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


Pages:     | 1 |   ...   | 4 | 5 || 7 | 8 |   ...   | 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 6 ] --

Для поздних классов пользование этой диаграммой осложняется необходимостью по виду спектра сделать выбор между гигантом и карликом одного и того же спектрального класса. Однако и в этом случае оказалось, что определенные различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор. Атмосфера гиганта имеет меньшую плотность, чем атмосфера звезды главной последовательности. Следовательно, ионизация элементов в атмосфере гиганта Рис. 8 7. Диаграмма «спектр—свеи интенсивность соответствующих линий будут тимость», исправленная за сгд^, вызванную 0V. Диаграмма была собольше.

За последние 60 лет определены спектральные ставлена по данным о звездах, для которых определен тригонометрипараллаксы более 130 О О звезд. Этот метод не дает ческий параллакс. Высота прямоО очень точных результатов для ранних спектраль- угольника показывает возможные ных классов О и В и, естественно, для слишком пределы по шкале абсолютных вислабых звезд, для которых нельзя провести точную зуальных звездных величин, шириклассификацию спектра и измерение относитель- на пропорциональна числу звезд ной интенсивности линий.

В дальнейшем, по мере накопления данных наблюдений, на диаграмме «спектр—светимость» выявились еще несколько последовательностей (см. рис. 88).

Каждая из них объединяет звезды, сходные по своим физическим свойствам и внутреннему строению и, вероятно, имеющие одинаковый путь развития. Таковы, например, последовательности сверхгигантов (ярких и слабых), субгигантов, главная последовательность, к которой принадлежит большинство звезд, и другие. Данные рис. 88 и табл. 64 нельзя считать окончательными, и в дальнейшем они, несомненно, будут уточняться. Цифрой VIII отмечена открытая в 1947 г. Б. А. Воронцовым-Вельяминовым бело-голубая последовательность, объединяющая самые горячие звезды различной светимости — от новых звезд между вспышками, ядер планетарных туманностей, звезд Вольфа—Райе до горячих белых карликов.

Надо отметить, что в действительности звезды не ложатся строго налинии последовательностей, но образуют в своей совокупности более или менее широкие полосы.

В связи с этим отметим, что открытую П. П. Паренаго последовательность субкарликов (VI), которая находится несколько ниже главной последовательности, многие склонны рассматривать просто как нижнюю границу полосы, образующей главную последовательность. Отклонение от «средней линии» может определяться различиями в возрасте и в химическом составе звезд. Известно, что звезды, принадлежащие одному звездному скоплению, т. е. образовавшиеся почти одновременно из одного и того же диффузного вещества, располагаются на диаграме «спектр—светимость»

гораздо теснее, «в ниточку», параллельно средним линиям диаграммы рис. 88.

Распределение звезд по различным спектральным классам в окрестностях Солнца показано в табл. XIV. В настоящее время для многих звезд оказывается возможным по виду спектра не только указать спектральный класс звезды, но и определить 152 Глава 1. Общие сведения

–  –  –

Р и с. 8 8. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела. Последовательности: 1 а — О — самых ярких сверхгигантов, /а — ярких сверхгигантов, lab — средних сверхгигантов, lb — слабых сверхгигантов, II — ярких гигантов, III — слабых гигантов, IV — субгигантов, V — главная последовательность, VI — субкарликов, VII — белых карликов, VIII — бело-голубая последовательность. Иногда последовательность 1 а — О обозначают как / а + и называют последовательностью гипергигантов

–  –  –

ее принадлежность к одной из тех последовательностей звезд, которые показаны на рис.88. В этом случае к обозначению спектрального класса.добавляется римская цифра; согласно табл. 75 часто субкарлики обозначаются символом sd (от английского subdwarf) перед спектральным классом, а белые карлики — wd (white dwarf).

§ 1.10. Звезды Любопытно отметить, что некоторые звезды по своей светимости и физическим свойствам (например, средней плотности) относятся к белым карликам, хотя имеют спектральный класс F или G. Их несколько странно называют желтыми белыми карликами (подобно тому как говорят о красных или синих ч е р н и л а х ).

Относительное число звезд различной светимости выражается функцией светимости р(М). Эта функция показана на рис. 89. После максимума, приходящегося на М = + 15 w, вероятно, наступает плавное падение числа звезд.

Самая слабая из известных в настоящее время звезд — слабый спутник (18 ш ) звезды BD + 4°4048, находящейся на расстоянии 19 световых лет, — имеет абсолютную звездную величину М — +19,2 Ш.





Ее светимость в 575 000 раз меньше светимости Солнца. Рассматриваемая с расстояния в 1 а. е., эта звезда-карлик была бы немногим ярче полной Луны. Более слабые звезды нам пока не известны. Самые яркие звезды имеют светимость порядка 1О 6 0 ( М ~ - 1 0 т ), ярче их сверхновые звезды ( М от - 1 4 т до - 1 8 т в максимуме блеска). Р и с. 8 9. Функция светимости по данным Г. А. СтарикоРассмотрение табл.44 и 45 приводит к выводу, что вой в Галактике преобладают звезды низкой светимости — звезды-карлики; гиганты и сверхгиганты чрезвычайно редки. Приближенные соотношения таковы: на 10 млн звезд главной последовательности приходится 10 000 субкарликов, 1000 гигантов, 1 сверхгигант и 1 млн белых карликов (последнее число еще требует проверки). Звезды с более низкой температурой, т.е. с еще большим показателем цвета, чем звезды класса М, из-за их слабой светимости пока нам еще недоступны. Наличие в окрестности Солнца (в сфере радиусом 5 пк) пяти-шести белых карликов заставляет предполагать, что всего их в Галактике несколько миллиардов. Субкарлики особенно многочисленны в центральных областях Галактики. Их общее число также, вероятно, весьма велико ( ~ 2 0 %, или 20 • 109 звезд).

1.10.8. Диаметры звезд В силу чрезвычайной удаленности звезд ни в какой телескоп нельзя увидеть звезду как шарик заметных размеров. Лишь с помощью особых приборов — монтированного на большом телескопе интерферометра А. Майкельсона (1921) и в последние годы — интерферометра интенсивностей Р. Хэнбюри-Брауна, состоящего из двух мозаичных зеркал диаметром 6,6 м, движущихся независимо друг от друга по кольцевым (диаметром около 200 м) рельсам, — измерены угловые диаметры у более 40 звезд не слабее 2,5Ш (табл. XV). Самый большой угловой диаметр (0,060"), измеренный интерферометром (R Leo), соответствует видимым размерам горошины (диаметром 10 мм), рассматриваемой простым глазом с рассояния 41 км, а самый малый (0,00042") — той же горошине на расстоянии 3150 км или большой автомобильной шине, лежащей на поверхности Луны. Если звезда расположена н небе в поясе ±6° от эклиптики, то время от времени она покрывается Луной. При этом яркость звезды убывает (или возрастает в момент открытия) не мгновенно, а испытывает колебания вследствие дифракции света на крае лунного диска. Эти колебания тем сильнее, чем меньше угловой диаметр звезды. Записывая скоростным фотометром (с разрешением по времени ~ 1 0 _ 3 сек) блеск звезды в момент ее Глава 1. Общие сведения 154

–  –  –

спектральных классов заметное влияние оказывают полосы поглощения молекул, а у самых ранних — избыток ультрафиолетового излучения.

Исследования затменных двойных звезд, являющихся одновременно спектрально-двойными, дают возможность определять линейные размеры звезд-компонентов этих двойных.

Диаметр Альдебарана (а Таи) в 36 раз, диаметр Арктура (а Boo) в 22 раза, а диаметр Капеллы ( a Aur) в 16 раз больше диаметра Солнца (рис. 90). Диаметры двух одинаковых компонентов затменно-двойной W Сер в 1200 раз больше солнечного.

В то же время, один из наименьших белых карликов звезда Вольф 457, имеет диаметр 1/300 солнечного и, следовательно, почти втрое меньше земного (рис.91).

–  –  –

Наименьшая из известных звезд (не считая пульсаров и коллапсаров) открыта Лейтеном в созвездии Кита (обозначение LP 768-500): звездная величина 18,2Ш;

светимость этой голубой звезды равна 1/100 000 солнечной, диаметр ~0,1 диаметра Земли (т. е. как астероид Церера). Таким образом, самая большая звезда по диаметру больше самой маленькой приблизительно в миллион раз. Диаметры нейтронных звезд порядка десятка километров, т.е. отношение увеличивается до миллиарда раз.

Данные табл. 45, в которой собраны основные сведения о ближайших звездах, подтверждают вывод о преобладании во Вселенной звезд-карликов. Из сотни ближайших звезд только четыре по абсолютной величине ярче Солнца.



1.10.9. Движения звезд В природе нигде нет абсолютного покоя, все находится в движении; звезды, которые с древних времен назывались «неподвижными», также движутся. Движения звезд обнаружил в 1718 г. Э. Галлей, сравнив современные ему положения нескольких ярких звезд с их координатами в каталоге Птолемея (учтя, разумеется, влияние прецессии за все протекшее время). Собственное движение звезды (//) есть выраженная в секундах дуги в год проекция ее полной пространственной скорости на плоскость, касательную к небесной сфере.

Полная характеристика собственного движения включает указание его величины [L и направления, определяемого позиционным углом 0 (п. 4.3.1). Из наблюдений обычно определяют экваториальные компоненты собственного движения fi'a = /is\n0 (в секундах дуги в год) или fisa — fi sin 0/(15 cos 6) (в секундах времени 156 Г л а в а 1. Общие сведения

–  –  –

С о л н ц е движется относительно о к р у ж а ю щ и х его звезд со скоростью 19,5 к м / с в направлении, которое определяется координатами: а = 270°, 6 = + 3 0 °. Эта точка называется апексом движения Солнца.

–  –  –

где коэффициент 4,74 равен отношению числа километров в астрономической единице (149600000) к числу секунд в году (31 556926). Сумма квадратов этих скоростей дает квадрат полной пространственной скорости (V) относительно Солнца, т.е.

–  –  –

По сравнению с расстояниями между звездами пространственные скорости звезд ничтожно малы. Уподобив две звезды двум вишням, мы получим представления об их скоростях, если одну из них поместим в Москве, другую в Туле, и заставим их сближаться со скоростью 1 м в год (это сравнение принадлежит П. П. Паренаго).

1.10.10. Двойные и кратные звезды До XVIII в. считалось, что двойственность звезд есть следствие вполне случайного расположения звезд, при котором они хотя и видны одна возле другой, но в пространстве они далеки друг от друга, т. е. являются оптическими двойными. Однако в начале XIX в. У. Гершель открыл, что некоторые двойные звезды представляют собой физически связанные пары — физические двойные. Две звезды находятся в пространстве близко одна к другой и обращаются вокруг общего центра масс, подчиняясь закону всемирного тяготения. В течение нескольких десятилетий можно проследить видимое криволинейное движение спутника относительно главной звезды — в и д и м ы й эллипс ее орбиты (рис.95), вычислить элементы его истинной орбиты (п. 3.5.1) и иметь возможность определять положение спутника на его орбите для любого момента времени (т.е. вычислять его эфемериду).

В табл. 51 включены те двойные звезды, которые могут служить для испытания разрешающей способности трубы. В табл. 52 отмечены двойные звезды с резким различием цветов.

Все двойные звзезды, доступные непосредственному разделению на компоненты, хотя бы с помощью больших телескопов (т.е. с угловым расстоянием на небе больше чем 0,10"-0,15" при не слишком большом различии в блеске компонентов), объединены общим названием визуально-двойных звезд. Они обозначаются порядковыми номерами специальных каталогов двойных звезд, например, 2 0 1 — двойная звезда, занесенная под номером 201 в каталог В.Я.Струве, ОЕ 141 — №141 в каталоге О. В. Струве; буква (5 обозначает каталог Бернгема, А — Эйкина, Ни — Хасси, I — Иннеса, В — ван ден Боса, Rst — Росситера, — Финзена р и т.д. Иногда пользуются номерами общих (сводных) каталогов двойных звезд:

158 Глава 1. Общие сведения

–  –  –

У ряда затменных происходят непериодические изменения периодов, что объясняется особенностями обмена веществом и обмена моментами количества движения между компонентами двойной.

Невидимые спутники обнаружены у нескольких десятков звезд по тому действию, которое каждый такой спутник оказывает на звезду, составляющую с ним одну физическую систему.

Эти спутники очень малы (и, следовательно, очень слабы) и слишком близки к своим главным звездам, чтобы можно было их увидеть. Их присутствие сказывается на положении на небе главной звезды, которая периодически смещается. Эти смещения очень малы, но вполне измеримы. Массы спутников оказываются очень малыми — от 0,002 до 0,2 солнечной массы. Возможно, что при такой малой массе температура в центре звезды должна быть порядка сотни тысяч Кельвинов, и, следовательно, эти спутники не являются самосветящимися звездами и больше похожи на планеты.

Пулковский астроном А.Н.Дейч подробно исследовал движение невидимого спутника визуально-двойной звезды 61 Лебедя. Спутник движется вокруг компонента А по эллиптической орбите (е == 0,53) с большой полуосью, равной 3 а. е., г и с периодом обращения 4,9 года. Масса спутника составляет 0,010 массы Солнца.

Возможно, что в некоторых других случаях мы также имеем дело не с одним темным спутником, а с планетной системой. Б. В. Кукаркин обратил внимание на то, что если бы с ближайшей звезды велись точные измерения положения Солнца, то могли бы быть обнаружены колебания с амплитудой 0,02" и с периодом Р — 59 лет.

Этот период соответствует соизмеримости периодов обращения Юпитера и Сатурна.

По этим наблюдениям можно было бы заподозрить наличие у Солнца спутника, движущегося по эллиптической орбите с периодом в 59 лет и массой в несколько тысячных долей массы Солнца.

«Летящая звезда» Барнарда, иначе — Проксима («ближайшая») Змееносца — имеет, вероятно, три невидимых спутника, открытых и изученных П. ван де Кампом в США. Периоды их обращений 6, 12 и 25 лет, радиусы орбит 1,8, 2,9, и 4,6 а. е., массы соответственно 0,63, 0,89 и 1,96 массы Юпитера. Правда, эти значения неоднократно пересматривались, и даже сам факт наличия спутников у звезды Барнарда до сих пор остается под сомнением.

Невидимые спутники малой массы обнаружены пока лишь у звезд главной последовательности. Возможно, что это обстоятельство имеет большое значение для выяснения вопроса о происхождении планетных систем. Так как невидимые спутники обнаружены лишь среди близких к Солнцу звезд, возможно, что темные спутники (и, может быть, планетные системы) не так уж редки во Вселенной.

Этому есть прямые подтверждения: созданная в начале 1990-х гг. аппаратура для сверхточного измерения лучевых скоростей звезд (до 10 м/с) позволила в 1995 г.

надежно зафиксировать периодические «покачивания» некоторых ближайших звезд под влиянием обращающихся вокруг них планет-гигантов типа Юпитера и Сатурна;

их назвали экзопланетами. К концу 2001 г. обнаружено около 70 экзопланет;

некоторые из них объединены в системы, например, у звезды v And система минимум из трех планет. А вокруг нейтронной звезды-радиопульсара PSR 1257+12 обращаются несколько планет приблизительно земной массы (заметить присутствие столь «легких» объектов пока удается только радиометодами).

Верхняя граница массы экзопланет соответствует примерно 13 массам Юпитера. Более массивные тела, в интервале от 13 до 70-80 масс Юпитера, называют коричневыми карликами, они также обнаружены. Это переходный тип между планетами и звездами, поскольку в их недрах могут протекать термоядерные реакции 161 § 1.10. Звезды с самыми «легкогорящими» изотопами. Еще более массивные тела ( М 80 масс Юпитера = 0,08М @ ) являются нормальными звездами.

Из числа двойных звезд около 1/3 является тройными звездами. Встречаются также четверные и даже шестерные звезды, причем большинство из них являются физическими системами. В кратные системы могут входить звезды различных спектральных классов и различной светимости, а также двойные системы разных типов.

Так, например, Мицар и Алькор представляют собой шестикратную звезду: Мицар — двойная с расстоянием 14" (Мицар А — спектрально-двойная с Р — 21 d, Мицар В — спектрально-двойная с Р = 182,3d) обладает третьим компонентом, обращающимся вокруг этой пары с Р = 1350d. Мицар и Алькор, несмотря на большое угловое расстояние между ними (12"), имеют общее собственное движение р и, следовательно, составляют одну систему. Многократные звезды часто являются ядрами рассеянных звездных скоплений (о кратных типа Трапеции Ориона см. § 1.13). Если учесть все типы двойных звезд, в том числе и невидимых спутников звезд и широкие пары, то окажется, что больше половины всех звезд (по крайней мере в окрестностях Солнца) являются двойными или кратными. Из 50 звезд на расстоянии до 5 пк 28 входит в состав 15 двойных или кратных; из семи близких звезд, включая Солнце, имеющее планетную систему, лишь одна, по-видимому, простая. Этот факт представляет значительный интерес для звездной космогонии (см. § 1.19).

–  –  –

Если из наблюдений можно вывести орбиту каждого из компонентов по отношению к их общему центру масс, то в каждый данный момент расстояния звезд от этого центра обратно пропорциональны их массам:

162 Глава 1. Общие сведения

–  –  –

20 11 8,3 6,46 5,13 2,34 4,00 1,78 3,09 Ш

–  –  –

1,05 0,62 0,48 0,36 0,28 0,16 0,12 1,35 0,79 0,21 Ж

–  –  –

Звезды субкарлики и субгиганты также не подчиняются приведенной зависимости «масса—светимость». Звезды различных последовательностей на диаграмме «спектр—светимость» удовлетворяют различным зависимостям «масса—светимость».

Самыми массивными являются звезды класса О. Их массы в 50-75 раз больше массы Солнца. В то же время известны звезды, имеющие массы в 20-50 раз меньше солнечной. Массы большинства звезд заключены в пределах от 0,02 до 4Ш?0.

Из теоретических соображений следует, что масса устойчивой звезды не может превышать 659Я@. Действительно, звезды, для которых оценка массы дает большее значение, обнаруживают признаки нестационарности (например, колебания блеска).

Нижним пределом массы нормальной звезды, в недрах которой возможны термоядерные реакции с участием водорода, является 0,08Ш?@ (предел Кумара). Звезды с массами от 0,013 до 0,089Я о «сжигают» только дейтерий и затем быстро остывают;

это «коричневые карлики». Тела меньшей массы не будут самосветящимися, т.е. будут больше похожи на планеты. Таким образом, отношение массы самой «тяжелой»

звезды к массе «легчайшей» составляет примерно 103. Средняя масса звезд в окрестностях Солнца равна 0,41 солнечной массы. Рис. 99 показывает зависимость средних масс звезд от их спектра для трех классов светимости (см. также табл. XVII).

–  –  –

магнитным полем. У некоторых звезд магнитное поле по интенсивности много больше, чем у Солнца; у 35 звезд магнитная индукция превышает 1000 Гс (гаусс);

наибольшая измеренная магнитная индукция звезды равна 20 500 Гс — у HD 215441.

У ряда звезд (магнитно-переменные звезды), обнаружены значительные изменения интенсивности и даже знака магнитного поля, сопровождающиеся изменением интенсивности спектральных линий и небольшими колебаниями блеска.

Примером может служить переменная CS Vir, имеющая амплитуду изменения блеска всего 0,05 т, а амплитуду изменения магнитного поля 4000 Гс. Полного объяснения этим удивительным переменам магнитного поля и самой громадной интенсивности поля этих звезд еще не найдено. Может быть, дело во вращении звезды, магнитная ось которой заметно наклонена к оси вращения. А может быть, это явление,.сходное с явлением солнечных пятен.

По своим спектрам «магнитные» и «металлические» звезды принадлежат к звездам класса А с аномально сильными линиями некоторых элементов. Ранние подклассы — звезды Ар (магнитные) и поздние — звезды Am с резкими и многочисленными линиями металлов (без магнитного поля и без переменности). В «магнитных»

звездах аномально сильны линии ионизованных редкоземельных элементов — европия (Ей), диспрозия (Dy) и гадолиния (Gd). Среди «магнитных» звезд встречаются также «кремневые», «стронцевые», «хромовые», «марганцевые» звезды с аномальным содержанием этих элементов. Среди металлических звезд много тесных двойных (спектрально-двойных).

1.10. 15. Вращение звезд Изучение спектров звезд (ширин и профилей спектральных линий металлов) привело к выводу, что многие звезды вращаются вокруг своей оси, причем звезды спектральных классов О и В в среднем вращаются с большой скоростью, достигающей 200-350 км/с на экваторе (самая большая зарегистрированная скорость вращения порядка 500 км/с). Звезды класса А вращаются со скоростью 120-190 км/с. Скорость вращения звезд поздних классов меньше (у звезд класса G, К, М она ~ 1 0 км/с). Для Солнца эта скорость составляет лишь 2 км/с, что, вероятно, связано с наличием планетной системы около не- Р и с. 1 0 0. Влияние в р а щ е н и я звезды на к р и в у ю л у ч е го. Некоторые затменные двой- вых с к о р о с т е й затменной д в о й н о й звезды (Алголя) ные звезды обнаруживают в кривых лучевых скоростей характерную волну вблизи момента затмения (рис. 100), свидетельствующую о вращении компонентов. По направлению вращение компонентов совпадает с орбитальным движением.

166 Глава 1. Общие сведения 1.10.16. Переменные звезды П е р е м е н н ы е звезды — это звезды, блеск которых, приведенный к одинаковым условиям наблюдений, подвержен колебаниям. Амплитуды колебаний блеска — от самых малых (несколько тысячных звездной величины) до 1 5 - 1 9 ш и больше. Чем более с о в е р ш е н н ы е фотометры употребляются, тем больше открывают переменных звезд малой амплитуды. Сейчас известно уже около 60 тыс. переменных в Галактике и десятки тысяч — в других галактиках. Вероятно, переменность появляется на определенных этапах эволюции каждой звезды.

Независимые открытия переменности блеска порождают различные обозначения. Н а п р и м е р, открытые в С С С Р получали предварительное обозначение С П З, или SVS, и очередной номер; открытые на Гарвардской обсерватории ( С Ш А ) — HV и номер; открытые на Зоннебергской обсерватории (Германия) обозначают буквой S и номером, и т. д. Новые звезды иногда обозначали буквой N (в некоторых случаях в сопровождении номера) и названия созвездия. Например, N 3 Sgr — третья новая в созвездии Стрельца; к этому добавляют год в с п ы ш к и. Все это вызвало необходимость создания единой системы централизованного присвоения обозначения п е р е м е н н о й. В послевоенное время этим занимаются члены Московского центра, в который входят некоторые сотрудники Института астрономии РАН и ГАИШ МГУ.

П е р е м е н н ы е звезды обозначаются в каждом созвездии л а т и н с к и м и п р о п и с н ы м и буквами от R до Z, а затем к о м б и н а ц и я м и каждой из этих букв с каждой из последующих от RR до Z Z, после чего используются к о м б и н а ц и и всех букв от А до Q с каждой из последующих, от АА до Q Z (из всех к о м б и н а ц и й исключается буква J, которую в рукописном написании легко спутать с буквой I). Во многих созвездиях открыто более 334 переменных, т. е. более числа указанных буквенных к о м б и н а ций. Поэтому последующие переменные обозначаются буквой V и порядковым н о м е р о м, начиная с 335. К каждой такой к о м б и н а ц и и прибавляется трехбуквенное обозначение созвездия, например, S Car, RT Per, V557 Sgr и т. д. Обозначения в этой системе п р и н я т о присваивать л и ш ь п е р е м е н н ы м звездам нашей Галактики.

П е р е м е н н ы е из числа звезд, обозначенных греческими буквами (п. 1.10.1 и каталог звезд — табл.46), других обозначений не получают.

С 1900 по 1954 г. новые переменные звезды, открытые в разных странах, получали в AN и BZ (см. А н н о т и р о в а н н ы й перечень журналов.) предварительные о б щ и е обозначения вида: 144 1934 Cyg, т. е. 144-я переменная, открытая в 1934 г., находится в созвездии Лебедя.

В 1948 г. в Москве вышел в свет «Общий каталог переменных звезд» ( О К П З ), составленный советскими учеными Б. В. Кукаркиным и П. П. Паренаго. Он содержал сведения о 10912 переменных. В 1951 г. вышел «Каталог звезд, заподозренных в переменности» (8134 звезды); 2-й К З П (1966 г.) содержит еще 3907 звезд, заподозренных в переменности. В 1958 г. опубликовано второе, д о п о л н е н н о е издание «Общего каталога» ( О К П З II), составленное Б. В. Кукаркиным, П. П. Паренаго, Ю. И. Ефремовым и П. Н. Холоповым. В 1969 г. вышло третье издание — О К П З III. В 1982 г. в Москве, под редакцией П. Н. Холопова, вышел новый сводный каталог звезд, заподозренных в переменности (каталог NSV — New Suspected Variables), включавший 14 810 звезд, не получивших до 1980 г. окончательного обозначения. Вскоре появилось пятитомное 4-е издание О К П З, вышедшее под руководством П. Н. Холопова (тома I - I I I ) и Н. Н. С а м у с я (тома IV-V) и содержащее всего 28 450 переменных звезд в нашей Галактике и около 10 000 переменных звезд в других галактиках. В 1998 г. Е. В. Казаровец, Н. Н. С а м у с ь и О. В.Дурлевич опубликовали д о п о л н е н и е к каталогу NSV (более 11 200 звезд). Новые обозначения переменных в принятой в О К П З системе § 1.10. Звезды регулярно публикуются в IBVS (Аннотированный перечень журналов.) в специальных Списках обозначений переменных звезд. К моменту опубликования 75-го Списка обозначений (2000 г.) общее число звезд с обозначениями в системе О К П З достигло почти 36000.

Основой современной классификации переменных звезд служит физическая сущность явления. Все затменно-двойные выделяются в особую группу затменных переменных; причиной изменений их блеска являются взаимные затмения двух звезд, обращающихся вокруг общего центра масс в плоскости, лежащей близко к лучу зрения наблюдателя. Таких звезд известно в настоящее время более 6000. Здесь и далее число известных переменных каждого класса в Галактике указано по О К П З IV, 1985-1995, с учетом последующих Списков обозначений. Звезды с неуверенной классификацией не учитывались. Эти числа не характеризуют истинного количества звезд каждого типа, поскольку зависят от вероятности открытия, которая очень различна для переменных разных типов. Следует также иметь в виду, что некоторые звезды одновременно показывают переменность нескольких типов, тогда они учитываются несколько раз и в приводимой статистике. Не вполне удачное название «вращающиеся переменные» применяют к звездам, блеск которых меняется из-за орбитального движения и несферической формы компонентов двойной системы, не показывающей затмений (эллипсоидальные переменные, 132 звезды), или из-за осевого вращения и наличия пятен на поверхности (магнитные переменные — 475 звезд), и переменные типа BY Dra (BY в системе обозначения типов, принятой в О К П З ; к их числу принадлежит и Солнце, переменная звезда очень малой амплитуды; 368 звезд).

Остальные переменные звезды принято относить к группе физических переменных, у которых колебания блеска вызваны колебаниями радиуса, поверхностной температуры и изменениями других физических характеристик.

I. Пульсирующие переменные. Они подразделяются на следующие типы:

Пульсирующие сверхгиганты типа a Cyg (обозначение ACYG) — 123 звезды.

Переменные типа (3 Сер (ВСЕР) — 144.

Цефеиды типа 6 Сер (DCEP) и типа W Vir (CW) — 870.

Переменные типа RR Lyr (RR) — 6717.

Звезды типа 6 Set (DSCT) и родственных типов — 458.

Долгопериодические переменные типа Cet (М); иначе — миры (Мира полатыни — «удивительная») или мирйды — 6565.

Переменные типа RVTau (RV) — 130.

Полуправильные переменные (SR) — 4326.

Неправильные пульсирующие переменные (L, от нем. langsam — «медленный») — 3651.

Пульсирующие белые карлики типа ZZ Cet (ZZ) — 60.

Пульсирующие звезды прочих типов — 296.

II. Взрывные и новоподобные переменные подразделяются на следующие типы:

Карликовые новые, или переменные типа U Gem (UG) — 390.

Новые звезды (N) — 275.

Новоподобные звезды (NL) — 89.

Симбиотические звезды типа Z And (ZAND) — 55.

Сверхновые звезды (SN) — 7. (Среди давно обозначенных в системе О К П З сверхновых звезд случайно оказалось несколько звезд из других галактик. Всего в других галактиках открыто свыше тысячи новых и сверхновых звезд.) Глава 1. Общие сведения

III. Эруптивные звезды включают следующие типы:

Молодые переменные звезды типа Т Таи и родственные типы: INT, IA, IB, IS и др.; символ I — от англ. irregular, т. е. «неправильный», хотя на неправильную переменность у этих звезд нередко наложены периодические колебания, связанные с пятнами (к этим типам сейчас причисляют многие звезды, которые ранее относили к типу RW Aur) - 1748.

Звезды типа FU Ori ( F U ) — 11.

П е р е м е н н ы е типа UV Cet (UV), или вспыхивающие — 1614.

П е р е м е н н ы е типа R CrB (RCB) - 40.

Эруптивные звезды прочих т и п о в — 453.

IV. П е р е м е н н ы е звезды, связанные с источниками мощного космического рентгеновского излучения (X) — 132. Этот пока н е м н о г о ч и с л е н н ы й класс переменных звезд уже содержит множество типов, почти каждая такая переменная звезда обладает я р к о в ы р а ж е н н ы м и индивидуальными особенностями.

–  –  –

Амплитуды цефеид порядка одной звездной величины. В максимуме блеска спектр F, в минимуме — от G до К, причем чем длиннее период, тем краснее звезда. Цефеиды ЭСЕР — сверхгиганты с абсолютной величиной от -2т до - 6 m, CW — от 0 Ш до - З ш ; при этом чем больше период, тем больше светимость (рис. 103). Для звезд типа DCEP эту зависимость можно приближенно выразить следующей формулой:

Му = -1,01 - 2,88 l g Р (Л. Н. Бердников и др.).

Эта фундаментальная зависимость «период—светимость» дает возможность определять М по периоду, а затем по формуле (7) находить расстояние. Это один из самых мощных методов определения расМф ф* стояния до удаленных частей нашей звездной /

–  –  –

Сергей Николаевич Блажко (1870-1956) — член-корреспондент АН СССР, профессор МГУ и д и ректор (с 1920 по 1931 г.) Обсерватории Московского университета, выдающийся российский и советский исследователь переменных звезд.

Глава 1. Общие сведения периодически меняется форма кривой блеска, параллельно с изменением блеска меняется и лучевая скорость, причем кривая лучевых скоростей также показывает наличие двух периодов.

Таковы, например, RR Lyr (0,5669 d и 40,8 d ), XZ Cyg (0,4667 d и 56,3 d ) или XZ Dra (0,4765 d и 78 d ). Множественная периодичность весьма характерна и для переменных типа DSCT и SXPHE.

Большинство переменных типа Миры Кита (М) имеет периоды от 90 d до 700 d.

Самый долгий период (1380 d ) имеет переменная ВХ Моп, однако ее принадлежность к миридам сейчас оспаривается. Амплитуды мирид в визуальных и фотографических лучах превосходят 2, 5 т и могут доходить у некоторых звезд до 8 - 1 0 т. И период, и амплитуда, и форма кривой блеска каждой такой переменной подвержены колебаниям, обычно небольшим, но иногда значительным. Спектры мирид принадлежат к классам М, С и S; у большинства в спектре видны яркие линии излучения водорода. Более поздние спектры характерны для звезд с большими периодами. Когда в декабре 1885 г. в созвездии Ориона вспыхнула звезда, спектр которой оказался сходным по э м и с с и о н н ы м л и н и я м со спектром о Cet, за два дня до этого полученным на Гарвардской обсерватории, Э. Пикеринг правильно заключил, что новая переменная — тоже мирида (U Ori).

Одновременно с блеском у мирид меняется спектр (в максимуме блеска он более ранний) и температура (в максимуме ~ 2 3 0 0 К, в минимуме ~ 1800 К).

Мириды являются гигантами, хотя большинство их даже в максимуме блеска недоступно невооруженному глазу. Абсолютные величины их, М у, в среднем близки к — 1 w (от - 3, 5 т до 0, 0 т ), причем большим периодам соответствуют меньшие светимости (в визуальных лучах), т. е. зависимость «период—светимость» имеет обратный смысл, чем у цефеид. Переменность мириды связана с пульсациями самой звезды — красного гиганта и изменениями прозрачности ее протяженной атмосферы, однако теория этих процессов пока несовершенна.

Полу правильные и неправильные переменные характеризуются амплитудой от 0, 5 т до 2, 5 т, зачастую с большими неправильностями колебания блеска или множественной периодичностью, поздними спектральными классами и абсолютными величинами М у от + 1 ш до - 4 т. Они являются гигантами или сверхгигантами.

Колебания блеска также связаны с пульсациями.

Юлианские дни Р и с. 1 0 4. Кривая блеска SS Суд (типа U Gem)

Переменные звезды типа U Gem, или карликовые новые (рис. 104), дают непродолжительные (до нескольких суток) вспышки, сменяющиеся интервалами почти постоянного минимального блеска. Амплитуда вспышек — несколько звездных вел и ч и н, причем чем чаще у звезд вспышки, тем меньше их амплитуда. Подобно новым звездам (см. ниже), переменные типа U G e m представляют собой очень тесные двойные звездные системы, состоящие из белого карлика и обычной звезды.

Вокруг белого карлика имеется аккреционный диск, из-за нестабильностей которого и происходят вспышки карликовых новых.

Новые звезды (N). Каждый год в Галактике вспыхивает 2 5 - 3 0 (по некоторым оценкам, даже более 200) новых звезд, однако наблюдается л и ш ь несколько. Они

–  –  –

характеризуются чрезвычайно быстрым возрастанием блеска на 8 m - 1 5 m (полная а м плитуда новой V1500 Cyg 1975 г. превысила 1 9 т ), в среднем на 1 2 т (т. е. в 60 000 раз) в течение нескольких суток и медленным спадом с д о п о л н и т е л ь н ы м и к о л е б а н и я м и в течение нескольких месяцев или лет (рис. 105). Иногда наблюдаются п р е д в с п ы ш к и малой амплитуды А а за время At до самой в с п ы ш к и ; между Аа и At подмечена обратная зависимость. В среднем абсолютная величина новой в максимуме блеска около - 7 Ш. Д о максимума звезда имеет р а н н и й спектр, в максимуме вспыхивают я р кие л и н и и, которые затем превращаются в полосы. Расширившаяся («раздувшаяся») в сотни тысяч раз звезда отделяет в момент максимума блеска газовую оболочку (равную по массе 1 0 ~ 4 - 1 0 ~ 5 масс Солнца), которая, постепенно р а с ш и р я я с ь, рассеивается в пространстве. Например, RR Pic (N Pic 1925 г.) в момент максимума достигла диаметра в 600 млн км, что превышает диаметр орбиты Марса. Скорость р а с ш и р е н и я оболочек новых около 1000 км/с. После вспышки звезда возвращается к начальному состоянию.

Новые, как и карликовые новые, являются тесными д в о й н ы м и звездами с очень короткими периодами обращения (например, N Her 1934 г. — D Q Her теперь з а т м е н ная переменная с периодом Р = 4 h 3 9 m ). В систему входит обычная звезда, с которой газовое вещество перетекает на белый карлик, предварительно з а т о р м о з и в ш и с ь в а к к р е ц и о н н о м диске. Так на поверхности белого карлика появляется вещество, способное вступать в термоядерные реакции превращения водорода в гелий. В с п ы ш ка новой представляет собой бурное осуществление такого термоядерного процесса.

П о м и м о «классических» новых звезд, у которых до сих пор наблюдалось по одной вспышке, известно несколько повторных новых звезд ( N R ). Всего в О К П З 8 звезд типа N R, вспыхнувших уже два или большее число раз. Б. В. Кукаркин и П. П. Паренаго показали, что, как и для карликовых новых, для повторных н о вых звезд существует зависимость между амплитудой и интервалом времени между вспышками: чем меньше амплитуда, тем чаще вспышки. В 1866 г. вспыхнула звезда, получившая обозначение Т СгВ. По своим характеристикам она должна была быть отнесена к повторным новым звездам, хотя предыдущие в с п ы ш к и не наблюдались.

По зависимости Кукаркина и Паренаго ее цикл должен составлять около 80 лет.

В 1946 г. (в точности по зависимости) произошла новая вспышка Т СгВ, подтвердившая найденную зависимость. Первым обнаружил ее советский любитель астрономии 172 Глава 1. Общие сведения

–  –  –

За несколько секунд или десятков секунд блеск звезды возрастает, иногда на несколько звездных величин, после чего происходит более медленное падение блеска.

Вся вспышка занимает время от нескольких минут до нескольких часов. Частота вспышек различна у разных переменных этого типа; так, у самой UV Cet одна вспышка приходится на 5 - 1 0 часов. К звездам этого типа принадлежит Проксима Кентавра. Причины вспышки, вероятно, сходны с причинами вспышек на Солнце, большую роль играют магнитные явления. Вспыхивающие звезды типа UV Cet находят в звездных ассоциациях и рассеянных скоплениях, где также много переменных типа Т Таи. Все это, очевидно, молодые звезды.

Звезды типа R СгВ обнаруживают внезапные большие и весьма неправильные уменьшения блеска при одновременных спектральных изменениях. Их спектры очень необычны, в них практически отсутствуют линии водорода. Падения блеска связывают G выбросами облаков вещества, богатого сконденсированным углеродом (сажей), закрывающих звезду от наблюдателя. Вне глубоких ослаблений у этих переменных наблюдаются пульсации с периодами в десятки суток.

§1.11. М л е ч н ы й Путь Звездная система, в которую входит Солнечная система, называется Галактикой.

Она состоит из звезд различных типов, из звездных облаков, скоплений, звездных ассоциаций, газовых и пылевых туманностей, облаков межзвездного газа, рассеянной космической пыли и отдельных атомов. Межзвездное пространство пронизывают движущиеся с огромными скоростями частицы космических лучей. Свое название Галактика получила от Млечного Пути (М. П.), который по-гречески называется «галаксиас» ( y a X a ^ i a Q — млечный.

В ясную безлунную ночь видно, как М. П. пересекает небо светлой полосой неодинаковой ширины, неодинаковой яркости и сложного строения. Птолемей первый дал его подробное описание, но лишь после изобретения телескопа Галилей открыл истинную природу М. П. В телескоп ясно видно, что сплошное сияние М. П.

состоит из света громадного числа слабых звезд, не различимых в отдельности и сливающихся в один светящийся пояс. В телескоп, а в особенности на фотографиях, ясно видно звездное строение полосы М. П. (рис. 107).

Лучшее время для наблюдения М. П. в средних широтах северного полушария Земли — безлунные ночи июля — августа — сентября. В наших широтах мы видим не весь М. П. Дуга, которая поднимается над нашим горизонтом, смыкается под ним в полный круг, проходящий через созвездия: Единорог, Малый Пес, Орион, Близнецы, Телец, Возничий, Персей, Жираф, Кассиопея, Андромеда, Цефей, Ящерица, Лебедь, Лисичка, Лира, Стрела, Орел, Щит, Стрелец, Змееносец, Южная Корона, Скорпион, Наугольник, Волк, Южный Треугольник, Кентавр, Циркуль, Южный Крест, Муха, Киль, Паруса и Корма. Средняя линия М. П. близка (но не совпадает) к большому кругу, наклоненному к плоскости небесного экватора под углом 62° и пересекающемуся с ним в точках с а = 18h40m и 6 h 40 m. Этот круг — галактический экватор. Точки пересечения галактического экватора с небесным экватором называются узлами по аналогии с точками пересечения планетных и лунной орбит с эклиптикой. Восходящий узел галактического экватора находится в созвездии Aql, нисходящий — в Моп. Северный полюс Галактики находится в созвездии Com ( a = l2 h 49 m, 6 = +27,4°), а южный — в созвездии Scl ( a = 0 h 49 m, S = -27,4°).

M. П. не имеет резких границ; в его состав входит большое число светлых звездных облаков, особенно многочисленных и ярких в его южной части — в созвездиях Стрельца, Скорпиона и Щита. Там находится центр нашей звездной Глава 1. Общие сведения

Р и с. 1 0 7. Звездные облака в Sgr, расположенные в центральной области Галактики

системы (его координаты: а = 17 h 28 m, б = - 3 0 ° ). В этих же частях Млечного Пути особенно выделяются темные облака — темные туманности; одно из них носит весьма образное название «Угольный мешок». Центральные части Галактики скрыты от нас этими темными туманностями. Если бы их не было, то М. П. был бы в этом направлении в тысячу раз ярче.

В созвездии Cyg начинается темная полоса, которая на некотором участке делит М. П. на две части (рис. 108). Она проходит через созвездия Aql, Ser, Sgr и Sco.

Таким образом, причудливая и неправильная форма полосы М. П. является следствием ряда причин: 1) действительного облакообразного распределения звезд в нашей Галактике, 2) общей их тенденции к скучиванию в направлении к центру нашей системы и к ее средней плоскости (последнее называется галактической концентрацией) и 3) наличия в межзвездном пространстве большого числа газовых облаков с мельчайшими частицами космической пыли (размер частиц 0,1-1 мкм), образующих темные туманности различной формы, размеров и различной оптической толщи, т. е. различной поглощательной способности, либо светлые, отражающие свет соседних с ними звезд. Если с такой туманностью соседствует очень горячая звезда (спектральных классов О и В), она может ионизовать окружающее вещество,

–  –  –

вызывая появление в спектре эмиссионных линий туманности. Наличие облаков темного вещества и рассеянного диффузного вещества, состоящего из газа и космической пыли, вызывает общее и избирательное (селективное) поглощение света, которое проявляется в ослаблении видимого блеска звезд и в их покраснении. В результате первого в формулу (7) входит видимая звездная величина то, и с к а ж е н н а я п о г л о щ е н и е м с в е т а, что приводит к преувеличению расстояния до звезды, определенного по этой формуле. В сущности, наблюдаемое межзвездное ослабление света является следствием двух причин: п о г л о щ е н и я света межзвездным пылевым веществом и р а с с е я н и я света. Иногда это обозначается одним словом — экстинкция.

В 1940-х гг. П. П. Паренаго разработал теорию учета межзвездного поглощения света. В 1963 г. А. С. Ш а р о в дал уточненную картину распределения по небу поглощающего вещества, необходимую для определения истинных звездных расстояний. Покраснение вызывает увеличение показателя цвета. Разность наблюдаемого показателя цвета и нормального, свойственного данному спектральному классу, называется избытком цвета. Избыток цвета звезды характеризует поглощение света Глава 1. Общие сведения на пути от звезды до наблюдателя. Для фотометрической системы UBV полное поглощение в лучах V равно Ay = R • Eb—v, где множитель R почти везде равен 3,0 ± 0,2 и лишь в некоторых направлениях больше, доходя в иных случаях до 7, избыток цвета Ев_у = (В— У) - (В—У)0;

нормальные цвета (В— К)0 для различных спектральных классов см. в табл.78.

Помимо относительно крупных пылинок в межзвездным пространстве и особенно в плотных облаках межзвездного газа присутствуют атомарные кластеры (например, фуллерены типа С^о) и «нормальные» молекулы, как органические, так и неорганические, вплоть до 13-атомных. Отдельные газовые облака вызывают появление в спектрах звезд межзвездных линий поглощения (или, иначе, стационарных линий), которые обнаруживают свое доплеровское смещение, характеризующее скорость получу зрения облака относительно нас. По интенсивности этих линий можно оценить расстояние до звезды. Иногда наблюдаются два или несколько компонентов стационарных линий. Доплеровское смещение каждого компонента зависит от лучевой скорости отдельного облака, соответствующего этому компоненту. Известны межзвездные облака ионизованного кальция (линии Н и К фраунгоферова спектра), нейтральных натрия, кальция, железа, ионизованных и нейтральных СН и CN, ионизованного титана. Средняя плотность газа в Галактике ничтожна и равна ~ 3 • Ю - 2 4 г/см 3 (несколько атомов на 1 см 3 пространства). Отношение средних плотностей газа и пыли в межзвездном пространстве составляет около 50 :

(по массе). Общая масса газа и пыли достигает нескольких процентов от массы Галактики.

Надо упомянуть, что каждая точка межзвездного пространства пронизывается излучением всех объектов, наполняющих Вселенную. Кубический сантиметр межзвездного космического пространства заключает в себе количество энергии излучения, выражаемое числом Ю - 1 2 эрг (сравните с плотностью солнечного излучения вблизи Земли: 5- Ю - 8 эрг/см 2 ). Температура мирового пространства приблизительно 3 К (всего на 3 градуса выше абсолютного нуля).

–  –  –

Р и с. 1 1 0. Гиады — движущееся звездное скопление в Тельце. Известно б о л е е 1 0 0 членов этого скопления. Стрелками показано движение звезд скопления за 5 0 ООО лет, линии определяют направление на точку видимого схождения — радиант движущегося скопления. 7 5 0 0 0 0 лет н а з а д Гиады были ближе всего к Солнцу и занимали вчетверо большую площадь на небе;

Альдебаран ( а Таи) в скопление не входит. Модуль расстояния m — М = + 3, 2 7 ± 0, 0 5 т, параллакс 0, 0 2 2 ", расстояние 4 5 пк

–  –  –

где V = Vr sec в легко получить из (20). Наиболее заметны из рассеянных скоплений Плеяды (рис. 112) и Гиады в Тельце, Ясли в созвездии Рака, двойное скопление х и h Персея (см. рис. 109), скопление в Волосах Вероники. Яркие звездные скопления, галактические туманности и галактики обозначают номерами одного из следующих каталогов: каталога Мессье (1784 г.) (например, М 101), Нового Общего Каталога (New General Catalogue) Дрейера (например, NGC 224) и двух дополнительных к нему томов Index Catalogue (например, 1С 1214). Сейчас известно около 1000 рассеянных скоплений, подавляющее большинство которых видно только в телескоп (см. табл.56). Их угловые размеры от 2' в до 60', если не говорить о самых близких — таких, как, например, Плеяды ( ~ 2 ° ), \ и h Персея ( ~ 4 ° ) или Глава 1. Общие сведения Р и с. 1 1 2. Плеяды (NGC 2 8 6 6 ) и диффузные туманности вокруг главных з в е з д скопления (карту см. в т а б л. 4 9 ) Гиады ( ~ 6, 7 ° ). Всего в Галактике, вероятно, больше 20 тыс. таких скоплений. Каждое скопление состоит из десятков, а иногда из сотен звезд. Диаметры скоплений в среднем от 2 до 20 пк. Большинство скоплений имеют поперечники от 3 до 5 пк.

Плотность — от 0,25 (для Гиад) до 80 звезд на 1 пк 3 (в центре N G C 6705). Пространственная плотность звезд вблизи центра скопления такова, что для наблюдателя там сверкало бы на небе около 40 звезд, в десятки раз более ярких, чем Сириус на нашем небе. Большая часть скоплений имеет массы от 50 до 2000 9Я©.

Рассеянные скопления характеризуются большой галактической концентрацией, т.е. располагаются в основном вблизи средней плоскости Галактики. Изучение пространственного расположения рассеянных скоплений показало, что они находятся в спиральных ветвях Галактики. В некоторые скопления входят звезды главной последовательности и желтые и красные гиганты, в другие — звезды главной последовательности, начиная с класса В, в иные только звезды главной последовательности без В-звезд и т.д.

Влияние притяжения ядра Галактики и соседних звездных облаков, взаимное притяжение звезд скопления приводят к тому, что постепенно звездное скопление рассеивается. При этом первыми покидают скопление звезды, которые по указанным выше причинам приобретают большую скорость. Эта скорость оказывается больше § 1. 1 2. Звездные скопления 179 той предельной, при которой действие силы притяжения всех звезд скопления еще способно удержать звезду в числе членов скопления. При средней плотности скопления р 0,1 9Л©/пк 3 оно может оказаться неустойчивым и будет распадаться.

Оценки возраста рассеянных скоплений см. рис. 141.

Р и с. 1 1 3. Шаровое звездное скопление М 13 = NGC 6 2 0 5 в созвездии Геркулеса

Иной характер имеют шаровые звездные скопления (табл. 58, рис. 113). Это скопления сферической или эллипсоидальной формы. Известно уже 150 галактических шаровых скоплений, число звезд в каждом из них от 3 • 104 до 5 • 10б; в большей или меньшей степени они скучены к центру скопления. Большинство шаровых скоплений богато звездами-гигантами и сверхгигантами (кроме голубых). Расстояния до многих шаровых скоплений определяются по открытым в них короткопериодическим звездам типа RR Lyr либо по положению горизонтальной ветви диаграммы «цвет—видимая звездная величина», являющейся аналогом диаграммы Г—Р. Самые близкие из них М4, NGC 6397 и NGC 6544 удалены от нас на 2,04-2,5 кпк.



Pages:     | 1 |   ...   | 4 | 5 || 7 | 8 |   ...   | 16 |


Похожие работы:

«А. А. Опарин Древние города и Библейская археология Монография Предисловие Девятнадцатый век — время великих открытий в области физики, химии, астрономии, стал известен еще как век атеизма. Головокружительные изобретения взбудоражили умы людей, посчитавших, что они могут жить без Бога, а затем и вовсе отвергнувших Его. Становилось модным подвергать критике Библию и смеяться над ней, называя Священное Писание вымыслом или восточными сказками. И в это самое время сбылись слова, сказанные Господом...»

«Даниил Гранин ПОВЕСТЬ ОБ ОДНОМ УЧЕНОМ И ОДНОМ ИМПЕРАТОРЕ Имя Араго хранилось в моей памяти со школьных лет. Щетина железных опилок вздрагивала, ершилась вокруг проводника. Стрелка намагничивалась внутри соленоида. Красивые, похожие на фокусы опыты, описанные во всех учебниках, опыты-иллюстрации, но без вкуса открытия. Маятник Фуко, Торричеллиева пустота, правило Ампера, закон Био — Савара, закон Джоуля — Ленца, счетчик Гейгера. — имена эти сами по себе ничего не означали. И Араго тоже оставался...»

«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...»

«Гастрономический туризм: современные тенденции и перспективы Драчева Е.Л.,Христов Т.Т. В статье рассматривается современное состояние гастрономического туризма, который определяется как поездка с целью ознакомления с национальной кухней страны, особенностями приготовления, обучения и повышение уровня профессиональных знаний в области кулинарии, говорится о роли кулинарного туризма в экономике впечатлений, рассматриваются теоретические вопросы гастрономического туризма. Далее в статье...»

«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),...»

«АСТ РО Н ОМ И Ч Е СКО Е О Б Щ Е СТ ВО Космические факторы эволюции биосферы и геосферы Междисциплинарный коллоквиум МОСКВА 21–23 мая 2014 года СБОРНИК СТАТЕЙ Санкт-Петербург Сборник содержит доклады, представленные на коллоквиуме, состоявшемся 21–23 мая 2014 года в помещении Государственного астрономического института имени П.К. Штернберга. Тематика докладов посвящена рассмотрению основных этапов эволюции Солнца и звезд, а также влиянию Солнца на процессы на Земле. Оргкомитет коллоквиума:...»

«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...»

«Георгий Бореев 13 февраля 2013 года. Большинство людей на Земле так и не увидит, как из маленькой искорки на земном небе вырастет огромный яркий шар диаметром чуть больше Солнца. Но когда такое произойдет, то эту новость начнут передавать по всем каналам радио и телевидения различных стран. За всеобщим ажиотажем, за комментариями астрономов люди как-то не сразу заметят, что одновременно с появлением яркой звезды на небе, на Земле станут...»

«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...»

«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...»

«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...»

«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...»

«Анатомия кризисов/ А.Д. Арманд, Д.И. Люри, В.В. Жерихин и др. М.: Наука, 1999. 238 с. Глава I. КРИЗИСЫ В ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД Лишь солнце своим сияющим светом дарит жизнь надпись на храме Дианы в Эфесе Взгляд в просторы Космоса ежегодно, ежемесячно, чуть ли не ежедневно приносит информацию о происходящих изменениях. Среди них заметное место занимают события, имеющие ярко выраженный кризисный, даже катастрофический характер: вспышки и угасания, взрывы сверхновых звезд. Еще больше, чем прямое...»

«Темными дорогами. Загадки темной материи и темной энергии Думаю, я здесь выражу настрой целого поколения людей, которые ищут частицы темной материи с тех самых пор, когда были еще аспирантами. Если БАК принесет дурные вести, вряд ли кто-то из нас останется в этой области науки. Хуан Кояр, Институт космологической физики им. Кавли, «Нью-Йорк Таймс», 11 марта 2007 г. Один из срочных вопросов, на которые БАК, возможно, даст ответ, далек от теоретических измышлений и имеет самое что ни на есть...»

«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...»

«Прогресс рентгеновских методов анализа Д.т.н. А.Г. Ревенко, председатель Комиссии по рентгеновским методам анализа НСАХ РАН, заведующий Аналитическим центром Института земной коры СО РАН, г. Иркутск Доклад на 31 Годичной сессии Научного совета РАН по аналитической химии (Звенигород, 13 ноября 2006 г.) Комментарий к презентации Области применения рентгеновских лучей Использование в медицине (диагностика и терапия, томография) 1. Рентгеноструктурный анализ 2. Рентгеновская дефектоскопия 3....»

«АРХЕОЛОГИЯ ВОСТОЧНОЕВРОПЕЙСКОЙ СТЕПИ  Жуклов А.А. К 80-ЛЕТИЮ САРАТОВСКОГО АРХЕОЛОГА И КРАЕВЕДА ЕВГЕНИЯ КОНСТАНТИНОВИЧА МАКСИМОВА Евгений Константинович Максимов родился 22 октября 1927 года в городе Вольске Саратовской области. В младшие школьные годы мечтал стать астрономом, в старших классах – кинорежиссером. Готовился даже выступить на диспуте в горкоме комсомола на тему «Кем я буду» с докладом о советских кинорежиссерах. Но после окончания школы подал документы на исторический факультет...»

«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...»

«Ю.С. К р ю ч к о в Алексей Самуилович ГРЕЙГ 1775-1845 Второе издание, исправленное и дополненное Николаев-200 УДК 62 (09) Кр ю чко в К ). С. Алексей С ам уилович Грейг, 1775— 1845 Книга посвящена жизни и деятельности почетного академика, адмирала Л. С. Грейга. Мореплаватель и флотоводец, участник многих морских сражений, он был известен также своей научной и инженерной деятельностью в области морского дела, кораблестроения, астрономии и экономики. С именем Л. С. Грейга связано развитие...»

«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...»







 
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.