WWW.NAUKA.X-PDF.RU
БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Книги, издания, публикации
 


Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 16 |

«СПРАВОЧНИК + ЛЮБИТЕЛЯ + АСТРОНОМИИ Под редакцией В. Г. Сурдина Издание пятое, переработанное и полностью обновленное УРСС Москва • 2002 Б Б К 22.3я2, 22.39*, 22. Настоящее издание ...»

-- [ Страница 5 ] --

s ^ЗшёьлшШшдШ ния их блеска. Общая масса метеорного вещества, проникающего в земную атмосферу, ШЩА* составляет в среднем около 60 т в сутки или -•',-., ^ШлпШ^щт^ Чвг ~ 1 0 4 т в год. Оценка возраста метеоритов jBNQPPl '.f- %JBB| дает 4,5 млрд лет, что согласуется с оцен- ЩЩГ* ками возрастов земных пород и образцов шВиГ с поверхности Луны. тК^к дА Микрометеориты — метеорные тела ис- ' щ^ИйИьМШИР^ ключительно малых размеров (порядка нескольких микрометров) и массы в 10~ 8 г. Их присутствие в космическом Р и с.


7 3. Сильно увеличенная фотография пространстве регистрируется специальны- метеорной пыли из района падения Тунми приборами, устанавливаемыми на ИСЗ. гусского метеорита Кроме того, блестящая полированная поверхность космического корабля после возвращения на Землю оказывается матовой, испещренной крошечными «оспинками» — следами столкновения с микрометеоритами. Микрометеориты, или метеорную пыль (рис. 73) нередко собирали на Земле (на специально разостланных полотнищах либо на снежном покрове в горах).

Возможно, что общая масса микрометеоритов, выпадающих на Землю, во много раз превосходит общую массу метеоритов. Иногда число столкновений ИСЗ с микрометеоритами возрастает в сотни раз. Очевидно, что ИСЗ попадает в рой микрометеоритов, которые движутся вокруг Солнца подобно обычным метеорным роям, дающим метеорные потоки.

Естественно, что в каждой точке земной поверхности, даже наблюдая всю видимую полусферу неба, мы можем держать под контролем лишь весьма малую часть земной атмосферы. Из рис. 74 можно усмотреть, что в предутренние часы число метеоров («встречных») относительно Атмосфера больше, чем в вечерние.

В тех весьма редких случаях, когда метеорная частица достаточно велика, она порождает в атмосфере явление несрав- Р и с. 7 4. Обозримая часть атмосферы Земненно более грандиозное, чем метеор, — ли. Находясь в точке А, мы видим половину болид. Болид наблюдается как большой яр- небесной сферы, но малую долю земной ко светящийся шар (превосходящий Ве- атмосферы и, следовательно, малую долю неру в максимуме ее блеска) с длинным метеоров, падающих на Землю 126 Глава 1. Общие сведения

Рис.75. Болид

следом, днем — темным, ночью — светящимся (рис. 75). В тех редких случаях когда удавалось снять спектр болида, в нем обнаружены линии Fe, Na, Са, Mg, Cr, Al, Si, а также FeO, N 2, CN.

Болид часто сопровождается шумом, свистом и грохотом, которые слышны через несколько секунд после разрыва шара на мелкие куски (этим обычно завершается явление). В том случае, когда масса метеорного тела не успевает вся рассеяться в воздухе (когда масса метеорного тела достаточно велика, а относительная скорость встречи с Землей мала), на землю падает метеорит (см. рис. 251). Размеры метеорных тел «от булавочной головки до большого дома». Об изучении явления 30 июня 1908 г., названного Тунгусским метеоритом, имеется большая литература (см. Бронштэн В. А.

Тунгусский метеорит: история исследования. М.: А. Д. Сельянов, 2000).

Самый большой из найденных метеоритов — железный метеорит Гоба — находится на месте падения в Западной Африке. Его масса около 60 т. В СихотэАлинских горах на Дальнем Востоке России 12 февраля 1947 г. на высоте 6 км распался на сотни кусков небольшой астероид с массой около 70 т и выпал в виде дождя железных метеоритов на площади в несколько квадратных километров, образовав ямы и воронки глубиной до 5 м. В течение нескольких лет экспедиции специалистов выезжали на место падения, где находили части метеорита (самый большой из найденных обломков имеет массу 1750 кг). В сутки на Землю падает около 1000 метеоритов со средней массой несколько десятков килограммов. А находят — § 1.8. Метеоры. Метеориты. Зодиакальный свет и противосияние несколько в год! К началу 1980-х гг. были известны метеориты более 3000 падений;

некоторые из них выпали в виде сотен обломков первоначального метеорного тела.

В 1990-х гг. планомерные поиски метеоритов в Антарктиде, Сахаре и Австралии принесли еще несколько тысяч находок. Метеориты хранятся в специальных музеях или особых отделах минералогических музеев. Таковы коллекции в Минералогическом музее АН России в Москве, Геологическом музее в Киеве, Горном музее в Санкт-Петербурге, университетских музеях Санкт-Петербурга, Одессы, Казани, Харькова, Тарту, Львова, Саратова и некоторых других музеях. На полированной и протравленной кислотой поверхности шлифа железного метеорита видны характерные видманштеттеновы фигуры (рис. 76), характерные только для метеоритов.





Р и с. 7 6. Видманштеттеновы фигуры

При помощи химического и спектрального анализов в метеоритах обнаружены почти все известные химические элементы.

По своему составу метеориты бывают железные (6 % массы всех собранных при падениях метеоритов), каменные (93 %) и железо-каменные (1 %). Железные метеориты состоят в среднем на 91 % из железа, на 8,4 % из никеля; 0,6 % составляют кобальт, сера, фосфор и т. д. Впервые в железных метеоритах Сихотэ-Алинского падения были обнаружены золото и платина. Каменные метеориты состоят из окислов кремния, магния, натрия, кальция, железа, алюминия и некоторых других элементов. Каменные метеориты делят на хондриты (содержащие мелкие округлые зерна — хондры) и ахондриты.

Падения метеоритов происходили и в доисторические времена, свидетельством чего служат несколько известных ископаемых метеоритов. Так, например, в ноябре 1957 г. в одной из шахт Магаданской области на глубине 32 м в четвертичных отложениях найден был железный метеорит массой в 18,8 кг, который упал 15-20 тыс.

лет назад, уже в послеледниковую эпоху.

Советский исследователь метеоритов А. А. Явнель выделял до пяти групп метеоритов, отличающихся химическим составом и, вероятно, происходивших от разных небесных тел либо разных частей первоначального небесного тела. Кристаллическая структура показывает, что метеориты образовались в условиях высоких давлений и температур, что может свидетельствовать о сравнительно крупных телах, породивших эти метеориты.

Глава 1. Общие сведения Возраст недр метеорита, защищенных внешним слоем от бомбардировки космическими лучами, определяется аналогично возрасту земных пород по радиоактивному распаду.

Он заключен в пределах от сотен миллионов лет до 4,6 млрд лет, т.е. лишь на 100 млн лет больше возраста Земли и, быть может, близок к возрасту всей Солнечной системы.

Известно несколько случаев падения ледяных метеоритов, вероятно, ядер микрокомет. Ледяной метеорит быстро тает, издавая неприятный запах сероводорода и аммиака. Высыхая, он оставляет белый налет.

Большое внимание уделяется загадочным темно-зеленым или черным полупрозрачным мелким стекловидным телам округлой формы, получившим название тектитов (от греческого слова «тектос» — оплавленный). Их находили в различных местах земного шара 2 5 '. Оказалось, что еще пещерные люди 25 О О лет назад примеО няли их для различных целей, индонезийцы украшали ими изображение своих богов.

Фольклор разных континентов дает им названия, подчеркивающие их космическое происхождение («солнечные камни», «лунные шары», «лунные камни», «слезинки неба» и т.д.). Большинство тектитов имеют размеры грецкого ореха, самые большие весят сотни граммов, а отдельные образцы достигали нескольких килограммов. Форма тектитов — шар, яйцо, груша, луковица, капля, столбик, иногда диски, нередко с утолщением по краям. Химический состав тектитов заметно отличается от метеоритного. Для разных «тектитных полей» химический состав несколько различен, но в среднем они состоят из Si02 — 73 %, А120з — 12 %, FeO — 4,5 %, CaO — 2,8 %, MgO - 2,2 %, N a 2 0 - 1,4 %, Ti0 2 - 0,7 % и др.

В ряде мест обнаружены следы выпадения «тектитных дождей» с эллипсом рассеяния размером от нескольких сотен до тысяч километров. Разгадка происхождения тектитов требует новых находок и новых исследований свойств этих загадочных космических пришельцев. Возможно, что тектиты — продукт переработки горных пород при сверхвысокой температуре, но необязательно земных пород.

Подавляющее большинство метеорных тел образуется при распаде комет и долгое время остается объединенным в рои. Когда путь Земли в пространстве пересекается с путем метеорного роя, мы наблюдаем метеорный поток. Частицы, составляющие метеорные рои, движутся в пространстве по эллиптическим орбитам вокруг Солнца.

В настоящее время вычислены орбиты более 700 метеорных роев. По эллиптическим орбитам (притом также в прямом направлении) двигались и все метеориты, выпавшие на Землю, болиды и отдельные метеорные тела, движение которых было изучено. За последние десятилетия установлена прямая связь восьми метеорных потоков с кометами, которые, распадаясь и рассеиваясь вдоль орбиты, дали начало метеорным роям. Таковы, например, Персеиды (комета 1862 III), Лириды (комета 1861 I), Леониды (комета 1866 I).

В качестве иллюстрации приведем сопоставление элементов орбит кометы 1866 I (она же комета 55Р Темпеля—Тутля) и метеорного потока Леонид (табл. VI).

О существовании метеорного роя мы узнаем, когда его частицы врываются в атмосферу, порождая поток метеоров. Одни потоки повторяются ежегодно, другие наблюдаются лишь изредка. Это связано со структурой роя. В молодом рое, недавно образовавшемся от кометы-родоначальницы, частицы будут сосредоточены в ограниченном объеме пространства, образуя сгущение на каком-то участке орбиты.

Такие метеорные потоки будут проявлять себя и наблюдаться сравнительно короткое время. Если под влиянием планетных возмущений рой со временем становится 25) В течение нескольких лет тектиты находили в Северном Приаралье, в месте со следами гигантского взрыва, очевидно, связанного с падением большого метеорита.

–  –  –

более широким и «расползается» вдоль всей эллиптической орбиты, поток будет наблюдаться каждый год довольно долго, и часовое число метеоров будет меньше меняться от года к году — интенсивность потока будет примерно одной и той же каждый год. Так, например, Персеиды наблюдаются уже несколько десятков лет в определенные дни года (табл. 33).

В эпохи активности метеорного потока метеоры кажутся как бы вылетающими из одной определенной области неба, из небольшой площадки в определенном созвездии, которое и дает название потоку. Таковы, например, потоки Персеид, Лирид,

Драконид и т.д. Название некоторых потоков связано с кометой-родоначальницей:

Р и с. 7 7. Метеорный р а д и а н т 130 Глава 1. Общие сведения Биелиды, Понс-Виннекиды и др. Наблюдаемые участки траекторий метеоров сравнительно малы, мы можем их считать прямолинейными, а если продолжить назад пути метеоров какого-либо одного потока, нанесенные на звездную карту, то все они пересекутся практически в одной точке, называемой радиантом (рис.77). Видимые пути метеоров расходятся вследствие законов перспективы. В действительности в пространстве метеорные частицы движутся параллельно друг другу (рис. 78). Весьма редко наблюдалось замечательное зрелище «звездного дождя» (таковы, например, «дожди» Драконид в 1933 и 1946 гг.). Это явление происходит тогда, когда метеорный рой и Земля одновременно подойдут к точке пересечения их орбит. Поток Драконид действует в течение 4 - 6 часов, причем в максимуме численность составляет 4 - 6 тыс.

метеоров в час.

Р и с. 7 8. Объяснение видимого расхождения пу- Р и с. 7 9. Изменение числа метей метеоров, которые влетают в атмосферу Земли теоров N в минуту потока Леонид параллельными путями. А — наблюдатель, R — 17 ноября 1 9 6 6 г.

точка радианта (или просто радиант) Метеорный поток Леонид известен почти 3800 лет. Каждые 33,25 года до конца XIX в. повторялись обильные звездные дожди из этого радианта. Правда, в и 1933 г. поток как будто бы иссяк (часовое число метеоров упало до нескольких десятков), но в 1965 г. он вновь начал усиливаться (часовое число 500), а в 1966 г. стал исключительно мощным (150 000 метеоров в час; см. рис.79). Довольно мощным (3000/час) он был и в 1998-1999 гг.

Если радиант наблюдается несколько дней, то можно обнаружить, что он смещается среди звезд. Это так называемое суточное смещение радианта связано с тем, что вследствие кривизны орбит Земли и метеорного роя ото дня ко дню меняются условия встречи Земли с метеорными частицами.

Возмущающее действие больших планет, в первую очередь Юпитера, на метеорные рои может привести к тому, что Земля перестанет (навсегда или на некоторое время) встречать какой-либо из известных ранее метеорных роев (что и случилось с наиболее плотной частью роя Леонид в конце XIX — начале XX века) или же, наоборот, встретится с ранее не наблюдавшимся роем.

После второй мировой войны были разработаны очень чувствительные радиолокационные методы наблюдения метеоров и метеорных потоков (метод регистрации радиоэха от ионизованной трубки метеорного следа, который существует от долей секунды до нескольких секунд). Эти наблюдения можно производить в любую погоду, и ночью, и днем. Таким путем были прослежены некоторые известные потоки и открыто несколько новых потоков, действующих днем; среди них очень интенсивный поток с радиантом в созвездии Рыб, действующий в дневные часы в мае.

§ 1.8. Метеоры. Метеориты. Зодиакальный свет и противосияние 131 Определение их скорости подтвердило вывод о том, что метеорные тела образовались в пределах Солнечной системы, а не пришли из межзвездного пространства.

Наряду с метеорными частицами кометного происхождения, дающими метеорные потоки, в Солнечной системе имеются метеорные тела, возникшие при столкновениях астероидов и разлетевшиеся по индивидуальным орбитам. Ими порождается большинство болидов, а метеориты являются остатками именно таких астероидных осколков. Астероидные метеоры не наблюдаются в виде потоков. Вместе с метеорами рассеявшихся роев и метеорами слабых, еще не выявленных потоков их называют спорадическими.

В последние годы обнаружены циклиды — метеорные тела, орбиты которых почти совпадают с земной. Их известно около 40, совокупность их орбит образует как бы тор, внутри которого движется Земля.

Зодиакальный сеет. В безлунные ночи в южных широтах, а в редких случаях и в средних широтах (в феврале — марте вечером на западе после заката Солнца и в сентябре — октябре утром на востоке перед его восходом) можно видеть слабо светящийся наклонно стоящий клин, ось которого располагается вдоль эклиптики (рис. 80). Клин этот тянется на расстояние до 60-80° по обе стороны от Солнца и у горизонта имеет 20-30° в ширину. Правда, из-за сумерек зодиакальный свет нельзя проследить ближе чем на 30° от Солнца. С другой стороны, во время полных солнечных затмений можно проследить солнечную корону вплоть до 7-7,5° от центра Солнца. Эта корона дает спектр поглощения, подобный спектру зодиакального света. Иногда можно видеть, как восточная и западная части зодиакального света, продолжаясь еще дальше, как бы смыкаются, образуя в области неба, противоположной Солнцу, светлое пятно овальной формы длиной 10-20°, так называемое противосияние. Оно также несколько вытянуто вдоль эклиптики.

Наибольшую высоту над горизонтом противосияние имеет зимой около полуночи. Яркость зодиакального света испытывает колебания соответственно колебаниям солнечной активности (например, после хромосферных вспышек).

Зодиакальный свет иногда превосходит по яркости облака Млечного Пути; он не имеет резких очертаний и постепенно сливается с фоном неба. В безлунную темную ночь, даже вдали от самого клина зодиакального света, до 60 % общей светимости фона ночного неба надо отнести за счет слабого свечения зодиакального света. Наблюдения зодиакального света, а также противосияния возможны лишь в темные, безлунные ночи при достаточно прозрачной атмосфере.

Р и с. 8 0. Зодиакальный свет 132 Глава 1. Общие сведения Спектральные исследования показывают, что явление зодиакального света состоит в рассеянии солнечного света в основном многочисленными частицами метеорной пыли, причем ближе к Солнцу расположены более мелкие частицы, но, вероятно, поперечником не меньше 0,01 мм. В целом это линзообразное облако межпланетной пыли, вытянутое вдоль эклиптики и распространяющееся за орбиту Земли.

Рис. 38 показывает связь зодиакального света и внешней короны Солнца.

Противосияние — результат рассеяния солнечного света пылинками, находящимися за пределами земной орбиты.

Частицы пылевого вещества под действием эффекта Пойнтинга—Робертсона постепенно выпадают на Солнце, и, следовательно, должны пополняться извне.

Эффект Пойнтинга—Робертсона заключается в торможении гелиоцентрического движения космических частиц солнечным светом. В результате этого мелкие метеорные частицы движутся вокруг Солнца по спиральным траекториям, уменьшая размер и эксцентриситет свох орбит. Окружающее Солнце метеорное вещество как бы «всасывается» им и падает на его поверхность. Аналогичный эффект может привести к движению частиц по планетоцентрическим спиралевидным траекториям вблизи планет. Источником пылевого вещества могут быть постепенно разрушающиеся периодические кометы, а также малые планеты, которые, сталкиваясь меж собой и дробясь, образуют мелкие обломки и пыль.

§ 1.9. П р о и с х о ж д е н и е планет и комет Происхождение планет. Происхождение Земли и планет интересовало людей задолго до того, как оказалось возможным, используя познанные законы природы и данные наблюдений, приступить к научной разработке космогонических вопросов.

Гипотезы, выдвинутые в XVIII и XIX вв. для объяснения происхождения планет, были в значительной части умозрительными и механическими; они не учитывали физической стороны явлений.

Основные факты, которые должна объяснить космогоническая теория, следующие:

1) планеты движутся в плоскостях, близких к плоскости эклиптики, а также к плоскости солнечного экватора;

2) все планеты и спутники движутся в одном (прямом) направлении, за исключением нескольких далеких спутников больших планет;

3) в эту же сторону вращаются вокруг своих осей планеты (кроме Венеры, Урана и Плутона);

4) расстояния от Солнца увеличиваются закономерно при переходе от одной планеты к другой. Эмпирически это правило было найдено в 1766 г. Тициусом и изложено в 1772 г. Боде. Вот это правило: ап = 0,4 + 0,3 • 2 П, где ап — расстояние планеты от Солнца, выраженное в а. е., п — номер планеты, начиная с 0 для Венеры (для Меркурия п = - о о ).

Вот как выполняется это правило:

–  –  –

Отсутствие планеты, соответствующей п — 3 (среднее расстояние от Солнца 2,8), заставило предпринять специальные поиски недостающей планеты, увенчавшиеся открытием 1 января 1801 г. Цереры, а затем многих других астероидов.

Правило хорошо удовлетворялось для планет от Меркурия до Урана; для Нептуна и Плутона получались большие расхождения;

5) планеты делятся на две группы по массе, размерам, плотности и химическому составу: планеты земного типа и более далекие от Солнца планеты-гиганты;

6) Солнце содержит 99,87 % массы всей системы, но на его долю приходится лишь 2 % общего момента количества движения 2 6 \ К этим основным фактам можно прибавить и другие, которые также нельзя объяснить случайными причинами; их нужно рассматривать наряду с происхождением и развитием планетной системы в целом.

Классические космогонические гипотезы происхождения планет из сжимающейся и вращающейся газовой туманности, отделяющей от себя кольца (Лаплас), или из облака метеоритных пылевых частиц (Кант), хотя и были для своего времени прогрессивными, так как содержали идею развития, все же оказались несостоятельными. Выяснилось, что процесс конденсации вещества такой туманности в планеты не мог протекать так, как это предлагали Кант и Лаплас. Кроме того ныне существующее распределение общего момента количества движения между Солнцем и планетами также нельзя было объяснить в рамках этих гипотез.

Сменившие их многочисленные гипотезы, и в том числе известная гипотеза Джинса (встреча с Солнцем звезды, породившая на его поверхности громадную приливную волну, вершина которой оторвалась вслед за звездой и разбилась затем на отдельные сгустки-планеты), не могли справиться с объяснением распределения момента количества движения и некоторых других черт Солнечной системы.

Среди гипотез XX в. можно упомянуть гипотезу К. Вейцзеккера (ФРГ) об образовании планет из вихрей во вращавшемся вокруг Солнца облаке и гипотезу Дж. Койпера (США) об образовании планет из массивных газовых сгустков, протопланет, оставшихся от окружавшего Солнце облака после его распада под влиянием гравитационной неустойчивости.

В 1943 г. О. Ю. Шмидт (СССР) начал разработку новой космогонической гипотезы. Согласно этой гипотезе в газопылевом облаке, окружавшем Солнце, в результате соударений частиц происходило постепенное слипание их в ядра будущих планет;

при этом часть энергии движения превращалась в тепло и рассеивалась в пространстве. По мере накопления вещества на поверхности таких ядер их орбиты вокруг Солнца из эллиптических постепенно превращались в круговые, а сами ядра располагались на определенных расстояниях от Солнца. Часть вещества первоначального облака упала на Солнце, часть была «отогнана» излучением Солнца.

Земля и планеты согласно этой гипотезе образовались в итоге постепенной аккумуляции твердых частиц как первоначально холодные тела и никогда не находились в раскаленно-жидком состоянии. В дальнейшем вследствие выделения тепла при распаде радиоактивных элементов недра Земли постепенно разогревались, чем и объясняются вулканизм, образование газовой атмосферы, гидросферы и т. п.

К большим планетам на заключительной стадии их роста присоединилось газовое вещество, чем объясняется различие в составе и строении группы больших планет и планет земного типа.

) Моментом количества движения называется произведение ШВУ, где 9Л — масса планеты, R —

–  –  –

Хотя все считают, что планетная система образовалась из газо-пылевого вещества, вопрос о происхождении самого газо-пылевого облака вокруг Солнца до настоящего времени не решен окончательно. Наиболее вероятно, что оно возникло одновременно с Солнцем. X. Альвен (Швеция) предполагает, что быстро вращавшееся Солнце при своем образовании имело сильное магнитное поле и мощное корпускулярное излучение, увлекавшее из окружающей среды ионизованное газовое вещество. Вращение Солнца замедлялось, а момент количества движения передавался околосолнечному облаку; вращаясь, оно постепенно образовало диск вокруг Солнца. Точная инфракрасная фотометрия обнаруживает около некоторых звезд несомненное присутствие окружающих их пылевых оболочек.

Очевидно, что вопрос о начальном состоянии планетной системы тесно связан с проблемой происхождения самого Солнца, иначе говоря, с общей проблемой происхождения звезд.

Происхождение комет. Предположение о том, что кометы приходят из межзвездного пространства, было отвергнуто, когда выяснилось, что не было комет, имевших на расстоянии 1 а.е. от Солнца скорость больше 42 км/с (т.е. больше так называемой параболической скорости). Кометы явились побочным продуктом при образовании планет из первоначального газо-пылевого облака. Большие массивные планеты изменяли пути пролетавших вблизи них небольших конденсаций и, по гипотезе Я. Оорта (Нидерланды), постепенно образовали громадный рой кометных ядер (общее их число, вероятно, около ста миллиардов, а общая масса оценивается всего лишь в 0,1 массы Земли). Этот рой («облако Оорта») простирается на расстояния в 100-150 тыс. а. е. от Солнца. Многие кометные ядра не приближаются к Солнцу, не образуют хвостов и не растрачивают своего вещества. Иные, под действием окружающих Солнце звезд, изменяют свои орбиты и навсегда покидают Солнечную систему, другие же переходят на более короткопериодические орбиты, приближаются к Солнцу, демонстрируя все фазы изменения внешнего вида кометы; некоторые из них становятся надолго короткопериодическими кометами и довольно быстро эволюционируют под действием солнечного тепла и «солнечного ветра».

§ 1J0. Звезды Звезды, подобно Солнцу, — гигантские раскаленные самосветящиеся газовые шары с температурами ядер в среднем от 15 до 30 млн Кельвинов, при которых происходят ядерные реакции, обеспечивающие свечение звезд; 98 % всей видимой массы Вселенной сосредоточено в звездах. Они находятся от нас на громадных расстояниях, по сравнению с которыми масштабы Солнечной системы представляются ничтожно малыми. Ближайшая звезда находится в 7000 раз дальше, чем самая далекая планета Плутон. Свет, который доходит от Солнца до нас за восемь минут, а до самой удаленной планеты — Плутона — за 5,5 часов, до ближайшей звезды идет 4,3 года.

Путь, проходимый светом в один год, часто употребляется, наряду с парсеком, как единица расстояния под названием световой год. Он равен 9,46- 1012 км, или 6,3 • 104 а. е. Средние расстояния между звездами в окрестностях Солнца примерно 3 парсека 10 световых лет). Звездная плотность в окрестности Солнца составляет около 0,14 звезды в кубическом парсеке.

§ 1.10. 135 Звезды 1.10.1. Созвездия В зависимости от остроты зрения наблюдателя, невооруженным глазом в безлунную ясную ночь можно различить около 2500-3000 звезд над горизонтом места наблюдения. Вся небесная сфера содержит около 6000 звезд, видимых простым глазом.

Взаимные расположения звезд на небе меняются чрезвычайно медленно. Их можно было бы подметить невооруженным глазом лишь по истечении тысячелетий.

Для удобства ориентировки на звездном небе еще астрономы древности разделили его на созвездия; каждое из них характерно расположением его ярких звезд.

Иногда небольшая группа звезд объединяется под общим названием, отличным от названия самого созвездия. Это так называемые астеризмы. Так, например, всем с детства знаком К о в ш созвездия Большой Медведицы — семь ярких звезд, образующих профиль ковша или кастрюли с ручкой; Я с л и — скопление в созвездии Рака, П л е я д ы — скопление в созвездии Тельца, Г и а д ы — скопление также в созвездии Тельца; звезды 6, е и ( Ориона образуют П о я с О р и о н а. Надо иметь в виду, что к созвездию относятся в с е звезды, которые попадают в его границы, в том числе и невидимые невооруженным глазом. В 1922 г. извилистые и причудливые границы созвездий, намеченные древними астрономами, заменены новыми, идущими только вдоль небесных параллелей и кругов склонения, хотя при их проведении в общем придерживались очертаний старых границ. В атласе, помещенном в Приложении IV, указаны новые гарницы созвездий. Эти границы относятся к координатной сетке эпохи 1875 г.; с течением времени вследствие прецессии координатная сетка постепенно смещается и границы созвездий перестают совпадать с направлением кругов склонения и небесных параллелей.

У разных народов были свои народные названия и очертания созвездий (см. книгу П. В. Щеглова «Отраженные в небе мифы Земли», 1986 г.). Употребляемые астрономами названия многих созвездий взяты из легенд и мифов древности, в особенности из греческой мифологии, 48 созвездий южного неба обозначены после 1600 г. Все небо в настоящее время разделено на 88 созвездий. В табл.41 и 42 даны латинские и русские названия созвездий и их широко употребляемые в научной литературе (и в этой книге) сокращенные обозначения.

С начала XVII в. (в «Уранометрии» И. Байера в 1603 г.) звезды каждого созвездия стали обозначать буквами греческого алфавита приблизительно в порядке уменьшения их блеска. В 1712-1725 гг. в трехтомном звездном атласе Д. Флемстида (Англия) звезды обозначались арабскими цифрами в пределах каждого созвездия в порядке возрастания их прямых восхождений. Собственные названия имеют 275 ярких звезд; из них 80 % были даны арабами. Часто это были названия частей тела тех фигур, которые давали название всему созвездию. Например, Бетельгейзе — «плечо гиганта», Денебола — «хвост льва», Рас-Альхаг ( а Змееносца) — «голова» и т. д.

Сохранилось около 15 % греческих и около 5 % римских названий звезд, и только три названия были даны в новое время. В табл. 4 3 - 4 6 приведены многие из них. Слабые звезды обозначаются номерами звездных каталогов, в которые они занесены, либо их экваториальными координатами.

Весьма употребительно обозначение звезд их номерами в каталоге Боннского обозрения неба (BD, эпоха 1855 г.). Пример: BD + 4°4048 — звезда № 4 0 4 8 в зоне от +4°0' до +5°0' каталога Боннского обозрения. Пользуясь картами, помещенными в этой книге, всякий может познакомиться со звездным небом, изучить созвездия и расположение отдельных звезд.

Глава 1. Общие 136 сведения 1.

10.2. Звездные атласы Для более детального ознакомления со звездным небом очень полезен «Звездный атлас» А. А. Михайлова (М.: Наука, 1965), который на четырех картах содержит все звезды до 5,5 звездной величины от северного полюса неба до 40° южного склонения, и его же «Звездный атлас, содержащий для обоих полушарий все звезды до 8,25 величины» («Наука», 3-е изд. 1969). В дополнении к этому атласу, состоящему из 20 карт большого формата, даны обширные списки переменных звезд, двойных звезд, звездных скоплений и список туманностей до 9-й звездной величины. В 1974 г. вышел еще один атлас А. А. Михайлова: «Атлас звездного неба» (20 карт, содержащих все звезды до 6,5 Ш, каталоги всех звезд, звезд двойных, переменных, скоплений и туманностей).

Подобный ему атлас с каталогом в координатах 2000 г. издан ВАГО в 1991 и 1998 гг.

Ряд специальных звездных атласов, в том числе и фотографических, содержит более слабые звезды. Обычно звездный атлас сопровождается каталогом звезд, в котором даны точные координаты всех звезд атласа, а также иногда другие характеристики каждой звезды.

1.10.3. Блеск звезд Звезды различаются друг от друга прежде всего по своему видимому блеску, который характеризуется так называемыми видимыми звездными величинами (они, разумеется, не имеют прямого отношения к размерам звезд; об определении размеров будет сказано ниже). С древних времен все звезды, видимые невооруженным глазом в ясную безлунную ночь, были разбиты на шесть групп. Самые яркие звезды относили к звездам первой величины, самые слабые — к шестой. Звезда каждой последующей величины примерно в 2,5 раза слабее звезды предшествующей величины. В 1856 г.

по предложению Погсона отношение блеска двух звезд при разности в пять звездных величин было принято равным 100; при этом условии логарифм отношения блеска при разности в одну звездную величину равен 0,4, а само отношение 2, 5 1 2....

Нуль-пунктом была выбрана звездная величина Полярной звезды (2,0 Ш ). Сама шкала звездных величин была распространена и на звезды слабее шестой величины, видимые только в телескоп, а также на небесные светила, более яркие, чем звезды первой величины (так, например, видимая звездная величина Сириуса - 1, 4 т, Венеры в наибольшем блеске - 4, 4 т, Луны в полнолуние - 1 2, 6 т, Солнца - 2 6, 8 т ).

Зависимость между блеском 1\ и I2 двух сравниваемых звезд и их звездными величинами т\ и т2 выражается следующей формулой:

–  –  –

членов звездных скоплений) с тщательно определенными звездными величинами (см., например, табл.49 и 50).

Блеск звезд можно оценивать различными способами: в и з у а л ь н о, т. е. глазом, ф о т о г р а ф и ч е с к и (сравнивая фотографические изображения звезд разного блеска на негативе), с помощью ф о т о э л е к т р и ч е с к о г о ф о т о м е т р а (электрофотометра) и т.д. Все эти приемники радиации имеют различную чувствительность к лучам разного цвета, т. е. разных длин волн. Эта способность по-разному воспринимать различные лучи характеризуется кривой спектральной чувствительности. На рис.81 представлены такие кривые для глаза ( / ), обычной (нормальной) фотопластинки ( / / ), так называемой фотовизуальной пластинки, искусственно подогнанной к чувствительности глаза ( / / / ), и для сурьмяно-цезиевого фотоумножителя (IV), являющегося сейчас распространенным приемником радиации при фотоэлектрической фотометрии, а также кривая ночной спектральной чувствительности глаза (К).

В табл. 74 помещены подробные данные о спектральной чувствительности глаза в различных условиях: дневное — колбочковое зрение (при яркости больше 5 • 10~4 стильб), ночное — палочковое зрение (при яркости меньше 10~7 стильб). Общая чувствительность ночного зрения в 200 000 раз больше дневной.

Как видно из рис.81 максимум чувствительности глаза приходится на длину волны в 550 нанометров (нм), фотопластинки — на 420 нм, фотоумножителя — на 380 нм. Отсюда проистекает различие между визуальными или фотовизуальными и фотографическими и прочими видами звездных величин. Визуальные величины определяются для сравнительно ярких звезд. Для более слабых определяют фотовизуальные звездные величины.

Широкое применение нашли фотоэлектрические фотометры. Высокая точность фотоэлектрических измерений (погрешность порядка ± 0, 0 1 ш и даже меньше) предъявила новые требования к фотометрической системе, в которой выражаются звездные величины и показатели цвета звезд (см. ниже). Оказалось, что международная система, определяемая Северным Полярным Рядом, этим требованиям удовлетворить уже не может. Часто используется в качестве основной фотометрическая система, введенная Х.Джонсоном и У.Морганом (США) и обозначаемая буквами (J, В, V (по начальным буквам английских слов: ультрафиолетовый — Глава 1. Общие сведения Р и с. 8 2. Кривые относительной спектральной чувствительности (кривые реакции) фотоэлектрических светоприемников в системе UBVRI. В е з д е максимум принят з а единицу. П о к а з а н о п о л о ж е н и е бальмеровских линий в о д о р о д а

–  –  –

звездные в е л и ч и н ы, играющие большую роль в а с т р о ф и з и к е, так как с н и м и связано о п р е д е л е н и е полной э н е р г и и, излучаемой поверхностью звезд. Разность между болометрической величиной и визуальной называется болометрической поправкой (табл.76). Болометрические поправки зависят от температуры поверхности звезд и до последнего времени в ы ч и с л я л и с ь теоретически (в п р е д п о л о ж е н и и, что звезды излучают как абсолютно черные тела). Теперь для этого используют в н е а т м о с ф е р н ы е регистрации спектров звезд, полученные во время запусков ракет и И С З.

В табл. 44 дан с п и с о к 20-ти наиболее я р к и х звезд всего неба. Ч и с л о звезд возрастает по мере увеличения видимой звездной величины. В табл. VII д а н о число звезд ярче д а н н о й видимой величины га (начиная с т = 5,0 числа второго столбца д а н ы для фотовизуальных величин). С а м ы м и с л а б ы м и звездами, и з о б р а ж е н и я которых з а печатлеваются на фотографической пластинке л и ш ь после многочасовых выдержек на самых больших телескопах, являются звезды 25-й звездной в е л и ч и н ы 2 1 \ С э л е к т р о н н ы м и п р и е м н и к а м и света регистрируются звезды до 3 0 ш. О д н а к о существуют

–  –  –

0,90- 106 0,41 • 106

-1,0 11,0 — 2,3- 106 1,1 • 106 0,0 4 12,0 — 5,7 • 106 2,7- 106 13,0 1,0 14 — 14- 106 6,5- 106 14,0 2,0 40 — 32- 106 15- 106 15,0 3,0 100 — 71 •10 6 33- 106 16,0 4,0 500 400 150 - 106 70- 106 17,0 5,0 1600 1200 300- 106 140- 106 6,0 2900 18,0 550- 106 280- 106 19,0 7,0 15 000 8300 1000• 106 510- 106 8,0 42 000 23 000 20,0 2000- 106 900- 106 21,0 9,0 125 000 62 000

–  –  –

5,0 0,025 0,045 0,013 3,4 0,36 7,0 0,20 0,10 3,5 9,0 2,8 0,72 3,9 1,5 11,0 21 4,3 4,8 13,0 66 150 21 6,8 15,0 360 910 17,0 1700 290 19,0 6700 21000 770 21,0 22 000 74 000 1700

–  –  –

миллиарды звезд в нашей звездной системе, которые пока еще недоступны наблюдению современными телескопами.

Табл. VIII показывает важную особенность распределения звезд разной звездной величины по отношению к средней линии Млечного Пути — к галактическому экватору. Отношение числа звезд вблизи галактического экватора к числу звезд вблизи полюса Галактики называется галактической концентрацией. Табл. VIII показывает, что галактическая концентрация растет для более слабых звезд. Объяснение этого связано с особенностями пространственного распределения звезд, с формой нашей Галактики.

1J0.4. Цвета и температуры звезд Даже невооруженному глазу заметны различия цветов ярких звезд: красные Антарес, Арктур, Альдебаран явно отличаются от голубовато-белых Беги, Ригеля, Денеба.

Звезда ц Цефея получила название «гранатовой звезды» за свой интенсивно красный цвет.

Цвета звезд различаются как цвета твердых тел, нагретых в различной степени, — от «красного каления» до «белого каления» — и оцениваются баллами по шкале, приведенной в табл. IX, в основе которой лежит шкала немецкого любителя астрономии Г. Остхофа (1912 г.). В табл. X дается список ряда ярких звезд, цвет которых оценен по шкале табл. IX, в табл. 52 даны цвета некоторых двойных.

У ярких визуально-двойных звезд встречаются любопытные сочетания цветов:

у /3 Лебедя одна из звезд желтая, другая ярко-голубая, у 7 Андромеды оранжевая и голубая и т.д. Появление зеленого, голубого или синего Цветову компонентов двойных

–  –  –

) Абсолютно черное тело есть некоторое идеальное тело, которое как источник излучения характеризуется максимальным теоретически возможным при данной температуре излучением: с другой стороны, как поглотитель энергии, оно характеризуется способностью полного поглощения всех без исключения падающих на него лучей. Для абсолютно черного тела справедлив закон Стефана—Больцчана, а распределение энергии в его спектре описывается законом Планка (п. 3.6.1).

142 Г л а в а 1. Общие сведения ту же общую энергию, что и звезда. В этом случае поток энергии с единицы поверхности выражается формулой Е = сгТ^.

Распределение энергии вдоль спектра звезды также зависит от ее температуры и может служить для ее определения (см. п. 3.6.1); это так называемая цветовая температура. Одновременно с изменением распределения энергии при переходе от одной температуры к другой смещается и максимум кривой распределения энергии (закон смещения В. Вина):

–  –  –

1.10.5. Спектры звезд Большинство звезд подобно Солнцу обладает спектрами поглощения, т. е. спектрами с темными линиями. На Гарвардской обсерватории (США) была выработана классификация спектров звезд, основанная на оценке интенсивности линий поглощения различных элементов. Основные характеристики спектральных классов в их современном виде помещены в табл.XI, которую иллюстрирует рис.84.

Кроме этих основных спектральных классов имеются классы R, N и S, которые представляют собой ответвление от основной последовательности у классов G и К:

WN R—N 0-B-A-F-GzK\M-L-T.

Q, Р, W, v wc s ранние классы ^ у поздние классы Они включают сравнительно небольшое число красных холодных звезд, в их спектрах видны полосы молекул углерода (С 2 ), циана (CN) и окиси углерода (СО) — классы R и N, полосы окиси титана (ТЮ) и циркония (ZrO) — класс S («циркониевые звезды»). Буква Q употребляется для обозначения спектров новых, Р — эмиссионных спектров планетарных туманностей. Обозначение звезд типа Вольфа—Райе буквой W (иногда WR) сопровождается буквами N и С: WN5—WN8 (азотные) и WC5—WC8 (углеродные). В спектрах первых видны полосы ионов азота, но нет полос углеродных. В звездах WC нет полос азота, но есть многократно ионизованные углерод и кислород. Всего известно около 250 звезд типа W. Это звезды примерно вдвое больше Солнца по диаметру. Температура поверхности от 60 000 до 100 000 К. Это приводит к очень высокой светимости этих звезд (от - 4 Ш до - 8 W ).

Они окружены радиально расширяющимися сферическими газовыми оболочками.

Самые горячие звезды класса О имеют подразделения: Оа, Ob, Ос, Od, Ое и Ое5. Так как основой гарвардской классификации является оценка интенсивности линий различных элементов в спектрах звезд, а эта интенсивность плавно меняется от одного класса к соседнему, то классификация допускает введение промежуточных классов, обозначаемых номерами от 0 до 9 (иногда до 9,5), прибавляемыми к буквам.

Так появились классы В2, А4, F7, МЗ и т.д. Когда в дальнейшем среди звезд одного и того же спектрального класса появились группы карликов, гигантов и сверхгигантов, в спектрах которых были обнаружены некоторые характерные особенности (см. рис. 88 «Диаграмма Г-Р»), стали применять дополнительные буквенные обозначения, предшествующие спектральному классу: d — карлик, g — гигант

–  –  –

и с — сверхгигант, либо следующие за ним: р — пекулярный, необычный спектр (например, звезды Ар имеют ненормально резкие л и н и и, иногда переменные по интенсивности; такие звезды, по-видимому, вращаются медленнее, нежели обычные А звезды), е — эмиссионные л и н и и, п (до класса F0) — очень широкие и размытые л и н и и, s (до класса F0) — резкие л и н и и, к — линии межзвездного газа (атомарные или молекулярные), m — л и н и и металлов (так называемые «металлические звезды»), о — изменения в спектре. Возможны комбинации букв, обозначающие присутствие разных особенностей одновременно, например, ре, ve и т.д.

Часто употребляемые выражения: ранние спектральные классы (О, В и А) и поздние спектральные классы (К, М, N, R и S) не имеют прямого отношения к возрасту

–  –  –

Ш?-70°Ж7 Л44775 Л4737

–  –  –

звезд, — они определяют лишь место в приведенном выше ряду спектральных классов (т. е. стоят «раньше» или «позже»). Для плавности изменения интенсивности линий пришлось отказаться от подклассов dK7—dK9 и gK6—gK9.

Наличие линий тех или иных химических элементов в спектре звезды свидетельствует о присутствии этих элементов в атмосфере звезды. Однако отсутствие линий нельзя понимать как отсутствие соответствующих веществ на звезде. Оказывается, что 95 % звезд, спектры которых были подробно изучены, имеют те же элементы и в той же пропорции, что и Солнце (см. табл.22).

Основную роль в появлении линий играет т е м п е р а т у р а. Таким образом, детальная спектральная классификация и изучение линий могут служить для определения температуры звезды. Характер, а для некоторых линий и интенсивность их, зависят от плотности звездной атмосферы. Из лабораторной практики известно, что линии в спектре электрической дуги при нормальном атмосферном давлении Глава 1. Общие сведения 146

–  –  –

близкой звезды ( а Сеп) этот угол меньше секунды дуги (0,742") 3 0 ). В среднем расстояния между звездами в Ю7 раз больше их средних радиусов.

Параллакс р является весьма удобной мерой расстояния г, так как связан с ним простым соотношением г= (6) sin р где расстояние г выражается в астрономических единицах. Так как параллаксы звезд меньше одной секунды дуги (1"), то можно заменить sin р самбй дугой, выраженной в радианах. А поскольку 1 радиан = 206 265", то 206 265 3,263 г= а. е. = светового года, (6') Р V где р — параллакс, выраженный в секундах дуги. Часто за единицу звездных расстояний принимают парсек (пк), т.е. расстояние, соответствующее параллаксу, равному одной секунде. Тогда r=i ПК. (6") V Парсек равен 206 265 а. е., или 3,083- 1013 км, или 3,263 светового года.

Килопарсек (кпк) равен 1000 пк, мегапарсек (Мпк) — 1 000000 пк.

Практически определение тригонометрического параллакса производится по нескольким специальным фотографиям, получаемым с длиннофокусными астрографами. Движение Земли по орбите вызывает параллактическое смещение звезды на фоне более слабых и, следовательно, как можно полагать, более далеких звезд (см. рис. 2).

Современные инструменты и методы дают возможность более или менее точно определять с поверхности Земли тригонометрические параллаксы, не меньшие чем 0,01;/ (т.е. до расстояний в 100 пк). Таким методом определены параллаксы ~8000 звезд. Космические обсерватории измеряют параллаксы значительно точнее и надежно определяют их для сотен тысяч звезд. О других (статистических) способах определения расстояний, опирающихся на параллаксы звезд в окрестностях Солнца, определенные тригонометрически, сказано ниже (см. спектральные параллаксы — с. 151 и цефеидные параллаксы — с. 169).

При определении действительной светимости звезд за стандартное расстояние принято 10 пк, или 32,6 светового года, соответствующее параллаксу 0,1". Приведенная к этому расстоянию звездная величина называется абсолютной звездной величиной М (рис. 86). Имея в виду, что блеск любого источника света меняется °) Это соответствует толщине карандаша, рассматриваемого невооруженным глазом с расстояния в 2 км. Расстояние от этой самой близкой звезды, равное 41 700000000000 км, свет проходит за 4 года 4 месяца и 26 дней.

148 Глава 1. Общие сведения

–  –  –

обратно п р о п о р ц и о н а л ь н о квадрату расстояния, а расстояния до звезд — обратно п р о п о р ц и о н а л ь н ы соответствующим параллаксам, можно вывести формулы, связ ы в а ю щ и е видимую т и абсолютную М звездные величины с параллаксом р ( в ы р а ж е н н ы м в секундах) либо с расстоянием г (выраженным в парсеках):

–  –  –

Вь д е л е н н ы й по {!') параллакс называется фотометрическим параллаксом, так как для его получения фотометрия дает нам т и поглощение света в межзвездном пространстве А(г) (см. ниже), а М определяется из статистических зависимостей между различными звездными характеристиками. К фотометричесим параллаксам принадлежат спектральные и цефеидные параллаксы.

Величина ш-М называется модулем расстояния. В табл. XII дано соотношение модуля расстояния, параллакса р и расстояния г. Считая, что т определена с высокой точностью, вероятную погрешность определения величины М можно вычислить, зная вероятную погрешность Ар определения параллакса р, по формуле

–  –  –

Суммарная светимость звезды во всех диапазонах электромагнитного спектра, т. е. полная мощность ее излучения называется болометрической светимостью (L bo i или Lb)\ ей соответствует болометрическая абсолютная величина звезды (МЪо\ или М ь ). Она может быть найдена из видимой величины по формуле (7) после учета поглощения света в межзвездном пространстве и в земной атмосфере, а также — учета ограниченной спектральной чувствительности приемника излучения. Последнее делается путем приведения видимых звездных величин (например, ту) к болометрическим; для этого видимым величинам придается болометрическая поправка (ВС, от bolometric correction):

ВС — m b 0 | - ту. (10) Значение ВС иногда определяется и для других фильтров, но если это специально не указано, то подразумевается фильтр V.

В основном значение ВС зависит от температуры звезды, т.е. от ее спектрального класса. Но определенное влияние на значение ВС оказывает и плотность звездной атмосферы, что вызывает необходимость учета класса светимости; это немного изменяет значение ВС у различных звездных последовательностей на диаграмме спектр—светимость (табл.76). Условно принимают, что тЪо\ « ту для звезд спектральных классов F3—F5 главной последовательности (Terr ~ 6500-7000 К). Для звезд всех остальных спектральных классов, как более ранних, так и более поздних, значение ВС отрицательно. Для Солнца (Teff = 5780 К) получено ВС = - 0, 0 8 т.

Для горячих звезд класса 0 7 (Tefr = 37 000 К) и холодных красных сверхгигантов класса М5 (Tefг = 3000 К) значение ВС достигает - 4 Ш.

1.10.7. Диаграмма «спектр—светимость»

Сравнивая между собой светимости, вычисленные для звезд с измеренными параметрами, мы встречаем звезды-гиганты, в сотни тысяч раз более яркие, чем Солнце, например S Dor (My = - 8, 9 m ), и карлики, в сотни тысяч раз более слабые, например Вольф 359 (Му = 4-16,5Ш) Абсолютные величины звезд в зависимости от их спектральных классов представлены на так называемой диаграмме «спектр—светимость»

(диаграмма Герцшпрунга—Рассела) (рис.87 и 88).

На ней сразу же выявились две основные ветви: главная последовательность и ветвь гигантов (М - f 2 m ). Особенно заметно это деление для спектральных классов К и М. Так как температура поверхности звезд одних и тех же спектральных классов для обеих ветвей одинакова, то различие в их светимости объясняется различием размеров этих звезд.

Диаграмма (см. риЬ. 87) дает возможность найти абсолютную величину М по спектральному классу. Это особенно просто (хотя и не очень точно) для спектральных классов В—F. Определение же абсолютной величины равносильно определению параллакса. Параллакс звезды, определенный по ее абсолютной § 1.10. Звезды звездной величине, найденной по виду спектра, называется спектральным параллаксом. Практически дело сводится к определению относительной интенсивности ряда специально выбранных спектральных линий, которые чувствительны к светимости звезды, т. е. относительные интенсивности которых связаны с абсолютной величиной звезды.



Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 16 |


Похожие работы:

«200 ЛЕТ АСТРОНОМИИ В ХАРЬКОВСКОМ УНИВЕРСИТЕТЕ Под редакцией проф. Ю. Г. Шкуратова ГЛАВА 1 ИСТОРИЯ АСТРОНОМИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ И КАФЕДРЫ АСТРОНОМИИ Харьков – 2008 Книга посвящена двухсотлетнему юбилею астрономии в Харьковском университете, одном из старейших университетов Украины. Однако ее значение, на мой взгляд, выходит далеко за рамки этого события, как относящегося только к Харьковскому университету. Это юбилей и всей харьковской астрономии, и важное событие в истории всей украинской...»

«СПИСОК ИЗДАНИЙ ИЗ ФОНДОВ РГБ, ПРЕДНАЗНАЧЕННЫХ К ОЦИФРОВКЕ В ОКТЯБРЕ 2015 Г. Содержание СПИСОК ИЗДАНИЙ ИЗ ФОНДОВ РГБ, ПРЕДНАЗНАЧЕННЫХ К ОЦИФРОВКЕ В ОКТЯБРЕ 2015 Г. Общенаучное и междисциплинарное знание Ежегодник « Системные исследования» Естественные науки Физико-математические науки Математика Астрономия Химические науки Науки о Земле Серия «Открытие Земли». Биологические науки Техника. Технические науки Техника и технические нау ки (в целом) Радиоэлектроника Машиностроение Приборостроение...»

«Труды ИСА РАН 2007. Т. 31 Задача неуничтожимости цивилизации в катастрофически нестабильной среде А. А. Кононов Количество открытий в астрономии, сделанных за последние десятилетия, сопоставимо со всеми открытиями, сделанными в этой области за всю предыдущую историю цивилизации. Многие из этих открытий стали так же открытиями новых угроз и рисков существования человечества в Космосе. На сегодняшний день можно сделать вывод о том, что наша цивилизация существует и развивается в катастрофически...»

«Б.Б. Серапинас ГЕОДЕЗИЧЕСКИЕ ОСНОВЫ КАРТ Астрономические координаты Лекция 2 ГЕОДЕЗИЧЕСКИЕ ОСНОВЫ КАРТ ОПРЕДЕЛЕНИЯ КООРДИНАТ И ВРЕМЕНИ МЕТОДАМИ ГЕОДЕЗИЧЕСКОЙ АСТРОНОМИИ Астрономические координаты. Астрономические координаты определяются относительно отвесной линии и оси вращения Земли без знания ее фигуры (см. Лекция 1). Это астрономические широта, долгота и азимут. Ознакомимся с принципами их определения [4]. Небесная сфера, ее главные линии и точки. В геодезической астрономии важным...»

«ИТОГОВЫЙ СЕМИНАР ПО ФИЗИКЕ И АСТРОНОМИИ ПО РЕЗУЛЬТАТАМ КОНКУРСА ГРАНТОВ 2006 ГОДА ДЛЯ МОЛОДЫХ УЧЕНЫХ САНКТ-ПЕТЕРБУРГА 11 декабря 2006 г. Тезисы докладов Санкт-Петербург, 2006 Итоговый семинар по физике и астрономии по результатам конкурса грантов 2006 года для молодых ученых Санкт-Петербурга 11 декабря 2006 г. Тезисы докладов Санкт-Петербург, 2006 Организаторы семинара Физико-технический институт им.А. Ф. Иоффе РАН Конкурсный центр фундаментального естествознания Рособразования...»

«Chaos and Correlation International Journal, March 26, 2009 Астросоциотипология Astrosociotypology Луценко Евгений Вениаминович Lutsenko Evgeny Veniaminovich д. э. н., к. т. н., профессор Dr. Sci. Econ., Cand. Tech. Sci., professor Кубанский государственный аграрный Kuban State Agrarian University, Krasnodar, университет, Краснодар, Россия Russia Трунев А.П. – к. ф.-м. н., Ph.D. Alexander Trunev, Ph.D. Директор, A&E Trounev IT Consulting, Торонто, Канада Director, A&E Trounev IT Consulting,...»

«СПИСОК ИЗДАНИЙ ИЗ ФОНДОВ РГБ, ПРЕДНАЗНАЧЕННЫХ К ОЦИФРОВКЕ В ОКТЯБРЕ 2015 Г. Содержание Общенаучное и междисциплинарное знание 3 Ежегодник «Системные исследования» 3 Естественные науки 5 Физико-математические науки 5 Математика 5 Физика. Астрономия 9 Химические науки 14 Биологические науки 22 Техника. Технические науки 27 Техника и технические науки (в целом) 27 Радиоэлектроника 29 Машиностроение 30 Приборостроение 32 Химическая технология. Химические производства 33 Производства легкой...»

«ДЕПАРТАМЕНТ ОБРАЗОВАНИЯ ГОРОДА МОСКВЫ ГОСУДАРСТВЕННОЕ БЮДЖЕТНОЕ ПРОФЕССИОНАЛЬНОЕ ОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ «ВОРОБЬЁВЫ ГОРЫ» ЦЕНТР ЭКОЛОГИЧЕСКОГО И АСТРОНОМИЧЕСКОГО ОБРАЗОВАНИЯ ЦЭиАО Посвящается 90-летию Джеральда М. Даррелла XXXIX-й Ежегодный конкурс исследовательских работ учащихся города Москвы «МЫ И БИОСФЕРА» (с участием учащихся других регионов России) МОСКВА 18 и 25 апреля 2015 года Научные руководители конкурса Дроздов Николай Николаевич, доктор биологических наук, профессор...»

«200 ЛЕТ АСТРОНОМИИ В ХАРЬКОВСКОМ УНИВЕРСИТЕТЕ Под редакцией проф. Ю. Г. Шкуратова БИБЛИОГРАФИЯ РАБОТ ЗА 200 ЛЕТ Харьков – 2008 СОДЕРЖАНИЕ ПРЕДИСЛОВИЕ РЕДАКТОРА 1. ИСТОРИЯ АСТРОНОМИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ И КАФЕДРЫ АСТРОНОМИИ.1.1. Астрономы и Астрономическая обсерватория Харьковского университета от 1808 по 1842 год. Г. В. Левицкий 1.2. Астрономы и Астрономическая обсерватория Харьковского университета от 1843 по 1879 год. Г. В. Левицкий 1.3. Кафедра астрономии. Н. Н. Евдокимов 1.4. Современный...»

«? РАБОТЫ К.Э.ЦИОЛКОВСКОГО ПО МЕЖПЛАНЕТНЫМ СООБЩЕНИЯМ Вне Земли Библиотека сайта ЗНАНИЯСИЛА Оглавление 1. Замок в Гималаях 2. Восторг открытия 3. Обсуждение проекта 4. Еще о замке и его обитателях 5. Продолжение беседы о ракете 6. Первая лекция Ньютона 7. Вторая лекция 8. Два опыта с ракетой в пределах атмосферы 9. Снова астрономическая лекция 10. Приготовление к полету кругом Земли 11. Вечная весна. Сложная ракета. Сборы и запасы 12. Отношение внешнего мира. Местонахождение ракеты 13. Проводы....»

«РУССКОЕ ФИЗИЧЕСКОЕ ОБЩЕСТВО РОССИЙСКАЯ АСТРОНОМИЯ (часть вторая) АНДРЕЙ АЛИЕВ Учение Махатм “Существует семь объективных и семь субъективных сфер – миры причин и следствий”.Субъективные сферы по нисходящей: сферы 1 вселенные; сферы 2 без названия; сферы 3 -без названия; сферы 4 – галактики; сферы 5 созвездия; сферы 6 – сферы звёзд; сферы 7 – сферы планет. МОСКВА «ОБЩЕСТВЕННАЯ ПОЛЬЗА» Российская Астрономия часть вторая Звёзды не обращаются вокруг центра Галактики, звёзды обращаются вокруг...»

«Валерий Болотов Тур Саранжав Великие астрономы Великие открытия Великие монголы Монастыри Владивосток Б 96 Б 180(03)-2007 Болотов В.П. Саранжав Т.Т. Великие астрономы. Великие открытия. Великие монголы. Монастыри Владивосток. 2012, 200 с. Данная книга является продолжением авторов книги Наглядная астрономия: диалог и методы в системе «Вектор». В данной же книги через написания кратких экскурсах к биографиям древних астрономов и персон имеющих отношения к ним, а также событий, последующих в их...»

«Физика планет Метеориты Шевченко В.Г. Кафедра астрономии Харьковский национальный университет имени В.Н. Каразина Метеориты – тела космического происхождения, упавшие на поверхность Земли или других космических тел. Тела, оставляющие след и сгорающие в атмосфере принято называть метеорами. Метеоры, оставляющие яркий след в атмосфере и имеющие визуальную зв. величину ярче -3, называют болидами. При падении метеорита часто образовывается кратер (астроблема). Размер кратера зависит от массы...»

«ФЕДЕРАЛЬНАЯ СЛУЖБА ГЕОДЕЗИИ И КАРТОГРАФИИ РОССИИ ГЕОДЕЗИЧЕСКИЕ, КАРТОГРАФИЧЕСКИЕ ИНСТРУКЦИИ НОРМЫ И ПРАВИЛА ИНСТРУКЦИЯ ПО РАЗВИТИЮ ВЫСОКОТОЧНОЙ ГОСУДАРСТВЕННОЙ ГРАВИМЕТРИЧЕСКОЙ СЕТИ РОССИИ Требования к высокоточным сетям. Абсолютные измерения ускорения силы тяжести баллистическими гравиметрами ГКИНП (ГНТА) – 04 – 252 – 01 (издание официальное) Обязательна для всех предприятий, организаций и учреждений, выполняющих гравиметрические работы независимо от их ведомственной принадлежности Москва...»

«АВТОБИОГРАФИЯ Я, Чхетиани Отто Гурамович, родился в 1962 году в г.Тбилиси, где и закончил физико-математическую школу им.И.Н.Векуа №42. В 1980 г. поступил на отделение астрономии физического факультета МГУ им. М.В.Ломоносова, которое и закончил выпускником кафедры астрофизики в 1986 году. Курсовую работу, посвящённую влиянию аккреции на эволюцию вращающихся компактных объектов, выполнял под руководством Б.В.Комберга (ИКИ АН СССР). В дипломе, выполненном под руководством С.И.Блинникова (ИТЭФ),...»

«200 ЛЕТ АСТРОНОМИИ В ХАРЬКОВСКОМ УНИВЕРСИТЕТЕ Под редакцией проф. Ю. Г. Шкуратова ГЛАВА 2 НАУЧНЫЕ ДОСТИЖЕНИЯ ХАРЬКОВСКИХ АСТРОНОМОВ Харьков – 2008 СОДЕРЖАНИЕ ПРЕДИСЛОВИЕ РЕДАКТОРА 1. ИСТОРИЯ АСТРОНОМИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ И КАФЕДРЫ АСТРОНОМИИ. 1.1. Астрономы и Астрономическая обсерватория Харьковского университета от 1808 по 1842 год. Г. В. Левицкий 1.2. Астрономы и Астрономическая обсерватория Харьковского университета от 1843 по 1879 год. Г. В. Левицкий 1.3. Кафедра астрономии. Н. Н. Евдокимов...»

«Фе дера льное гос ударс твенное бюджетное учреж дение науки ИнстИтут космИческИх ИсследованИй РоссИйской академИИ наук (ИКИ РАН) ВАсИлИй ИВАНоВИч Мороз Победы и Поражения Рассказы дРузей, коллег, учеников и его самого МосКВА УДК 52(024) ISBN 978-5-00015-001ББК В 60д В Василий Иванович Мороз. Победы и поражения. Рассказы друзей, коллег, учеников и его самого Книга посвящена известному учёному, выдающемуся исследователю планет наземными и  космическими средствами, основоположнику отечественной...»

«30 С/15 Annex II ПРИЛОЖЕНИЕ II ВСТУПИТЕЛЬНЫЕ ЗАМЕЧАНИЯ ПОВЕСТКА ДНЯ В ОБЛАСТИ НАУКИ РАМКИ ДЕЙСТВИЙ Цель настоящего документа, подготовленного Секретариатом Всемирной конференции по науке, состояла в том, чтобы облегчить понимание проекта Повестки дня, и с этой же целью решено его сохранить и в настоящем документе. Его текст не представляется на утверждение. НОВЫЕ УСЛОВИЯ Несколько важных факторов изменили отношения между наукой и обществом по 1. мере их развития во второй половине столетия и...»

«РЯЗАНСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ПЕДАГОГИЧЕСКИЙ УНИВЕРСИТЕТ ИМ. С.А. ЕСЕНИНА БИБЛИОТЕКА ПРОФЕССОР АСТРОНОМИИ КУРЫШЕВ В.И. (1913 1996) Биобиблиографический указатель Составитель: заместитель директора библиотеки РГПУ Смирнова Г.Я. РЯЗАНЬ, 2002 ОТ СОСТАВИТЕЛЯ: Биобиблиографический указатель посвящен одному из замечательных педагогов и ученых Рязанского педагогического университета им. С.А. Есенина доктору технических наук, профессору Курышеву В.И. Указатель включает обзорную статью о жизни и...»

«ISSN 0371–679 Московский ордена Ленина, ордена Октябрьской революции и ордена Трудового Красного Знамени Государственный университет им. М.В. Ломоносова ТРУДЫ ГОСУДАРСТВЕННОГО АСТРОНОМИЧЕСКОГО ИНСТИТУТА им. П.К. ШТЕРНБЕРГА ТОМ LXXVIII ТЕЗИСЫ ДОКЛАДОВ Восьмого съезда Астрономического Общества и Международного симпозиума АСТРОНОМИЯ – 2005: СОСТОЯНИЕ И ПЕРСПЕКТИВЫ РАЗВИТИЯ К 250–летию Московского Государственного университета им. М.В. Ломоносова (1755–2005) Москва УДК 5 Труды Государственного...»







 
2016 www.nauka.x-pdf.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Книги, издания, публикации»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.