наблюдений, являются  мощность ее излучения (в астрономии она называется  светимостью), масса, радиус, температура и химический состав атмосферы. Зная эти параметры, нетрудно рассчитать  возраст звезды.
         Перечисленные характеристики изменяются в очень широких пределах. Кроме того, они взаимосвязаны. Звезды самой высокой светимости, как правило, обладают наибольшей массой, и наоборот, маломассивные звезды светят довольно слабо.
         Жизнь звезды настолько длинна, что астрономы не в состоянии проследить ее от начала и до конца.  Даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет – дольше жизни не только человека, но и всего человечества.  Однако ученые имеют возможность наблюдать множество звезд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, – только что родившихся, пребывающих в главной стадии своего жизненного пути, умирающих.  По многочисленным звездным портретам они стараются  восстановить  эволюционный путь  каждой звезды и написать ее биографию.
         Жизненный путь  звезды  достаточно сложен. В течение своей истории она:
         ; разогревается до очень высоких температур и остывает до такой степени, что  в ее атмосфере начинают образовываться пылинки;
         ; расширяется до грандиозных размеров, сравнимых с размерами орбиты  Марса, и сжимается до нескольких десятков километров;
         ; светимость ее возрастает до фантастических величин и падает почти до нуля.
         История изучения химического состава звезд начинается с середины XIX века. Еще в 1835 году французский философ Огюст Конт писал, что химический  состав звезд навсегда останется для человека тайной. Но вскоре был применен метод спектрального анализа, который теперь позволяет узнать, из чего состоят не только Солнце и близкие звезды, но и самые далекие галактики и квазары.  Спектральный анализ дал неоспоримые доказательства физического единства  Мира: на звездах не обнаружено ни одного неизвестного науке химического элемента.
         Наиболее распространенным элементом в звездах  является водород.  Примерно втрое меньше содержится в них гелия. Правда, говоря о  химическом составе звезд, чаще всего имеется в виду содержание элементов тяжелого гелия. Их доля невелика (около 2%), но они, подобно щепотке соли в тарелке супа, придают особый вкус работе исследователя звезд, если можно так выразиться. От их количества во многом зависят размер, температура и светимость светила.
После водорода и гелия на звездах наиболее распространены те же элементы, что преобладают и в составе нашей планеты: кислород, углерод, азот, железо и др.
         Чтобы любоваться звездным небом, совсем не обязательно описывать все  звезды и выяснять их физические  характеристики – они красивы сами по себе. Но если рассматривать звезды как природные объекты, естественный путь  к их познанию лежит сквозь измерения и сопоставление свойств.
         Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, – это различная яркость (блеск) звезд. Видимый блеск любого светила оценивается в звездных величинах. Исторически сложившаяся система звездных величин присвоила 1-ю величину наиболее ярким звездам, а 6-ю – слабым, находящимся на пределе видимости невооруженным глазом. Разница в одну звездную величину означает, что звезда ярче или слабее другой в 2, 512 раза.  Но чтобы оценить блеск ярчайших небесных светил, шести ступеней  было недостаточно. Появились нулевые и отрицательные  звездные величины. Так, полная луна имеет блеск –11m, Венера –4m.  С изобретением телескопа ученые познакомились со звездами слабее 6 m. Даже в бинокль можно увидеть источники, оценивающиеся в 10m, а крупным телескопам доступны объекты 27-29 m.
         Видимый блеск – легко измеряемая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика.  Для того чтобы установить мощность излучения звезды – светимость, – нужно знать расстояние до нее.
         Расстояние до далекого предмета легко определить, даже если не добираться до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удаленным предметом. Это  можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих угла. Чем больше базис, тем точнее результат измерения.  Но расстояния до звезд настолько велики, что длина базиса должна превосходить размер земного шара, иначе ошибка измерения будет слишком большой. К счастью,  наблюдатель вместе с планетой  путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведет два наблюдения одной и той же звезды с интервалом хотя бы в два-три месяца, то окажется, что он рассматривает ее с разных точек земной орбиты, а это уже порядочный базис.  Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далеких объектов. Это смещение называется параллактическим, а угол, на  который  сместится звезда на небесной сфере, – параллаксом. 
         Параллаксы даже самых близких звезд чрезвычайно малы, меньше 1``. Для их измерения требуются  очень точные и чувствительные инструменты, поэтому не удивительно, что до середины XX столетия получить параллаксы звезд не удавалось.
         Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звезд. К сожалению, лишь для ближайших соседей Солнца это удается сделать  с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояния до звезд  можно получить косвенным путем, используя различные астрофизические или статистические соотношения.
         Когда учеными, наконец, были измерены расстояния до звезд, стало известно, что многие из них на много превосходят Солнце по светимости. Если светимость Солнца (L;=4х1026Вт) принять за единицу, то, к примеру, мощность излучения  четырех ярчайших звезд неба, выраженная в светимостях Солнца, составит:
         ; Арктур = 107 L;;            ; Канопус = 4700 L;;
         ; Сириус = 22 L;;              ; Вега = 50 L;.
        Однако это вовсе не значит, что Солнце выглядит очень бледным по сравнению с остальными звездами. В звездном мире  его светимость немногим выше средней. Для доказательства, приведу следующий пример. Из нескольких десятков звезд, разбросанных  в радиусе 15 световых лет от Солнечной системы, только две имеют более высокую светимость, чем Солнце. Еще одна – альфа Центавра – почти не уступает ему.  У остальных же светимость гораздо ниже. Известны и такие  звезды, которые излучают в десятки тысяч раз меньше света, нежели наше солнце. Они настолько тусклые и невзрачные, что наблюдать их непросто даже с помощью современных профессиональных оптических приборов.
         Светимость и видимый блеск – не единственные параметры, по которым различают звезды. Их можно отличать друг от друга и по цвету, который изменяется от голубовато-белого до густо-красного. Особенно  хорошо заметны на северном небе  яркие красные звезды  Бетельгейзе в созвездии Орион и Альдебаран в созвездии Телец.
         Как раскаленный металл меняет свой цвет в зависимости от нагрева, так и цвет звезды указывает на ее температуру.  Самые горячие звезды всегда голубого и белого цвета, а менее горячие – желтого. Красные – это вообще холодные светила. Но даже наиболее холодные звезды имеют температуру 2-3 тысячи Кельвинов – горячее любого расплавленного металла.
         Человеческий глаз может лишь грубо определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приемники излучения, чувствительные к различным участкам  видимого и невидимого спектра.
         Наиболее полную информацию о звезде дает ее спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства – дифракционной решетки – раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра.  Самое коротковолновое видимое  излучение соответствует  фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое – красному. По спектру легко узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить ее температуру гораздо более точно, чем по цвету.
         Многочисленные темные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезды.  Зная, что каждый химический элемент имеет свой набор линий, можно определить, из каких веществ состоит звезда.  Но даже у одного и того же элемента набор линий и количество поглощаемой в них энергии зависит от температуры и плотности атмосферы.
         В начале XX века в Гарвардской обсерватории (США) была разработана спектральная классификация звезд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами: О, В, А, F, G, К, М.  Они отличаются набором наблюдаемых  линий и плавно переходят один в другой.  Вдоль этой последовательности уменьшается температура звезд, меняется их цвет от голубого к красному:
         О, В, А – горячие, или ранние звезды;
         F, G – солнечные;
         К, М – холодные, или поздние.
         Для еще более точной характеристики каждый класс  разделен на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся сразу после букв.  Таким образом, получается плавная последовательность подклассов. Например, за подклассом G9 следует К0 и так далее.
         Спектральные паспорта некоторых из наиболее приметных и известных звезд выглядят следующим образом:
         ; Солнце – G2;             ; Сириус – А1;
         ; Канопус – F0;            ; Арктур – К2;
         ; Вега – А0;                ; Ригель – В8;
         ; Денеб – А2;                ; Альтаир – А7;
         ; Бетельгейзе – М2;     ; Полярная – F8.
         В мире  звезд, как и в мире людей, встречаются карлики и гиганты. Сравнение Солнца с самыми большими звездами показывает, что наше дневное светило находится у нижней границы диапазона звездных размеров. Это заставляет астрономов  отнести  его к разряду карликов.
         Наше Солнце – желтый карлик. Но есть еще более холодные и мелкие звезды – красные    карлики, – зачастую уступающие  Солнцу в размерах в несколько раз. Именно такие карликовые звезды,  как  это ни странно, составляют основную часть населения Галактики.  Что касается гигантских звезд, то они встречаются не часто. Особняком среди карликовых звезд стоят белые карлики.  Их диаметры иногда уступают диаметрам планет земной группы.  Впрочем, это уже не звезды, а звездоподобные тела.
         Размеры самых огромных звезд поистине впечатляют.  Как правило, большими диаметрами обладают холодные и массивные светила – красные гиганты. Одной из таких звезд является Бетельгейзе. Она больше Солнца в несколько сотен раз. Но в Галактике есть и сверхгиганты, диаметры которых превосходят солнечный в 1,5-2 тысячи раз.  Если такое светило поместить на место Солнца, то оно займет более половины пространства Солнечной системы. Одной из таких звезд является мю Цефея.
         Здесь, быть может, у вас возникнет вопрос: каким образом ученые узнают размеры звезд, ведь последние находятся так далеко от нас? Отвечу так: на помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звезд, «перекрывая» по очереди идущий от них свет. Хотя угловой размер любой звезды чрезвычайно мал, наш естественный спутник  заслоняет ее не сразу, а за определенную долю секунды.  По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды в момент  покрытия ее Луной определяют угловой размер звезды. Зная расстояние до той или иной звезды, из углового размера легко получить ее истинный (линейный) размер.
         Однако далеко не все звезды на небе расположены так удачно для земных наблюдателей,  что могут быть  покрыты Луной.  Поэтому ученые обычно используют другие методы оценки звездных размеров. Угловой  диаметр ярких и не слишком удаленных светил можно измерить специальным прибором – оптическим интерферометром. Но такие измерения довольно-таки  трудоемки. В большинстве случаев радиус звезды определяется теоретически, исходя из оценок ее полной светимости во всем оптическом диапазоне и температуры.  По законам излучения нагретых тел, светимость звезды пропорциональна величине R2T4. Сравнивая какую-либо звезду с Солнцем, получаем удобную для вычислений формулу:



позволяющую найти радиус звезды по ее температуре и светимости. Величины  R;, L; и Т;=6000К известны.
         Важнейшей характеристикой  звезды является ее масса. Чем  больше вещества собралось в звезду, тем  выше давление и температура в ее центре, а это определяет все остальные параметры и даже особенности жизненного цикла светила.
         Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звезд, входящих в двойные системы, путем измерения скорости их  движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе тяготения, а на анализе тех звездных  характеристик, которые  так или иначе связаны с массой. В основном это светимость. Практически для всех звезд действует правило: чем выше светимость, тем больше масса.
         Массы звезд заключены в пределах от нескольких  десятков примерно до 0,1 массы Солнца. При меньшей массе температура даже в центре тела будет  недостаточно высокой для начала термоядерных реакций. Такие объекты слишком холодны и к звездам не причисляются.
         Таким образом, по массе звезды различаются в гораздо меньших пределах, нежели в размерах и светимости.
         Анализируя важнейшие характеристики звезд, сопоставляя их друг с другом, астрономы смогли установить и то, что  недоступно прямым наблюдениям: как устроены звезды, как они образуются и изменяются в течение жизни.


ЛЕКЦИЯ
ПО АСТРОНОМИИ

Многообразный мир звезд.

         1) Двойные и кратные звезды
         Человек с острым зрением даже невооруженным глазом может различить рядом со звездой Мицар (это вторая звезда в ручке Ковша Большой Медведицы) тусклую звездочку – Алькор.  Мицар и Алькор – самая известная двойная звезда. В мощный телескоп можно увидеть очень много двойных звезд. Астрономами установлено, что около 70% звезд в Галактике образуют пары.
         Но если на небесной сфере звезды расположены рядом, это, разумеется, еще не значит, что они реально соседствуют в пространстве. Они могут  располагаться почти в одном и том же направлении  от нас, но на весьма различных расстояниях. Такие звезды называются оптически двойными. Однако в мире звезд существует множество  реальных  соседей, светил, находящихся на самом деле близко друг от друга и движущихся под действием взаимного тяготения. Это физически двойные и кратные системы.
         Вопрос о том, является ли видимая близость звезд реальной или только кажущейся, может быть решен путем специальных наблюдений. Проводя наблюдение за какой-нибудь парной звездой в течение длительного времени, иногда удается  заметить изменение взаимного положения звезд, связанное с их обращением вокруг общего центра. Когда такие перемещения чрезвычайно медленны, используют другой метод: измеряют собственные движения  звезд пары, иными словами, изменение взаимного положения звезд на небе, происходящее вследствие их движения в пространстве. Если собственные движения двух близких  звезд совпадают, считается, что они образуют  физическую систему.  Именно таким способом удалось доказать, что звезды из ручки Ковша Большой Медведицы – реально соседствующие в пространстве объекты. Это редкий пример физически двойной звезды, различимой невооруженным  взглядом. Но полевой бинокль, подзорная труба, небольшой телескоп  открывают взору сотни  красивых звездных пар:        ;  Лебедя – большая оранжевая и маленькая ярко-голубая звездочка; ; Гончих Псов – желтая и фиолетовая; ; Скорпиона – красная и бирюзовая… Список можно продолжать на многих страницах этой книги.
         Звезд-одиночек вроде нашего Солнца в Галактике меньшинство. Кстати, ярчайшая звезда неба Сириус тоже является двойной. Ее спутник – белый карлик Сириус-В – совершает оборот вокруг центра  масс за 50 лет и находится от него в 20 раз дальше, чем Земля от Солнца.
         Расстояния между звездами в парах могут быть  самыми различными. Иногда светила разделены многими тысячами астрономических единиц, но есть и такие, между которыми считанные миллионы километров и они почти касаются друг друга.  Последние носят название «тесные», или «контактные» пары.  Мощные силы притяжения изменяют форму  таких звезд, и каждая становится похожа на куриное яйцо, причем направлены они друг к другу острыми концами.   Порой, тесные пары даже в больших телескопах сливаются в одну точку, но о том, что звезда двойная, можно узнать по анализу спектра.
         Время обращения пары звезд зависит  не только от  расстояния между ними и центром масс.  Чем массивнее звезды, тем быстрее кружение.
         Двойная – не единственное сочетание светил. Ближайшая к Солнечной системе                звезда – ; Центавра – на самом деле тройная. Она состоит из двух схожих с Солнцем звезд, период обращения которых  почти 80 лет, и их спутника – красного карлика, обращающегося вокруг них с очень длительным периодом.
         Вращение звезд в паре наиболее устойчиво.  И если слишком близко к ним оказывается третья, то совместными гравитационными  силами пара отталкивает ее прочь от себя, реже – на более далекую орбиту. Поэтому в тройных звездах третья всегда стоит далеко от первых двух.
         Сейчас астрономам известны не только системы, в которых вокруг общего центра масс обращаются две или три звезды, но и системы, насчитывающие более трех компонентов. Например, звезда Кастор в созвездии Близнецы входит в шестикратную систему!
         Вхождение звезды в пару или кратную систему может существенно повлиять на срок ее жизни и то, как она будет эволюционировать.  При расширении массивной звезды  часть вещества из ее газовой оболочки начинает выпадать на звезду – спутник. Он, в свою очередь, постепенно увеличивает свою массу. Забирая вещество с более массивного светила, звезда-спутник расширяется и на каком-то этапе обгоняет соседку в старении. Вскоре обмен газом  может начаться в обратном порядке. За время жизни пары подобное может произойти несколько раз подряд.

         2)Переменные звезды
         Еще в древности люди заметили, что их утверждению о неизменности Надлунного мира  противоречили  некоторые давно известные, хотя и редко наблюдаемые явления. Изредка на небосклоне появлялись новые звезды: они вспыхивали, в течение какого-то времени достигали необычно яркого блеска (иногда ярче Сириуса!), а потом полностью угасали. В старину такие явления называли появлением новой звезды. Позже  их стали относить к одной из двух главных разновидностей переменных звезд – либо новым, либо сверхновым. Вплоть до конца XVI века никаких других переменных звезд ученые не знали.
         В 1596 году немецкий астроном Давид Фабрициус открыл новую звезду 2-й звездной величины в созвездии Кита. Он некоторое время следил за ней, и, как обычно, новая вскоре исчезла. Однако  неожиданно в 1609 году Фабрициус опять нашел ее на небе! Так впервые была обнаружена переменная звезда, которая очень сильно меняла свой блеск: то становилась невидимой для невооруженного глаза, то вспыхивала вновь, но не пропадала навсегда. Сейчас эта звезда носит название Мира Кита, или просто – Мира.
         Итак, переменные звезды – это звезды, чей блеск изменяется. Но до сих пор ученые не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска звезды достаточно для того, чтобы причислить ее к данному классу. По этой причине в каталоги переменных звезд включены все светила, у которых  достоверно выявлены даже незначительные колебания блеска. На данный момент в нашей Галактике известно несколько десятков тысяч переменных звезд, и это число растет благодаря новым современным методам наблюдений.
         Современная астрономия делит переменные звезды на несколько больших групп:
         ; пульсирующие – их яркость меняется из-за колебания размеров. К ним принадлежат звезды типа Миры, или мириды – красные гиганты, изменяющие блеск на несколько звездных величин с периодом от  нескольких месяцев до полутора лет.
Также среди пульсирующих звезд интересны цефеиды, названные так по имени  одной из первых открытых переменных этого типа – ; Цефея. Это звезды высокой светимости и умеренной температуры (желтые гиганты). В ходе эволюции они приобрели  особую структуру: на определенной глубине возник слой, который аккумулирует  энергию, приходящую из недр, а потом вновь отдает ее. Звезда при этом то сжимается, разогреваясь, то расширяется, охлаждаясь.  Поэтому и энергия излучения то поглощается звездным газом, ионизируя его, то опять выделяется, когда при охлаждении газа ионы захватывают электроны, излучая в то же время световые кванты. В результате блеск цефеид меняется в несколько раз с периодом в несколько суток.
         Цефеиды более других звезд заслуживают  звания  периодических переменных. Каждый последующий цикл изменений блеска  весьма точно повторяет предыдущий. Однако бывают исключения, и самое известное из них – Полярная Звезда. Уже очень давно установлено, что она относится к цефеидам, хотя меняет блеск в достаточно незначительных пределах. Но в последующие десятилетия ее колебания стали затухать, а в середине 90-х XX века Полярная практически перестала пульсировать. Навсегда ли – покажет  будущее.
         Кроме лирид и цефеид существуют и другие типы пульсирующих звезд.
         ; взрывные (катаклизмические) звезды.  Это пример сложных процессов в двойных звездных системах, где  расстояние между компонентами не на много превосходит их размеры. В результате  взаимодействия компонентов вещество из поверхностных слоев  менее плотной звезды перетекает на другую звезду. В большинстве случаев та звезда, на которую перетекает газ, – белый карлик. Когда на его поверхности накапливается много звездного вещества, и резко начинаются термоядерные реакции, наблюдается вспышка новой звезды. В видимой области спектра видимость такого объекта возрастает на 6 звездных величин.
         Однако тесная двойная система может быть интересной переменной и без столь бурных процессов. Перетекающее с одной звезды на другую вещество не  сразу падает на поверхность белого карлика. Бывает, что он не обладает сильным магнитным полем. В таком случае газ образует вокруг него диск.  Этот диск нестабилен, вследствие чего у звезды могут отмечаться вспышки, только менее масштабные, чем у новых, и несравнимо меньшей продолжительности (всего до нескольких суток от возгорания до затухания). Такие переменные называются карликовыми новыми, или переменным типа U Близнецов.
         ; орионовые переменные – особая группа переменных.  Это самые молодые звезды, сравнительно недавно (по космическим меркам)  образовавшиеся в областях концентрации межзвездного газа.  Впервые их обнаружил в огромном комплексе вокруг Туманности Ориона русский астроном Отто Васильевич    Струве (1819-1905).
         Орионовые переменные часто меняют блеск беспорядочным  образом, но иногда у них все же прослеживаются признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.   
         Переменные, о которых сказано выше, изменяют блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности, либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах.  Это физически переменные звезды. Разумеется, существует множество их разновидностей и нами рассмотрены лишь немногие из них. Однако найдено немало звезд, переменность которых объясняется чисто геометрическими эффектами.  Известны тысячи звезд, получивших наименование затменные переменные. Они тоже находятся в системах и, двигаясь по своим орбитам, временами заходят  одна за другую. Самая известная затменная переменная звезда, наблюдаемая простым глазом, – Алголь.
         Также яркость звезды может быть непостоянной из-за того, что на ее поверхности имеются темные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к наблюдателю то более светлой стороной, то более темной.  Такие звезды называют пятнистыми переменными. У нашего Солнца тоже есть пятна, но они довольно маленькие, и если наблюдать его издалека, как звезду, его переменность вряд ли будет заметна. Тем не менее, специальные исследования с космических аппаратов показали, что при прохождении по солнечному диску большой группы пятен на Землю поступает чуть-чуть меньше света. Это открытие разрешило ученым причислить Солнце к слабым пятнистым переменным.

         3) Новые и сверхновые
         Двигаясь вперед по теме звезд, мы с каждым ее разделом говорим все о более интересных и невероятных вещах. Но даже сверхновые звезды, о которых сейчас пойдет речь, – не самое удивительное явление Вселенной. Главное и поистине невероятное вас ожидает в самом конце лекции.
         У каждого, кто внимательно следит за звездами из ночи в ночь, есть шанс обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте.  Блеск  этой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума, а через несколько месяцев ослабевает настолько, что она становится не видна даже в бинокль.
         Термин «новая звезда» ввел датский астроном Тихо Браге (1546-1601), чтобы обозначить светило, неожиданно возникшее на небосводе в 1572 году.
         Во время вспышки блеск новой увеличивается на 10-13 звездных величин. До середины 50-х годов ХХ столетия природа вспышек  новых  оставалась неясной.  Но в 1954 году было обнаружено, что известная новая звезда DQ Геркулеса входит в состав тесной двойной системы. В дальнейшем удалось установить, что все новые являются компонентами тесных двойных систем, в которых одна звезда – это, как правило, звезда главной последовательности типа Солнца, а вторая – компактный белый карлик. 
Орбита такой системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа.  Плазма из ее атмосферы падает на белый карлик, образуя вокруг него аккреционный диск. Вещество в диске нагревается, вызывая свечение, и, в конце концов, достигает поверхности карлика.
         По мере падения вещества на белом карлике образуется тонкий плотный слой газа, температура которого продолжает расти.  В итоге температура и плотность этого поверхностного слоя вырастают до  столь высоких значений, что столкновения  быстрых протонов начинают приводить к термоядерной реакции синтеза гелия. Но в отличие от центральных частей других звезд, где эта реакция протекает медленно,  на поверхности белого карлика она  носит взрывообразный характер. Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки, разлет и свечение которой наблюдается как вспышка новой.
         Современные оценки показывают, что ежегодно в нашей Галактике вспыхивает до сотни новых звезд, однако большинство из них нельзя наблюдать из-за слишком больших расстояний, а также поглощения света галактической пылью.
         После потери светилом части вещества расстояние между компонентами в паре уменьшается, а скорости их обращения увеличиваются. Дальнейшая эволюция, как полагают ученые, может привести к слиянию двух звезд.
         Сверхновые звезды – одно из самых грандиозных явлений во Вселенной. Коротко говоря, сверхновая – это настоящий взрыв звезды, который почти полностью разрушает ее, не оставляя ей возможности вернуться в исходное состояние. Энергия, выделяемая при этом, поистине фантастична. Всего за несколько месяцев взорвавшееся светило излучает столько энергии, сколько Солнце  почти за всю свою жизнь, а его масса  разлетается со скоростью до 10000 км/с. Остаток коллапсирует в сверхплотную нейтронную звезду или черную дыру.
         Сверхновые часто являются финалом жизни звезд массой более 8 солнечных. По наблюдаемым характеристикам  сверхновые принято разделять на два типа.
         ; Сверхновые 1-го типа. В их спектрах нет линий водорода; зависимость их блеска от времени (так называемая кривая блеска) примерно одинакова у всех звезд, как и светимость в максимуме.
         ; Сверхновые 2-го типа. Они имеют богатый водородными линиями  оптический спектр; формы их кривых блеска весьма разнообразны, а блеск в максимуме сильно различается у разных светил.
         Более или менее точной теории взрыва сверхновых с формированием компактного остатка ввиду крайней сложности учета всех протекающих физических процессов не было создано вплоть до самого конца XX века. Собранные учеными данные говорят о том, что сверхновые 2-го типа вспыхивают в результате коллапса ядер массивных звезд.
         Сверхновые – явление крайне редкое. Их вспышки в каждой галактике происходят примерно один раз в 50-200 лет.
         Первую внегалактическую сверхновую зарегистрировал  в 1885 году немецкий астроном Карл Гартвиг (1851-1923) в соседней с нами галактике Туманность Андромеды.

         4) Нейтронные звезды и черные дыры
         Вот и подошла кульминация всей этой достаточно большой лекции. Я говорил, что расскажу о самых  захватывающих и в какой-то мере таинственных явлениях, а свои обещания имею привычку  сдерживать.  Начнем  с  нейтронных  звезд.
         В июле 1967 года на радиотелескопе в Кембридже (Великобритания) впервые были открыты пульсирующие источники радиоизлучения. Астрономы заметили, что при исследовании определенного участка неба приемник регистрирует радиоимпульсы, повторяющиеся с интервалом чуть больше одной секунды. До этого момента во Вселенной не наблюдалось ни одного источника  излучения такой быстрой и правильной переменности.  Когда ученые убедились, что сигналы приходят из далекого космоса, у них, естественно, возникло предположение о том, что их посылает инопланетная цивилизация. Чуть позже похожий источник обнаружился в совершенно другой области неба, затем еще два, и теперь уже никто не сомневается в их естественном происхождении.
         По переменности импульсов ученые определили, что они исходят из небольшой, даже по земным меркам, области пространства – не более нескольких десятков километров.
Новые космические объекты назвали пульсарами (от англ. рulse – «импульс»).  Природа этих уникальных объектов какое-то время оставалась загадкой.
         Изучая распределение пульсаров по небесной сфере, ученые установили, что они чаще всего встречаются  вблизи плоскости Млечного Пути, а, следовательно, являются членами нашей  Галактики.  Когда было открыто достаточно много пульсаров, оказалось, что  большинство из них находятся в остатках вспышек  сверхновых. Наибольшую известность имеет пульсар с периодичностью 0,033 с. в знаменитой Крабовидной туманности, которая представляет собой расширяющуюся газовую оболочку, возникшую после взрыва сверхновой в 1054 году.  В январе 1969 года этот источник радиоизлучения был отождествлен со слабой звездочкой, изменяющей свой блеск с той же периодичностью.
         К моменту открытия пульсаров уже было известно, что  конечным продуктом эволюции звезд являются  компактные массивные объекты большой плотности.
         После того как у звезды закончится «топливо», она начинает остывать и сжиматься. При этом свойства газа кардинально меняются, и его давление значительно возрастает. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие светила (гравитационный коллапс) вскоре прекращается. Оно переходит в устойчивое состояние белого карлика.  Но если же масса звезды превышает некоторое значение, сжатие  продолжается. При крайне высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют  нейтральные частицы – нейтроны. Спустя какое-то время уже вся звезда  состоит из одних нейтронов, настолько тесно прижатых друг к другу, что  огромная звездная масса сосредотачивается в шаре радиусом несколько километров и коллапс прекращается. Плотность этого шара – нейтронной звезды – чудовищно велика даже по сравнению с белыми карликами.
         Существование нейтронных звезд предсказывалось с 1932 года советским физиком Львом Давидовичем Ландау (1908-1968), а в 1934 году  Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что эти звезды являются остатками взрывов сверхновых.  Естественно, что после того как обнаружилась связь между пульсарами и остатками вспышек сверхновых, ученые высказали совершенно верное предположение, что пульсары и нейтронные звезды – одни и те же объекты.
         Давайте теперь разберемся, каким образом пульсары излучают электромагнитные волны. При сжатии звезды увеличивается не только ее плотность. Она начинает быстрее вращаться. Намного быстрее, чем до этого. Сильно уплотняется и магнитное поле.
На поверхности нейтронной звезды, где нет такого большого давления,  нейтроны могут опять распадаться на протоны и электроны. Сильное магнитное поле разгоняет  легкие электроны до скоростей, близких к скорости света, и выбрасывает их в межзвездное пространство.  Заряженные частицы движутся только вдоль силовых линий магнитного поля и поэтому покидают звезду лишь  из ее магнитных полюсов (здесь эти линии почти перпендикулярны поверхности). В итоге электромагнитные волны излучаются в узком конусе. Если магнитная ось нейтронной звезды не совпадает с осью ее вращения (как, например, у Земли), конус излучения вращается в пространстве с той же скоростью, что и вращается сама звезда, и, попадая на Землю, постоянно пробегает по ней, как луч прожектора.  Когда это происходит, ученые получают возможность наблюдать нейтронную звезду не только как звезду, но и как пульсар.
         Со временем, как считают астрономы, вращение пульсара становится медленнее. «Новорожденный» пульсар крутится очень быстро и излучает преимущественно в рентгеновском и гамма-диапазонах. Затем максимум излучения перемещается  в радиодиапазон, а период  пульсаций увеличивается.
         С нейтронными звездами, которые входят в состав двойных систем, связаны, вероятно, и рентгеновские  барстеры – источники сильных периодических вспышек этого жесткого излучения.
         Ну, вот мы и подошли к самому главному в этой теме, к тому, к чему я вел вас на протяжении многих предыдущих страниц.
         Максимальная масса нейтронной звезды должна равняться трем массам Солнца. Гравитационный коллапс более массивных объектов не может остановить даже сила давления нейтронного газа.  Сжатие таких звезд-сверхгигантов продолжается до тех пор, пока не возникает такой объект, как черная дыра.
         Предположение, что во Вселенной могут существовать объекты, сила притяжения которых удерживает даже излучаемый ими самими свет, возникло достаточно давно.  Еще в 1783 году английский ученый Джон Мичел (1724-1793) указывал, что гравитационное поле массивной и компактной звезды может быть столь сильным, что испущенный ее поверхностью луч света будет притянут обратно, а не уйдет в пространство.
Поскольку свет (точнее, электромагнитное излучение) является главным источником информации о космических телах, увидеть эту звезду не может никто. Именно поэтому в 1969 году американский ученый Джон Уилер предложил называть звезды с такими свойствами черными дырами.
         Отличить черную дыру от нейтронной звезды, если излучение последней не наблюдается, очень трудно. Все известные на настоящий момент «кандидаты» в черные дыры  обнаружены только благодаря их гравитационному  воздействию на другие тела.  Наиболее сильно оно проявляется в том случае, когда черная дыра состоит в паре со звездой-гигантом.  Газ  из оболочки спутника, сорванный мощным притяжением черного монстра, закручивается вокруг него, образуя диск, как в случае и с нейтронной звездой.  Но здесь газ раскаляется до высокой температуры и становится источником жесткого излучения. Обнаружив такой диск, астрономы вычисляют массу невидимого  компактного  объекта в его  центре. Если она превышает массу Солнца в несколько раз, значит, это не что иное, как черная дыра.
         Наиболее вероятным кандидатом в черные дыры астрономы считают источник рентгеновского излучения Лебедь Х-1 в созвездии Лебедь.  Он входит в состав двойной системы  со звездой-сверхгигантом, наблюдаемой в оптическом диапазоне. Масса компактного объекта в центре газового диска превышает шесть масс Солнца.
         По гравитационному притяжению можно вычислить и черные дыры в ядрах галактик. Например, исследуя движение звезд в центре нашей Галактики, ученые обнаружили, что они согласуются с наличием там очень компактного тела с массой в несколько  миллионов масс Солнца.
         Черная дыра достаточно мала по своим размерам и имеет бесконечно большую плотность. Нам никогда не узнать процессов, происходящих внутри черной дыры. Однако давайте все же попробуем представить себе то, как именно действует черная дыра, что происходит в момент ее активности с космическим пространством вокруг нее.
         Согласно  общей теории относительности Эйнштейна, сила тяготения искривляет пространство-время в окрестностях массивных тел, образуя гравитационную яму. Эта яма может быть очень глубокой, а в случае бесконечной плотности    объекта – бесконечно глубокой, что полностью исключает возможность выхода чего бы то ни было из нее.
         Гравитационный коллапс звездного ядра – это основной путь образования черной дыры. Но есть и другой:  сосредоточение миллионов звезд в ядрах галактик рождает гигантские черные дыры.
         Говоря о размерах черной дыры, всегда имеют ввиду  диаметр области вокруг неограниченно сколлапсировавшей массы, поверхность которой называется горизонтом событий. Этот горизонт – точка невозврата. Он и есть черная дыра.
         Чтобы понять, что произойдет в ходе гипотетического полета космического корабля, падающего на черную дыру, следует иметь ввиду, что в теории относительности нет абсолютного времени: оно у каждого  наблюдателя свое. Наблюдатель, находящийся далеко от черной дыры, увидит, как  корабль, замедляясь, приближается к горизонту событий. При этом он будет становиться все более красным. Кораблю понадобится огромное  количество времени, чтобы проникнуть внутрь черной дыры, но довольно скоро он перестанет излучать видимый свет и исчезнет из наблюдаемой Вселенной.  Одновременно с этим наблюдатель, расположившийся внутри корабля,  не заметит никакого замедления времени, пересечет горизонт событий и, продолжая  ускоренно падать, через короткое время окажется раздавленным в центральной сингулярности.  Еще задолго до достижения сингулярности приливные силы начнут разрушать корабль, превращая его в длинную и тонкую «струю». 
         Черная дыра сильно искривляет  пространство и оно приобретает форму воронки, схожей с той, что образуется при спуске воды из ванны.  Попав в эту воронку, ни один объект уже  не сможет  вырваться из нее и  обречен на  скорое столкновение с дырой.
         Даже если человечеству удастся когда-нибудь отправить к черной дыре космический зонд, он не сможет передать оттуда  никаких данных. 
Такие странные особенности породили массу предположений о свойствах черных дыр. Их называют и проходами в другие Вселенные, и машинами времени, и местами рождения новых состояний материи.


ЛЕКЦИЯ
ПО АСТРОНОМИИ

Межзвездная среда и туманности.

         Пространство между звезд в Галактике отнюдь не пустует. Нам лишь на первый взгляд  может показаться, что там, где нет ни звезд, ни туманностей, космос абсолютно пуст. На самом  же деле он заполнен газом, пылью, магнитными полями и различным излучением – тем, что обобщенно называют межзвездной средой.  Однако плотность вещества в межзвездном пространстве крайне мала: она в триллионы раз  уступает плотности  звезд, поэтому космос кажется пустым.
         Казалось бы, что интересного может быть в межзвездной среде, но ученые уделяют внимание даже ей, поскольку именно  из газа и пыли возникают новые светила. Двигаясь по своим орбитам, галактики «нагребают»  на себя межгалактический газ, тем самым пополняя собственные запасы. Межзвездная среда – одно из важнейших мест, где сходятся основные потоки круговорота веществ во Вселенной.
         О том, что пространство между звезд на самом деле  не пустует, ученые  заговорили в начале ХХ века, когда швейцарский  астроном Роберт Трюмплер открыл поглощение (ослабление) света звезд на пути к наблюдателю. Причем степень его ослабления  зависит от цвета звезды. Свет голубых светил поглощается более интенсивно, чем свет красных.
         Вещество, поглощающее свет, распределено в пространстве не равномерно: оно имеет клочковатую структуру и концентрируется к центру диска Галактики. Темные туманности, такие, как Угольный мешок и Конская голова, являются  местом повышенной плотности поглощающего межзвездного  вещества, состоящего из мельчайших частиц – пылинок. Но большая часть объема Галактики заполнена не пылью, а разреженным холодным и горячим газом.
         Современные наблюдения позволили обнаружить в Галактике состоящие из газа диффузные облака размером около  сотни световых лет и плотностью около 50 атомов на кубический сантиметр. Приблизительно половина всей массы межзвездного газа сосредоточена в молекулярных облаках. Таких объектов в нашей Галактике примерно 4 тысячи. Наиболее плотные концентрации вещества условно разделены на две группы:
         ;1-я группа – малые молекулярные облака, имеющие диаметр не более нескольких световых лет, плотность до нескольких тысяч молекул на кубический сантиметр и температуру 10-20К.
         ;2-я группа – так называемые глобулы. Это компактные сгустки газа и пыли, имеющие сферическую форму и поперечник в несколько тысяч  астрономических единиц. В наиболее плотных областях малых молекулярных облаков, а также в глобулах нередко образуются новые звезды.
         Облака всех видов и межзвездный газ сосредоточены в диске Галактики и редко встречаются на расстояниях свыше  тысячи световых лет от него.
         Химический состав межзвездного вещества астрономам известен очень хорошо. Приблизительно 70 процентов  его массы приходится на водород, еще около 30 процентов – на гелий. Доля тяжелых элементов не превышает двух процентов, причем значительная их часть содержится не в газе, а в пылинках. В центрах некоторых молекулярных облаков с температурой не выше 10К и плотностью в миллионы частиц на кубический  сантиметр обнаружены и другие химические элементы: оксид углерода, вода, аммиак, углекислый газ и даже простейшие органические соединения.
         Как я уже говорил в начале лекции, межзвездная среда слегка намагничена. Магнитные поля связаны с облаками межзвездного газа и движутся  вместе с ними. Эти поля в 100  тысяч раз слабее магнитного поля Земли. Они способствуют  возникновению наиболее горячих и плотных облаков газа, из которых  конденсируются звезды.
         До появления телескопов люди  практически ничего не знали о газовых туманностях. Систематическое изучение этих красивейших  космических объектов  начал в XVIII столетии Уильям Гершель. Он разделял их на белые и зеленоватые. Подавляющее большинство белых туманностей образовано множеством звезд – это звездные скопления; некоторые оказались связаны с межзвездной пылью, которая отражает свет близко расположенных светил, и получили название отражательных туманностей. А вот зеленоватые туманности – это не что иное, как самостоятельное свечение газа.
         Самая яркая  на небе газовая туманность – Большая туманность Ориона. Она находится сразу под  тремя звездами, выстроенными в линию и образующими Пояс Ориона. Расстояние до нее 1000 световых лет.
         Что же заставляет  светиться  межзвездный газ? Отвечаю: определенные процессы, зачастую связанные с бомбардировкой газа быстрыми частицами – электронами. Подобным образом возникает излучение в неоновых лампах: поток электронов сталкивается с атомами газа и заставляет их светиться. Но есть и другой способ заставить  светиться межзвездный газ.  Это ионизация атомов газа. Чаще всего она возникает, когда атомы газа поглощают кванты ультрафиолетового излучения от ближайших звезд.  Причем светится не только водород. В ходе изучения  туманностей выяснилось, что зеленым цветом светится кислород.   Все химические элементы светятся разными цветами,  вследствие чего расцветка туманностей на самом деле  довольно разнообразна. Они могут быть  зелеными и розовыми, голубоватыми и фиолетовыми, а также состоящими из нескольких цветов – в зависимости от  температуры, плотности и, разумеется,  химического состава.
         Газовые туманности бывают самой разной формы.  Одни имеют кольцеобразную форму, в центре которых видна звездочка; другие состоят из отдельных волокон  вещества. Многие туманности имеют неправильную форму и напоминают обыкновенную кляксу.
         Все вещество во Вселенной пребывает в постоянном движении.  Межзвездный газ и пыль  собираются в облака. В их наиболее плотных областях газ начинает сжиматься  под действием собственного гравитационного притяжения. Когда температура в этом протозвездном сгустке достигает нескольких  миллионов градусов, в нем начинаются  термоядерные реакции, и рождаются новые звезды. Пройдя свой жизненный цикл, звезда почти все свое вещество  возвращает в пространство путем сброса оболочки. Маломассивные  светила  сбрасывают оболочку плавно, но другие избавляются от нее очень быстро, со скоростью до нескольких тысяч километров в секунду. Через десятки тысяч лет остаток звезды полностью рассеивается. Затем вещество, выброшенное старыми звездами, вновь собирается в облака, и процесс эволюции повторяется.

 
ЛЕКЦИЯ
ПО АСТРОНОМИИ

Скопления и ассоциации звезд.

         Солнечная  система  погружена в огромную звездную систему – Галактику, насчитывающую сотни миллиардов звезд самой различной светимости, разных цвета и размеров.  Многие из них сливаются  в слабо светящуюся полосу, пересекающую небосвод в ясные безлунные ночи, – Млечный Путь. Свойства разных типов звезд Галактики астрономам достаточно хорошо известны. Однако звезды имеют  различную пространственную плотность.
         Звездным скоплением называют группу звезд, связанных общим происхождением, движением и  положением в пространстве. Конечно, это определение несколько расплывчато. В Галактике существует множество двойных, тройных и даже шестикратных звезд. Можно ли их называть скоплениями? Ученые решили, что такие системы скоплениями называть все же нельзя. Истинное скопление должно содержать как минимум 20 членов.
         Некоторые звездные скопления известны людям с древности. Например, Плеяды и Гиады, которые легко заметить и разделить на отдельные звезды даже невооруженным глазом. Другие же скопления, такие, как  Ясли или Омега Центавра, до появления оптических инструментов считались туманностями.
         В XVII веке итальянский ученый-астроном Галилео Галилей (1564-1642) впервые обнаружил, что многие туманные пятна, видимые на небе среди звезд, представляют собой места сгущения светил. Изучать звездные скопления продолжили такие ученые, как Шарль Мессье (1730-1817) и Вильям Гершель (1738-1822), однако, многие открытые ими скопления оказались на самом деле газовыми туманностями и галактиками, а некоторые выводы, сделанные относительно их, были ошибочными. Это происходило из-за того, что в распоряжении этих астрономов еще не было хороших астрономических приборов, которые стали появляться лишь в течение XIX столетия.
Наблюдения с помощью более точных приборов и больших телескопов, а также с применением фотографического метода, позволили сделать вывод, что скопления звезд имеют довольно различную форму и плотность. Звездные скопления сразу разделили на две группы:
         ;Шаровые скопления. Эти скопления получили свое название благодаря сферической  или слегка эллипсовидной форме. Типичное шаровое звездное скопление состоит из нескольких  сотен тысяч светил и занимает в пространстве область диаметром до 100 световых лет.
         Шаровые скопления – старейшие  объекты  нашей Галактики: они образовались примерно в то же время, что и она сама. Когда возраст этих скоплений был еще совсем невелик, в них входили  разные по массе звезды. Самые легкие были в несколько раз менее массивны, чем Солнце, а самые тяжелые имели массу, превышающую солнечную в десятки раз. В массивных звездах все процессы идут интенсивнее, нежели в легких, и они быстро стареют. Поэтому сейчас в шаровых скоплениях присутствуют лишь маломассивные звезды, да и из них большинство находится на поздних стадиях своей эволюции.
         Шаровые скопления обращаются вокруг центра Галактики по вытянутым орбитам, время от времени пересекая  галактический диск. Иногда для них это кончается весьма плачевно. Сильное гравитационное поле диска способно частично  разрушить скопление, вырвав из него часть компонентов. Но это  происходит лишь в том случае, если скопление имеет не очень большую массу.
         Основываясь на результаты современных наблюдений, ученые полагают, что в Галактике существует несколько сотен шаровых звездных скоплений. Но из них известными пока остаются всего около полутора сотен.
         ;Рассеянные звездные скопления. Они  отличаются от шаровых значительно меньшей звездной плотностью и неправильной формой.  Рассеянных скоплений известно гораздо больше, хотя находить их труднее.  Из-за низкой плотности их легко спутать со случайными звездами, наблюдаемыми в том же направлении. Выделить  реальные группы звезд возможно, только исследовав их движение в пространстве и удаление от Солнца.
         Сейчас ученым известно более тысячи рассеянных скоплений звезд. Все они находятся в диске Галактики. Самым знаменитым рассеянным скоплением являются Плеяды в созвездии Тельца, видимые даже без бинокля. Большинство людей различают в нем только шесть или семь звезд, хотя в действительности их там не менее трехсот. 
         Как правило, рассеянное  скопление состоит  из нескольких сотен или даже тысяч звезд. Но есть и такие, в которых около 10 тысяч  членов.   Масса рассеянных скоплений невелика, и их гравитационные поля не в состоянии долго оказывать сопротивление разрушению скоплений.  Просуществовав около миллиарда лет, они растворяются в общем звездном океане Галактики.
         В рассеянных скоплениях много массивных, очень ярких звезд, переменных и вспыхивающих различных видов. В них имеются как очень старые и умершие звезды, так и совсем молодые, едва загоревшиеся и начавшие свой жизненный цикл.
         Третий вид скоплений – ассоциации – был открыт только в XX веке.   Звездные ассоциации еще более разряжены, чем рассеянные скопления, и превосходят последние по размеру: их типичная протяженность составляет 200-300 световых лет.  В одной ассоциации может  содержаться до нескольких десятков горячих голубых звезд высокой светимости, которые встречаются во Вселенной довольно редко из-за своей относительно короткой жизни.
         Ассоциации, как правило, связаны с массивными  облаками холодного молекулярного газа, из которого и возникают звезды.
         В 1947 году  советский астрофизик  Виктор Амбарцумян обнаружил, что звезды в некоторых ассоциациях разлетаются в разные стороны, а не движутся в одном направлении. Подобных ассоциаций оказалось слишком много для того, чтобы предположить их образование в результате случайных встреч похожих друг на друга звезд. И ученые пришли к выводу, что они возникли совсем недавно, а в некоторых ассоциациях звезды до сих пор продолжают формироваться. Этот факт  стал неопровержимым доказательством того, что процесс  образования звезд в Галактике не закончился много миллионов лет назад, как предполагалось до этого, а напротив, активно продолжается.
         После окончания звездообразования, ассоциации растворяются в пространстве: звезды в них имеют очень слабую гравитационную связь и со временем разлетаются по нашей звездной системе.

 
ЛЕКЦИЯ
ПО  АСТРОНОМИИ

Млечный Путь – наша Галактика.

         Все рассмотренные в предыдущих лекциях  космические объекты (в том числе и Солнечная система, речь о которой пойдет в следующих лекциях) являются частью одного большого целого под названием  Млечный Путь, который представляет собой типичную спиральную галактику. Ее масса превышает массу солнца в 200 миллиардов раз, а сам Млечный Путь можно считать состоящим из трех основных частей: диска, балджа и гало.
         В ясную безлунную ночь, вдали от городских огней,  на небе отчетливо видна серебристая туманная полоса, рассекающая его надвое. Это и есть Млечный Путь, точнее его внутренняя часть, центр.        В нашем северном полушарии он лучше всего виден в конце лета и проходит через созвездия Скорпиона, Стрельца, Орла, Лебедя, Цефея и Кассиопеи.
         В разные времена расплывчатую небесную полосу считали: облаками раскаленных газов в атмосфере Земли; результатом причудливого рассеяния солнечного света; швом, соединяющим две половинки небесной сферы.
         Верную догадку о том, что Млечный Путь является гигантским скоплением звезд, высказал древнегреческий философ Демокрит (460-370 до н.э.). Спустя много-много лет, в начале XVII столетия, ее правильность подтвердил итальянец Галилео Галилей. Наведя  на Млечный Путь свой самодельный телескоп, он увидел, что туманная лента в действительности состоит из великого множества различных по яркости звезд.
         Главное препятствие для изучения структуры нашей звездной системы – это межзвездный газ и пыль, которые значительно ослабляют  видимое излучение светил. В результате большая часть  Галактики остается невидимой для оптических телескопов. Но, останавливая свет,  газ и пыль хорошо пропускают  другие виды электромагнитного излучения в гамма-, рентгеновском, инфракрасном и радиодиапазонах.  Как только  в распоряжении астрономов появились приборы, регистрирующие эти виды излучения, строение нашей Галактики во многом стало проясняться.
         Размер Млечного Пути пытались определить еще несколько столетий назад, но его истинные параметры были установлены лишь под конец ХХ века.
         Диаметр галактического диска превышает 100 тысяч световых лет, а его толщина достигает тысячи световых лет. По внешнему виду Галактика напоминает чечевичное  зерно с утолщением посередине.
         Давайте теперь рассмотрим строение Млечного Пути  подробнее и определим, где именно в нем находимся мы с вами и вся наша Солнечная система.
         ;ГАЛО. Границы нашей Галактики определяются размером гало. Радиус гало значительно больше размера диска и, по некоторым данным, достигает нескольких сотен тысяч световых лет. Центр гало совпадает с центром диска.
         Состоит гало в основном из очень старых звезд, неярких и маломассивных. Они встречаются как по одиночке, так и в виде шаровых скоплений. Возраст сферической составляющей Галактики (а гало – это колоссальная сфера) превышает 12 миллиардов лет. Его и принимают за возраст самой Галактики.
         Звезды и звездные скопления гало движутся вокруг центра нашей звездной системы по самым  различным орбитам и имеют разные скорости. Обращение отдельных звезд зачастую происходит беспорядочно. Из-за этого гало в целом вращается  достаточно медленно.
         ;БАЛДЖ. Звезды галактической сферы концентрируются к центру Галактики. Центральная (наиболее плотная) часть гало в пределах нескольких тысяч световых лет от ядра Галактики называется балдж (в пер. с англ. – «утолщение»).
         ;ДИСК.  По сравнению с гало диск вращается заметно быстрее. Но скорость его вращения не одинакова на различных расстояниях от центра. Она быстро возрастает от нуля в самом центре до 240 км/с на расстоянии 2 тысяч световых лет от него, затем немного уменьшается, снова возрастает почти до того же значения и далее остается почти неизменной.
         Население диска существенно отличается от населения гало. В центре его плоскости концентрируются молодые звезды и звездные скопления, среди которых много очень ярких и горячих. Газ в диске также концентрируется вблизи центра плоскости. Он, как и звезды, распределен неравномерно, образуя облака – от гигантских неоднородных по структуре сверхоблаков  протяженностью в тысячи световых лет до маленьких облачков размером не больше парсека.
         ;ЯДРО. Одной из самых интересных и, вероятно, самых загадочных областей Галактики является ее ядро, расположенное в направлении созвездия Телец. Видимое излучение центра Галактики и ее ядра полностью скрыто  от нас слоями поглощающей материи. Вследствие этого всю информацию о ядре ученые получают, наблюдая его в других диапазонах излучения.
         Для центральной части Млечного Пути характерна высокая концентрация звезд: в каждом кубическом парсеке их содержится до многих тысяч, а расстояния между ними в десятки раз меньше, чем в окрестностях Солнца.
         Кроме огромного количества звезд в центральной области Галактики  существует околоядерный газовый диск, состоящий преимущественно из молекулярного водорода. Его радиус примерно 100 световых лет. Ближе к центру отмечаются области ионизированного водорода и многочисленные источники инфракрасного излучения, свидетельствующие о происходящем там звездообразовании.
         В самом центре  Галактики предполагается наличие сверхмассивного  компактного объекта – черной дыры, вокруг которой и вращается весь галактический диск.
         ;СПИРАЛЬНЫЕ ВЕТВИ. Наиболее заметным образованием в галактиках, подобных нашей, являются спиральные ветви, или рукава. Они и дали название этому типу объектов – спиральные галактики.
         Спиральная структура в нашей Галактике развита хорошо. Вдоль рукавов сосредоточены в основном  самые молодые  звезды, рассеянные звездные скопления и ассоциации, а также большинство газовых туманностей и облака пыли.
         Спиральные рукава Млечного Пути в значительной степени скрыты от нас поглощающей материей, и подробное  их  исследование началось только после появления радиоастрономии.
         По современным представлениям, спиральные рукава связаны с волнами сжатия, распространяющимися  по диску Галактики. Проходя через области сжатия, вещество диска уплотняется, а образование звезд становится более интенсивным. Причины возникновения в спиральных галактиках такой своеобразной волновой структуры еще не ясны.
         Вот мы и познакомились вкратце с нашей звездной системой, называемой млечным Путем. Но где же в этой колоссальных размеров системе находится Солнечная система?
         Ученым удалось выяснить, что Солнце расположено почти посередине между двумя спиральными ветвями Галактики,  каждая из которых удалена от нас примерно на 3 тысячи световых лет. Расстояние  от Солнца до ядра Галактики равно приблизительно 25-27 тысячам световых лет.  Это говорит о том, что оно  находится практически посередине между центром и краем  галактического диска.
         Вместе со всеми ближайшими звездами  Солнце обращается вокруг  центра Галактики со скоростью 200-220 км/с, совершая полный оборот за 200 миллионов лет. Из этого можно заключить, что Солнечная система за все свое существование облетела вокруг центра  Млечного Пути не более  30 раз.
         Скорость движения Солнечной системы по Галактике почти совпадает  с той скоростью, с какой в ее районе движется волна уплотнения, формирующая спиральный рукав. На самом деле такая ситуация неординарна для Галактики: спиральные ветви вращаются с постоянной угловой скоростью, как спицы колеса, а движение звезд подчиняется другой закономерности. Они движутся либо быстрее, либо медленнее, из-за чего все население галактического диска то попадает внутрь спиральных ветвей, то выходит из них.  Единственное место, где скорости звезд и рукавов совпадают, – это так называемая коротационная окружность. Именно в ней и находится Солнце.
Для Земли данное обстоятельство крайне благоприятно. В спиральных ветвях происходят бурные процессы, порождающие мощное излучение, губительное для всего живого. Если бы наша планета располагалась внутри одного из галактических рукавов, то  никакая атмосфера не смогла бы  ее защитить.
         Вот нам и стало ясно, где в Галактике находится Солнечная система и мы с вами.
         Долгое время  люди считали положение Солнца среди звезд самым заурядным. Сейчас мы знаем, что это не так: в определенном смысле оно привилегированное. И это стоит учитывать, рассуждая о возможности существования жизни в других частях нашей необъятной Галактики.

 
ЛЕКЦИЯ
ПО АСТРОНОМИИ

Галактики – острова Вселенной.

         Еще в XIX веке астрономы полагали, что Вселенная состоит из одних звезд, разбросанных в бесконечном пространстве с относительной равномерностью. Однако уже в конце XVIII столетия астрономам было известно, что, помимо светил,  в космосе  наблюдаются спиральные туманности. Несовершенные в то время телескопы не позволяли раскрыть природу этих  загадочных объектов. Лишь в первой половине ХХ века благодаря развитию техники астрономы смогли увидеть, что туманные пятна – огромные скопления звезд. Первой была разрешена на звезды Туманность Андромеды, а затем и многие другие туманности.  Ученые определили, что все эти «звездные острова» расположены далеко за пределами нашей Галактики.
         Огромные звездные системы разделены в пространстве поистине колоссальными расстояниями, которые даже свет, распространяющийся со скоростью 300 тысяч км/с, преодолевает за многие миллионы лет.
         Сегодня существует одно простое и точное определение галактик, которое я не могу не привести в этой лекции. Итак, галактика – это большая звездная система, в которой  звезды связаны друг с другом силами гравитации и (добавлю уже от себя для  еще большей точности) обращаются вокруг общего центра  почти с равными скоростями.
         Существуют галактики, включающие триллионы звезд, но наша звездная система также достаточно велика – в ней свыше 200 миллиардов звезд.
         Мир галактик необъятен, но еще большее  удивление вызывает богатство его форм. Выдающуюся роль в исследовании этих объектов принадлежит американскому астроному Эдвину Хабблу (1889-1953). Много лет  он с помощью крупнейшего  для своего времени телескопа изучал галактики. Хабблу принадлежит до сих пор принятая классификация галактик по их внешнему виду – особенностям строения.  Астроном разделил все галактики на три больших типа, или вида: спиральные, эллиптические и неправильные. Давайте рассмотрим каждый из этих типов.
         ;Спиральные галактики. Мы уже познакомились с одной такой галактикой на примере Млечного Пути. У спиральных галактик, как правило, есть балдж, по форме напоминающий эллиптическую галактику, диск со спиральной структурой, а также довольно  разреженное гало. Звезды  балджа и гало старые и маломассивные, а вот в спиральных  ветвях много молодых и ярких светил. Поэтому балдж у спиральных галактик  часто красноватый, а диск голубой. Масса межзвездного газа может достигать 10 процентов от всей массы звездной системы.
Существует два подтипа спиральных галактик:
         а) нормальные, спиральные ветви которых исходят  непосредственно из ядра и аккуратно закручиваются;
         б) спиральные галактики с перемычкой, у которых ветви начинаются на концах перемычки, пересекающей ядро, и их, как правило, всего две.
         ;Эллиптические галактики. Эти системы имеют форму, колеблющуюся от сферической до сильно вытянутой – эллиптической. Выглядят однородными. В противоположность тому, что считалось еще совсем недавно, эллиптическая форма таких галактик не является результатом центробежной силы, поскольку спектроскопические исследования показали, что они вращаются достаточно медленно. Но почему они имеют такую форму, выяснить пока так и не удается.
         Звезды, из которых состоят эллиптические галактики, красные и холодные, относящиеся к типу красных гигантов. Это старые звезды, напоминающие светила из гало нашего Млечного Пути. В эллиптических галактиках нет (или почти нет) межзвездного газа, поэтому новые звезды в них давно уже не образуются.
         Эллиптические звездные системы можно разделить на нормальные, или обычные эллиптические (о них я только что рассказал) и линзовидные.
         Линзовидные галактики можно рассматривать как подтип эллиптических, так и как совершенно отдельный вид галактик. Никто вас за это не осудит, так как это даже в какой-то степени будет более правильным.
         По своим свойствам и внешнему виду  линзовидные галактики занимают промежуточное положение между эллиптическими и спиральными, но определенно не являются результатом эволюции галактик одного типа в другой.
Линзовидные галактики имеют форму, напоминающую выпуклую линзу. У них есть ядро, диск и балдж, но спиральные  рукава практически отсутствуют. Звездное население таких галактик ничем принципиальным не отличается от населения эллиптических систем и состоит  также из красных звезд-гигантов.  Многие линзовидные галактики не содержат межзвездный газ, но в некоторых он все же есть  в небольших количествах.
         ;Неправильные (иррегулярные) галактики. Это галактики  неправильного вида, без ядра и без какой-либо общей структуры. Состоят из молодых звезд и содержат очень много межзвездного газа. Несмотря на все их разнообразие, неправильные галактики разделяются на два  подтипа:
         а) галактики типа Большого Магелланова Облака, имеющие небольшое ядро и зачатки  спиральных ветвей, часто с перемычкой;
         б) голубые компактные галактики, имеющие очень небольшие размеры и отличающиеся чрезвычайно активным звездообразованием. Возможно, это очень молодые, интенсивно развивающиеся  системы, но возможно и обратное. Точного ответа на сей счет ученые пока не дают.
         Спиральные галактики в классификации Хаббла обозначаются буквой  S; линзовидные – SO; эллиптические – EO; неправильные – Irr.
         Галактики – это кирпичики, из которых построена Вселенная. Но, несмотря на  свои размеры (в  среднем 100 тысяч световых лет в диаметре), в масштабах Вселенной это всего лишь точки. Сегодня астрономам известно около  50 миллиардов галактик. А сколько же их в действительности!
         Невооруженному глазу доступны лишь  только  самые близкие к нам галактики – Магеллановы Облака в южном полушарии и Туманность Андромеды в северном полушарии. Но если  взять хороший бинокль, количество увиденных вами галактик резко возрастет. Хорошему ручному переносному телескопу доступны сотни галактик и галактических скоплений.

 
ЛЕКЦИЯ
ПО АСТРОНОМИИ

Образование Солнечной системы.

         Солнечная система называется так потому, что ее центром является звезда по имени Солнце, вокруг которой  обращаются все остальные тела: большие планеты и их спутники, малые планеты (астероиды), кометы, метеорные  потоки и отдельные метеороидные тела.
         В XVI веке итальянский философ Джордано Бруно (1548-1600)  предположил, что все звезды, подобно Солнцу, окружены свитой  планет. Два столетия спустя в работах немецкого философа Иммануила Канта и французского математика и астронома Пьера Симона Лапласа (1749-1824) зародилась космогония – наука о происхождении небесных тел. Совершенствуясь, эта наука приобрела два направления:
         -космогония планетная – изучает проблемы возникновения Земли и планет вообще;
         -космогония звездная – рассматривает происхождение звезд, прежде всего Солнца.
         Таким образом, говоря о возникновении  Солнечной системы, мы немного отходим от обычной астрономии и погружаемся в один из ее разделов – космогонический раздел. Именно наука космогония поможет нам разобраться в том, как все появилось, развивалось и предстало перед нами таким, какое оно сейчас.
         С одной стороны, Солнечная система представляет собой объединение самых разнообразных небесных тел. С другой стороны, неизвестен ни один аналог, с которым можно было бы ее сравнить. В связи с этим очень трудно предложить простую теорию, которая бы объясняла происхождение Солнечной системы и причины, приведшие  ее к современному состоянию во всей его сложности и всем разнообразии. Тем не менее, сам факт, что орбиты планет расположены почти в одной плоскости, наводит на мысль, что Солнечная система образовалась из газопылевого диска, центр которого совпадал с нынешним Солнцем. Чтобы объяснить происхождение этого диска, выдвигались разные теории. В катастрофических теориях  предполагалось, что после рождения Солнца вблизи него прошла другая звезда, оторвала от него часть вещества и образовала диск. Однако расчеты показали, что это никак не могло привести к образованию планет.
Сейчас предпочтение отдается так называемым теориям первичной туманности, которые предполагают совместное возникновение Солнца и планет. Согласно этим теориям, сжатие вращающегося газопылевого  облака заканчивается образованием диска и Солнца в его центре. Затем, в результате образования допланетных тел – планетезималей, – а впоследствии их столкновений, формируются планеты.
         Впервые научное  предположение о едином  происхождении Земли и других планет было выдвинуто в трудах Пьера Симона Лапласа, опубликованных в 1796 году. По гипотезе ученого, получившей название Гипотеза Лапласа, когда-то на месте солнечной системы существовала раскаленная газовая туманность с уплотнением в центре. Она быстро вращалась и  коллапсировала, отслаивая кольца, которые, в свою очередь, также вращались и, сжимаясь, образовывали сгустки, которые, в конце концов, стали планетами.
         Гипотеза Лапласа  была очень популярна в свое время. Она объясняла возникновение планет, основываясь на законах тяготения и центробежной силы. Однако позже в Солнечной системе  были обнаружены некоторые явления, которые Теория Лапласа объяснить не могла. Например, почему Уран  вращается вокруг своей оси в сторону, противоположную вращению других планет? К тому же выяснилось, что Солнце  вращается «слишком медленно» и, следовательно, не могло на ранней стадии своей эволюции иметь скорость вращения, при которой было бы возможно отслоение колец. Кроме того, мнение о том, что планеты возникли из отдельных сгустков  раскаленного газа, оторвавшихся от  протосолнца, противоречило данным геологии, геофизики, геохимии. Они убедительно свидетельствуют, что наша планета никогда не пребывала в расплавленном состоянии.
Вскоре Гипотеза Лапласа была признана несостоятельной.
         Солнце, несомненно, как и любая другая звезда,  возникло из плотной и горячей газовой туманности, но вот планеты никогда не были сгустками газа. Здесь-то мы и начнем говорить о современной общепринятой гипотезе образования  планет Солнечной системы и  возвратимся к уже упомянутым планетезималям.
         Гипотезу образования Земли и других планет из твердых допланетных тел – планетезималей – выдвинул в 40-х годах ХХ века советский академик Отто Юльевич Шмидт (1891-1956).
         Исследуя шаг за шагом эволюцию нашей планетной системы, ученые получили последовательность  нескольких этапов ее развития.
         ; 1 этап. Первоначальный размер облака – прародителя Солнечной системы – значительно превышал ее современный размер, а его состав соответствовал тому, что наблюдается в межзвездных туманностях: 98% газа и 2% пылевых частиц. Во время коллапса вещество сильно разогрелось, и межзвездная пыль частично могла испариться. Газ в облаке был хорошо перемешан благодаря высокой турбулентности, происходившей в нем.
         По мере  формирования Солнца и диска вокруг него турбулентность стихала, газ при этом охлаждался, и в нем вновь образовывались пылинки. Весь этот процесс занял немного времени – не более 10000 лет.
         ; 2 этап. На втором этапе завершалось образование тонкого пылевого слоя – пылевого субдиска – в центральной плоскости облака. Расслоение облака сопровождалось увеличением размеров пылевых частиц до нескольких сантиметров. Сталкиваясь друг с другом, частицы слипались, при этом скорость их движения к центральной плоскости увеличивалась, а рост ускорялся.
         ; 3 этап. В некоторый момент  плотность пыли в субдиске приблизилась к критическому значению, превысив плотность газа уже в десятки раз. При достижении критической плотности пылевой слой  стал гравитационно неустойчивым, и даже  очень слабые уплотнения, случайно возникшие в нем, больше не могли рассеиваться, а, наоборот, со временем сгущались. Из-за вращения, унаследованного от вращающегося диска, эти сгустки не могли сразу сжаться до плотности твердых тел. Но, сталкиваясь друг с другом, они объединяются и все более уплотняются.
         ; 4 этап. На данном этапе, наконец, образуется рой допланетных тел размером около километра. Их первоначальное число достигало многих миллионов.
         ; Этап аккумуляции планет. Образование допланетных тел в газопылевом облаке продолжалось десятки тысяч лет – небольшой срок по космогонической шкале. Однако дальнейшее объединение этих тел в планеты являлся гораздо более длительным процессом, занявшим более ста миллионов лет.
         Допланетный рой представлял собой сложную систему большого числа тел – планетезималей. Они имели неодинаковую массу и размеры и двигались  с разными скоростями.  Эволюция облака вела к тому, что в самых крупных телах, которых, в отличие от мелких, было немного, сосредотачивалась основная масса всего планетного вещества.
         Крупные тела своим гравитационным влиянием постепенно увеличивают хаотические скорости планетезималей. Каждое сближение двух тел кардинально меняет характер их движения по околосолнечным орбитам. Орбиты при этом становятся более вытянутыми и наклоненными к центральной плоскости.
         ; Этап окончательного формирования планет. В зоне роста планет земной группы внешние воздействия были слабы. Лишь в области Марса сказалось влияние Юпитера, замедлявшее его рост и уменьшавшее массу.
         Стадия объединения планетезималей в планеты земной группы и их роста длилась не менее 100 миллионов лет.
         Период диссипации (рассеяния) газа в зоне земных планет продолжался не более 10 миллионов лет. В основном газ выдувался солнечным ветром, который постепенно очистил от него все пространство  планетной системы. Однако планеты-гиганты к тому времени уже успели вобрать в себя огромное количество вещества.
         Как же формировались планеты-гиганты с их водородно-гелиевыми оболочками? Ответ следует сразу за вопросом. Каждая из них образовалась следующим образом. Ядро протопланеты, окруженное газовой оболочкой, поначалу было не очень большим и удерживало сравнительно малое количество атмосферы. По мере роста ядра его атмосфера все увеличивалась и при достижении определенного критического уровня стала неустойчивой: газ начал выпадать на формирующуюся планету, утяжеляя ее. Когда поступление газа к планетам замедлилось, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун стали вычерпывать ближайшие области диска вдоль своих орбит и продолжали расти за счет этого.
         Юпитеру потребовалось 200 миллионов лет, чтобы стать таким, каким ученые наблюдают его сейчас. Другие планеты-гиганты потратили  на свое рождение чуть меньше времени.  Но быстрее их всех сформировались планеты земной группы. Как я уже отмечал чуть ранее, Земля продолжала расти всего 100 миллионов лет. В это время, как показывают        современные расчеты, Земля не была ни расплавленной, ни слишком холодной. Температура ее поверхности составляла 350-400К даже в момент наиболее активного роста.
         Планетезимали, сформировавшиеся по окраинам  допланетного облака, скорее всего, сохранились до сих пор и могут составлять кометное облако Оорта, существующее далеко за пределами Солнечной системы. Они могли быть заброшены туда гравитационным воздействием больших планет.
         Сегодня в состав Солнечной системы входят:
         -одна звезда – Солнце;
         -9 (8?) больших планет;
         -61 естественный спутник этих планет;
         -огромное число тел небольшого размера: астероиды (Большой пояс астероидов и Пояс Койпера), кометы, частицы планетных колец, метеорные потоки, метеороидные тела и межпланетная пыль.
         Расстояние планет от Солнца возрастает в геометрической прогрессии. Радиус наблюдаемой части Солнечной системы равен 50 а.е.  Ближайшая к нам звезда Альфа Центавра расположена на расстоянии 250000 а.е. от Солнца. Эти цифры дают ясное  представление о крошечном по космическим меркам размере нашей системы. Тем не менее, влияние гравитационного поля Солнца преобладает над силой притяжения других близких звезд в пределах радиуса  40-50 тысяч а.е.

 
ЛЕКЦИЯ
ПО АСТРОНОМИИ

Малые тела Солнечной системы.

         Кроме Солнца и больших планет с их спутниками «население»  Солнечной системы, как нам известно, составляют так называемые малые тела. Их принято делить на три класса: астероиды, кометы, метеоры и метеороидные тела. Давайте рассмотрим каждый из этих классов подробнее.

         Астероиды.
         Изучение планетных орбит  в конце XVIII века показало, что расстояния планет от Солнца возрастают в геометрической прогрессии.  Однако при этом оставалась незаполненной  зона  между Марсом и Юпитером.  Были предприняты усилия для поиска недостающей планеты. И 1 января 1801 года  итальянский   астроном  Джузеппе Пиацци (1746-1826) открыл небесное тело, движущееся  вокруг Солнца на расстоянии приблизительно 2,8 а.е. от него, что в точности соответствовало предсказанному положению отсутствовавшей планеты. Новый объект назвали Церерой. Но вскоре выяснилось, что для планеты он слишком мал – диаметр Цереры оказался всего 1000 км.
В скором времени были обнаружены еще три подобных объекта, названных Паллада, Юнона и Веста. Так был открыт новый вид небесных тел – астероиды, то есть «звездоподобные». Называть так открытые тела предложил англичанин Уильям Гершель. Возможно, благодаря этому ученому у нас и по сей день в ходу именно это название – астероид.
         В  последующие годы усовершенствование телескопов и изобретение фотографии вызвали все увеличивающийся поток  открытий астероидов и к настоящему времени их известно несколько тысяч. Постоянные номера в каталогах и названия получили почти 5 тысяч астероидов.
         Астероиды – не однородный класс объектов. Их размеры  заключены в  промежуток от 1000 км (Церера) до нескольких сотен метров (у самых мелких из известных). При этом, вне всякого сомнения, существует огромное количество еще более мелких астероидов, которые увидеть даже в мощные телескопы крайне сложно.
         Инфракрасная спектроскопия позволила установить характеристики поверхности астероидов и подразделить их на три основных  типа:
         ; Астероиды типа С (углеродные) – наиболее темные, отражающие не более 5 процентов  падающего на них света.  Состоят главным образом из  гидратированных силикатов и углерода. Это самый многочисленный тип. К нему относится около 60%  всех известных малых планет.
         ; Астероиды типа S (кремниевые) – каменные глыбы, состоящие из силикатов и частично из металлов. Данный тип стоит на втором месте по количеству  объектов, относящихся к нему.
         ; Астероиды типа М (металлические). Они состоят исключительно из металлов, преимущественно никеля и железа.
         Орбиты большинства пронумерованных  малых планет расположены, как я уже не раз отмечал, между Марсом и Юпитером. Их расстояние от Солнца колеблется  в пределах 2,2-3,6 а.е. Они образуют Главный, или Большой пояс астероидов и движутся в прямом направлении. Периоды их обращения вокруг светила  в зависимости от расстояния составляет от 3 до 9 лет.

         Кометы.
         Кометы – это небесные тела небольших размеров, которые, однако, во время сближения с  Солнцем становятся причиной чрезвычайно эффектных явлений на небе.
         До наших дней дошло старинное увлечение – «ловля комет». Ей занимаются люди разного возраста и профессии.  Первым за ловлю комет всерьез  взялся в 1756 году чертежник Шарль Мессье, а за ним сторож Марсельской обсерватории Жан  Понс. С тех пор и по сей день кометы ищут и находят главным образом энтузиасты. Почему именно они? Астрономов на Земле всегда было мало, а комет – как рыб в океане.  Занимаясь другими делами, выполняя иную работу, профессионалы не всегда успевают вовремя заметить комету, поэтому к ним на помощь приходят простые любители, которых во всем мире, несомненно, больше. Славнейшие из них – Каролина Гершель, Вильгельм Биела, Уильям Брукс, Джованни Донати, Минроу Хонда, Уильям Бетфилд… – известны  каждому любителю астрономии, их имена носят открытые ими кометы.
         Ловцов комет можно встретить в густые сумерки, в час кометного «клева», на западной городской окраине, когда они исследуют область потухающей зари. Все их снаряжение – бинокль или любительский телескоп и звездный атлас. Чтобы открыть комету, в первую очередь  нужно  знание созвездий и межзвездных туманностей, а кроме    того – терпение и тысячи часов поиска. Именно так Мессье открыл 14 комет, а Понс – 33. Больше него не открыл никто.
         С древнейших времен до наших дней  замечено и описано не менее 2000 комет, вычислены  орбиты более 700 из них. Общие результаты таковы. Большинство комет движется по эллипсам, умеренно или сильно вытянутым. Самым коротким маршрутом ходит комета Энке – от орбиты Меркурия до Юпитера и обратно за 3,3 года. Абсолютный рекорд дальности принадлежит комете Делавана. Она удалится от Солнца на 170000 а.е. и вернется к нему через 24 миллиона лет.
         Хотя законы, управляющие движением планет и комет, одни и те же, их поведение и области обитания сильно различаются.
         -Орбиты планет – эллипсы, близкие к окружностям. Орбиты комет – вытянутые эллипсы, почти параболы.
         -Планеты движутся в плоскости тонкого диска в одном направлении – против часовой стрелки (прямое движение). Пути комет – это настоящий клубок орбит,  ориентированных в пространстве без порядка. Кометы ходят по ним одни – против,   другие – по часовой стрелке (обратное движение).
         -Движение планет устойчиво, они не меняют заметно своих орбит. Кометы, регулярно пересекая дороги больших планет, меняют орбиты. Чаще всего эти изменения незначительны, но если странница пролетит мимо планеты гиганта ближе чем в полумиллиарде километров, величина и направление ее орбиты могут измениться до неузнаваемости.
         Кометы – самые протяженные тела Солнечной системы. Например, у кометы 1882 года хвост был больше, чем расстояние от Солнца до Юпитера. Но при всех своих невообразимых размерах хвосты, состоящие из плазмы, газа и светящегося дыма, настолько разрежены, что на Земле такая среда считается вакуумом. Кометы – это видимое ничто. Но в сердцевине этого «ничто» есть нечто – твердое ядро, с которого все и начинается.
         Вдали от Солнца кометы представляют собой конгломераты из силикатов, металлов, графита и льда (преимущественно замерзшей воды) без каких-либо признаков активности. По мере приближения кометы к Солнцу (начиная с расстояния орбиты Юпитера, то есть примерно 5 а.е.) ее летучие вещества под влиянием солнечного  излучения испаряются, образуя облако размером порядка 100000 км – так называемую голову кометы. Солнечное излучение ионизирует это облако, заставляя его светиться. В результате  распада молекул воды у кометы появляется водородное гало диаметром, порой, достигающее миллионов км. Наконец, появляется хвост.
Хвосты бывают двух типов:
         ; хвосты первого типа состоят из пылинок и образованы оторвавшимися от ядра частицами. Эти частицы движутся вместе с кометой и одновременно выталкиваются наружу  давлением солнечного излучения. В результате, куда бы ни двигалась комета, ее хвост всегда направлен в сторону, противоположную Солнцу;
         ; хвосты второго типа состоят из плазмы и, в отличие от первых, вытянуты почти прямолинейно. В подавляющем большинстве случаев  также   направлены в сторону от Солнца. Такие хвосты образуются в результате действия солнечного ветра на ионизированный газ, потерянный ядром кометы.
         Бурная жизнь комет вблизи Солнца в десятки  тысяч раз  короче жизни Земли и всей нашей планетной системы. Они как мотыльки-однодневки: вчера одни, а завтра уже  новые. Откуда они берутся?  Скорее всего, прилетают к нам  из Облака Оорта, которое находится где-то за пределами Солнечной системы. Там, на огромном удалении от нашей звезды, где царит страшный мороз до -270;С, и живет семейство из миллионов «спящих» комет. Многие из них, промерзшие и не видимые с Земли, никогда не встретятся с Солнцем и смогут «прожить» в застывшем состоянии миллиарды лет, если не больше. Но те, что все же поддадутся неослабевающему притяжению звезды и отправятся навстречу его жарким объятиям, будут обречены, попав в планетные жернова и… в сети ловцов комет.

         Метеоры и метеороидные тела.
         В некоторые дни года на ночном небе можно наблюдать интересное явление: из одной точки, появляясь последовательно один за другим, «вылетают» метеоры и веером разлетаются во все стороны. Место на небосводе, откуда появляются «падающие звезды», называется радиантом.  Метеоры, двигаясь в пространстве  параллельно друг другу, только кажутся разлетающимися из одной точки благодаря перспективе. Сейчас мы называем такое явление метеорным дождем.
         Астрономы еще в XIX веке научились определять орбиты метеоров в Солнечной системе. Итальянский астроном Джованни Скиапарелли, а затем и российский астроном Федор  Бредихин доказали, что метеорные  потоки (рои твердых частиц)  движутся по орбитам, которые ранее принадлежали исчезнувшим кометам, и, таким образом, являются в основном продуктами постепенного распада кометных ядер.
         Подобные потоки называют по имени созвездия, в котором расположен их радиант.  В Солнечной системе  существует множество метеорных потоков, пересекающих орбиту Земли, и почти каждый  месяц в определенные дни в той или иной части небосвода можно увидеть дождь из «падающих звезд».
         Бывают  потоки, дающие приблизительно одинаковое число метеоров каждый год, но есть и такие, которые дают метеорные дожди через длительные промежутки времени. Эта разница связана с возрастом потока. Если поток молодой, составляющие его частицы не успели рассредоточиться по всей орбите и идут в пространстве плотным облаком. Когда Земля погружается в эту плотную часть роя частиц, происходит метеорный дождь. В последующие годы  она будет пересекать бедные частицами участки и метеоров будет мало. Но настанет время, когда наша планета вновь встретится с метеорным облаком и звездный дождь повторится.
         Кроме метеоров, принадлежащих потокам, наблюдаются и другие, потоков не образующие. Их называют спорадическими. Они беспорядочно летают в космосе, а по происхождению схожи с падающими на Землю метеоритами.
         Метеоритом, или  метеороидным телом ученые называют частицы не до конца сгоревших в атмосфере метеоров и болидов, достигшие поверхности  Земли. Стоит отметить, что научный мир вплоть до конца XVIII века относился скептически к самой возможности падения с неба камней и кусков железа. Сообщения о подобных случаях рассматривались учеными как проявление суеверий. Просто еще не было известно никаких небесных тел, обломки которых могли бы попадать на Землю.
         Первая научная работа, утверждавшая  космическое происхождение метеоритов, появилась в 1794 году. Ее автором стал чешский физик Эрнст Хладни (1756-1827).
         Метеориты делятся на три больших класса:
         ; 1 класс – железные метеориты. Они состоят в основном из никелистого железа. В естественных условиях на Земле сплав железа  с никелем не встречается.
         ; 2 класс – хондриты. Это каменные метеориты, иногда тоже включающие в себя  никелистое железо. Однако главные их составляющие – силикаты (оливины и пироксены). Характерным признаком основного типа каменных метеоритов является наличие внутри них округлых образований – хондр. Хондры состоят из того же вещества, что и весь метеорит, но выделяются на его срезе в виде отдельных зернышек. Их происхождение пока не вполне ясно.
         ; 3 класс – железокаменные метеориты. Это попросту куски никелистого железа с вкраплением зерен каменистых минералов.
         Метеориты чаще всего являются осколками малых планет, населяющих зону  между Марсом и Юпитером. Астероидов много и они часто сталкиваются, дробятся, изменяют орбиты, так что некоторые осколки пересекают орбиту нашей планеты и имеют шанс попасть в ее атмосферу.
         Изучая найденные метеориты, ученые узнают, из чего образовались крупные тела Солнечной системы, в том числе и Земля, так как  метеориты, как и кометы, являются остатками строительного вещества, из которого образовался наш мир.

 
ЛЕКЦИЯ
ПО АСТРОНОМИИ

Звезда по имени Солнце.

         Солнце – самая яркая звезда на небе, дарующая нам жизнь, тепло и свет. Первобытным людям Солнце представлялось чем-то сверхъестественным, а позже почти у всех народов оно стало предметом обожествления и поклонения. С развитием цивилизации религиозные верования уступают место попытке научно объяснить явления действительности. Человек все больше задумывается над вопросом: что же на самом деле представляет собой наше солнце? И пытается найти на этот вопрос ответ.
         Сейчас, когда набирает обороты XXI век, ученым известно о Солнце гораздо больше, чем о любом другом  космическом объекте. Здесь я прибегну к просторечному выражению и скажу так: оно изучено вдоль и поперек.  Известны все детали его строения, известна история возникновения и развития, объяснены все процессы, сопровождающие его жизнь.
         Так как Солнце – единственное небесное тело, способное повлиять на Землю глобально, и от которого зависит  все живое, находящееся на этой планете,  ученые уделяли и будут продолжать уделять ему очень много внимания. Наблюдения за нашей звездой продолжаются беспрерывно. На их результатах выстраиваются прогнозы солнечной активности и всех других изменений, связанных с эволюцией светила, ожидающих его в будущем.
         Современные данные позволяют утверждать, что в мире звезд Солнце занимает достаточно скромное положение практически по всем параметрам. Трудно поверить, но наше гигантское светило, ослепительно сверкающее на небе, на самом деле желтый карлик. Его диаметр всего 1391980 км.
         Солнце является самым ярким объектом на небосклоне Земли и, казалось бы, ничего на нем увидеть нельзя – это просто ослепительно яркий диск. Да и что на нем может оказаться? Но нет! За ярким свечением скрывается много интересных деталей. Имея в своем распоряжении даже обычный полевой бинокль или небольшой любительский телескоп, любой из вас имеет  возможность познакомиться с Солнцем гораздо ближе, чем это возможно без  вышеперечисленных инструментов.  Нужно лишь правильно организовать и провести свои наблюдения, обязательно применив темные светофильтры, значительно ослабляющие солнечный свет.
(Предупреждаю: смотреть на солнце без какой-либо защиты  для глаз крайне опасно для зрения, так как можно получить сильный ожог сетчатки глаза и ослепнуть).
         Что же видно на Солнце? Рассказываю обо всем по порядку.
         Прежде всего обращает на себя внимание резкость солнечного края. Мы уже знаем, что    Солнце – газовый шар, не имеющий четкой границы. Плотность его убывает постепенно.  Почему же мы видим его резко очерченным? Дело в том, что все видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя, имеющего название – фотосфера.  Его толщина не превышает 300 км. Именно этот светящийся слой и создает  у наблюдателя иллюзию того, что наше светило имеет поверхность.
         На первый взгляд кажется, что диск Солнца однородный. Однако на нем присутствует много крупных и мелких деталей, о которых  сейчас и поговорим.
         
         Грануляция.
         Вся фотосфера состоит из светлых зернышек, называемых гранулами, и более темных промежутков между ними. Размеры гранул невелики по солнечным масштабам – до 1,5-2 тысяч километров в поперечнике; межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600 километров в ширину. На солнечном диске может наблюдаться одновременно до миллиона гранул, которые постоянно движутся, появляются и исчезают. Каждая из гранул живет не более 10 минут. Все это напоминает кипение воды в кастрюле. И такое сравнение не случайно, поскольку физический процесс, отвечающий за оба явления, один и тот же. Это конвекция – перенос тепла  большими массами горячего вещества, которые поднимаются снизу, расширяясь и одновременно остывая.

         Пятна.
         Солнечные пятна – это темные области на диске Солнца. В телескоп видно, что крупные пятна имеют сложное строение: края, порой, сильно изрезаны, темную область тени окружает полутень, диаметр которой в два раза превышает размер тени.
         По величине пятна бывают разными – от малых, диаметром всего 1000 километров, до гигантских, сравнимых с размером нашей планеты. Но время от времени появляются и такие, которые превышают в диаметре несколько десятков тысяч километров.
         Установлено, что солнечные пятна – это проявления активных областей в солнечной фотосфере. Они  образуются, когда в результате динамо-эффекта интенсивность магнитного поля значительно увеличивается, сильно ослабляя конвекцию и тем самым приостанавливая процесс переноса энергии.
         Хочу отметить, что пятна часто образуют группы и могут занимать значительные области на солнечном диске. Каждое из пятен независимо от своего размера способно просуществовать до нескольких десятков дней.

         Факелы.
         Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000К и имеют сложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки достигает 30 км. Факелы живут дольше пятен, иногда по три-четыре месяца. Как можно было понять из моих первых слов о данном явлении, они не обязательно существуют вместе с пятнами. Иногда наблюдаются целые факельные поля, внутри которых пятна никогда не появляются.
         Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы которой повторяются в среднем через каждые 11 лет. В годы минимальной  активности Солнца на его диске долгое время может не быть ни одного пятна, но во время  максимальной активности их число обычно измеряется десятками.

         Протуберанцы.
         На краю солнечного диска в специальный телескоп с мощным светофильтром можно увидеть гигантские огненные струи, возникающие в солнечной короне или выбрасываемые в нее из хромосферы. Это и есть протуберанцы. Очень эффектны протуберанцы, видимые во время полных солнечных затмений. Они бывают похожи на языки пламени,  облака и образуют причудливые арки и петли. Астрономы определили, что не все протуберанцы изменяются  одинаково. Спокойные существуют по нескольку недель, активные – гораздо меньше. Иногда они разрушаются медленно, и вещество, выброшенное в пространство, постепенно тает. А иногда вздымаются   и быстро оседают, опускаясь из солнечной короны.

         Наше Солнце – огромный газовый шар, внутри которого  протекают сложные процессы, в результате которых непрерывно выделяется энергия.  Внутренний объем Солнца можно разделить на несколько зон, или областей. Вещество в каждой из них отличается по своим свойствам и ведет себя по-разному.
         
         Ядро.
         В центре Солнца температура 15 миллионов градусов, давление 220 миллиардов атмосфер, а плотность в 150 раз выше плотности воды.  Здесь наиболее интенсивно происходит выделение энергии в результате  ядерных реакций превращения водорода в гелий. По мере удаления от центра Солнца температура, давление и плотность постепенно  уменьшаются и вскоре достигают таких значений, при которых  термоядерные реакции  не могут происходить. Центральная часть Солнца, где они происходят, и называется ядром. Оно имеет радиус около четверти  общего радиуса нашего светила, однако в нем сосредоточена почти половина всей его массы.

         Зона лучистого переноса.
         Она представляет собой окружающую ядро область, в которой энергия переносится излучением: происходит непрерывный процесс поглощения и переизлучения фотонов веществом. Средняя длина свободного пробега фотона – 1 см.  Из-за  хаотичного движения каждый фотон затрачивает на прохождение этой зоны 10 тысяч лет и больше.

         Конвективная зона.
         Большая часть Солнца, расположенная между зоной лучистого переноса и поверхностью. Здесь энергия переносится в виде тепла посредством конвективных движений (перемешивания) вещества.

         Доступная прямым наблюдениям часть Солнца называется солнечной атмосферой и подразделяется еще на три зоны:


         Фотосфера.
         Мы уже частично разобрали ее в самом начале этой лекции, но можно повториться. Это слой Солнца, излучающий в виде тепла и света всю приходящую к нам энергию.
         Температура  фотосферы 6000К и ее принимают за температуру поверхности нашей звезды.  Фотосфера имеет зернистую структуру. Именно в ней образуются темные пятна и факелы.

         Хромосфера.
         Слой газа толщиной 10-14 тысяч километров, находящийся над фотосферой, называется хромосфера.  Свое название эта часть атмосферы Солнца получила за присущий ей красноватый оттенок, который легко увидеть в момент начала и окончания полной фазы солнечного затмения.

         Корона.
         Во время полных солнечных затмений любой  из вас может наблюдать удивительную картину: черный лунный диск окружен ярким серебристым ореолом. Это солнечная корона – самая протяженная часть атмосферы  нашего светила. 
         Астрономы давно отметили, что в разные годы солнечная корона имеет неодинаковый вид. Как оказалось, он зависит от активности Солнца. В моменты его активности корона широко раскинута в стороны, а в периоды спокойствия, как правило, вытянута  вдоль солнечного экватора.
         Корона простирается в пространстве на несколько солнечных радиусов от хромосферы и является источником плазменного (солнечного)  ветра – потока вещества, текущего от звезды. Вблизи Земли его скорость составляет  400-500 км/с. Распространяясь далеко за орбиту Юпитера, солнечный ветер образует гигантскую гелиосферу, граничащую с еще более разреженной  межзвездной средой.
         Фактически мы живем, окруженные солнечной короной, хотя надежно защищены от  ее радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля.

 
ЛЕКЦИЯ
ПО АСТРОНОМИИ

Звездное небо над нами.

         Природа подарила нам два чуда: теплый солнечный свет днем и звездный ковер, расстилающийся  у нас над головой в ночное время. Мы будем говорить о последнем, так как в контексте данной лекции это  гораздо предпочтительнее. Тем более нам – любителям астрономии – должно быть интереснее заниматься обсуждением ночного неба. Что на небосводе увидишь днем кроме  Солнца? Только  ночью небо дает нам возможность увидеть массу самых разнообразных астрономических объектов и явлений, о которых я рассказываю в своих лекциях.
         Прекрасный и таинственный мир светил воздействует на разные свойства человеческой души. Созерцание  звездного купола у себя над головой рождает у человека высокие мысли и чувства, отвлекает от мелких повседневных забот, пробуждает представления о вечном. Многие, однако, простым созерцанием не удовлетворяются, ведь в человеке кроме прочего живет страсть к познанию, стремление понять, как устроен окружающий его мир. И человек, порой, задает один немаловажный вопрос: любоваться звездным небом или наблюдать? А почему, собственно, нужно выбирать? Разве нельзя заниматься тем и другим? Отвечаю: разумеется, можно, но не одновременно.
         Астрономия – наблюдательная наука, черпающая знания из бескрайнего океана Вселенной. Наука, в которой подавляющее большинство открытий было сделано не в кабинете или лаборатории, а под звездным небом у окуляра телескопа. в наше время источник открытий не иссяк, даже наоборот, благодаря упорному труду наблюдателей он превратился в мощный поток. И если у кого-то из вас возникнет желание приобщиться к изучению звездных миров, смело вступайте в армию наблюдателей. Сделать это совсем несложно, даже если у вас нет никаких первоначальных знаний в данном направлении, и вы не располагаете никакими астрономическими инструментами.
         Первое, что наблюдатель сразу видит на небосводе, взглянув туда – это звезды. Издавна человеческий взгляд выделял на небе самые яркие звезды и  мысленно соединял их в прихотливые узоры и фигуры, получившие название созвездий. Созвездия незамедлительно получали  различные названия, большая часть которых сохранилась и остается в обороте до сих пор. Однако сегодня созвездие – это не просто группа звезд, напоминающая ту или иную фигуру. Современные ученые называют созвездием  определенный участок небесной сферы и проблема определения созвездий теперь сводится только к  проведению его границ. Разбив небо на созвездия, ученые не позаботились о стандартизации звездных фигур, оставив это занятие любителям. А оно не такое уж пустое: удачно найденный способ соединить яркие звезды в выразительный рисунок делает его запоминающимся и упрощает ориентирование на небе.          Профессионалам же рисунок созвездия уже не столь важен, потому что современный телескоп наводится на небесные объекты автоматически по координатам. Если честно, то и само понятие «созвездие» для большинства астрономов постепенно уходит в прошлое. Но пока никто это понятие еще не отменил и, думаю, люди еще долго будут ориентироваться в небе в первую очередь благодаря известным им фигурам созвездий. А их на небесной сфере 88! Двенадцать из них называют зодиакальными – это те созвездия, через которые в течение года проходит солнце.
         При хороших условиях наблюдения и нормальном зрении невооруженным глазом на небе видно одновременно 3 тысячи звезд независимо от того, где мы находимся – в России или Австралии. Но картина звездного неба зависит как от широты места, так и от времени  наблюдения.
         Так как  Земля вращается вокруг своей оси с довольно большой по человеческим меркам скоростью, узор небосвода непостоянен – он изменяется ежечасно! В течение суток звезды описывают на небе круги с центром в полюсе мира. Чем ближе к полюсу звезда, тем круг меньше. Есть такие звезды, круги которых полностью лежат над горизонтом.  Эти светила никогда не заходят. К таким  незаходящим звездам в наших широтах относится, например,  Ковш Большой Медведицы. Его можно увидеть в любой момент ночи в любое время года. Другие же светила, более удаленные от полюса, восходят в восточной части горизонта и заходят в западной, описывая дуги разной высоты над южной точкой горизонта.
         Каждое время года по-своему интересно для астрономических наблюдений. В наших довольно высоких широтах от сезона зависит не только то, какая часть небесной сферы доступна наблюдениям, но  также продолжительность ночи и погода. Хотя зимние ночи длинные и позволяют увидеть почти все светила – от осенних ранним вечером до весенних под утро, – холодная и облачная погода сильно затрудняет наблюдения. Летние же ночи слишком короткие для детального изучения неба. Впрочем, для настоящего любителя астрономии любой сезон хорош.
         Самым главным, наилучшим, многоцелевым из всех приборов для наблюдения является человеческий глаз.  Только подумайте, на что способно наше зрение: оно позволяет различать такие микроскопические объекты, как паутина, толщина которой составляет от одной сотой миллиметра и меньше, и вместе с тем может охватывать пейзажи сектором в 180 градусов и видеть такие удаленные объекты, как галактика Андромеды, которая находится в 2,5 миллионах световых лет от Земли. Возможности зрения человека очень велики. Ни один  современный фотообъектив, сколь бы совершенным он ни был, не способен непрерывно зуммировать с таким высоким качеством.
         В течение тысячелетий люди пользовались для наблюдений за небом одним только зрением. И вот настало время, когда в нашем распоряжении имеются разные оптические приборы, которые совершенствуются с каждым годом, позволяя нам обнаруживать новые, самые далекие и тусклые объекты Вселенной. Несмотря на это, без человеческого глаза все они бесполезны.
         Как я уже говорил,  невооруженному глазу при благоприятных условиях видимости доступно 3 тысячи звезд. Среди этих трех тысяч имеются  как светила с отрицательными звездными величинами, так и объекты 6-й звездной величины. Кроме того, нашему зрению доступны наиболее яркие туманности, как Большая  туманность Ориона и туманность Лагуна; такие скопления звезд, как двойное скопление Персея или восхитительные Плеяды. В северном полушарии можно увидеть галактику М31 (туманность Андромеды), а в    южном – галактики-спутники Млечного Пути Большое и Малое Магеллановы облака. Я уже не говорю о ярких кометах и таких планетах, как Венера и Марс.
         Для более близкого знакомства с небом нет ничего лучше хорошего бинокля с параметрами, например, 8х50 или 11х80.  Данный инструмент обладает множеством преимуществ: яркость изображения, бинокулярность с сохранением перспективы и максимальный комфорт наблюдения, прямое изображение, а не перевернутое, как в телескопе. Бинокль позволяет увидеть лунные кратеры, четыре ярчайших спутника Юпитера, почти все планеты Солнечной системы, множество неярких комет. В дальнем космосе бинокль поможет вам увидеть около 100 тысяч звезд, десятки звездных скоплений и туманностей,  почти столько же галактик.
         Телескоп  является идеальным инструментом для изучения дальнего космоса. Его создал блестящий ученый Исаак Ньютон в 1668 году.  Светосила у современного телескопа гораздо выше, чем у любого самого мощного бинокля. Благодаря своему оптическому принципу телескоп почти не ограничен в диаметре. Чтобы получить представление о том, что можно увидеть даже в обычный любительский телескоп, вам достаточно взглянуть на всевозможные фотографии звезд, планет и их спутников, туманностей, галактик и их скоплений, которыми богато снабжены многие книги по астрономии, а также астрономические Интернет-сайты.
         Для начинающих наблюдателей могу посоветовать телескоп с параметрами 114/900 (диаметр объектива/фокусное расстояние) системы Ньютона. Но можно сразу воспользоваться и более серьезным инструментом – телескопом системы Шмидт-Кассегрена. Он очень мощный, но компактный, подходит для наблюдений за ночным небом вдали от источников атмосферного и светового  загрязнения.
         Картина звездного неба все еще остается самой величественной изо всех картин, а книга о  небе – самою занимательной из всех книг. Такие слова когда-то сказал французский астроном и популяризатор науки Камилл Фламмарион (1842-1925), и я имею немало оснований с ним согласиться.


ЛЕКЦИЯ
ПО АСТРОНОМИИ

Планеты у других звезд.

         Говоря о планетах как таковых, прежде всего хочется  разобраться в том, а что, собственно, такое – планета. Как это ни странно, строгого  определения планеты нет до сих пор.  На качественном уровне нам может быть все ясно: планетой является тело с массой во много раз меньше массы любой звезды, но во много раз больше массы кометы или астероида. Однако при попытке уточнить определение начинают возникать сложности.  И самая главная из них – отсутствие значения массы, при котором проходит граница между звездой и планетой.  Чаще всего сейчас границу между планетой и звездой условно определяют как 13 масс Юпитера, или приблизительно 1/75 массы Солнца.  Такое тело уже не способно поддерживать в себе термоядерные реакции, какие происходят в звездах, а их собственное излучение будет крайне слабым. Это еще не планета в прямом смысле слова, но уже и не звезда.
         Более или менее разобравшись с тем, что такое планета, обратимся теперь к главному вопросу лекции: есть ли планеты у других звезд, или они окружают только наше Солнце? Здесь можно ответить коротко и однозначно: планеты у других звезд есть!
         На сегодняшний день единственной хорошо изученной планетной системой является Солнечная система. Однако Солнце по всем  параметрам всего лишь обычная звезда. Это до недавнего времени  внушало ученым  уверенность в том, что наша планетная система не является чудом, не уникальное природное явление, а одна из многих похожих систем в Галактике.  Вопрос о том, имеют ли свои планеты другие звезды, занимал ученых многие века, но оказался закрытым  лишь в конце ХХ столетия.
         Одно из первых открытий иносистемных планет связано со звездой, известной как 51 Пегаса. В 1995 году шведские астрономы М. Мейор и Д. Гуелоз сообщили об обнаружении периодических колебаний лучевой скорости звезды с видимой звездной величиной 5,5 – 51 Пегаса. Она является почти точной копией нашего Солнца по многим параметрам и удалена от нас на 50 световых лет.  Измеряемая скорость звезды  периодически изменяется на несколько десятков метров в секунду. Вероятнее всего, это изменение скорости связано с наличием у звезды планеты.  Если это действительно планета, то ее расстояние от светила  должно быть очень малым – всего 0,05 а.е. Для сравнения замечу, что в Солнечной системе она находилась бы глубоко внутри орбиты Меркурия!  Ее масса равна массе  Юпитера, а период обращения составляет  чуть более 4-х земных суток.
         Вскоре это открытие было  подтверждено американскими астрономами. В то же время на Ликской обсерватории были начаты многолетние наблюдения 120 ближайших звезд типа Солнца, чтобы с предельно высокой точностью измерять колебания скоростей их движения, если таковые существуют. Через несколько лет эта программа начала приносить свои плоды.  Вслед за 51 Пегаса колебания скоростей, по-видимому, связанные с наличием планет, были отмечены у двух звезд типа Солнца 5-й звездной величины 47 Большой Медведицы и 70 Девы, а впоследствии и у ряда других звезд. В начале 2000-х количество звезд, вокруг которых были обнаружены планеты, превысило 40.  С того времени каждый год число открытых планетных систем только возрастает.
         Больше всего поиск иносистемных планет затрудняют  гигантские расстояния до них. Если бы у самых близких к Солнцу звезд были  такие же планеты, как в Солнечной системе, и они так же освещались лучами своих солнц, то даже планеты величиной с Юпитер выглядели бы с Земли  слабейшими звездочками 26-28-й звездной величины.  Конечно, наблюдение столь слабых источников доступны крупнейшим  телескопам, но в данном случае  их излучение тонуло бы в свете близкой звезды, яркость которой в сотни миллионов раз выше, чем у любой из планет. Тем не менее, учеными разработано несколько методов поиска планет у сравнительно близких звезд, некоторые из которых были успешно применены на практике.
         ; 1-й метод – классический. Чаще его называют астрометрическим.  Он уже очень давно опробован для поиска двойных звезд, где одна составляющая имеет низкую яркость и ее сложно обнаружить оптически. Обращаясь вокруг своего солнца, планета воздействует на него своей гравитацией, отклоняя его от прямолинейного движения то в одну, то в другую сторону. Измеряя траекторию движения звезды, можно выявить эти отклонения. Если, конечно, они не слишком малы. Интервал, с которым происходят такие колебания, должен равняться периоду обращения планеты.
         ; 2-й метод – прямое выделение слабого  оптического излучения планет. Чтобы свести к минимуму влияние света самой звезды, наблюдения проводят в инфракрасной области спектра, а также с использованием специальных оптических методов, называемых интерференционными, благодаря которым увеличивается способность телескопов разделять слишком близко расположенные друг от друга  источники света.
         ; 3-й метод, используемый астрономами, – это слежение за переменностью блеска звезд в течение  длительного промежутка времени с целью выявить у некоторых из них специфический характер изменения  яркости, выдающий присутствие планеты.
         Известно два механизма влияния планеты на видимую яркость звезды:
         а) первый связан с так называемым микролинзированием. Случайно оказываясь на одном луче зрения с далекой звездой, планета искажает идущий от нее световой поток своим гравитационным полем, в результате чего видимая яркость звезды возрастает;
         б) второй механизм переменности действует только в том случае, если орбита планеты так удачно ориентирована по отношению к наблюдателю, что планета в своем орбитальном движении периодически проецируется на диск звезды. В этом случае один раз за каждый оборот она будет затмевать часть звездного диска, немного уменьшая  количество света, идущего от светила.
         ; 4-й из основных методов – отслеживание изменения скорости звезды с точностью до 20-30 метров в секунду.  Притяжение планеты вызывает периодические изменения скорости звезды. Чем массивнее планета и/или чем ближе она расположена к своему солнцу, тем больше будет амплитуда этих изменений.  Измерение скоростей основано на эффекте Доплера. Правда, по эффекту Доплера измеряется не полная скорость, а только лучевая, т.е. скорость приближения или удаления источника  по отношению к наблюдателю. Это рождает некоторые неопределенности в оценках. Однако именно таким путем была обнаружена первая планета у звезды типа Солнца.
         Есть и другие способы поиска планет, но те, что перечислены выше, наиболее распространены и широко используются учеными. Именно с их помощью были сделаны первые открытия, связанные с поиском иных планетных систем.
         Пока замечено сравнительно немного  иносистемных планет, но  сегодня ученые уверены, что планеты есть как минимум у половины всех звезд,  и продолжают наблюдение огромного количества светил  с целью их обнаружения.

 
ЛЕКЦИЯ
ПО АСТРОНОМИИ

Был ли Фаэтон?

         Некоторые ученые предполагают, что когда-то в нашей  Солнечной системе была еще одна планета, которую они  назвали Фаэтоном, но в ходе страшной катастрофы  перестала существовать. Отголоском давней космической катастрофы они считают  хорошо известный всем древнегреческий миф о молодом возгордившемся боге по имени Фаэтон, который хотел управлять солнечной колесницей своего отца Гелеоса, но, получив такую возможность, не справился с задачей и два не уничтожил весь мир, направив колесницу слишком низко и начав выжигать  Землю.  Вняв призывам о помощи, что исходили от земных богов,  разгневанный Юпитер метнул в дерзкого юношу молнию. Фаэтон выпал из колесницы и погиб.
         Комментируя данную легенду, еще античные астрономы предполагали, что в ней, на самом деле, говорится об упавшей на землю комете, которая вызвала огненную катастрофу.   Как  предполагают уже современные ученые, возможно, это был обломок той самой  загадочной планеты Фаэтон, в существование которой много веков верили астрономы и астрологи, потому что  Солнечная система в ее нынешнем виде казалась им лишенной гармонии. Последним, кто отстаивал данный принцип гармонии, был не кто иной, как выдающийся немецкий астроном Иоганн Кеплер (1571-1630).  Еще в начале XVII века он определил, что расстояния между планетами составляют так называемую  математическую гармонию.
         Для Кеплера, как и для всех остальных, оставался загадкой большой пробел между орбитами Марса и Юпитера – зияющая пустота, где кружит рой скальных обломков, называемых астероидами.  И, разумеется, возникал закономерный вопрос: не могло ли быть так, что здесь в далеком прошлом  летала какая-то планета, которая затем по неизвестной нам причине взорвалась, оставив после себя пояс астероидов?  Некоторые из современных астрономов поддерживают Кеплера и его предшественников. Они действительно считают  скопление твердого вещества между Марсом и Юпитером остатками какой-то планеты. Их уверенность подпитывает существование одного астрономического правила, так называемого правила Тициуса–Боде. Согласно этому правилу, есть закономерность, по которой все планеты обращаются вокруг Солнца на определенных расстояниях от него. При этом промежуток между Марсом и Юпитером вдвое больше, чем должен быть по этому правилу. Следовательно, там  отсутствует одна планета – Фаэтон.
         А теперь давайте приглядимся к этой части Солнечной системы повнимательнее и разберемся, какими параметрами и свойствами мог обладать Фаэтон. Итак, летай он по вышеуказанной орбите, его путь пролегал бы в 350-400 миллионах километров  (или примерно 2,7 а.е.) от Солнца.  Еще в XX веке сторонники теории существования  Фаэтона, среди которых был и известный исследователь Ф. Зигель, провели подсчеты, показавшие, что, учитывая плотность астероидного вещества и суммарную массу астероидов, диаметр планеты  мог составлять 6 880 километров – чуть больше диаметра Марса. Если Фаэтон действительно кружил вокруг нашей звезды и освещался ее лучами так же, как остальные планеты, то когда же он прекратил существование? По мнению американского астронома Чарльза Коуэлла, гибель Фаэтона могла произойти 175 миллионов лет назад в результате обрушения на планету астероида внушительных размеров. Удар оказался настолько  сильных, что Фаэтон раскололся на много частей, образовав астероидный пояс и многочисленные метеоры, до сих пор падающие на Землю.
         Родоначальником красивой истории о некогда существовавшей между Марсом и Юпитером планеты является немецкий врач и астроном Генрих Ольберс (1758-1840).  Как я уже говорил, у Ольберса нашлось немало сторонников, которые продолжают доказывать правоту своей теории и в наши дни. Но вместе с тем у этой теории всегда было много оппонентов. Давайте все же и мы хотя бы на время станем ими и попытаемся ее опровергнуть.
         В XX столетии каталоги астероидов с указанием  их орбит содержали полторы тысячи объектов. Используя методы небесной механики, теоретически можно повернуть события вспять, «собрать» астероиды вместе и определить орбиту их планеты-прародительницы.  Данную работу успешно проделал русский астроном                А.Н. Чибисов. Его вывод однозначен:  исходя из современных данных о движении астероидов, не получается определить ни область, где взорвался Фаэтон, ни орбиту, по которой он двигался до взрыва. Азербайджанский ученый Г.Ф. Султанов подошел к этому вопросу с другой стороны. Он рассчитал, каким образом должны распределяться в пространстве осколки взорвавшейся планеты и сравнил свои данные с существующим распределением  астероидов. И вновь результаты оказались не в пользу теории Ольберса. Различия в распределении астероидов оказались слишком велики, чтобы говорить о взрыве какого-либо  небесного тела. Правда, сторонники существования Фаэтона говорили, что если его взрыв – дело далекого прошлого, то можно допустить, что под действием планетных возмущений, которое могло продолжаться сотни миллионов лет,  орбиты астероидов запутались настолько, что восстановить изначальную картину происходившего попросту невозможно.  Такое утверждение в какой-то степени является правильным, поскольку все и вправду могло  сложиться именно так.
         Тем не менее теорию Ольберса пришлось отвергнуть окончательно сразу после того, как стали известны физические характеристики астероидов. Когда во второй половине XX века началась широкая программа исследований на крупнейших телескопах мира с использованием новейшей специальной аппаратуры, стала проявляться физическая природа тел в поясе астероидов.  ученые получили любопытные факты.  Например, оказалось, что малые планеты отличаются друг от друга по своим оптическим свойствам. Можно выделить как минимум две группы объектов – светлые и темные. но что самое удивительное, доля темных объектов возрастает с увеличением расстояния от Солнца. Очень трудно (если вообще возможно) представить себе взрыв, который бы так красиво упорядочил куски планеты по орбитам вокруг центрального светила.  И все-таки, не смотря на ряд фактов, противостоящих теории Ольберса, вопрос о том, был ли Фаэтон, остается открытым, ведь вполне возможно, что нелогичный промежуток между четвертой и пятой планетами Солнечной системы когда-то заполняла планета.
         Убедительные теории, базирующиеся  исключительно на астрономических расчетах, нельзя игнорировать только из-за того, что их не удается подтвердить при нынешнем уровне знаний и технологий. Это в очередной раз доказывает то, как мало знает человечество об окружающей его Вселенной.
         Самые именитые ученые не могут объяснить многие археологические находки, связанные с астрономией.  К самым загадочным документам относят шумерскую глиняную таблицу, на которой изображены планеты Солнечной системы – в точных пропорциях и так, словно на них смотрели в телескоп. Но больше всего озадачивает то обстоятельство, что неизвестный астроном древности перечислил 10 планет, а не девять.  Кроме того, археологами были найдены древние календари с более коротким, чем сейчас, земным годом – меньше 365 дней. Возможно ли, что это было вызвано какой-то космической катастрофой, например, взрывом Фаэтона?  Будем надеяться, что в скором будущем наука все же даст точный и исчерпывающий ответ на вопрос о Фаэтоне.



КРАТКИЙ ОБЗОР ПЛАНЕТ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ


Солнечная система: Меркурий

• Масса: 3,3*1023 кг. (0,055 массы Земли);
• Диаметр экватора: 4870 км. (0,38 диаметра экватора Земли);
• Плотность: 5,43 г/см3;
• Температура поверхности: максимум 480°С, минимум -180°С;
• Период вращения относительно звёзд: 58,65 земных суток;
• Расстояние от Солнца (среднее): 0,387 а.е., то есть 58 млн км;
• Период обращения по орбите (год): 88 земных суток;
• Период обращения вокруг собственной оси (сутки): 176 земных суток;
• Наклон орбиты к эклиптике: 7°;
• Эксцентриситет орбиты: 0,206;
• Средняя скорость движения по орбите: 47,9 км/с;
• Ускорение свободного падения: 3,72 м/с2 .

         Древние римляне считали Меркурия покровителем торговли, путешественников и воров, а также вестником богов. Неудивительно, что небольшая планета, быстро перемещающаяся по небу вслед за Солнцем, получила его имя. Меркурий был известен еще с древних времен, однако древние астрономы не сразу поняли, что утром и вечером видят одну и ту же звезду.
         Меркурий - самая близкая к Солнцу планета, и весь свой путь по орбите вокруг Солнца он проходит всего за 88 дней. Меркурий - самая маленькая из всех планет, не считая Плутона. Поверхность этого небольшого мирка достаточно горяча, чтобы расплавить олово и свинец.

         Строение:
         В XIX веке появилась гипотеза о том, что Меркурий ранее являлся спутником Венеры. В 1976 году был произведен математический расчет этой гипотезы, который показал, что это может объяснить потерю вращательного момента у Меркурия и Венеры, большой эксцентриситет орбиты Меркурия, резонансный характер движения Меркурия вокруг Солнца. Убегание Меркурия могло произойти за 500 миллионов лет и сопровождалось огромным выделением энергии, которое разогревало и Венеру, и ее спутник. Эта гипотеза помогает объяснить и наличие магнитного поля у Меркурия, и химический состав его ядра.
На основании анализа фотографий Меркурия американские геологи П. Шульц и Д. Гаулт предложили следующую схему эволюции его поверхности. После завершения процесса аккумуляции и формирования планеты её поверхность была гладкой. Далее наступил процесс интенсивной бомбардировки планеты остатками планетного роя, во время которой образовались бассейны типа Калорис, а так же кратеры типа Коперника на Луне. Следующий период характеризовался интенсивным вулканизмом и выходом потока лавы, заполнявшей крупные бассейны. Этот период завершился около 3 млрд. лет назад (возраст планет Солнечной системы известен довольно точно и равен 4,6 млрд. лет).
У Меркурия есть слабое магнитное поле, которое было обнаружено космическим аппаратом «Маринер-10». Напряженность магнитного поля на экваторе планеты 3,5 мГс, у полюсов 7 мГс, что составляет 0,7 % земного магнитного поля. Тщательное изучение магнитного поля планеты показало, что оно имеет более сложную структуру, чем земное. Кроме дипольного (двухполюсного) в нём присутствуют ещё поля с четырьмя и восемью полюсами. Со стороны Солнца магнитосфера Меркурия сильно сжата под действием солнечного ветра.
         Высокая плотность и наличие магнитного поля показывает, что у Меркурия должно быть плотное металлическое ядро. По современным расчётам, плотность в центре Меркурия должна достигать 9,8 г/см3, радиус ядра составляет 1800 км (75 % радиуса планеты). На долю ядра приходится 80 % массы Меркурия. Несмотря на медленное вращение планеты, большинство специалистов считает, что её магнитное поле возбуждается тем же динамо-механизмом, что и магнитное поле Земли. Этот механизм сводится к образованию кольцевых электрических токов в ядре планеты при её вращении, которые и генерируют магнитное поле. Выяснение происхождения магнитного поля Меркурия может иметь большое значение для проблемы планетарного механизма в целом.
         Над массивным ядром располагается силикатная оболочка толщиной 600 км. Плотность поверхностных пород порядка 3,3 г/см3.
         Данные об атмосфере Меркурия указывает лишь на её сильную разрежённость. Давление у поверхности планеты в 500 миллиардов раз меньше, чем у поверхности Земли (это меньше, чем в современных вакуумных установках на Земле). Меркурий расположен очень близко к Солнцу и захватывает солнечный ветер своим тяготением. Атом гелия, захваченный Меркурием, находится в атмосфере в среднем 200 дней. Кроме гелия на Меркурии зарегистрировано наличие водорода. Общее количество атомов и молекул газа в столбе атмосферы Меркурия около 2•1014 над 1 см2 поверхности. При высоте атмосферы в несколько сотен километров это дает плотность у поверхности около 107 см–3. Кроме того, раскаленные, как печь, твердые породы выделяют различные атомы, в том числе атомы щелочных металлов, которые регистрируются в спектре атмосферы. Подозревается присутствие углекислоты и угарного газа.

         Поверхность:
         Когда космический аппарат «Маринер-10» передал первые снимки Меркурия с близкого расстояния, астрономы всплеснули руками: перед ними была вторая Луна! Поверхность Меркурия оказалась усеянной сеткой из кратеров разных размеров, совсем как поверхность Луны. Их распределение по размерам тоже было аналогично лунному. Большая часть кратеров образовалась в результате падения метеоритов.
         На поверхности планеты были обнаружены гладкие округлые равнины, получившие по сходству с лунными «морями» название бассейнов. Наибольший из них, Калорис, имеет в диаметре 1300 км (океан Бурь на Луне – 1800 км). Появление долин объясняется интенсивной вулканической деятельностью, которая совпала по времени с формированием поверхности планеты.
         На Меркурии есть горы, высота наиболее высоких достигает 2–4 км. В ряде районов планеты на поверхности видны долины, бескратерные равнины. На Меркурии встречается также необычная деталь рельефа – эскарп. Это выступ высотой 2–3 км, разделяющий два района поверхности. Считают, что эскарпы образовались как сдвиги при раннем сжатии планеты.
         В полярных областях Меркурия, возможно, имеется водяной лед. Внутренние области находящихся там кратеров Солнце никогда не освещает, и температура там может держаться около –210°С. Альбедо Меркурия крайне низкое, около 0,11.
         Максимальная температура поверхности Меркурия, зарегистрированная датчиками, +410°С. Перепады температур из-за смены времен года, вызванной вытянутостью орбиты, на дневной стороне достигают 100°С. В 1970 году Т. Мардок и Э. Ней из Миннесотского университета установили, что средняя температура ночного полушария рана –162°С (111 К). С другой стороны, температура подсолнечной точки на среднем расстоянии Меркурия от Солнца равна +347°С. Поверхность этого небольшого мира достаточно горяча, чтобы расплавить свинец или олово.


Солнечная система: Венера

• Масса: 4,87*1024 кг. (0,815 массы Земли);
• Диаметр экватора: 12102 км. (0,949 диаметра экватора Земли);
• Плотность: 5,25 г/см3;
• Температура поверхности: максимум 480°С;
• Период вращения относительно звёзд: 243 земных суток;
• Расстояние от Солнца (среднее): 0,723 a.e.,то есть 108 млн км;
• Период обращения по орбите (год): 224,7 земных суток;
• Период обращения вокруг собственной оси (не равно суткам, сутки на Венере - 116,8 земных суток): 243,02 земных суток;
• Наклон орбиты к эклиптике: 3.39°;
• Эксцентриситет орбиты: 0,0068;
• Средняя скорость движения по орбите: 35 км/с;
• Ускорение свободного падения:8,87 м/с2


         Самая прекрасная и самая близкая из планет – Венера – тысячелетия приковывает взгляды человека к себе. Сколько блестящих стихотворений породила Венера! Недаром она носит имя богини любви. Но сколько бы не изучали ученые нашу ближайшую соседку по Солнечной системе, количество вопросов, которые только ждут своих колумбов, не убывает. Планета полна загадок и чудес.
         Вторая от Солнца большая планета Солнечной системы. Одна из планет земной группы, по своей природе подобная Земле, но меньше по размеру. Как и Земля, она окружена достаточно плотной атмосферой. Венера подходит к Земле ближе любой другой планеты и представляет собой самый яркий небесный объект (если не считать Солнца и Луны). Свет Венеры столь ярок, что если на небе нет ни Солнца, ни Луны, он заставляет предметы отбрасывать тени. Однако при взгляде в телескоп, Венера разочаровывает, и не удивительно, что до последних лет ее считали "планетой тайн". Древние греки дали этой планете имя своей лучшей богини Афродиты, римляне же потом переиначили по - своему и назвали планету Венерой, что, в общем, одно и то же. Однако случилось это не сразу. Одно время считалось, что в небе находится сразу две планеты. Вернее, тогда еще звезды, одна - ослепительно яркая, была видна утром, другая, такая же - вечером. Их даже называли по-разному, пока халдейские астрономы после долгих наблюдений и еще более долгих размышлений не пришли к выводу, что звезда-то все-таки одна, что делает им честь как большим специалистам.
         Расположенная ближе к Солнцу, чем наша планета, Венера получает от него в два с лишним раза больше света и тепла, чем Земля. Тем не менее с теневой стороны на Венере господствует мороз более 20 градусов ниже нуля, так как сюда не попадают солнечные лучи в течении очень долгого времени.
         Поверхность Венеры постоянно закрыта плотными слоями облаков, из-за которых в видимом свете поверхностных деталей почти не видно, хотя фотографии в ультрафиолете показывают полосчатую структуру, в том числе характерную Y-образную деталь.


         Атмосфера:
         Венеру иногда называют одной из самых таинственных планет Солнечной системы: плотный облачный покров окутывает ее поверхность. Атмосфера на Венере была открыта М. В. Ломоносовым. Наблюдая 6 июня 1761 прохождение Венеры по диску Солнца , он заметил, что в начале прохождения, когда Венера только небольшой частью нашла на солнечный диск, возникло «тонкое как волос сияние», окружившее часть диска планеты, еще не вступившей на солнечный диск. Подобным же образом, при схождении Венеры с диска, «появился на краю Солнца пупырь, который тем явственнее учинялся, чем ближе Венера к вырождению приходила». Эти наблюдения послужили доказательством наличия атмосферы у Венеры.
         Масса атмосферы Венеры примерно в 100 раз превышает массу атмосферы Земли. Преобладающую долю атмосферы составляет углекислый газ (CO2 ~ 97%); азота(N2)— около 3%; водяного пара (H2O)- 0,05%, кислорода — тысячные доли процента. В очень малых количествах имеются также примеси SO2 , H2S, CO, HCl, HF. Температура на поверхности Венеры (на уровне среднего радиуса планеты) — около 750 К (470°C, а максимальная зарегистрирована 530°C), причем ее суточные колебания незначительны. Давление — около 107 Па, или 100 ат, плотность газа почти на два порядка выше, чем в атмосфере Земли. Установление этих фактов явилось разочарованием для многих исследователей, полагавших, что на этой, так похожей на нашу, планете условия близки к тем, что были на Земле в каменноугольный период, а следовательно, там и похожая фауна. Первые определения температуры, казалось, могли оправдать такие надежды, но уточнения (в частности, при помощи спускаемых аппаратов) показали, что благодаря парниковому эффекту возле поверхности Венеры исключено всякое существование жидкой воды.
         Облака Венеры состоят в основном из 75-80-процентной серной кислоты. Капельки раствора серной кислоты, возникших под действием солнечного света из присутствующих в атмосфере углекислоты, а также в облаках присутствует водяной пар и соединений серы. Концентрация водяного пара увеличивается с высотой, достигая максимума на высоте около 50 км, где она в сто раз выше, чем у твердой поверхности, то есть доля пара на этой высоте приближается к одному проценту. Температура и давление сначала падают с увеличением высоты. Минимум температуры (150-170 К) определен на высоте 100-120 км, а по мере дальнейшего подъема температура растет, достигая на высоте 12 тыс. км 600-800 К. Установлено, что легкого изотопа аргона на Венере на два порядка больше, чем на Земле. Верхние слои облаков Венеры отражают 76% падающего на них солнечного света.
         Ветер, весьма слабый у поверхности планеты (не более 1 м/с), на высоте свыше 50 км усиливается до 150 м/с. Наблюдения с автоматических космических станций обнаружили в атмосфере грозы.
         В 1932 году У. Адамс и Т. Вилсон доказали, что атмосфера Венеры на 96,5 % состоит из углекислого газа. Не более 3 % приходится на долю азота; кроме того, обнаружены примеси инертных газов (в первую очередь, аргона). Обнаружены следы кислорода, воды, хлорводорода и фторводорода.
         Предполагалось, что из-за плотных облаков на поверхности Венеры всегда темно. Однако «Венера-8» показала, что освещенность дневной стороны Венеры примерно такая же, как на Земле в пасмурный день. Небо на Венере имеет яркий желто-зеленый оттенок.
Туманная дымка простирается до высоты около 50 км. Далее до высоты 70 км идут облака из мелких капель концентрированной серной кислоты. Замечены также примеси соляной кислоты и плавиковой кислоты. Считается, что серная кислота в атмосфере Венеры образуется из диоксида серы, источником которого могут быть вулканы Венеры.
         Скорость вращения на уровне верхней границы облаков иная, чем над самой поверхностью планеты. Это означает, что над экватором Венеры на высоте 60–70 км постоянно дует ураганный ветер со скоростью 100 м/с и даже 300 м/с в направлении движения планеты. На больших широтах Венеры скорость ветра на больших высотах уменьшается, а возле полюсов существует полярный вихрь.
         Самые верхние слои атмосферы Венеры состоят почти целиком из водорода. Водородная атмосфера Венеры простирается до высоты 5500 км. Температура облачных слоев колеблется от –70°C до –40°C.

         Строение:
         У Венеры жидкое железное ядро, но в нем не возбуждается магнитное поле, вероятно, из-за медленного вращения Венеры.
         АМС «Венера-15» и «Венера-16» с помощью радаров нашли на Венере горные вершины, имеющих явные следы потоков лавы. В настоящее время зарегистрированы около 150 вулканических объектов, размеры которых превышают 100 км; общее число вулканов на планете оценивают в 1600. Извержения вулканов порождают мощные электрические разряды. Венерианские грозы неоднократно регистрировались приборами АМС.
Вулканизм на Венере свидетельствует об активности ее недр. Конвективные потоки жидкой мантии заперты толстой базальтовой оболочкой. В состав пород входят окислы кремния, алюминия, магния, железа, кальция и других элементов.
         До тех пор пока для исследований Венеры использовались только оптические телескопы, удавалось измерить лишь верхнюю границу радиуса плотного облачного покрова, закрывающего поверхность Венеры. Появление радиоинтерференционных методов позволило (поскольку облака прозрачны для электромагнитных волн радиодиапазона) перейти к исследованию ее твердой поверхности. Еще более точные данные были получены, когда Венера оказалась в пределах досягаемости космических аппаратов (советских, серий «Венера», и американских, серий «Маринер» и «Пионер-Венера»). Наиболее точное значение среднего радиуса твердой поверхности, найденное к настоящему времени при помощи радиовысотометрических и траекторных измерений, составляет 6051,5 ± 0,1 км. Радиус верхней границы облаков — около 6120 км.
         Фигура планеты близка к сферической. Более точно она может быть представлена трехосным эллипсоидом, у которого полярное сжатие на два порядка меньше, чем у Земли. В экваториальной плоскости полуоси эллипсоида равны 6052,02 ± 0,1 км и 6050,99 ± 0,14 км; полярная полуось равна 6051, 54 ± 0,1 км.
         Центр масс планеты смещен по отношению к ее геометрическому центру на 430 ± 120 км. Объем твердой части Венеры составляет 0,859 объема Земли.

         Поверхность:
         Венера подходит к Земле ближе, чем все остальные планеты. Однако плотная облачная атмосфера не позволяет видеть ее поверхность непосредственно, и все исследования проводятся с помощью радаров или автоматических межпланетных станций.
Некоторые ученые раньше считали, что планета всюду покрыта океаном.
         Почти все изображения Венеры и ее поверхности сделаны в условных цветах, так как съемка производилась радиоволнами. С помощью радиоволн же было установлено, что Венера вращается в обратном, нежели почти все планеты, направлении.
         Первые две автоматические станции «Венера» в шестидесятых годах не смогли достигнуть планеты, сойдя с траектории. Следующие станции разрушились, не выдержав суровых условий атмосферы, и лишь спускаемый аппарат «Венера-7» 15 декабря 1970 года достиг поверхности и проработал на ней 23 минуты, успев провести массу исследований в атмосфере, измерить температуру на поверхности (около 500°С) и давление (100 атмосфер).
         Используя КА удалось провести анализ химического состава некоторых поверхностных пород и передать несколько панорамных изображений пустынных скалистых ландшафтов. Первые радиолокационные карты, составленные одним из орбитальных космических аппаратов, показали, что большая часть поверхности Венеры занята обширными равнинами (на 85% равнинная), над которыми возвышаются три области - большие плато высотой в несколько километров. Одна из них представляет собой огромное вулканическое плато (архипелаг Иштар - земля Иштар), сравнимое по размерам с Австралией - в северном полушарии и земля Афродиты вблизи экватора. Выше всех (на 12 км выше среднего уровня поверхности) поднимаются горы Максвелла. Перепад высот вдоль экватора примерно 5 км. Низшая точка на поверхности находится на глубине 2,5 км от среднего уровня.
         На поверхности Венеры обнаружены кратеры, разломы и другие признаки протекавших на ней интенсивных тектонических процессов. Отчетливо просматриваются и следы ударной бомбардировки. Поверхность покрыта камнями и плитами различных размеров; поверхностные породы близки по составу к земным осадочным породам.
         В 1990г космический зонд США "Магеллан" начал программу картирования поверхности с применением сложных радиолокационных методов и со степенью детализации, намного превышающей достигнутый к тому времени уровень. На Землю было передано множество изображений, свидетельствующих как об образовании ударных структур, так и о наличии в относительно недавнем прошлом вулканической деятельности. По стандартам Солнечной системы поверхность Венеры достаточно молода: самые старые кратеры, по-видимому, появились около 800 млн. лет назад. Однако доказательств современной вулканической активности не обнаружено. Из-за мощной атмосферы и высокой температуры ударные кратеры на Венере по форме довольно сильно отличаются от кратеров на других планетах и лунах. Небольшие метеориты, как правило, сгорают в атмосфере Венеры, поэтому на ее поверхности маленьких кратеров нет. Что касается ударных воздействий больших метеоритов, то выброшенное вещество при ударе не раскидывалось по большой площади, а в расплавленном виде растекалось вокруг образовавшихся кратеров. Было обнаружено множество различных деталей вулканического происхождения: потоки лавы, небольшие купола 2-3 км в поперечнике, большие вулканические конусы, имеющие в поперечнике сотни километров, "венцы" и паутинообразные структуры - так называемые "арахноиды". Венцы Венеры - круглые или овальные вулканические образования, окруженные хребтами, углублениями и радиальными линиями.
         Они отличаются от любых деталей, найденных на других планетах или спутниках и, возможно, представляют собой сколлапсировавшие вулканические купола. Арахноиды, получившие свое "паучье" название из-за внешнего сходства с пауками, по форме напоминают венцы, но имеют меньшие размеры. Согласно одной из теорий, арахноиды предшествовали венцам. Яркие линии, простирающиеся от центра на многие километры, возможно, соответствуют разломам поверхности, возникшим, когда магма вырывалась из недр планеты.
         Съемка "Магеллана" показала, что в основных своих чертах геологическое строение Венеры не отличается от такового в зоне съемки "Венеры-15,16". Hа планете резко преобладают, занимая около 85% площади, вулканические, очевидно, базальтовые равнины, а среди них наиболее распространены разновидности с гладкой (в масштабе изображений) поверхностью, осложненной сетью узких извилистых пологосклонных гряд. Такие гряды известны также на вулканических равнинах Луны и Марса и считаются структурами коробления поверхности при сжатии. Кроме равнин с извилистыми грядами наблюдаются, занимая сравнительно небольшие площади, участки равнин с поверхностью, густо покрытой трещинами (структуры растяжения) или смятой в протяженные пояса широких гряд (структуры сжатия), или же практически не нарушенной никакими, различимыми на снимках, тектоническими деформациями. Снимки "Магеллана" позволили установить, что гладкие равнины с ненарушенной поверхностью моложе равнин с извилистыми грядами, а две другие упомянутые разновидности равнин - древнее.
         "Континенты" и "острова" тессер среди равнин занимают в общей сложности около 8% поверхности планеты. Тессеры древнее всех упомянутых разновидностей равнин, материал которых в контакте с тессерами заходит внутрь тессерных блоков по понижениям в рельефе. Создается впечатление, что тессеры образуют фундамент под значительной частью равнин, а может быть, и под всеми равнинами.
         Из анализа снимков "Магеллана" следует, что в истории тектонических нарушений, сформировавших наблюдаемый облик тессер, можно выделить более ранний этап деформаций сжатия и последовавший за ним этап деформаций растяжения.
         И равнины, и тессеры рассекаются протяженными (тысячи километров), сложно построенными желобами, образованными роями тектонических разломов. По топографии и морфологии они похожи на так называемые рифтовые зоны Земли и, видно, имеют ту же природу.
         Hа поверхности равнин планеты в ряде мест, зафиксированных на снимках "Магеллана" обнаружены загадочные "русла" длиной от сотен до нескольких тысяч километров и шириной от 2-3 до 10-15 км. Они имеют типичные признаки долин, прорезанных течением какой-то жидкости, - меандровидные извилины, расхождение и схождение отдельных "проток", а в редких случаях - нечто вроде дельты. В начале самого длинного русла, названного долиной Балтис, протяженностью около 7000 км при очень выдержанной (2-3 км) ширине находится вулкан поперечником около 100 км. Морфология его - весьма заурядная, типичная для базальтовых вулканов. Кстати, северная часть долины Балтис была обнаружена еще на снимках "Венеры-15, -16". Hо разрешение изображений было недостаточно высоким, чтобы различить детали этого образования, и оно было закартировано как протяженная трещина неясного происхождения.
         Остается загадкой, какая жидкость прорезала эти русла. Проще всего было бы считать, что они - результат термической эрозии текущим потоком базальтовой лавы. Hо расчеты показывают, что на пути длиной 7000 км у потока базальтовой лавы не хватит запаса тепла, чтобы безостановочно течь и подплавлять вещество базальтовой же равнины, прорезая в ней русло. Вероятнее всего это, например, сильно перегретые коматиитовые лавы или еще более экзотические жидкости вроде расплавленных карбонатов или расплавленной серы. Hебольшие (сотни метров в длину лавовые русла известны у некоторых земных базальтовых вулканов. Образования до нескольких десятков километров в длину, видимо, родственные каналам на Венере, есть и на Луне. Их считают результатом термической лавовой эрозии базальтовых равнин лунных морей. Однако лавовые русла Земли и Луны все же существенно меньше русел Венеры, так что загадка происхождения последних остается нерешенной.



Солнечная система: Земля

• Масса: 5,974*1024 кг.
• Диаметр экватора: 12 756 км.
• Плотность: 5,515 г/см3
• Температура поверхности: максимум +70°С минимум -85°С
• Расстояние от Солнца (среднее): 1 a.e.,то есть 149,6 млн км
• Период обращения по орбите (год): 365,256 земных суток
• Период обращения вокруг собственной оси относительно звезд: 23ч.56 м.4,099 с.
• Наклон орбиты к эклиптике: 23°27'
• Эксцентриситет орбиты: 0,017
• Средняя скорость движения по орбите:29,77 км/с
• Ускорение свободного падения:9.78 м/с2

         ЗЕМЛЯ, третья от Солнца большая планета Солнечной системы. Земля принадлежит к группе земных планет, которая включает также Меркурий, Венеру и Марс. Земля часто сравнивается именно с этой группой, а также с Луной, поскольку их происхождение, структура и эволюция одинаковы. Благодаря своим уникальным, быть может, единственным во Вселенной природным условиям (хотя это сомнительно), стала местом, где возникла и получила развитие органическая жизнь.
         По современным космогоническим представлениям, Земля образовалась примерно 4,566 миллиарда (плюс-минус несколько миллионов) лет назад из газопылевого облака, в котором зародилось Солнце. Проанализировав соотношение изотопов гафния и вольфрама в обломках метеоритов, образовавшихся из космической пыли, из марсианских метеоритов и земных камней, ученые пришли к новым оценкам (по старому примерно 60 млн.лет), согласующимся с компьютерными моделями. "Образование ядра, а следовательно, и планет, похожих на Землю, закончилось в первые 30 миллионов лет после рождения Солнечной системы", - заключил 30.08.2002 Торстен Клайн из Мюнхена (Германия).

         Строение:
         Прямое исследование земных глубин пока что невозможно: самые глубокие скважины едва достигают десятикилометровой отметки. Однако сейсмология дала ключ к внутреннему строению Земли. Дело в том, что скорость сейсмических волн зависит от плотности и упругости горных пород, через которые они проходят. Они отражаются и преломляются на границах между различными пластами. По сейсмограммам было установлено строение земной литосферы.
         Из всей массы Земли кора составляет менее 1 %, мантия – около 65 %, ядро – 34 %. Вблизи поверхности Земли возрастание температуры с глубиной составляет примерно 20° на каждый километр. Плотность горных пород земной коры составляет около 3000 кг/м3. На глубине около 100 км температура примерно 1800 К. Нижняя, внутренняя граница между корой и мантией называется разделом Мохоровичича.
         Упругие волны в мантии распространяются, как в твердом теле. В мантии скачкообразно увеличивается скорость распространения сейсмических волн, что связано с резким повышением плотности вещества до 5600 кг/м3.       
         Следующее по интенсивности отражение наблюдается на глубине 2900 км (поверхность Вихерта – Гутенберга). На этой глубине сильно отражаются продольные и поперечные сейсмические волны. Отсюда можно сделать вывод, что ниже лежит жидкое ядро: в жидкостях поперечные волны не распространяются. Этот слой расплавленного металла называют внешним ядром. В центре Земли находится твердое железное ядро плотностью около 10 000 кг/м3 (1,7 % массы Земли). Граница между ними толщиной около 5 км проходит на расстоянии примерно 1220 км от центра.
         На Земле в результате активной вулканической деятельности происходит выбросы лавы, пара и газов из внутренних частей мантии до сих пор формируется верхняя часть Земли – кора. На планете около 800 действующих вулканов.
         Кора и верхние слои мантии образуют литосферу. Ее граница расположена на глубине около 70 км. Литосфера расколота на десяток больших плит, на границах между которыми постоянно происходят землетрясения и извержения вулканов. Литосферные плиты «плавают» в расположенном под ними до глубины 250 км слое повышенной текучести, называемом астеносферой.

         Атмосфера:
         АТМОСФЕРА ЗЕМЛИ (от греч. atmos — пар и сфера), воздушная среда вокруг Земли, вращающаяся вместе с нею; масса ок. 5,15•1015 т. По плотности атмосферы она занимает промежуточное место между Венерой и Марсом. Она уникальна в том отношении, что обладает обширными запасами жидкой воды. Сложное взаимодействие между океаном, атмосферой и планетарной поверхностью определяет ее энергетический баланс и температурный режим. Облачный покров обычно закрывает около 50% поверхности, и теплота, остающаяся внутри атмосферы (парниковый эффект), поднимает среднюю температуру более чем на 30 градусов.
         Состав ее у поверхности Земли: 78,1% азота, 21% кислорода, 0,9% аргона, в незначительных долях процента углекислый газ, водород, гелий, неон и другие газы. В нижних 20 км содержится водный пар (у земной поверхности — от 3% в тропиках до 2•10-5% в Антарктиде), количество которого с высотой быстро убывает. Углекислота - наиболее важная следовая компонента атмосферного воздуха. Высокая концентрация кислорода (возникшая примерно 2000 млн. лет назад) является прямым результатом существования растений. Присутствие кислорода позволило сформироваться в верхних слоях атмосферы озонному слою (на высоте 20-25 км), который экранирует поверхность планеты от солнечного ультрафиолетового излучения, вредного для жизни.
         Выше 100 км растет доля легких газов, и на очень больших высотах преобладают гелий и водород; часть молекул разлагается на атомы и ионы, образуя ионосферу. Давление и плотность воздуха в атмосфере Земли с высотой убывают. В зависимости от распределения температуры атмосферу Земли подразделяют на тропосферу, стратосферу, мезосферу, термосферу, экзосферу. Неравномерность ее нагревания способствует общей циркуляции атмосферы, которая влияет на погоду и климат Земли. Атмосфера Земли обладает электрическим полем.
         Все типы свечения, возникающие в верхней атмосфере Земли (ночное свечение атмосферы), исключая тепловое излучение, полярные сияния, молнии и яркие следы метеоров. Спектр ночного свечения лежит в диапазоне от 100 нм до 22,5 мкм. Основная часть свечения возникает в слое толщиной от 30 до 40 км на типичных высотах в 100 км и представляет собой излучение на длине волны кислорода 558 нм. Из космического пространства свечение неба выглядит как зеленоватое светлое кольцо вокруг Земли.
         ТРОПОСФЕРА (от греч. tropos — поворот и сфера), нижний, основной слой атмосферы до высоты 8-10 км в полярных, 10-12 км в умеренных и 16-18 км в тропических широтах. В тропосфере сосредоточено более 1/5всей массы атмосферного воздуха, сильно развиты турбулентность и конвекция, сосредоточена преобладающая часть водяного пара, возникают облака, развиваются циклоны и антициклоны - все происходящие здесь процессы играют определяющую роль для формирования погоды на планете. Температура в тропосфере падает с увеличением высоты. Тропосфера сверху ограничена тропопаузой, которая соответствует переходу к более устойчивым условиям лежащей выше стратосферы.
         СТРАТОСФЕРА (от лат. stratum — слой и сфера), слой атмосферы, лежащий над тропосферой от 8-10 км в высоких широтах и от 16-18 км вблизи экватора до 50-55 км. Стратосфера характеризуется возрастанием температуры с высотой от -40 °С (-80 °С) до температур, близких к 0 °С, малой турбулентностью, ничтожным содержанием водного пара, повышенным по сравнению с ниже- и вышележащими слоями содержанием озона.
ОЗОН (от греч. ozon — пахнущий), О3, аллотропная модификация кислорода. Газ синего цвета с резким запахом, tкип — 112 °С, сильный окислитель. При больших концентрациях разлагается со взрывом. Образуется из О2 при электрическом разряде (например во время грозы) и под действием ультрафиолетового излучения (в стратосфере под действием ультрафиолетового излучения Солнца). Основная масса О3 в атмосфере расположена в виде слоя – озоносферы –на высоте от 10 до 50 км с максимумом концентрации на высоте 20-25 км. Этот слой предохраняет живые организмы на Земле от вредного влияния коротковолновой ультрафиолетовой радиации Солнца. Поглощает свет с длиной волны от 240 до 270нм и сильно поглощает в интервале 200-320нм, в то время как кислород в основном поглощает до 170нм. Основная причина появления озона на Земле - молнии. В промышленности О3 получают действием на воздух электрического разряда. Используют для обеззараживания воды и воздуха.
         ИОНОСФЕРА, верхние слои атмосферы, начиная от 50- 85 км до 600км, характеризующиеся значительным содержанием атмосферных ионов и свободных электронов. Атомы и молекулы в этом слое интенсивно ионизируются под действием солнечной радиации, в частности, ультрафиолетового излучения. Перемещение заряженных частиц по магнитным силовым линиям к полярным областям на широтах от 60 до 75° приводит к появлению полярных сияний. Верхняя граница   ионосферы – внешняя часть магнитосферы Земли. Причина повышения ионизации воздуха в ионосфере – разложение молекул атмосферы газов под действием ультрафиолетовой и рентгеновской солнечной радиации и космического излучения. Ионосфера оказывает большое влияние на распространение радиоволн. Состоит ионосфера из мезосферы и термосферы.
         ПОЛЯРНОЕ СИЯНИЕ – быстро изменяющиеся разноцветные картины свечения, наблюдаемые время от времени на ночном или вечернем небе, обычно в высокоширотных областях Земли (как на севере, так и на юге). Зеленый и красный цвета соответствуют эмиссионным линиям атомов кислорода и молекул азота, которые возбуждаются энергичными частицами, приходящими от Солнца. Полярные сияния происходят на высотах порядка 100 км.
         Во время полярных сияний в ионосфере протекают многочисленные процессы, такие как возмущения геомагнитного поля, электрические ионосферные токи и рентгеновское излучение. В невидимых частях спектра излучается гораздо больше энергии, чем в видимом диапазоне. Появление полярных сияний связано с солнечным циклом, вращением Солнца, сезонными изменениями и магнитной активностью.
         Полярные сияния принимают несколько основных форм. Спокойные дуги или полосы шириной в несколько десятков километров простираются с востока на запад на расстояния до 1000 км. Полосы могут сворачиваться, принимая спиральную или S-образную форму. Можно увидеть и лучи, идущие вдоль магнитного поля. Пятна полярных сияний - это отдельные светящиеся области неба без образования каких-либо форм. Изредка встречаются обширные полярные сияния в форме драпри.
         МЕЗОСФЕРА находится примерно до 80-85 км, над которой наблюдаются (обычно на высоте около 85 км) серебристые облака. Здесь температура с высотой уменьшается, достигая -90°C у верхней границы (мезопаузы).
         Светлые голубоватые облака в летнем сумеречном небе. Они возникают в верхней атмосфере на высотах около 80 км и по структуре довольно разнообразны.
         СЕРЕБРИСТЫЕ облака очень тонки и рассеивают лишь малую часть падающего на них солнечного света, так что с Земли днем или в начале сумерек их нельзя заметить. Так как они появляются только в летнее время, их невозможно наблюдать в самых высоких широтах, где небо никогда не становится достаточно темным. В то же время серебристые облака - явление высокоширотное, т.к. диапазон широт, в которых они практически наблюдаются, весьма узок (от 50°до 65°). Облака образуются в присутствие ядер конденсации, на которых вода превращается в лед. Точно не известно, каковы эти ядра (ионы, возникающие под действием солнечного ультрафиолета, или микрометеоритные частицы). Главное условие возникновения серебристых облаков - достаточно низкая температура, которая на высотах 80-90 км должна быть около 120 K (-150° C). Облака возникают в результате воздушных течений от одного полюса к другому и не зависят от уровня солнечной радиации. Имеются наблюдения, позволяющие предположить, что в течение последних десятилетий серебристые облака возникают чаще. Это связано с возрастанием концентрации водяных паров в верхней атмосфере из-за увеличения количества метана. Частота возникновения серебристых облаков изменяется с циклом солнечной активности по обратному закону.
         ТЕРМОСФЕРА – слой атмосферы над мезосферой от высот 80-90 км, температура в котором растет до высот 200-300 км, где достигает значений порядка 1500 К, после чего остается почти постоянной до больших высот.
         ЭКЗОСФЕРА – слой атмосферы, начинающийся с высоты около 400-500 км, которые граничат с межпланетной средой. В этих слоях плотность настолько низка, что между атомами происходит очень мало столкновений и атомы, движущиеся с большой скоростью, могут выйти из сферы гравитационного притяжения планеты и улетать (ускользать) в космическое пространство.
         Наконец, на расстояниях более 1000 км слой холодной плазмы высокой плотности (плазмосфера).   
         Плазмосфера простирается до расстояний в 3 - 7 земных радиусов. Ее верхняя граница (плазмопауза) отмечена резким падением плазменной плотности. Большинство частиц в плазмосфере составляют протоны и электроны. газ настолько разрежен, что столкновения между молекулами перестают играть существенную роль, а атомы ионизированы более чем наполовину. На высоте порядка 1,6 и 3,7 радиусов Земли находятся первый и второй радиационные пояса.
         Земная атмосфера не пропускает жесткое коротковолновое излучение. Одним из важнейших газов, поглощающих ультрафиолетовые лучи, является озон. Из-за ухудшения экологической обстановки, прежде всего, из-за выброса в атмосферу фреона и других активных веществ, его количество резко уменьшилось, над Антарктидой и некоторыми другими районами Земли образовались озоновые дыры. Справедливости ради заметим, что существует другое мнение, заключающееся в том, что озоновые дыры – одно из проявлений солнечной активности.

         Поверхность:
         Температура на поверхности находится в пределах от –85°C (внутренние районы Антарктиды) до +70°C (Западная Сахара). Средняя температура поверхности Земли – +12°C.
         Большую часть поверхности Земли (более 2/3) занимает Мировой океан, оставшаяся треть приходится на сушу. Условия на поверхности Земли заметно отличаются от других планет: нигде, кроме как на Земле, нет воды в жидком состоянии, нет атмосферы, богатой кислородом. Именно благодаря воде более 3,8 млрд. лет тому назад на Земле смогла возникнуть жизнь.
         Жидкая оболочка Земли, которая занимает 361 млн. км2 или 70,8 % поверхности Земли, называется гидросферой. В океанах Земли сосредоточено 97 % всех запасов воды (около 1021 кг). Часть воды находится в виде льда и снега в полярных шапках, а также в атмосфере. Средняя глубина Мирового океана – 3 900 м, максимальная глубина – 11 000 м (Марианский желоб в Тихом океане).
         Возраст горных пород устанавливается по содержанию изотопов урана и тория. В естественной смеси урана содержится 99,28 % изотопа урана 238U, 0,714 % 235U, 0,006 % 234U. Период полураспада 238U Т1/2 = 4,5•109 лет. Конечным продуктом распадов этих элементов являются изотопы свинца и гелий. Чем больше продуктов распада и чем меньше самого радиоактивного вещества содержится в породе, тем больше возраст изучаемых горных пород. Изучая радиоизотопный состав коры Земли, обнаружили, что возраст земной коры около 4,55±0,07 млрд. лет.
         Горы занимают свыше 1/3 поверхности суши. Пустыни покрывают около 20% поверхности суши, саванны и редколесья —около 20%, леса —около 30%, ледники —свыше 10%. Свыше 10% суши занято под сельскохозяйственными угодьями. Значительная часть северных территорий представляет собой вечную мерзлоту. За минувшие 20 лет с начала подробных космических исследований с 1981г Северное полушарие нашей планеты стало гораздо зеленее. Одной из возможных причин такого феномена специалисты называют глобальное потепление климата. Если бы лед и снег на Земле растаяли, то уровень Мирового океана поднялся более чем на 50м, что привело бы к затоплению гигантских территорий.
         Результаты нового анализа данных, полученных спутниками НАСА к концу 2002г, свидетельствуют о том, что площадь вечных льдов в Арктике уменьшается со скоростью, намного превосходящей ее ранние оценки. В период с 1978 по 2000 гг. площадь ледяного покрова в Северном Ледовитом океане уменьшилась на 1,2 млн. км2, что примерно равно площади Британии. Скорость его таяния составляет около 9% в десятилетие. Измерения, проводившиеся в предыдущие годы, давали скорость таяния, составлявшую примерно 3% в десятилетие. В 2002 году ледяная шапка была наименьшей за всю историю наблюдений. Сокращение поверхности ледяного покрова Северного Ледовитого океана отмечается на фоне тенденции к повышению средней летней температуры воздуха в приполярных регионах в среднем на 1,2 градуса за десятилетний период. Наибольшая скорость таяния отмечалась в Чукотском море и море Бофорта, в северных районах Канады и на Аляске.
         Последние исследования с помощью космических спутников показали, что по экваториальной линии происходит увеличение диаметра Земли с 1998 года , то есть планета становится чуть более приплюснутой (расширяться в зоне экватора). Ученые столь озадачены этим феноменом, что пока не могут дать ясный ответ, что происходит с нашей планетой и чем это чревато.
         К июлю 2002г специалисты NASA создали уникальную карту. Эта самая точная и подробная современная карта мира. В трехмерной графике здесь отмечены города, реки, горы, пустыни и моря. Одним нажатием кнопки можно совершить восхождение на Эверест или побывать в пустыне Сахара. Причем показывается не сразу конечная точка, а весь маршрут движения. Над созданием этой карты NASA работала почти два года, обработав на компьютере данные, полученные топографическим шаттлом - более триллиона различных отметок земной поверхности.



Солнечная система:
естественный спутник Земли – Луна

         Луна является попутчицей Земли в космическом пространстве. Ежемесячно Луна совершает полное путешествие вокруг Земли. Она светится только светом, отраженным от Солнца, так что постоянно одна половина Луны, обращенная к Солнцу, освещена, а другая погружена во мрак. Какая часть освещенной половины Луны видна нам в данный момент, зависит от положения Луны на ее орбите вокруг Земли. По мере движения Луны по орбите ее форма, как нам кажется, постепенно, но непрерывно меняется. Различные видимые формы Луны называются ее фазами. Полный цикл фаз заканчивается и начинает повторяться через каждые 29,53 суток.
         Луна – единственный спутник Земли и единственный внеземной мир, который посетили люди. Она вращается вокруг Земли по орбите, большая полуось которой равна 383 398 км (эксцентриситет 0,055). Плоскость лунной орбиты наклонена к плоскости эклиптики под углом 5°09?. Период обращения равен 27 сут 7 час 43 мин. Это звездный или сидерический период. Период синодический – период смены лунных фаз – равен 29 сут 12 час 44 мин. Период вращения Луны вокруг своей оси равен сидерическому периоду. Поскольку время одного оборота Луны вокруг Земли в точности равно времени одного оборота ее вокруг оси, Луна постоянно повернута к Земле одной и той же стороной.
         Луна – самый яркий объект на небе после Солнца. Максимальная звездная величина равна –12,7m.
Масса спутника Земли составляет 7,3476•1022 кг (в 81,3 раз меньше массы Земли), средняя плотность ? = 3,35 г/см3, экваториальный радиус – 1 737 км. Сжатие с полюсов практически отсутствует.
Ускорение свободного падения на поверхности составляет g = 1,63 м/с2. Тяготение Луны не смогло удержать ее атмосферу, если она когда-то и была.
Плотность Луны сравнима с плотностью земной мантии. Поэтому у Луны либо нет, либо очень незначительное железное ядро. Внутреннее строение Луны изучено по сейсмическим данным, переданным на Землю приборами космических экспедиций «Аполлон». Толщина коры Луны 60–100 км. Толщина верхней мантии 400 км. В ней сейсмические скорости зависят от глубины и уменьшаются в зависимости от расстояния. Толщина средней мантии около 600 км. В средней мантии сейсмические скорости постоянны. Нижняя мантия расположена глубже 1100 км. Ядро Луны, начинающееся на глубине 1500 км, возможно, жидкое. Оно почти не содержит железа. Поэтому Луна имеет очень слабое магнитное поле, не превышающее одной десятитысячной доли земного магнитного поля. Зарегистрированы местные магнитные аномалии.
         Изучение лунных пород, доставленных на Землю, позволило оценить возраст Луны методом радиоактивного распада. Камни на Луне стали твердыми около 4,4 млрд. лет назад. Согласно теории российского астронома Евгении Рускол, Луна сформировалась из остатков протопланетного вещества, окружавшего молодую Землю. Иную теорию разработал американский астроном Алистер Камерон: он считает, что Земля на стадии формирования столкнулась с крупным небесным телом. Выброшенные в результате столкновения обломки объединились в наш спутник.
         Предполагают, что в ранние периоды своей истории Луна вращалась вокруг оси быстрее и, следовательно, поворачивалась к Земле разными частями своей поверхности. Но из-за близости массивной Земли в твердом теле Луны возникали значительные приливные волны. Процесс торможения Луны продолжался до тех пор, пока она не оказалась постоянно повернутой к нам только одной стороной.
         Атмосфера на Луне практически отсутствует. Это обусловливает резкие перепады температур в несколько сотен градусов. В дневное время температура на поверхности достигает 130°C, а ночью она опускается до –170°C. В то же время на глубине 1 м температура почти всегда постоянная. Небо над Луной всегда черное, поскольку для образования голубого цвета неба необходим воздух, который там отсутствует. Нет там и погоды, не дуют и ветры. Кроме того, на Луне царит полная тишина.
         С Земли наблюдается только видимая часть Луны. Но это не 50 % поверхности, а несколько больше. Луна обращается вокруг Земли по эллипсу, около перигея Луна движется быстрее, а около апогея – медленнее. Но вокруг оси Луна вращается равномерно. Вследствие этого возникает либрация по долготе. Возможная наибольшая величина ее составляет 7°54?. Благодаря либрации мы имеем возможность наблюдать с Земли кроме видимой стороны Луны еще и примыкающие к ней узкие полоски территории обратной ее стороны. В общей сложности с Земли можно увидеть 59 % лунной поверхности.
         Чтобы понять, почему мы видим фазы Луны, начнем с новолуния. Новолуние имеет место тогда, когда Луна находится между нами и Солнцем. В это время вся ее освещенная сторона обращена к Солнцу, а к Земле она повернута темной стороной, поэтому мы Луны не видим совсем. Теперь представим себе полнолуние. Когда Земля находится точно между Луной и Солнцем, мы видим целиком всю освещенную половину Луны. Случается, что, когда Луна представляется нам в виде очень тонкого серпа, остальная часть ее диска тоже видна, хотя и слабо. Тогда люди говорят, что "новая Луна находится в руках старой". На самом деле это происходит оттого, что солнечные лучи, отразившись от Земли, затем падают на Луну, то есть слабо видная часть лунного диска светится отраженным от Земли светом, который и называется "земным", или "пепельным" свечением.
         На полпути между новолунием и полнолунием нам видна ровно половина освещенной стороны Луны. Луна имеет в это время форму полукруга. Поскольку мы при этом видим ровно четверть всей лунной поверхности, фазы полукруглой Луны называются по традиции первой четвертью и последней четвертью. Промежуточные фазы называются "месяцем" или "выпуклой луной", в зависимости от того, меньше ("месяц") или больше ("выпуклая луна") чем половинку лунного диска мы можем видеть.
         Нередко люди считают, что Луна поднимается в небо только по ночам; на самом же деле, если небо чистое, то слабо светящуюся Луну часто можно видеть и днем. Время восхода Луны день ото дня становится все более поздним. Сразу после новолуния Луна восходит вслед за Солнцем. Через неделю, когда проходит первая четверть цикла, Луна поднимается в полдень, а полная Луна встает на закате Солнца.
         Приливы и отливы знакомы каждому, кто живет или бывал на океанских или морских побережьях. Дважды в день уровень океанских вод поднимается и снижается, причем кое-где на весьма значительную величину. Каждый день прилив наступает на 50 минут позднее, чем в предыдущий. Что заставляет океанские воды подниматься на берег и уходить обратно? Во всем виновата Луна.
         Луна удерживается на своей орбите вокруг Земли по той причине, что между двумя этими небесными телами существуют силы тяготения, притягивающие их друг к другу. Земля все время стремится притянуть к себе Луну, а Луна притягивает к себе Землю.
         Поскольку океаны представляют собой большие массы жидкости и могут течь, они легко деформируются под влиянием сил притяжения Луны, принимая форму лимона. Шар из твердых горных пород, которым является Земля, остается в середине. В результате на той стороне Земли, что обращена к Луне, возникает водяная выпуклость и другая такая же выпуклость - с противоположной стороны. Поскольку твердая Земля вращается вокруг своей оси, на берегах океана возникают приливы и отливы, это происходит дважды в течение каждых 24 часов 50 минут, когда берега океанов проходят через водяные бугры. На этот раз длина периода больше 24 часов из-за того, что и сама Луна тоже движется по своей орбите. В заливах и устьях рек приливы и отливы бывают значительнее, чем в других местах, так как в узких проходах морская вода собирается, как в воронках.
         Итальянский астроном Джованни Риччолли в XVII веке присвоил возвышенностям и впадинам на Луне названия: Альпы, Апеннины и Кавказ, Океан Бурь, моря Дождей, Холода и Спокойствия, кратеры Тихо, Пифагор, Птолемей и т.д. По предложению советских астрономов Международный астрономический союз поместил на первую карту обратной стороны Луны 18 названий вновь открытых образований. Так появились на Луне Море Москвы, кратеры Герц, Курчатов, Ломоносов, Максвелл, Менделеев, Склодовская-Кюри, Циолковский.
         Конечно, никаких морей на Луне нет. Лунные моря совершенно сухие и представляют собой обширные, залитые некогда базальтовой лавой низины. Луна – безжизненное тело, лишенное атмосферы, морей и океанов. На протяжении лунных суток температура поверхности может изменяться на 300 градусов (от –170° C до +130° C). При таких условиях вода в жидком состоянии находиться не может.
         В 1999 год космический аппарат «Lunar Prospector» по команде с Земли сошел с окололунной орбиты и врезался в кратер в районе южного полюса. До этого спутник кружил по орбите почти 18 месяцев и выявил некоторые свидетельства присутствия над кратером водорода – одной из составляющей воды. Были высказаны предположения, что на Луне может оказаться до 300 миллионов тонн льда. Считалось, что от удара часть воды испарится и вместе с пылью будет выброшена вверх. Ученые надеялись, что затем водяные пары удастся обнаружить с помощью наземных и космических телескопов. Но, к сожалению, никаких следов воды обнаружено не было.
         Благодаря исследованием АМС «Луна» и посадкам на поверхность американских астронавтов, поверхностный грунт Луны исследован хорошо. Астронавты привезли на Землю около 385 кг лунных камней. Постоянная бомбардировка Луны крошечными метеоритами является причиной того, что вся ее поверхность, на 9–12 метров вглубь, покрыта слоем мелкого раздробленного спекшегося вещества, образовавшего как бы слежавшуюся губчатую массу. Этот тонкий слой лунной поверхности называют реголитом. Реголит является хорошим термоизоляционным материалом, поэтому уже на глубине несколько сантиметров сохраняется постоянная температура.
         Ни один камень, доставленный на Землю, никогда не подвергался воздействию воды или атмосферы и не содержал органических останков. Луна – абсолютно мертвый мир.
         Обратная сторона Луны является идеальным местом для астрономических наблюдений: она защищает приборы от излучения с Земли, а ночь на Луне длится 14 земных суток. Отсутствие атмосферы делает возможным наблюдения в любом диапазоне. Когда-нибудь на Луне будут построены космические станции и астрономические обсерватории. Богатые запасы железа, алюминия и кремния явились бы неплохим источником строительных материалов, а содержащиеся в горных породах водород и кислород – сырьем для получения воздуха и воды.



Солнечная система: Марс

• Масса: 6,4*1023 кг. (0,107 массы Земли);
• Диаметр экватора: 6794 км. (0,53 диаметра экватора Земли);
• Плотность: 3,94 г/см3;
• Температура поверхности: -23°С на большей части поверхности, -150°С на полюсах, 0°С на экваторе;
• Расстояние от Солнца (среднее): 1,5237 а.е., то есть 228 млн км;
• Период обращения по орбите (год): 687 земных суток;
• Период обращения вокруг собственной оси (сутки): 24,6229 часа;
• Наклон орбиты к эклиптике: 1°51';
• Эксцентриситет орбиты: 0,093;
• Средняя скорость движения по орбите:24,1 км/с;
• Ускорение свободного падения:3,72 м/с2


         Планету Марс в древности назвали в честь бога войны за свой кроваво-красный цвет, который сразу же бросается в глаза и еще более заметен при наблюдениях в телескоп. Во времена Пифагора (VI в. до н.э.) греки называли эту планету «Фаэтон», что означает «блистающий, лучезарный», Аристотель (IV в. до н.э.) назвал Марс «Аресом» по имени бога войны.
         Марс – первая после Земли планета Солнечной системы, к которой человек проявил особый интерес с надеждой, что там есть развитая внеземная жизнь. Вряд ли какая-нибудь планета вызвала у людей столько споров и дискуссий, как Марс. Спорили не только учёные, но и люди самых различных профессий, занятий и возрастов.
Совершенствовались методы исследований, сменяли друг друга астрономы разных поколений, изменялся и сам характер дискуссий. В XIX веке спорили, главным образом, о каналах на Марсе, о наличии там разумных обитателей – марсиан. Спорили о существовании на Марсе растительности и вообще органической жизни.
         Какой планете посвящено наибольшее число фантастических романов, повестей, рассказов? Конечно, Марсу. Фантазия писателей подогревала интерес широкой публики к природе загадочной планеты. Астрономов забрасывали вопросами.
         Шли десятилетия, менялись методы исследований, накапливались наши знания о природе красной планеты. На место одних загадок вставали другие, росло число учёных, стремившихся проникнуть в тайны Марса. Сейчас, в XXI веке, количество загадок Марса не уменьшилось, а, наоборот, возросло.
Марс на небе, как и все внешние планеты, виден лучше всего в периоды противостояний. Марс может быть как ярче Юпитера, так и слабее его, хотя обычно в этом споре гигантская планета сильнее. В противостояние 1997 года Марс имел блеск m = –1,3m.
         Марс имеет фазы, но, как и любая внешняя планета, полной смены фаз у него нет. Максимальный «ущерб» соответствует фазе Луны за 3 дня до полнолуния.

         Строение:
         По расчетам, ядро Марса имеет массу до 9 % массы планеты. Оно состоит из железа и его сплавов и пребывает в жидком состоянии. Марс имеет мощную кору толщиной 100 км. Между ними находится силикатная мантия, обогащенная железом.
         Вследствие малой массы сила тяжести на Марсе почти в три раза ниже, чем на Земле. В настоящее время структура гравитационного поля Марса детально изучена. Она указывает на небольшое отклонение от однородного распределения плотности в планете. Ядро может иметь радиус до половины радиуса планеты. По-видимому, оно состоит из чистого железа или из сплава Fe-FeS (железо-сульфид железа) и, возможно, растворенного в них водорода. По-видимому, ядро Марса частично или полностью пребывает в жидком состоянии.
         Марс должен иметь мощную кору толщиной 70-100 км. Между ядром и корой находится силикатная мантия, обогащенная железом . Красные окислы железа, присутствующие в поверхностных породах, определяют цвет планеты . Сейчас Марс продолжает остывать. Сейсмическая активность планеты слабая.
         Поверхность Марса, на первый взгляд, напоминает лунную. Однако на самом деле его рельеф отличается большим разнообразием. На протяжении долгой геологической истории Марса его поверхность изменяли извержения вулканов и марсотрясения. Глубокие шрамы на лице бога войны оставили метеориты, ветер, вода и льды.
         Поверхность планеты состоит как бы из двух контрастных частей: древних высокогорий, покрывающих южное полушарие, и более молодых равнин, сосредоточенных в северных широтах. Кроме того, выделяются два крупных вулканических района - Элизиум и Фарсида. Разница высот между горными и равнинными областями достигает 6 км. Почему разные районы так сильно отличаются друг от друга до сих пор неясно. Возможно, такое деление связано с очень давней катастрофой - падением на Марс крупного астероида.
         Высокогорная часть сохранила следы активной метеоритной бомбардировки, происходившей около 4 млрд. лет назад. Метеоритные кратеры покрывают 2/3 поверхности планеты. На старых высокогорьях их почти столько же, сколько на Луне. Но многие марсианские кратеры из-за выветривания успели "потерять форму". Некоторые из них, по всей видимости, когда-то были размыты потоками воды. Северные равнины выглядят совершенно иначе. 4 млрд. лет назад на них было множество метеоритных кратеров, но потом катастрофическое событие, о котором уже упоминалось, стерло их с 1/3 поверхности планеты и ее рельеф в этой области начал формироваться заново. Отдельные метеориты падали туда и позже, но в целом ударных кратеров на севере мало.
         Облик этого полушария определила вулканическая деятельность. Некоторые из равнин сплошь покрыты древними изверженными породами. Потоками жидкой лавы растекались по поверхности, застывали, по ним текли новые потоки. Эти окаменевшие "реки" сосредоточены вокруг крупных вулканов. На окончаниях лавовых языков наблюдаются структуры, похожие на земные осадочные породы. Вероятно, когда раскаленные изверженные массы растапливали слои подземного льда, на поверхности Марса образовывались достаточно обширные водоемы, которые постепенно высыхали. Взаимодействие лавы и подземного льда привело также к появлению многочисленных борозд и трещин. На далеких от вулканов низменных областях северного полушария простираются песчаные дюны. Особенно много их у северной полярной шапки.
         Обилие вулканических пейзажей свидетельствует о том, что в далеком прошлом Марс пережил достаточно бурную геологическую эпоху, скорее всего она закончилась около миллиарда лет тому назад. Наиболее активные процессы происходили в областях Элизиум и Фарсида. В свое время они буквально были выдавлены из недр Марса и сейчас возвышаются над его поверхностью в виде грандиозных вздутий: Элизиум высотой 5 км, Фарсида - 10 км. Вокруг этих вздутий сосредоточены многочисленные разломы, трещины, гребни - следы давних процессов в марсианской коре. Наиболее грандиозная система каньонов глубиной несколько километров - долина Маринера - начинается у вершины гор Фарсида и тянется 4 тыс. километров к востоку. В центральной части долины ее ширина достигает нескольких сот километров. В прошлом, когда атмосфера Марса была более плотной, в каньоны могла стекать вода, создавая в них глубокие озера.
         Вулканы Марса - по земным меркам явления исключительные. Но даже среди них выделяется вулкан Олимп , расположенный на северо-западе гор Фарсида. Диаметр основания этой горы достигает 550 км, а высота - 27 км, т.е. она в три раза превосходит Эверест, высочайшую вершину Земли. Олимп увенчан огромным 60-километровым кратером. К востоку от самой высокой части гор Фарсида обнаружен другой вулкан - Альба. Хотя он не может соперничать с Олимпом по высоте, диаметр его основания почти в три раза больше.
         Эти вулканические конусы возникли в результате спокойных излияний очень жидкой лавы, похожей по составу на лаву земных вулканов Гавайских островов. Следы вулканического пепла на склонах других гор позволяют предположить, что иногда на Марсе происходили и катастрофические извержения.
         В прошлом огромную роль в формировании марсианского рельефа играла проточная вода. На первых этапах исследования Марс представлялся астрономам пустынной и безводной планетой, но когда поверхность Марса удалось сфотографировать с близкого расстояния, оказалось, что на старых высокогорьях часто встречаются словно бы оставленные текущей водой промоины. Некоторые из них выглядят так, будто много лет назад их пробили бурные, стремительные потоки. Тянутся они иногда на многие сотни километров. Часть этих "ручьев" обладает довольно почтительным возрастом. Другие долины очень похожи на русла спокойных земных рек. Своим появлением они, вероятно, обязаны таянию подземного льда.
         Некоторые дополнительные сведения о Марсе удается получить косвенными методами на основе исследований его природных спутников - Фобоса и Деймоса.

         Атмосфера:
         Атмосфера на Марсе разрежена, так как Марс не способен долго удерживать возле себя молекулы газов. В отдаленном будущем, атмосфера, видимо, совсем растворится в пространстве. А в настоящий момент ее давление у поверхности в лучшем случае составляет лишь один процент от нормального земного атмосферного давления. Однако втрое меньшая сила тяжести на поверхности Марса позволяет даже такому разреженному воздуху поднимать миллионы тонн пыли. Пылевые бури на красной планете - не редкость. Астрономы, стремящиеся что-либо с Земли разглядеть на Марсе, борются уже с двумя атмосферами. Пылевые бури в марсианской атмосфере иногда могут бушевать месяцами. Состоит же эта марсианская воздушная накидка, в основном, из углекислого газа, с незначительными примесями водяных паров и кислорода
         На Марсе, из-за низкого давления, не может быть жидкой воды. Она там присутствует либо в газообразном состоянии либо в виде льда. Замерзающие углекислый газ и водяной пар образуют полярные шапки, размер которых с движением Марса по орбите меняется. На Марсе происходит смена времен года, по тем же причинам, что и на Земле. Зимой в Северном полушарии полярная шапка растет, а в Южном почти исчезает: там лето. Через полгода полушария меняются местами. Однако, южная шапка зимой разрастается до половины расстояния полюс-экватор, а северная - только до трети. Почему же так неравноправно распределены роли? Так как орбита Марса весьма вытянута, то один и тот же сезон в разных полушариях Марса протекает по-разному. В южном полушарии планеты зима более холодная, а лето - более теплое. Летом Южного полушария Марс проходит ближайший к Солнцу участок своей орбиты, а зимой - самый удаленный. С Землей, кстати, происходит то же самое. Интересно, что и наклоны осей вращения планет к плоскости орбит почти равны, а сутки различаются лишь на несколько минут
         Из неравенства полярных шапок в зимнее время года ученые сделали вывод о том, что зимой Южного полушария в полярной шапке связано больше углекислого газа, и давление в атмосфере Марса падает. Весной южная шапка тает, начинает расти северная, но оставляет атмосфере больше углекислого газа, и ее давление растет. С движением Марса по орбите давление его атмосферы сильно меняется
         Небо на Марсе желтое или красноватое, из-за взвешенной в атмосфере пыли, рассеивающей свет. Это видно и на снимках, переданных спускаемыми аппаратами
Температура на поверхности планеты может колебаться от +25°С до -125°С. Атмосфера Марса является плохим защитником от холодного космоса. Поверхность Марса имеет красноватый цвет из-за значительного количества примесей окислов железа. В целом, южное полушарие планеты в большей степени покрыто кратерами. Неведомая катастрофа, возможно, стерла почти все следы древних кратеров к северу от экватора
         На Марсе раньше текли реки, от которых остались лишь сухие русла. Кроме этих ископаемых рек, на поверхности Марса есть высокие вулканы, один из которых - Олимп - высочайшая гора в Солнечной системе, его высота - 28 км. Планета изобилует именно щитовыми вулканами, образованными застывшими потоками лавы. Такие вулканы имеют очень пологие склоны и основания большой площади. В прошлом, Марс проявлял завидную вулканическую активность
         На Марсе также засняты песчаные дюны, гигантские каньоны и разломы, метеоритные кратеры. Кроме воздействия ударов метеоритов, поверхность Красной планеты подвержена влиянию атмосферы и, пусть мало активной, гидросферы. На Марсе имеет место выветривание, пусть и не столь ощутимое, как на Земле. На Марсе присутствуют осадочные породы. Выветривание в прошлые времена, видимо, было заметнее, подкреплялось действием некогда существовавшей жидкой воды, более высокими температурами и атмосферным давлением. Некоторые разломы поверхности планеты - следствие тектонической активности Марса в далеком прошлом
         В 1976 году американский космический аппарат «Вояджер» передал на Землю фотографию, на которой четко просматривалось геологическое образование, напоминавшее часть человеческого лица. Специалисты НАСА опровергали мнения, что снимок доказывает существование на Марсе цивилизации в прошлом. По их словам, сходство имело случайный характер, и его причиной была игра света и тени. Тем не менее, некоторые приверженцы гипотезы существования внеземных цивилизаций не согласились с этими доводами и начали собственное расследование. Используя методы геологии, картографии, компьютерного моделирования, математической статистики и других наук, они пришли к выводу, что сфотографированное «Вояджером» «лицо» находилось внутри марсианского города, который был назван ими Кидония. Одному из экспертов удалось даже построить трехмерную модель марсианского «портрета гуманоида», которая не теряла сходства с лицом при любом освещении.
         День 6 апреля 1998 года оказался несчастливым понедельником для любителей космической экзотики. Представители НАСА официально заявили, что огромное «лицо» на поверхности Марса на самом деле представляет собой огромную скалу размером больше мили. Большинство ученых на основании анализа свежих фотографий теперь однозначно считают, что «все увиденное на Марсе имеет естественное происхождение».

         Фобос и Деймос – естественные спутники Марса:
         В 1877 году Асаф Холл из Вашингтонской обсерватории открыл два маленьких спутника Марса – Фобос и Деймос. Спутники Марса намного меньше Луны. Они бесформенны и совсем невелики, рассмотреть их в небольшой телескоп трудно. Природа спутников Марса остается неясной, но по фотографиям «Маринера-9» можно предположить, что и Фобос, и Деймос – каменные тела. Они весьма сильно отличаются от нашей Луны. Ни один из них не дает ночью столько света, сколько Луна. Фобос светит на Марсе примерно так же, как Венера на Земле, а Деймос – еще слабее. Поверхность обоих спутников исключительно темная. Сведения о них приведены в таблице.
         Фобос - больший из двух спутников Марса. Он находится ближе к своей планете, чем любой другой спутник в Солнечной системе, менее чем в 6000 км от поверхности Марса. Он является также одним из самых маленьких из всех спутников.
         В Греческой мифологии Фобос - один из сыновей Ареса (Марса) и Афродиты (Венеры). "Фобос" в переводе с греческого означает "страх" (корень "фобия").
Фобос был открыт 12 августа 1877 года Холлом, сфотографирован Маринером-9 в 1971 году, Викингом-1 в 1977 году, и Фобосом в 1988 году.
         Фобос облетает по орбите Марс ниже синхронного радиуса орбиты. Он поднимается на западе, очень быстро пересекает небо и останавливается на востоке. Он находится так близко к поверхности Марса, что может быть видим над горизонтом не из всех точек на поверхности Марса.
         Фобос совершает обращение вокруг планеты втрое быстрее, чем сам Марс вращается вокруг своей оси. За сутки Марса Фобос успевает совершить три полных оборота и пройти ещё дугу в 78°. Для марсианского наблюдателя он восходит на западе и заходит на востоке. Между последовательными верхними кульминациями Фобоса проходит 11 часов 07 минут.
         Фобос обречен: из-за такого расположения приливные силы понижают его орбиту (со скоростью приблизительно 1.8 метра в столетие). Примерно через 50 миллионов лет Фобос или столкнется с поверхностью Марса, или, что более вероятно, разрушится в кольцо.
         Фобос и Деймос могут состоять из богатой углеродом горной породы подобно астероидам типа C. Но их плотности настолько низки, что они не могут быть чистой горной породой. Они, вероятно, состоят из смеси горной породы и льда. Новые изображения от Mars Global Surveyor показывают, что поверхность Фобоса покрыта слоем мелкой пыли толщиной около метра, подобно реголиту на Луне.
         Советский космический корабль "Фобос - 2" обнаружил слабую, но устойчивую утечку газа из Фобоса. К сожалению, "Фобос - 2" вышел из строя прежде, чем был определен характер этого явления. "Фобос - 2" сделал несколько снимков спутника Марса.
         Деймос - меньший и наиболее отдаленный из двух спутников Марса. Это самый маленький из известных спутников в Солнечной системе.
         В греческой мифологии Деймос - один из сыновей Ареса (Марса) и Афродиты (Венеры); "деймос" в переводе с греческого означает "паника".
         Деймос был открыт Холлом 10 августа 1877 года; сфотографирован "Викингом-1" в 1977 году.
Как и Фобос, Деймос состоит из богатой углеродом горной породы подобно астероидам типа C и льда.
         Фобос и Деймос, как полагают, являются захваченными астероидами. Есть даже такое предположение, согласно которому они были образованы скорее вне Солнечной системы, а не в основном поясе астероидов.



Солнечная система: Юпитер

• Масса: 1,9*1027 кг. (318 масс Земли);
• Диаметр экватора: 143760 км. (11,2 диаметров экватора Земли);
• Плотность: 1,31 г/см3;
• Температура верхних облаков: -160°С - максимум;
• Расстояние от Солнца (среднее): 5,203 а.е., то есть 778 млн км;
• Период обращения по орбите (год): 11,867 лет;
• Период обращения вокруг собственной оси (сутки): 9,93 часа;
• Наклон орбиты к эклиптике: 1°18'17";
• Эксцентриситет орбиты: 0,0489;
• Средняя скорость движения по орбите:13,1 км/с;
• Ускорение свободного падения:24,74 м/с2

         Юпитер, тысячи лет назад названный в честь царя римских богов, господствует и среди девяти планет нашей Солнечной системы, соперничая с Солнцем в своем великолепии. Самая большая планета находится далеко за основным поясом астероидов. Масса Юпитера намного превышает массу всех других планет, вместе взятых.
         Огромная атмосфера Юпитера создает и огромное давление. Оно увеличивается при приближении к центру планеты. В таких экстремальных условиях газы в атмосфере находятся в необычных состояниях. Ученые имеют основания считать, что находящийся достаточно глубоко водород под давлением атмосферы, возможно, сформировал слой в жидком металлическом состоянии. Это - и не океан, и не атмосфера. Такой слой водорода должен иметь свойства, которые не укладываются в наше привычное понимание. В отличие от простого газообразного водорода, жидкий металлический водород способен проводить электрический ток. Устойчивый радиошум и сильное магнитное поле Юпитера излучаются как раз этим слоем металлической жидкости.

         Строение:
         По современным представлениям, планеты и Солнце образовались из общего газопылевого облака. На долю Юпитера пришлось 2/3 массы от всей массы планет Солнечной системы, но этого не хватило для того, чтобы в центре Юпитера начались термоядерные реакции: планета в 80 раз легче самой маленькой звезды главной последовательности. Однако Юпитер обладает собственным источником тепла, связанным с радиоактивным распадом вещества и энергией, высвобождающейся в результате сжатия. Если бы он нагревался только Солнцем, температура верхних слоев была бы равной 100 К, измерения же дают 140 К. В тепловом режиме Юпитера большую роль играют потоки внутренней энергии из центра планеты. Планета излучает больше энергии, чем получает от Солнца.
         Атмосфера Юпитера состоит на 89 % из водорода и на 11 % гелия и напоминает по химическому составу Солнце. Ее протяженность 6 тысяч километров. Оранжевый цвет атмосфере придают соединения фосфора или серы. Для людей она губительна, так как содержит ядовитый аммиак и ацетилен.
         Первым кораблем, летавшим к Юпитеру в 1973 году, был Pioneer 10, а позже это были Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 и Ulysses. Космический корабль Galileo в настоящее время находится на постоянной орбите вокруг Юпитера и будет присылать получаемые данные по крайней мере еще следующие два года. До 2002 года
         Газовые планеты, к которым относится Юпитер, не имеют твердой поверхности, их газообразный материал просто становится более плотным с глубиной (радиусы и диаметры для таких планет определяются по уровням, соответствующим давлению в 1 атмосферу). Так что когда мы смотрим на такую планету, мы видим верхние слои облаков.
         Наши знания относительно внутреннего строения Юпитера (и других газовых планет) носят косвенный характер и, вероятно, еще долго останутся таковыми. Атмосферный зонд Галилео передал данные о составе атмосферы всего на глубине 150 км. ниже верхних слоев облаков. Юпитер, возможно, имеет ядро из твердого материала, масса которого составляет примерно от 10 до 15 масс Земли.
         Выше ядра находится основной объем планеты в форме жидкого металлического водорода. Эта экзотическая форма возможна только при давлениях, превышающих 4 миллиона бар. Жидкий металлический водород состоит из ионизированных протонов и электронов (как внутри Солнца, но при более низкой температуре). При такой температуре и давлении, как у Юпитера, водород внутри него - жидкость, а не газ. Он является электрическим проводником и источником магнитного поля Юпитера. Этот водородный слой, возможно, также содержит некоторое количество гелия.
         Юпитер излучает в космос большее количество энергии, чем получает от Солнца. Внутри Юпитера - горячее ядро, температура которого составляет приблизительно 20 000 K. Теплота генерируется механизмом Кельвина - Гельмгольца, за счет медленного гравитационного сжатия планеты. Юпитер не производит энергию ядерным синтезом, как Солнце; он слишком мал, и его внутренняя температура слишком холодна для того, чтобы запустить ядерные реакции. Эта внутренняя теплота, возможно, вызывает конвекцию глубоко в жидких слоях Юпитера, вследствии чего мы наблюдаем сложные движения в верхних слоях облаков. Сатурн и Нептун подобны Юпитеру в этом отношении, но Уран, как ни странно, нет.
         Юпитер имеет огромное магнитное поле, намного более сильное, чем у Земли. Магнитосфера тянется больше чем на 650 миллионов км - за орбиту Сатурна! Обратите внимание, что магнитосфера Юпитера далека от сферической - она тянется на несколько миллионов километров в направлении к Солнцу. Спутники Юпитера, следовательно, находятся в пределах его магнитосферы, что может частично объяснять активность на Ио. К сожалению для будущих космических путешественников и проектировщиков космических кораблей Voyager и Galileo, окружающая среда вокруг Юпитера содержит высокие уровни энергетических частиц, захваченных магнитным полем Юпитера. Эта радиация подобна найденной в пределах Радиационных поясов Ван Аллена Земли, но намного более интенсивна, она гибельна для незащищенного человека.
         У Юпитера есть кольца, подобно Сатурну, но намного более слабые.
         В отличие от Сатурна, кольца Юпитера - темные (альбедо приблизительно 0.05). Они состоят из очень мелких частиц горных пород. Также в отличие от колец Сатурна они не содержат льда.
В июле 1994 года комета Шумахера-Леви столкнулась с Юпитером. Последствия были ясно видны даже в любительские телескопы. Обломки, оставшиеся от столкновения, можно было наблюдать еще почти целый год.
         Юпитер часто является самой яркой "звездой" нашего неба, уступая по яркости только Венере, которая редко видна в темном небе. Четыре его спутника легко можно увидеть в бинокль; несколько полос и Большое Красное Пятно можно наблюдать с помощью небольшого телескопа.
         Вращение Юпитера постепенно замедляется из-за приливного торможения, производимого на него его большими спутниками. Те же самые приливные силы изменяют орбиты лун, вынуждая их очень медленно отдаляться от Юпитера.

         Атмосфера:
         Атмосферы Юпитера и других газовых планет характерны ветрами больших скоростей, дующих в пределах широких полос, параллельных экватору планеты, причем в смежных полосах на Юпитере ветра направлены в противоположные стороны. Эти полосы различимы даже в небольшой телескоп и находятся в постоянном движении. Ветры на Юпитере достигают скорости 500 км/ч. Изучение атмосферы позволило сказать, что ветры эти также существуют в более низких ее слоях, вплоть до тысячи километров от внешних облаков. Отсюда сделан вывод, что они управляются не энергией излучения Солнца, а внутренним теплом планеты, в то время как на Земле все происходит наоборот.
         Атмосфера Юпитера создает гигантское давление, увеличивающееся при приближении к центру планеты. Газы в атмосфере, при таких экстремальных условиях, находятся в необычных состояниях. Например, ученые имеют основания считать, что достаточно глубоко водород, будучи под колоссальным давлением атмосферы, находится в жидкой металлической фазе. Это – не океан и не атмосфера; этот слой водорода должен иметь особенности, которые не укладываются в наше понимание химии. Вместо простого поведения газообразного водорода, жидкий металлический водород – необычная субстанция, способная проводить электрический ток. Некоторые ученые предполагают, что под этим слоем нет твердой массы, в центре Юпитера большая температура и давление сжимают небольшое ядро диаметром 25 000 км, находящееся в металло-силикатном состоянии.         Температура в центре Юпитера составляет 23 000 К.
         Наиболее удаленный от ядра слой состоит прежде всего из обычного молекулярного водорода и гелия, которые находятся в жидком состоянии внутри и постепенно переходят в газообразное снаружи. Атмосфера, которую мы видим - только самая верхняя часть этого глубокого уровня. Также присутствуют, но в крошечных количествах, вода, двуокись углерода, метан и другие простые молекулы.
         Как полагают, существует три отчетливо выделяемых слоя облаков: из замороженного аммиака, гидросульфида аммония и смеси льда и воды.
         Данные атмосферного зонда Galileo также показывают значительно меньшее количество воды, чем ожидали.
На Юпитере и других газовых планетах существуют полосы, ограниченные по широте, внутри которых дуют ветры с очень высокими скоростями, причем их направления противоположны в смежных полосах. Небольшой разницы в химическом составе и температуре между этими областями достаточно для того, чтобы они выглядели как цветные полосы, которые мы видим на изображениях этих планет. Светлые полосы называются зонами, темные - поясами. Полосы были известны некоторое время на Юпитере, но вихри на границе между полосами были впервые замечены благодаря наблюдениям на Voyager. Согласно данным зонда Galileo обнаружено, что скорость ветра оказалась гораздо выше ожидаемой (больше чем 400 миль в час), и эти потоки простираются на всю глубину атмосферы, на которую был способен опуститься зонд; они могут проникать на тысячи километров внутрь планеты. Оказалось, что атмосфера Юпитера высоко турбулентна.
         Яркие цвета, видимые в облаках Юпитера, являются результатом протекания различных химических реакций элементов, присутствующих в атмосфере, возможно, включая серу, наличие которой может давать широкий спектр цветов, но подробности пока не известны.
         Цвета соотносятся с высотой облаков: синие - самые низкие, сопровождаемые коричневым и белыми, самые высокие - красные. Иногда мы можем наблюдать нижние уровни через разрывы в верхних слоях облаков.
         Большое Красное Пятно было замечено земными наблюдателями более чем 300 лет назад (открытие обычно приписывается Кассини, или Роберту Хуку, в 17 столетии). Оно имеет размеры 12 000 на 25 000 км - достаточно для того, чтобы вместить две такие планеты, как Земля. Другие меньшие подобные пятна наблюдались в течение десятилетий. Инфракрасные наблюдения и направление его вращения указывают, что это пятно - область высокого давления, над которой верхние слои облаков располагаются значительно выше и они более холодные, чем над окружающими областями. Подобные структуры были замечены на Сатурне и Нептуне. Не известно, как такие структуры могут сохраняться для так долго.

         Естественные спутники:
         К началу третьего тысячелетия у Юпитера известно 28 спутников. Четыре из них отличаются большими размерами и массой. Они движутся почти по круговым орбитам в плоскости экватора планеты. 20 внешних спутников настолько далеки от планеты, что невидимы с ее поверхности невооруженным глазом, а Юпитер в небе самого дальнего из них выглядит меньше Луны.
         Ряд малых спутников движутся по почти одинаковым орбитам. Ученые предполагают, что все они – остатки более крупных спутников Юпитера, разрушенных его тяготением. Внешние же спутники Юпитера вполне могли быть захвачены гравитационным полем планеты: все они обращаются вокруг Юпитера в обратную сторону.
         Тройное кольцо Юпитера открыто в 1979 году, когда мимо Юпитера пролетал «Вояджер». Оно имеет радиус 129 тыс. км и толщину 30 км. Кольцо очень разрежено и состоит из пыли и мелких каменных частиц.



Солнечная система: Сатурн

• Масса: 5,68*1026 кг. (95 масс Земли);
• Диаметр экватора: 120420 км. (9,46 диаметров экватора Земли);
• Плотность: 0,71 г/см3
• Температура поверхности: -23°С на большей части поверхности, -150°С на полюсах, 0°С на экваторе.
• Расстояние от Солнца (среднее): 9,54 а.е., то есть 778 млн км
• Период обращения по орбите (год): 29,666 земных лет
• Период обращения вокруг собственной оси (сутки): 10,54 часа
• Наклон орбиты к эклиптике: 2°29'
• Эксцентриситет орбиты: 0,057
• Ускорение свободного падения:9,44 м/с2

         Сатурн, наверное, наиболее красивая планета, если смотреть на нее в телескоп или изучать снимки «Вояджеров». Сказочные кольца Сатурна нельзя спутать ни с какими другими объектами Солнечной системы.
         Планета известна с самых древних времен. Максимальная видимая звездная величина Сатурна +0,7m. Эта планета – один из самых ярких объектов на нашем звездном небе. Ее тусклый белый свет создал планете недобрую славу: рождение под знаком Сатурна издревле считалось плохим предзнаменованием. Кольца Сатурна видимы с Земли в небольшой телескоп. Они состоят из тысяч и тысяч небольших твердых обломков камней и льда, которые вращаются вокруг планеты.

         Строение:
         Ниже атмосферы простирается океан жидкого молекулярного водорода. На глубине около 30 000 км водород становится металлическим (давление достигает около 3 миллионов атмосфер). Движение металла создает мощное магнитное поле. В центре планеты находится массивное железо-каменное ядро.
         Магнитное поле Сатурна более слабое по сравнению с Юпитером. Напряженность магнитного поля на уровне видимых облаков на экваторе 0,2 Гс (на поверхности Земли магнитное поле равно 0,35 Гс). Магнитосфера Сатурна отличается от юпитерианской. У Сатурна ось вращения совпадает с осью диполя. Некоторые заряженные частицы, двигаясь от полюса к полюсу, проходят через систему колец и поглощаются там льдом и пылью. Поэтому в области колец магнитосфера Сатурна очень пуста – в ней очень мало заряженных частиц.

         Атмосфера:
         Атмосфера Сатурна - в основном, водород и гелий. Но из-за особенности образования планеты большая, нежели на Юпитере, часть Сатурна приходится на другие вещества. "Вояджер 1" выяснил, что около 7 процентов объема верхней атмосферы Сатурна - гелий (по сравнению с 11-ю процентами в атмосфере Юпитера), в то время как почти все остальное – водород.
         Невысокая контрастность цветов на видимом диске Сатурна могла бы быть результатом более сильного смешивания газов в направлении, перпендикулярном экватору, чего не наблюдается в атмосфере Юпитера, на котором полосы облаков различимы даже в 65-мм зрительную трубу с увеличением лишь 60 крат. Такая особенность в атмосфере Сатурна, видимо, связана с особенностями ветров на нем.
         Ветра на Сатурне очень сильны. Вблизи экватора, "Вояджеры" измерили их скорость: около 500 метров в секунду. Ветра дуют, по большей части, в восточном направлении (напомним, что, как и большинство планет, Сатурн вращается с запада на восток). Сила ветров ослабевает при удалении от экватора. Также, при удалении от экватора, появляется все больше западных течений. Преобладание восточных потоков (по направлению осевого вращения) указывает на то, что ветры не ограничены слоем верхних облаков, они должны распространяться внутрь, по крайней мере, на 2 000 километров. Кроме того, измерения "Вояджера 2" показали, что ветра в южном и северном полушариях симметричны относительно экватора. Есть предположение, что симметричные потоки как-то связаны под слоем видимой атмосферы.
         Когда "Вояджер 2" был по отношению к Земле за Сатурном, радиолуч прошел через верхнюю атмосферу, позволив измерить ее температуру и плотность. Минимальная температура на Сатурне - 82 Кельвина. Температура возрастает при погружении в атмосферу.
         "Вояджеры" обнаружили ультрафиолетовое излучение водорода в атмосфере средних широт и полярные сияния на широтах выше 65 градусов. Подобная активность может привести к образованию сложных углеводородных молекул. Полярные сияния средних широт, которые происходят только в освещенных Солнцем областях, возникают по тем же причинам, что и полярные сияния на Земле. Разница лишь в том, что на нашей планете это явление присуще, в значительной части, более высоким широтам.

         Кольца:
         Кольца Сатурна видимы с Земли в небольшой телескоп. Они состоят из тысяч и тысяч небольших твердых частиц из камней и льда, которые вращаются вокруг планеты.
         Существует 3 основных кольца, названных A, B и C. Они различимы без особых проблем с Земли. Есть и более слабые кольца – D, E, F. При ближайшем рассмотрении колец оказывается великое множество. Между кольцами существуют щели, где нет частиц. Та из щелей, которую можно увидеть в средний телескоп с Земли (между кольцами А и В), названа щелью Кассини. В ясные ночи можно даже увидеть менее заметные щели. Внутренние части колец вращаются быстрее внешних.
         Ширина колец равна 400 тыс. км, однако в толщину они составляют всего несколько десятков метров. Сквозь кольца можно увидеть звезды, хотя свет их при этом заметно ослабевает. Все кольца состоят из отдельных кусков льда разных размеров: от пылинок до нескольких метров в поперечнике. Эти частицы двигаются с практических одинаковыми скоростями (около 10 км/с), иногда сталкиваясь друг с другом. Под действием спутников кольцо немного выгибается, переставая быть плоским: видны тени от Солнца.
         Внешний вид колец меняется от года к году. Это обусловлено наклоном плоскости колец к плоскости орбиты планеты.
Плоскость колец наклонена к плоскости орбиты на 29°. Поэтому в течение года мы видим их максимально широкими, после чего их видимая ширина уменьшается, и, примерно через 15 лет, они превращаются в слабо различимую черту.
         В 1610 году Галилео Галилей впервые увидел в телескоп кольца Сатурна, но не понял, что это такое, поэтому записал, что Сатурн состоит из частей. Полвека спустя Христиан Гюйгенс сообщил о наличии у Сатурна кольца, а в 1675 году Кассини обнаружил между кольцами щель.
         Кольца Сатурна постоянно будоражили воображение исследователей своей уникальной формой. Кант первым предсказал существование тонкой структуры колец Сатурна. Пользуясь своей моделью протопланетного облака, он представлял себе кольцо в виде плоского диска из сталкивающихся частиц, вращающихся дифференциально вокруг планеты по закону Кеплера. Именно дифференциальное вращение, согласно Канту, является причиной расслоения диска на серию тонких колечек. Позднее Симон Лаплас доказал неустойчивость твердого широкого кольца. В середине прошлого века астрономы обнаружили десять колечек вокруг Сатурна. Выдающийся вклад в исследование устойчивости колец Сатурна внес Джеймс Максвелл, получивший премию Адамса за труд, в котором он показал, что такие узкие кольца также неустойчивы и будут падать на планету. И хотя вывод Maксвелла о падении гипотетического сплошного ледового кольца на планету был неправильным (такое кольцо гораздо раньше должно развалиться на куски), следствие из него – метеорное строение колен Сатурна – оказалось верным. Так, к концу XIX века гипотеза метеорного строения колец Сатурна, высказанная впервые Жаном Кассини, получила теоретическое, а в 1893 году – и наблюдательное подтверждение.
         В течение XX века шло постепенное накопление новых данных о планетных кольцах: получены оценки размеров и концентрации частиц в кольцах Сатурна, спектральным анализом установлено, что кольца – ледяные, открыто загадочное явление азимутальной переменности яркости колец Сатурна. Размеренный темп научной деятельности сменился бурным подъемом всеобщего интереса к планетным кольцам в конце семидесятых годов, когда 10 марта 1977 году несколькими исследовательскими группами независимо были открыты узкие и далеко отстоящие друг от друга угольно-черные кольца Урана. Открытие было сделано совершенно случайно, когда, готовя аппаратуру для исследования параметров атмосферы Урана методом покрытия звезды и заранее настроив приборы, исследователи обнаружили короткие затмения при подходе звезды к планете и при ее удалении. Через два года – 4 марта 1979 года – американский межпланетный аппарат «Вояджер-1» обнаружил прозрачные каменные кольца и вокруг Юпитера. Десятью годами позже были открыты кольца Нептуна.
         Планетные кольца оказались обязательным элементом и закономерным явлением в спутниковых системах планет-гигантов. Обилие экспериментального материала не могло не вызвать интенсивного развития теоретических моделей. Это не просто интерес к новым астрономическим объектам. Все большее распространение получает мнение, что планетные кольца – ключ к пониманию космогонии всей Солнечной системы. Считается, что кольца, в которых раздельно вращаются отдельные частицы, являются древнейшими представителями Солнечной системы. Исследование таких дисковых систем имеет принципиальную важность для космогонии, так как на протостадии это самый распространенный тип динамической системы (протопланетное облако, протоспутниковые диски, протокольца планет). К этому же классу объектов нужно отнести и протопланетные облака вокруг других звезд, аккреционные диски в системах двойных звезд, галактические и протогалактические диски. Таким образом, планетные кольца предоставляют уникальную возможность получить важнейшую информацию о коллективных и других процессах, протекавших на стадии образования планет и Солнечной системы.
         Перечислим основные проблемы физики планетных колец.
• Почему существуют планетные кольца? Классические модели формирования колец предполагали, что кольца – это область приливного разрушения крупных тел. Но после полетов «Вояджеров» стало ясно, что для разрушения частиц наблюдаемых размеров (10 м) приливные силы слишком слабы. Вопрос о причинах существования колец оказался прямо связан с механическими характеристиками типичной частицы.
• Что вызвало расслоение колец Сатурна? Наблюдаемая иерархическая структура колец Сатурна составлена по принципу «матрешки»: широкие ~1000 км кольца состоят из системы более узких ~100 км колец и т.д. До сих пор не существует теории, объясняющей наличие тонких колечек.
• Как образовались и почему не разрушаются кольца Урана? Наиболее популярна гипотеза о том, что узкие, эллиптические кольца Урана сформировались и сохраняют стабильность благодаря двум спутникам-«пастухам» по краям каждого кольца. Однако «Вояджер-2» в 1986 году не обнаружил между кольцами Урана столь необходимых для этой гипотезы спутников-«пастухов». При этом данные «Вояджера-2» подтвердили альтернативную гипотезу о резонансной природе колец Урана.
         Для того, чтобы дать физически цельную картину существующих планетных колец, приходится обращаться к самым различным методам и областям науки: к небесной механике и физике льда и снега, к теории удара и кинетической теории газов, к теории неустойчивостей и физике плазмы. Этот вопрос все еще ждет своих исследователей.

         Естественные спутники:
         Система спутников Сатурна довольно сложна. Известны 30 спутников, характеристики которых внесены в таблицу. Двенадцать из них открыты за последние несколько лет.
         Спутники Сатурна (и других планет-гигантов) можно разделить на две группы – регулярные и иррегулярные. Регулярные спутники движутся по почти круговым орбитам, лежащим недалеко от планеты вблизи ее экваториальной плоскости. Все регулярные спутники обращаются в одном направлении – в направлении вращения самой планеты. Это указывает на то, что сформировались эти спутники в газопылевом облаке, окружавшем планету в период ее рождения. В отличие от них, иррегулярные спутники обращаются далеко от планеты, по хаотическим орбитам, ясно указывающим, что эти тела были захвачены планетой сравнительно недавно из числа пролетавших мимо нее астероидов или ядер комет. В настоящее время уточняются параметры орбит спутников и их размеры. После уточнения орбит спутников Генеральная ассамблея МАС присвоит им имена.
         Большинство спутников состоит из льда: их плотность не превышает 1400 кг/м3. У наиболее крупных спутников формируется каменистое ядро. Почти все спутники всегда повернуты к планете одной стороной.



Солнечная система: Уран

• Масса: 8,7*1025 кг. (14,5 масс Земли);
• Диаметр экватора: 51000 км. (4 диаметра экватора Земли);
• Плотность: 1,27 г/см3
• Температура поверхности: -220 °С
• Расстояние от Солнца (среднее): 19,2 a.e.,то есть 2,86 млрд км
• Период обращения по орбите (год): 84 года
• Период обращения вокруг собственной оси: 17 ч 14 мин
• Наклон орбиты к эклиптике: 0°46'23"
• Эксцентриситет орбиты: 0,0463
• Средняя скорость движения по орбите:6,8 км/с
• Ускорение свободного падения:9,67 м/с2

         Когда о Земле говорят, что она голубая, это ласковое преувеличение. По-настоящему голубой планетой оказался далекий Уран! Уран – старинное греческое божество Неба, самый ранний высший бог, который был отцом Крона (Сатурна), циклопов и титанов (предшественников Олимпийских богов).
         Уран, первая планета, обнаруженная в новой истории, была открыта случайно Вильямом Гершелем, когда он рассматривал небо в свой телескоп 13 марта 1781 года. Гершель подумал, что это комета и доложил о ней в Гринвич. Довольно быстро выяснилось, что это новая планета. Оказывается, Уран наблюдали и раньше, но как звезду: самая ранняя запись о ней была сделана в 1690 году, когда Джон Флемстид каталогизировал ее как 34 Тельца. Гершель назвал планету «Georgium Sidus» (Планета Георга) в честь своего покровителя, короля Англии Георга III, за что получил от монарха королевскую пенсию. Другие астрономы называли ее планетой Гершеля. Имя же «Уран» было дано временно Боде, взявшем его по традиции из античной мифологии, а утвердилось лишь в 1850 году.
         Уран едва видим невооруженным глазом в очень ясные ночи, его нетрудно обнаружить в бинокль (если вы знаете точно, куда смотреть). Максимальная видимая звездная величина m = +5,5. Небольшой астрономический телескоп покажет маленький диск, который виден под углом в 3,7".

         Строение:
         Данные, полученные с «Вояджера-2», показали, что планета Уран имеет небольшое твердое железно-каменное ядро, над которым сразу начинается плотная атмосфера. Никаких океанов на Уране, по-видимому, нет. Такое строение планеты теперь называют двухслойной моделью. Температура в ядре достигает 7000 К, а давление – 6 миллионов атмосфер.
         Эффективная температура Урана 59 К, что лишь чуть-чуть превышает ту температуру, которую он имел бы только под влиянием солнечного тепла. Следовательно, Уран почти не имеет внутренних источников энергии.
Предполагают, что вскоре после образования Солнечной системы произошло столкновение Урана с другим большим телом. Не исключено, что в результате этого столкновения Уран был опрокинут набок.
         Возможно, обедненность легкими газами – следствие недостаточной массы зародыша планеты, и в ходе образования Уран не смог удержать возле себя большее количество водорода и гелия. А может быть, в этом месте зарождающейся планетной системы вовсе не было столько легких газов, что, конечно, в свою очередь, тоже требует объяснений. Как видно, ответы на вопросы, связанные с Ураном, могут пролить свет на судьбу всей Солнечной системы.
         Атмосфера на Уране мощная, толщиной не менее 8000 км. Атмосфера Урана (но не Уран в целом!) состоит примерно из 83 % водорода, 15 % гелия и 2 % метана. Метан, ацетилен и другие углеводороды в атмосфере планеты встречаются в значительно больших количествах, чем на Юпитере и Сатурне. Именно метановая дымка хорошо поглощает красные лучи, поэтому Уран кажется голубым.
         Подобно другим газовым планетам, Уран имеет полосы облаков, которые очень быстро перемещаются. Но они чрезвычайно плохо различимы и видимы только на снимках с большим разрешением, сделанные «Вояджером-2». Последние наблюдения с HST позволили рассмотреть большие облака. Есть предположение о том, что эта возможность появилась в связи с сезонными эффектами, ведь как не трудно сообразить, зима от лета на Уране сильно разнятся: целое полушарие зимой на несколько лет прячется от Солнца! Хотя, Уран получает в 370 раз меньше тепла от Солнца, чем Земля, так что летом там тоже не бывает жарко.
         Ветры в средних широтах на Уране перемещают облака в тех же направлениях, что и на Земле. Эти ветры дуют со скоростью от 40 до 160 м/с; на Земле быстрые потоки в атмосфере перемещаются со скоростью около 50 м/с.
         Дневная освещенность на Уране соответствует земным сумеркам сразу после захода Солнца.
Минимальная температура 53 К наблюдалась на уровне 0,1 бар. Выше и ниже температура повышается. Температура атмосферы на уровне 2,3 бар достигает 100 К.
         У Урана почти такое же сильное магнитное поле, как у Земли. На уровне облаков напряженность магнитного поля равна 0,23 Гс. Но конфигурация этого магнитного поля очень сложная. Очень приближенно его можно считать дипольным, если ось диполя сместить от центра на 1/3 радиуса и наклонить к оси вращения на 60°. Компас на Уране не будет показывать на географический полюс.
         Магнитное поле делает возможным «полярные» сияния, наблюдающиеся в верхней части атмосферы.

         Кольца:
         Подобно другим газовым планетам, Уран имеет кольца. Кольцевая система была обнаружена в 1977-м году во время покрытия Ураном звезды. Наблюдалось, что звезда 5 раз ослабляла на краткий промежуток времени свой блеск перед покрытием и после него, что и навело на мысль о кольцах. Последующие наблюдения c Земли показали, что действительно есть кольца, девять более или менее ярко выраженных. Если перебирать их, удаляясь от планеты, они названы 6, 5, 4, Альфа, Бета, Эта, Гамма, Дельта и Эпсилон. Камеры "Вояджера" обнаружили несколько дополнительных колец, и также показали, что девять основных колец погружены в мелкую пыль. Подобно кольцам Юпитера, они очень неярки, но, как и кольца Сатурна, кольца Урана содержат много довольно больших частиц, размеры их колеблются от 10 метров в диаметре до мелкой пыли. Кольца Урана были открыты первыми после колец Сатурна. Это имело большое значение, так как стало возможным предположить, что кольца - общая характеристика планет, а не удел одного Сатурна. Это еще одно прямо-таки эпохальное значение Урана для астрономии
         Наблюдения показали, что кольца Урана заметно отличаются от родственных им систем Юпитера и Сатурна. Неполные кольца с различным показателям прозрачности по длине каждого из колец сформировались, похоже, позже, чем сам Уран, возможно, после разрыва нескольких спутников приливными силами Количество известных колец может, в конечном счете, возрасти, судя по наблюдениям "Вояджер 2". Приборы указывали на наличие многих узких колец (или, возможно, неполных колец или кольцевых дуг) около 50 метров шириной.
         Отдельные частицы в кольцах обнаруживали низкую отражательную способность. Например, самое яркое кольцо, Эпсилон, серого цвета. Предлагаемый снимок кольца сделан с Земли в ИК-диапазоне
         Ключом к разгадке структуры колец Урана может быть и открытие того, что два небольших спутника - Корделия и Офелия - находятся внутри кольца Эпсилон. Это объясняет неравномерное распределение частиц в кольце: спутники удерживают вещество вокруг себя. Так, используя эту теорию, предположено, что в этом кольце можно отыскать еще 16(!) спутников.

         Естественные спутники:
         Несмотря на сложность наблюдений, астрономы прошлых веков открыли почти все крупные спутники Урана. Спутниковая система лежит в экваториальной плоскости планеты, то есть почти перпендикулярно к плоскости ее орбиты. Внутренние 10 лун – маленькие по размерам. Спутник 1986U10, найденный по старым фотографиям, переданным с АМС «Вояджер-2» в 1986 году, пока не имеет собственного имени. Его, как и другие спутники Урана, назовут в честь героя какой-нибудь пьесы Шекспира.
         Совсем недавно телескоп Hubble сфотографировал два неизвестных ранее кольца Урана, а также - две новые луны. Анализ данных показывает, что система колец и спутников Урана очень динамична и меняется на глазах. Астрономы рассчитали, что орбиты внутренних лун Урана значительно изменились за прошлое десятилетие. Видимо, взаимодействие колец и лун здесь очень активное, как и в системе Сатурна.
         Наибольшее из двух вновь открытых колец планеты (R1 на схеме) имеет вдвое больший диаметр, чем самое большое из колец ранее известных. Оба новых кольца (R1 и U2) заметно отстоят от своих собратьев, потому их назвали второй кольцевой системой.
         Внешнее кольцо разделяет орбиту с луной по имени Мэб (Mab), первый раз замеченной астрономами в 2003 году, но чётко отснятой только теперь. Учёные полагают, что поверхность Мэб, имеющей поперечник 19,2 километра, постоянно перемалывается ударами метеоритов, а в результате материал выбрасывается в космос и пополняет кольцо R1. Орбита другой новой луны - Купидона (Cupid) - пролегает чуть дальше кольца U2. На схеме показаны кольца Урана (красным) и орбиты крупных лун (синим). Новые спутники и кольца отмечены кружками.



Солнечная система: Нептун

• Масса: 1,02*1026 кг. (17,14 масс Земли);
• Диаметр экватора: 49520 км. (3,88 диаметра экватора Земли);
• Плотность: 1,64 г/см3
• Температура поверхности: -231°С
• Период вращения относительно звёзд: 19,2 часа
• Расстояние от Солнца (среднее): 30,06 а.е., то есть 4,497 млрд км
• Период обращения по орбите (год): 164,491 земных лет
• Период обращения вокруг собственной оси (сутки): 15,8 часов
• Наклон орбиты к эклиптике: 1°46'22"
• Эксцентриситет орбиты: 0,011
• Средняя скорость движения по орбите:5,43 км/с
• Ускорение свободного падения:3,72 м/с2

         Нептун – восьмая планета от Солнца и четвертая по размеру среди планет. После открытия Урана астрономы обратили внимание на то, что его орбита не соответствовала закону всемирного тяготения Ньютона, претерпевая постоянные отклонения. Это и навело на мысль о существовании еще одной планеты за Ураном, которая могла бы своим гравитационным притяжением искажать траекторию движения седьмой планеты. Математики Джон Адамс и Джеймс Чаллис в 1845 году сделали расчет примерного места расположения планеты. В это же время французский астроном Урбан Леверье, сделав расчет, убедил начать поиск новой планеты. Расчеты Леверье были настолько точны, что Нептун нашли сразу, в первую же ночь наблюдений. Нептун впервые наблюдался астрономами Галле и д’Аррестом 23 сентября 1846 года недалеко от тех положений, которые независимо друг от друга предсказывали англичанин Адамс и француз Леверье. Это открытие стало триумфом расчетной астрономии. В римской мифологии Нептун (греч. Посейдон) – бог моря.
         Нептун можно увиден в бинокль (если вы знаете точно, куда смотреть), но даже в большой телескоп вряд ли можно видеть что-нибудь, кроме небольшого диска.

         Строение:
         Температура атмосферы Нептуна выше, чем у Урана, и составляет около 60 К. Следовательно, Нептун имеет собственный внутренний источник тепла – он излучает в 2,7 раза больше энергии, нежели получает от Солнца.
         Строение и набор составляющих Нептун элементов, вероятно, почти такие же, как на Уране: различные «льды» и отвердевшие газы с содержанием около 15 % водорода и небольшого количества гелия. В отличие от Юпитера с Сатурном Уран и Нептун, возможно, не имеет четкого внутреннего расслоения. Но скорее всего, у Нептуна есть небольшое твердое ядро, равное по массе Земле.
         «Вояджер-2» зарегистрировал магнитное поле Нептуна. Магнитный полюс планеты отстоит на 47° от географического. Предполагается, что магнитное поле Нептуна возбуждается в жидкой проводящей среде, в слое, находящемся на расстоянии 13 тысяч км от центра планеты. А под жидким слоем находится твердое ядро Нептуна. Магнитосфера Нептуна сильно вытянута.

         Атмосфера:
         Атмосфера Нептуна – это, по большей части, водород и гелий с небольшой примесью метана (1 %). Синий цвет Нептуна является результатом поглощения красного света в атмосфере этим газом – как и на Уране.
         На Нептуне наблюдаются сильнейшие ветры, параллельные экватору планеты, большие бури и вихри. На планете самые быстрые в Солнечной системе ветры, достигающие 700 км/час. Ветры дуют на Нептуне в западном направлении, против вращения планеты. Замечено, что у планет-гигантов скорость потоков и течений в их атмосферах увеличивается с расстоянием от Солнца. Эта закономерность не имеет пока никакого объяснения.
         Одним их первых открытий «Вояджера-2» было Большое Темное Пятно в южном полушарии, размером с Землю. Ветры Нептуна несли Большое Темное Пятно к западу со скоростью 300 м/с. Время кругооборота вещества в нем – 16 дней. «Вояджер-2» также видел меньшее темное пятно в южном полушарии и небольшое непостоянное белое облако. Оно может быть потоком, восходящим от нижних слоев атмосферы к верхним, но истинная природа его остается тайной. Наблюдения на космическом телескопе им. Хаббла в 1994 году показали: Большое Темное Пятно исчезло! Оно или просто рассеялось, или было закрыто чем-то в атмосфере. А несколько месяцев спустя космический телескоп им. Хаббла вторично обнаружил новое темное Пятно в северном полушарии Нептуна. Это указывает на то, что атмосфера Нептуна изменяется очень быстро.

         Естественные спутники:
         Вокруг Нептуна обнаружены кольца в виде арок, которые сфотографировал «Вояджер-2». Интересно, что первоначально информацию о возможных кольцах Нептуна получили в 1995 году при наблюдении покрытия звезд планетой. Расчеты показали, что арки представляют собой сложные вихри, которые назвали эпитонами.
         Самый большой спутник Нептуна – Тритон. Спутник Тритон, открытый в 1846 году Уильямом Ласселлом, по размерам превосходит Луну. Обращение вокруг Нептуна у него обратное, поэтому ученые считают, что Тритон был захвачен Нептуном из пояса Койпера. В Тритоне сосредоточена почти вся масса спутниковой системы Нептуна.
         В 1989 «Вояджер-2» открыл шесть спутников Нептуна. Все они движутся по круговым орбитам в прямом направлении практически в плоскости экватора планеты. Пять из них имеют периоды обращения меньше периода вращения планеты, и поэтому на нептунианском небе восходят на западе и заходят на востоке; это также означает, что из-за гравитационного трения они рано или поздно упадут на Нептун. Самый крупный из этих спутников – Протей – неправильной формы со средним диаметром около 420 км. Ещё один спутник – Ларисса –  тёмный объект неправильной формы размером 210;180 км, отражающий 5 % света. Радиусы орбит этих спутников 117,6 тыс. км и 74 тыс. км соответственно. Об остальных спутниках известно ещё меньше. Деспина и Галатея обращаются на расстояниях 62 тыс. км и 52 тыс. км, соответственно. Таласса обращается вокруг Нептуна за 7,5 часа на расстоянии 50 тыс. км. Наяда, с периодом обращения 7,1 часа, имеет орбиту, заметно наклонённую к плоскости экватора Нептуна — на 4,5°.
         В 2002—2003 открыты ещё пять спутников Нептуна, таким образом, их общее число достигло 13. Каждый из новооткрытых объектов имеет диаметр 30-60 км и нерегулярную, вытянутую орбиту с большим наклоном. Период их обращения вокруг Нептуна составляет от 5 до 26 земных лет.



Солнечная система: Плутон (планета-астероид)

• Масса: 1,29*1022 кг. (0,0022 массы Земли);
• Диаметр экватора: 2324 км. (0,18 диаметра экватора Земли);
• Плотность: 2 г/см3;
• Температура поверхности: -233°С;
• Период вращения относительно звёзд(обратное вращение): 6,39 земных суток;
• Расстояние от Солнца (среднее): 39,53 а.е., то есть 2,871 млрд км;
• Период обращения по орбите (год): 248,54 земных лет;
• Наклон орбиты к эклиптике: 17,14°;
• Эксцентриситет орбиты: 0,25;
• Средняя скорость движения по орбите:4,74 км/с;
• Ускорение свободного падения:0,06 м/с2

         Идея о существовании в Солнечной системе девятой планеты появилась в результате обнаружения отклонений в орбитальном движении Урана и Нептуна, которые могли быть объяснены воздействием более удаленной массивной планеты. Поиском этой планеты активно занимался Персиваль Ловелл (англ. Percival Lowell), основатель Ловелловской обсерватории во Флагстаффе, Аризона, США. Поиски оказались безуспешными, и в 1916 г. были прерваны смертью Ловелла. Ирония судьбы заключается в том, что на фотоснимках, сделанных в ходе поиска, должен был быть Плутон — но его изображение попало на дефект фотопластинки. Поиск был возобновлен в 1929 г. и поручен специально нанятому для этого молодому астроному-любителю Клайду Томбо. Менее чем через год, 18 февраля 1930 г. Томбо обнаружил новую планету, выглядевшую как звёздочка 15-й величины в созвездии Близнецов. Планета была обнаружена при сравнении фотографий, сделанных 23 и 29 января.
         Вскоре после открытия Плутона стало ясно, что его масса слишком мала, чтобы оказать заметное влияние на движение Нептуна или Урана. Возникло предположение, что за неправильности в их движениях несет ответственность более массивная, ещё не обнаруженная «планета Х». Были предприняты её поиски, оказавшиеся безуспешными. Позже оказалось, что погрешности исчезают, если использовать в расчетах уточненное значение массы Нептуна.
         НАСА отправила к Плутону космический аппарат «Новые горизонты». Запуск зонда состоялся с мыса Канаверал (Флорида) 19 января 2006 года, прибытие к Плутону ожидается в 2015 году.

         24 августа 2006 года Плутон лишили статуса планеты.
         Международный астрономический союз (МАС) официально лишил Плутон статуса планеты. После недели обсуждений астрономы, представляющие 75 стран мира, утвердили путем голосования критерии, которым должно соответствовать небесное тело для получения статуса планеты. На конференции в Праге присутствовали 2,5 тыс. астрономов, представляющих 75 стран мира.       

         Естественные спутники:       
         В настоящее время у Плутона известно три            спутника – Харон и два небольших спутника, открытых в октябре 2005. Харон был открыт в 1978. Его диаметр составляет около 1200 км, что лишь в два раза меньше диаметра Плутона. Размеры Плутона и Харона удалось определить довольно точно благодаря тому, что Харон проходил перед диском Плутона и стало возможным сделать соответствующие расчеты на основе изменений блеска системы Плутон-Харон. В результате открытия Харона была уточнена масса Плутона, которая оказалась меньше ожидавшейся. Плутон и Харон вращаются синхронно, то есть всегда повернуты друг к другу одной стороной.
         Два внешних спутника, получившие названия Гидра (бывший S/2005 P1) и Никс (бывший S/2005 P2), были открыты в результате повторного анализа фотографий Хаббла, сделанных в мае 2005. Об открытии было объявлено в октябре 2005. Поскольку альбедо спутников неизвестно, то сложно определить их размеры. Если считать альбедо спутников равным показателю Харона, то их диаметры оцениваются 125 км и 140 км (но возможна ошибка в два раза). Радиус орбиты меньшего спутника — 49 тыс. км, то есть он находится в 2,5 раза дальше от Плутона, чем Харон. Другой спутник движется по орбите радиусом 65 тыс. км. Периоды обращения составляют около 11 и 14 суток соответственно (все данные приблизительные).
         Если у Плутона и есть еще другие спутники, то их размеры не превышают 20 км.
         Харон и два других спутника находятся в орбитальном резонансе; за то время, когда Харон совершает один оборот, второй спутник — в точности два, а третий — три.
         Открытие у Плутона нескольких спутников добавляет аргументов в пользу того, что Плутон является планетой. Наличие лишь Харона не слишком выделяло Плутон среди других объектов пояса Койпера, так как около 10 % из   них – двойные. С другой стороны, мощности современных телескопов не хватает, чтобы открыть небольшие спутники у других объектов пояса Койпера в том случае, если они существуют. Наличие у Плутона двух небольших спутников представляет собой загадку, так как непонятно, как они могли сконденсироваться вблизи массивного Харона. Круговой характер их орбит говорит о маловероятности случайного захвата этих тел тяготением Плутона.
         Группа астрономов, открывших в 2005 новые спутники, высказали гипотезу, что все три спутника Плутона возникли одновременно в результате мощного импактного события. Учёные не исключают, что Плутон может обладать и кольцом – результатом того же импакта.
         Крупнейший спутник Плутона – Харон – был открыт американским астрофизиком Дж. Кристи (James W. Christy) 22 июня 1978 на снимке, полученном в Военно-морской обсерватории США, Флагстафф, Аризона.
         Назван в честь персонажа греческой мифологии – перевозчика душ через реку Ахерон в царство мертвых. Он расположен в 19 640 км от центра Плутона; орбита наклонена на 55° к эклиптике. Диаметр Харона 1212±16 км, масса — 1,9?1021 кг, плотность — 1,72 г/см3 ([1]). Харон — самый большой по отношению к своей планете спутник в Солнечной системе. Его радиус всего вдвое, а масса — вшестеро меньше массы Плутона. Часто Плутон и Харон рассматривают как двойную планету. Один оборот Харона занимает 6,39 суток, т. е. совпадает с периодом вращения Плутона, т. е. Плутон и Харон постоянно обращены друг к другу одной и той же стороной.
         Похоже, что эти объекты существенно отличаются по составу, Харон заметно темнее Плутона. В то время как Плутон покрыт азотным льдом, Харон покрыт водяным льдом, и его поверхность имеет более нейтральный цвет. В настоящее время полагают, что система Плутон — Харон образовалась в результате столкновения независимо сформировавшихся Плутона и прото-Харона; современный Харон образовался из осколков, выброшенных на орбиту вокруг Плутона; при этом также могли образоваться некоторые объекты пояса Койпера.


Осень 2008