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


Pages:     | 1 |   ...   | 5 | 6 || 8 | 9 |   ...   | 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 7 ] --

Диаметры шаровых скоплений заключены в пределах от 11 (Terzan 9) до 590 парсеков (NGC 2419), среднее значение ~30—50 пк. Интегральные светимости (абсолютные звездные величины) — от —5 т до —8 т. Интегральные спектры от А5 до G6, но для большинства скоплений — от F5 до G4. Пространственная плотность звезд в шаровом скоплении в тысячи раз больше, чем в окрестностях Солнца, т.е. ~ 1 0 2 звезд/пк 3. Она уменьшается пропорционально кубу расстояния от центра, где она в 100 раз больше средней плотности. В центре скопления наиболее яркие звезды давали бы освещение, какое дает у нас полная Луна. Шаровые скопления обнаруживают заметную концентрацию к области галактического центра, хотя отдельные 180 Глава 1. Общие сведения скопления встречаются далеко от средней плоскости Галактики; в самой плоскости Галактики шаровых скоплений открыто мало из-за межзвездного поглощения света. Все вместе они образуют систему сферической формы — гало, центр которой совпадает с центром Галактики. Надо, однако, отметить, что 99% массы гало составляют отдельные звезды, а на долю шаровых скоплений приходится ~ 1 % массы, т. е. ~ 1 0 8 9 Я 0. Всего в Галактике, вероятно, около 200 шаровых скоплений. Они обнаружены также в некоторых других гигантских звездных системах. Например, в М 31 их открыто более 300, в М 87 около 2000 шаровых скоплений. В 1974 г.

издана монография Б. В. Кукаркина «Шаровые звездные скопления», а в 1981 г.

монография П. Н. Холопова «Звездные скопления».

Наблюдения звездных скоплений существенны как для изучения эволюции самих скоплений, так и эволюции звезд. Звезды одного скопления имеют примерно один возраст, а темп их эволюции зависит от первоначальной массы звезды. Самые молодые рассеянные скопления имеют возрасты порядка 10 6 -10 7 лет, шаровые скопления ~ 1 0 ' ° лет.

§1.13. Звездные а с с о ц и а ц и и В 1947 г. В. А. Амбарцумян и Б. Е. Маркарян обратили внимание на группировки, состоящие из расположенных на сравнительно небольших расстояниях друг от друга О - и В-звезд. Этим группам было дано название ОВ-ассоциаций. Их размеры от 30 до 200 пк. Число звезд в них порядка нескольких сотен. Аналогичные группировки неправильных п е р е м е н н ы х т и п а Т Таи были названы Т-ассоциациями. Их диаметры — от нескольких парсеков до десятков парсеков (см. табл. 57).

Наличие горячих О-звезд, излучающих огромное количество энергии, — «молодых звезд» — говорит о молодости ОВ-ассоциаций. Их возраст оценивается в несколько миллионов лет — срок весьма малый по сравнению с «возрастом» всей нашей звездной системы (10-20 миллиардовлет). Считалось, что ассоциации должны быть неустойчивыми группами, поскольку взаимное притяжение между известными членами этих ассоциаций незначительно по сравнению с притяжением окружающих звезд Галактики. Эта неустойчивость выдвигалась в качестве дополнительного свидетельства молодости ассоциаций. Ассоциации часто связаны с облаками межзвездной пыли и яркими галактическими туманностями. В центре ассоциации часто находят двойные и кратные звезды и звездные скопления. Среди кратных выделяются кратные звезды типа Трапеции Ориона (в Ori). Все расстояния между компонентами такой кратной звезды — одного порядка. Такая система представляется неустойчивой.

Однако если учесть влияние других, более слабых звезд, находящихся в том же объеме пространства, то сама трапеция Ориона оказывается устойчивой системой.

Небольшой возраст ассоциаций свидетельствует о том, что процесс звездообразования п р о и с х о д и т и в н а ш и д н и. Помимо О - и В-звезд ассоциации содержат также много более слабых звезд, и массы ассоциации и их динамическая устойчивость оказываются много больше, чем это предполагалось в первый период их изучения.

Переменные типа Т Таи в большом числе встречаются и в ОВ-ассоциациях.

Можно полагать, что «чистые» ОВ-ассоциации — это те, в которых переменные типа Т Таи (орионовы переменные) еще не открыты (так как они гораздо слабее чем О - и В-звезды), а «чистые» Т-ассоциации — это те, в которых ОВ-звезды уже успели превратиться в звезды более поздних классов (имеются, например, ассоциации, в которых наряду с орионовыми переменными находятся и В-звезды).

§1.13. Звездные ассоциации Таким образом, можно полагать, что некоторые звездные ассоциации представляют собой звездные скопления (или группы скоплений), вероятно находящиеся еще в процессе формирования из газопылевого вещества.

Ассоциации горячих звезд уверенно отождествляются в спиральных ветвях некоторых близких галактик. В некоторых галактиках группы горячих звезд, занимающие объемы пространства диаметром до 600 пк, названы сверхассоциациями.





Известно около 100 ОВ-ассоциаций на расстояниях до 3,5 кпк от Солнца (половина их расположена ближе 1,5 кпк). Возможное полное их число в Галактике — около 4000. Т-ассоциаций известно 40 до расстояния 0,5 кпк. Таким образом, общее их число может оказаться гораздо больше чем число ОВ-ассоциаций.

–  –  –

Р и с. 1 1 6. Планетарная туманность N G C 7 2 9 3 («Улитка») в созвездии Aqr. Расстояние д о нее около 7 0 пк. Видимый диаметр 15', линейный диаметр около 0, 2 пк. Слабая звездочка в центре — ядро туманности

–  –  –

Р и с. 1 1 8. Газопылевая туманность NGC 7 0 0 0 «Америка» (слева) и газовая туманность 1С 5 «Пеликан». Между ними — темная туманность. Размер по горизонтали 3° (снимок получен на менисковом телескопе D = 5 0 0 мм в Алма-Ате) Эти туманные оболочки похожи на те, которые с большими скоростями сбрасываются новыми звездами во время вспышек. Оболочки планетарных туманностей расширяются во все стороны со скоростями порядка 15-30 к м / с. Грубая модель планетарных туманностей — это сферически-симметричная оболочка. Однако большое число разнообразных форм этих туманностей не укладывается в рамки этой модели.

Если плотность такой сферической оболочки невелика, то она представляется нам в виде кольца, так как в этом случае луч зрения, касательный к оболочке шаровой формы, пронизывает большую толщу светящегося вещества. На снимке, полученном с объективной призмой, видны отдельные монохроматические изображения планетарной туманности в различных лучах (рис. 117). Диаметры планетарных туманностей составляют от 3000 а. е. до нескольких световых лет. Массы их от 0,01 до 0,1 9Я 0.

За время порядка 105 лет планетарная туманность успеет рассеяться в пространстве.

Известно более 1200 планетарных туманностей и каждый год открывают все новые. Удаленные объекты имеют звездоподобный вид и обнаруживаются по спектру, § 1. 1 4. Галактические туманности 185 Р и с. 1 1 9. Яркая диффузная туманность NGC 2 0 2 4. В центре темная туманность «Конская голова» близ Ori. Север вверху. Горизонтальная сторона снимка 7 4 '. Вверху слева — темная туманность «Италия». (Фотография получена с красным фильтром на менисковом телескопе Горной обсерватории АН Казахстана в Алма-Ате) состоящему из отдельных ярких точек (линий) на слабом фоне непрерывного спектра. Такие спектры хорошо заметны на снимках, снятых с объективной призмой.

Всего в Галактике, вероятно, несколько десятков тысяч планетарных туманностей.

Совокупность планетарных туманностей характеризуется большой концентрацией к центру Галактики. Они испускают слабое тепловое радиоизлучение. Планетарные туманности обнаружены и в ближайших галактиках.

Особый класс галактических туманностей представляют собой упомянутые выше темные туманности. Они имеют большую галактическую концентрацию — их особенно много в полосе М. П., где они ясно выделяются на ярком фоне звездных Глава 1. Общие сведения 186 облаков в виде темных пятен и волокон (рис. 118 и 119). Темные туманности — это облака космического газа и пыли, которая поглощает свет звезд, лежащих за нею.

Средняя плотность газо-пылевого облака составляет ~ 1 0 - 2 2 г/см 3.

В разных местах М. П., в частности около туманности М 8, в яркой диффузной туманности, окружающей рассеянное скопление NGC 2244, и в туманности NGC 281 обнаружено несколько десятков крошечных темных объектов шаровой формы, названных глобулами. Они имеют диаметры от 10 О О до 35 О О а. е., а в NGC 2244 — О О даже меньше 4000 а. е. Некоторые исследователи полагают, что глобулы являются одной из форм образования звезд, возможно, что в настоящее время из них конденсируются звезды (о происхождении звезд см. § 1.19).

В табл. 59 и 60 дан список некоторых галактических туманностей различного типа.



–  –  –

Эти градиенты рассчитываются на один килопарсек в окрестностях Солнца.

Наглядной характеристикой концентрации к галактической плоскости объектов той или иной подсистемы является также величина (3 = 0,4343/? г, выражаемая в парсеках и сходная с геофизическим понятием «высоты однородной атмосферы».

Если бы температура и плотность воздуха не менялись с высотой, то при давлении 760 мм и температуре 0 ° С вся земная атмосфера имела бы высоту всего 8 км. Это и есть «высота однородной атмосферы».

–  –  –

В табл. XVIII приведен перечень подсистем, относящихся к различным составляющим Галактики, величины GR, Gz, (3, наблюденное число п объектов каждой подсистемы и предполагаемое полное число N этих объектов (по П. П. Паренаго). Скобки отмечают неуверенные определения. Полное число звезд в Галактике П. П. Паренаго предварительно оценил как Na и 1,2 10".

188 Глава 1. Общие сведения §1.16. Галактика. Ее форма, в р а щ е н и е Исследование строения Млечного Пути и распределения в нем звезд, звездных скоплений и туманностей привело к выяснению формы Галактики. Наиболее плотная ее часть напоминает по форме двояковыпуклую линзу или карманные часы (рис. 121) с некоторым утолщением в центральной части (объекты плоской составляющей);

она окружена облаком сферической формы или гало (объекты сферической составляющей). Наше Солнце находится почти точно в средней плоскости Галактики на расстоянии около 8 кпк, или 26000 световых лет от центра системы, имеющей диаметр около 30 кпк = 1018 км = 100 000 световых лет.

Р и с. 121. Схема строения Галактики, рассматриваемой «с ребра». Стрелка отмечает положение Солнца. Большие белые кружки — шаровые скопления. Темная полоса — тонкий слой поглощающей свет пылевой материи. Шкалы — в парсеках Строение нашей системы показывает ее сходство с внегалактическими спиральными туманностями (галактиками) типа Sb или Sc (см. рис. 123-126).

В спиралях располагаются наиболее молодые объекты: ОВ-звезды, диффузное вещество, пыль, молодые скопления, звездные ассоциации и т.д.

На Крымской астрофизической обсерватории в 1949 г. В. Б. Никонов, А. А. Калиняк и В. И. Красовский с помощью электронно-оптического преобразователя (ЭОП) впервые получили фотографию центральной области нашей Галактики.

Фотографирование проведено в инфракрасных лучах (с длиной волны 9700 А) с выдержкой около получаса. На снимках отчетливо видно тело эллипсоидальной формы.

Половина его совпадает с известным ярким облаком в созвездии Стрельца, а другая половина на обычных снимках не выходила, так как она загорожена облаками темного вещества. Область ядра Галактики — очень плотное (в миллионы раз плотнее, чем окрестности Солнца) скопление очень старых звезд с примесью молодых звезд.

В самом центре Галактики открыт интенсивный источник радиоизлучения (Sgr А).

Обнаружено мощное истечение газа из центральной области Галактики, которое на расстоянии 3 - 4 кпк от центра проявляет себя как ветвь, имеющая в настоящее время скорость ~ 5 0 км/с в радиальном направлении.

§1.17. Галактики Слой водорода, концентрирующийся вблизи галактической плоскости, увеличивает свою толщу к периферии Галактики и отклоняется от этой плоскости, подобно загнутым полям шляпы. Может быть, это результат взаимодействия газовой составляющей Галактики с межгалактическим магнитным полем, а может быть, это возмущающее влияние на Галактику Магеллановых Облаков. Рассматривая Галактику извне, мы увидели бы, что поверхностная яркость вблизи Солнца 23,4"' с квадратной секунды дуги (для М 31 это соответствует расстоянию от центра этой галактики 12 кпк, для М 33 — 4 кпк).

Изучение звездных движений указывает Р и с. 1 2 2. Схема влияния вращения Галактики на /ij. S„ — Солнце, S — на то, что вся наша звездная система вращается звезда; угол Hifa — t]) связан с обращевокруг оси, перпендикулярной к средней плос- нием Солнца вокруг центра Галактики кости Галактики. Однако Галактика вращается не как твердое тело; движения звезд в Галактике напоминают движения планет вокруг Солнца — чем дальше от центра вращения, тем медленнее движение (рис. 122). Солнце движется по своей орбите вокруг центра Галактики со скоростью 220 км/с и совершает полный оборот примерно в 220 млн лет.

Участвуя в галактическом вращении, Солнце движется в направлении созвездия Лебедя, а по отношению к окружающим его звездам — к апексу, находящемуся в созвездии Геркулеса. Общая масса Галактики 2,8- 10 4 4 г~ 2- 10" масс Солнца, общее число звезд ~ 2 • 10". Средняя плотность вещества в окрестностях Солнца 1,06- Ю - 2 3 г/см 3, или ~0,15 9Я©/пк 3. Вся Галактика как целое движется в пространстве со скоростью ~ 5 8 0 к м / с, определенной по отношению к реликтовому излучению.

§1.17. Галактики Галактики, раньше называвшиеся внегалактическими туманностями, представляют собой такие же звездные системы, как наша Галактика; некоторые из них имеют большое сходство с Галактикой. Примером может служить туманность Андромеды (рис. 123) — единственная галактика, видимая в наших широтах невооруженным глазом в безлунную ночь. По внешнему виду различают: эллиптические галактики Е ( ~ 1 7 % ), отличающиеся друг от друга степенью сплюснутости, спиральные S ( ~ 8 0 % ) и неправильные 1г ( ~ 3 % ). Спиральные отличаются степенью развитости спиральных ветвей. Кроме того, спиральные галактики подразделяются на обыкновенные S и пересеченные (или с перемычкой) SB. Рис. 124 дает пример галактики с перемычкой, спирали начинаются с концов перемычки. Неправильные 1г бывают двух типов: Ir I — рассеянные и Ir II — компактные. Большинство галактик 1г сплюснуты (от 1/5 до 2/5), что свидетельствует в пользу предположения об их вращении.

Внешний вид галактики зависит от угла, который составляет наш луч зрения с экваториальной плоскостью системы. Некоторые из них мы видим «плашмя»

(рис. 125), другие «с ребра» (рис. 126), большинство же мы рассматриваем под некоторым углом (см. рис. 123).

Видимая сплюснутость эллиптической галактики обозначается дополнительной цифрой от 0 до 7 (ее можно выразить формулой е = 10 (а - Ь)/а, где а — большая, а Ь — малая оси эллипса), а степень развитости ветвей спиральных туманностей Р и с. 1 2 3. Спиральная галактика в созвездии Андромеды ( М 31 = N G C 224) с двумя спутниками (эллиптическая галактика М 32 = N G C 221 ниже центра М 31 и эллиптическая галактика N G C 205 вверху справа). Север вверху обозначается дополнительными буквами, a, b или с. Индекс «с» характеризует хорошо развитые ветви, которые можно проследить почти до самого центра ядра.

Рис. 127 представляет схему первоначальной классификации Э. Хаббла (1926), которая в дальнейшем подвергалась уточнениям и улучшениям. Интегральный спектр галактики представляет собой результат взаимного наложения линий поглощения и эмиссионных линий звезд и межзвездного газа. Эквивалентный спектральный класс галактики зависит от того, какие звезды вносят главный вклад в свечение галактики. Обозначения спектрального класса (А-, AF-, F-, FG- и К-системы) указывают на преобладающее звездное население.

–  –  –

Р и с. 1 2 8. Взаимодействующие галактики V V 34 (т. е. номер 34 в «Каталоге взаимодействующих галактик» Б.А.Воронцова-Вельяминова). Координаты 1950 года: а = 23 h 39 m, 6 = —3°56' Изучая открытые им взаимодействующие галактики, Б. А. Воронцов-Вельяминов (Москва) обнаружил разнообразные' формы взаимного влияния звездных систем, выражающегося в искажении формы ветвей, в появлении перемычек и «хвостов» (рис. 128). Он открыл также новый тип небесных тел: в «гнездах» галактик, наряду с галактиками типов SO и 1, окруженных общим туманом и состоящими, по-видимому, из звезд, находятся громадные сгустки, свечение которых обусловлено ионизованным газом, а не звездами. Светимость и масса этих сгустков очень велики, их можно грубо оценить как - 1 8, 5 т и 106 ®1© соответственно. Не являются ли эти сгустки «предшественниками» галактик? Определены массы нескольких десятков галактик. Интегральная абсолютная звездная величина N G C 6166 (рис. 129) оказалась равной - 2 2, 0 т, а масса 1,4- 10°9Я©; большинство галактик имеет 9Я, равную 5 • Ю 1 0 - Ю " а Я 0, карликовые галактики в сотни раз меньше, эллиптические в ~ 3 0 раз больше спиральных по массе.

У гигантских эллиптических галактик N G C 383, 541, 1275, 4261, 4486 и некоторых других обнаружены обширные внешние области, населенные звездами-карликами. Их учет значительно увеличивает оценки полных масс галактик. В пятитомном «Морфологическом каталоге галактик», составленном в ГАИШ под руководством Б. А. Воронцова-Вельяминова, для каждой из 32 000 галактик ярче 17 т дано подробное описание всех ее особенностей, опирающееся на 40 символов, характеризующих т и п о в ы е особенности галактик.

При фотографировании галактик их размеры и внешний вид зависят от размеров и светосилы инструмента и от продолжительности экспозиции. Туманность Андромеды, которая в безлунную ночь имеет длину в 0,5 градуса для невооруженного глаза, на фотографиях, полученных с большими рефлекторами, имеет диаметр 3, а с помощью фотоэлектрических фотометров прослеживается вдоль большой оси до 3,5° от ядра.

Глава 1. Общие 194 сведения Р и с.

1 2 9. Самая большая из известных галактик N G C 6166 (в центральной части скопления галактик в созвездии Com). О н а выглядит как объект 1 2 т. Для сравнения показана N G C 224 = М 31 в Андромеде, которая изображена в рамке такой, какой она была бы видна на расстоянии N G C 6166 (300 млн световых лет) В настоящее время доказано, что не только ветви спиралей, но и их ядра и эллиптические галактики состоят из звезд (рис. 130).

В спиральных галактиках (например, в Андромеде, Треугольнике, Гончих Псах, а также в Магеллановых Облаках) обнаружены многие черты, характерные для нашей Галактики: в них найдены переменные и новые звезды, газовые туманности и шаровые скопления. Оказалось, что цефеиды в галактиках подчиняются той же зависимости «период—светимость», что и переменные нашей системы; впервые эта зависимость была обнаружена у цефеид Малого Магелланова Облака. Это, с одной §1.17. Галактики 195 Р и с. 1 3 0. Эллиптическая галактика типа Е4 N G C 147, разрешенная на звезды В. Бааде в 1 944 г.

стороны, свидетельствует о единстве законов природы в изученной области Вселенной, а с другой стороны, дает возможность определять огромные расстояния до галактик, в которых обнаружены цефеиды. Основным методом определения расстояний до галактик является метод фотометрических параллаксов: из сопоставления видимой звездной величины то каких-либо звезд, входящих в галактику, Глава 1. Общие сведения

–  –  –

-13' Сам Млечный Путь почти непрозрачен для света галактик. Поглощение в нем образует так называемую *зону избегания Хаббла», в которой почти не видно галактик. Безусловно, среди загороженных от нас галактик имеются и неизвестные нам члены Местной группы (и даже, может быть, довольно яркие ее члены).

–  –  –

следы взаимных влияний: искажение формы, соединяющие их «рукава», «хвосты», состоящие также из звезд и т.д. (рис. 133).

Относительно окружающих галактик наша Галактика движется со скоростью 210 км/с в направлении, которое в настоящее время определяется положением созвездия Моп.

В табл.67 дан список ближайших групп галактик.

Современные телескопы позволяют обнаружить (фотографическим путем) более миллиарда галактик ярче 2 3 т. На картах Паломарского атласа можно увидеть несколько тысяч богатых скоплений (облаков) галактик, как бы образующих более сложные системы во Вселенной. Каталог Эйбелла 1958 г. содержит 2712 богатых скоплений. Массы скоплений оцениваются от 3,4- 10' 3 9Я© (CVn) до 2,5- 10,5ЕШ© (Com). Средний размер скоплений галактик ~ 3 Мпк, среднее расстояние между ними ~ 3 0 Мпк.

На рис. 134 показано распределение по небу 78 О О галактик в области, охватываО ющей около 0,1 всего неба. Отчетливо заметна тенденция к образованию отдельных групп и скоплений галактик. Самые удаленные галактики, которые еще можно сфотографировать, расположены на расстоянии нескольких миллиардов световых лет.

Иногда область Вселенной, доступную наблюдениям, называют Метагалактикой, но подчеркивают, что это не какая-то сверхсистема, а лишь объем пространства со всем, что его наполняет. Если Метагалактику «уместить» в пределах территории СНГ, то Солнечная система «утонет» в 1 мкм 2 ! (В. А. Амбарцумян). С точки зрения космологии можно сказать, что Метагалактика — это совокупность галактик и их систем, часть которых занимает всю охваченную наблюдениями область пространства. Иногда все пространство до 20 Мпк, включая большое скопление галактик в Деве, называют Местной Метагалактикой. Если Метагалактика пространственно ограничена, то, вероятно, существуют и другие метагалактики. Число доступных обнаружению галактик в настоящее время оценивается в ~ 1 - 2 миллиарда. Около 10% всех галактик находится в богатых скоплениях.

–  –  –

Были попытки (Ж. де Вокулер) выявить в Метагалактике сверхгалактику с центром в скоплении галактик в Vir, определить ее размеры (диаметр 30 Мпк), расстояние до центра (10 Мпк), период вращения (от 50 млрд лет близ ее центра до 200 млрд лет на расстоянии нашей Галактики) и массу (10 15 Ш1 0 ). Однако эту проблему нельзя еще считать решенной, и мы пока ограничимся сказанным.

Новые мощные астрономические инструменты и новые методы наблюдения все увеличивают область Вселенной, доступную изучению. Вселенная безгранична в пространстве и не ограничена во времени — не было начала и не будет конца ее существованию. Меняются л и ш ь формы существования материи. Она движется в том круговороте материи, о котором писал Ф.Энгельс: «...круговорот, в котором каждая конечная форма существования материи — безразлично, солнце или туманность, отдельное животное или животный вид, химическое соединение или разложение — одинаково преходяща и в котором ничто не вечно, кроме вечно изменяющейся, вечно движущейся материи и законов ее движения и изменения» (Диалектика природы, 1950, с. 18).

Идеи, относящиеся к «Вселенной в целом» или «Вселенной как целое», составляют предмет космологии, опирающейся в своих заключениях на весь накопленный наблюдательный материал о Метагалактике, на современную физику многочисленных известных теперь видов элементарных частиц и на представления о возможных свойствах вещества в экстремальных условиях (например, при температурах порядка миллиардов Кельвинов и давлениях в миллионы атмосфер).

Современная астрономия служит прекрасным свидетельством необычной мощи человеческого ума, стремящегося познать закономерности окружающего его мира и заставить служить себе силы природы. Поразительны бездонные глубины небес, но не менее поразительны мощь, острота и изобретательность постигающего их человеческого разума. «Человеческой мысли потребовалось лишь несколько тысячелетий, чтобы проникнуть туда, куда свет доходит лишь в сотни миллионов лет»

(акад. А. А. Михайлов).

§1.18. Радиоастрономия Почти с самого начала развития радио стало очевидным, что ионосфера сильно влияет на распространение радиоволн. Отражая декаметровые радиоволны (диапозоны KB и, ночью, СВ), ионосфера позволяет осуществлять радиосвязь на больших расстояниях на Земле. Ионосфера испытывает изменения, зависящие от солнечной активности. На распространении радиоволн сказывается также наличие метеорных следов, состоящих из ионизованных газов земной атмосферы. Методами радиолокации можно, независимо от погоды и даже днем, вести наблюдения метеорных потоков, определяя высоту и скорость движения метеорных тел в верхних слоях атмосферы Земли, обнаруживая радианты «дневных потоков».

В 1931 г., изучая атмосферные радиопомехи, Карл Янский (США) обнаружил, по-видимому, связанное с Млечным Путем космическое радиоизлучение. В 1940 г.

Г. Ребер (США), независимо от К. Янского, обнаружил радиоизлучение Млечного Пути. В 1944 г. Ребер, а также Хей (Англия) открыли радиоизлучение Солнца, и с тех пор началось широкое исследование радиоизлучения небесных тел. Оно ведется при помощи радиотелескопов — радиоприемников исключительно высокой чувствительности. Предельно малый поток, еще регистрируемый современными радиотелескопами, 3 - Ю - ' 8 эрг/(с • см 2 ). Антенны радиотелескопов представляют собой либо комбинацию так называемых диполей (немного похожих на приемные телевизионные антенны), либо отражатели с параболической поверхностью (рис. 135), Глава 1. Общие 200 сведения Р и с. 1 3 5. Параболическая антенна радиотелескопа РТ-22 (диаметр 22 м) Окской радиоастрономической обсерватории иногда сплошной, иногда сетчатой. Общая площадь антенн может достигать сотен тысяч квадратных метров — размеры, совершенно недоступные для оптических телескопов. Современные радиотелескопы работают на длинах волн от 1 мм до 30-60 м — в пределах «радиоокна» прозрачности земной атмосферы. Недостатком радиотелескопов долгое время была их низкая разрешающая способность, достигавшая даже у больших радиотелескопов лишь нескольких минут дуги. Однако использование интерференционного метода (в особенности — автономно действующих компонентов интерферометров, разведенных на громадные расстояния) резко повысило разрешающую способность радиоастрономических инструментов, с которыми теперь уже не могут соперничать оптические телескопы (она достигает величины 0,0002"!).

Спектральное разрешение радиотелескопа 6А/А = 3 • Ю - 7 (тогда как в оптической звездной спектроскопии оно лишь Ю - 4 ).

В отличие от земной радиостанции, работающей на одной или на ряде «несущих частот», модулируемых звуком или изображением (в телевидении), космическое радиоизлучение происходит хаотически на всех частотах. Это значительно усложняет прием такого излучения, так как нельзя настроиться на какую-либо одну определенную радиоволну того или иного космического объекта и приходится регистрировать § 1.18. Радиоастрономия интенсивность излучения в различных длинах волн радиодиапазона — изучать «радиоспектр» источника. Большинство источников имеет спектр, охватывающий весь радиодиапазон. Исключение составляют радиолинии различных атомов и молекул межзвездной среды. Наиболее важными радиолиниями являются линия атомарного водорода с длиной волны 21 см молекулы СО (2,6 мм), радикала ОН (четыре линии в диапазоне 18 см) и некоторых других молекул.

В пределах Солнечной системы обнаружено радиоизлучение Солнца, Луны и всех больших планет, кроме Плутона. В радиоспектре Юпитера излучение на декаметровых волнах носит весьма нерегулярный характер и напоминает помехи от земных гроз.

В общем радиоизлучении Галактики обнаружены две составляющие. Одна показывает заметную галактическую концентрацию (см. с. 174) и наличие максимума интенсивности в области центра Галактики. Источником этого радиоизлучения являются облака межзвездного водорода, ионизованного излучением близлежащих горячих звезд. Другая составляющая не обнаруживает галактической концентрации. Она связана с излучением электромагнитных волн свободными электронами, движущимися с громадными скоростями в магнитных полях, существующих в разреженной среде между облаками межзвездного газа. В диапазоне радиоволн длиннее 10 м Млечный Путь много «ярче» Солнца, тогда как в видимых лучах Солнце в 10" раз ярче совокупности всех звезд.

Длина электромагнитных волн А и их частота (число колебаний в секунду) v связаны соотношением \v — с, где с — скорость света. Частоты выражаются в герцах [1 герц (1 Гц) равен одному колебанию в секунду], килогерцах (1 кГц = 103 Гц), мегагерцах (1 МГц = 106 Гц), гигагерцах (I ГГц = 109 Гц). Особое значение имеет радиоизлучение межзвездного атомарного нейтрального водорода на волне 21,1049 см (частота 1420,405 МГц), так как водород — наиболее распространенный элемент во Вселенной.

Линия 21 см образуется в результате так называемого запрещенного перехода между подуровнями сверхтонкой структуры основного с о стояния HI под воздействием магнитного взаимодействия электронной оболочки и ядра. Возбужденное состояние соответствует параллельной, a F = 0 основной антипараллельный ориентировке'спинов электрона и ядра. Радионаблюдения областей нейтрального водорода (обозначаются HI) позволяют находить их плотность, скорость движения в проекции на луч зрения и распределение в пространстве, а также температуру межзвездной среды (которая оказалась порядка 100 К). Эти наблюдения дали возможность наметить расположение спиральных рукавов Галактики (рис. 136), определить скорость вращения на различных расстояниях от центра Галактики. Излучение на волне 21 см не поглощается межзвездной пылью, что дает возможность проникать далеко в область ядра Галактики и даже по другую сторону от него.

Помимо указанного общего радиоизлучения Галактики в настоящее время известны десятки тысяч отдельных интенсивных источников радиоизлучения, имеющих столь малые угловые размеры, что эти источники получили название точечных или дискретных источников радиоизлучения. Распределение их по небу и другие данные говорят о том, что хотя некоторые наиболее интенсивные источники лежат в Млечном Пути, большинство дискретных источников связано с другими галактиками. Источники радиоизлучения галактического происхождения имеют угловые размеры до 20' и больше. Они были названы «радиотуманностями». Ряд радиотуманностей отождествлен с остатками оболочек, сброшенных во время вспышек сверхновых (п. 1.10.16) в нашей Галактике. Таковы, например, Крабовидная туманность в созвездии Тельца (рис. 137), которая возникла в результате вспышки SN 1054 г. (в «Крабе» имеется источник меньше 0,1" в диаметре с Г 1014 К, Глава 1. Общие 202 сведения Р и с. 1 3 6. Распределение нейтрального водорода в Галактике (Оорт и др. 1958)

–  –  –

в радиодиапазоне около 12 м он вносит 80% в общее радиоизлучение туманности, в диапазоне около 7,9 м — 20%), слабая радиотуманность на месте SN 1572 г.

(так называемой «звезды Тихо Браге») и т.д. Другие радиотуманности представляют

–  –  –

собой обычные диффузные туманности (например, туманность Ориона), ионизованные горячими звездами. Звездная величина, соответствующая частоте и, вычисляется по формуле т „ = — 53,45 - 2,5 lg S„, где Sv спектральная плотность потока (Вт/(м 2 • Гц)). Единица радиопотока, равная 10" 26 Вт/(м 2 -Гц), называется янский (Ян), jansky (Jy). Интенсивные источники имеют потоки 10-100 Jy, самые слабые — тысячные доли Ян (mJy). На 70% площади небесной сферы, изученной полностью на частоте 1420 МГц, существует 16 внегалактических источников, у которых Ш]42о ярче 8,6"*. Четырнадцать из них отождествлены с оптическими объектами, один источник — ЗС 273, т.е. № 2 7 3 в 3-м Кембриджском (Англия) каталоге радиоисточников, — квазар, другой источник — ЗС 405 — связан с радиогалактикой

Cyg А. Распределение по абсолютным величинам следующее:

Один слабый источник (М| 42 о ~ - 1 6 т ) — галактика М 31 And, 4 средних (М,42о ~ 24 m ): Cen A, NGC 4261, Vir A, For А, 3 интенсивных (М| 42 о ~ - 2 8 т ) :

ЗС 353, Pic А, Нуа А, 8 очень интенсивных (М| 42 о ~ - 3 2 т ) : ЗС 273, Her А, ЗС 286, ЗС 48, Cyg А, Boo А, ЗС 147 и ЗС 123.

Радиоизлучение внегалактичекого происхождения, приходящее от галактик и их скоплений, имеет различную природу у разных объектов. В основном это нетепловое радиоизлучение — излучение быстрых (так называемых релятивистских) электронов, движущихся в магнитных полях. Некоторые галактики выделяются среди других необычно мощным радиоизлучением. В них имеются облака релятивистских частиц (электронов и протонов с энергиями во много миллиардов электрон-вольт).

Эти облака с большой скоростью удаляются от центра галактики, одновременно быстро расширяясь. У галактики М 87 = N G C 4486 на фотографии виден односторонний выброс, состоящий из нескольких голубых сгустков (рис. 138) — источников интенсивного радио- и оптического излучения этих релятивистских частиц. Такова же эллиптическая галактика N G C 3561 со струей, исходящей из центральной области и состоящей из голубых сгустков очень высокой светимости. Есть радиогалактики (их более 100), в которых источники радиоизлучения сосредоточены в самих ядрах. В центре нашей Галактики также находится интенсивный нетепловой радиоисточник небольших размеров ( ~ 1 0 пк) и сложной структуры. Однако термином радиогалактики обозначают лишь такие, радиоизлучение которых в 103—106 раз превышает излучение нашей Галактики.

Как правило, радиогалактики относятся к эллиптическим объектам и имеют большую массу, 60 % из них двойные. Анализ их радиоспектра (т.е. изменения интенсивности с частотой) показал падение энергии радиоизлучения с повышением частоты. Для объяснения этой особенности И. С. Ш к л о в с к и й в 1953 г. предложил синхротронный механизм излучения, т.е. магнитно-тормозное излучение релятивистских электронов.

Табл. 62 и 63 дают списки наиболее интенсивных радиоисточников различного происхождения — галактических р и с. 133. Ядро гигантской галактики М 87 = и внегалактических. Многие радиоисточN G C 4486 с выбросом из голубых сгустков.

ники еще не отождествлены с оптическиИнтенсивный источник радиоизлучения М И объектами.

204 Глава 1. Общие сведения

–  –  –

колебания блеска с амплитудой до 0,7 т и с циклами около недели и около 10 лет.

ЗС 273 испускает света в сотни раз больше, чем самые абсолютно яркие галактики, а радиоизлучение его больше, чем у самой мощной радиогалактики, причем излучают в радиодиапазоне звездообразное ядро этого квазара и длинный выброс, видимый на фотографиях. Кроме того, ЗС 273 — мощный источник рентгеновского излучения, которое в 50 раз больше мощности радиоизлучения и вдвое больше мощности оптического излучения.

Обшее число квазаров до 19,7™ оценивается по снимкам в красных лучах Паломарского звездного атласа в 100000. Хотя квазарам посвяшено много исследований, природа их остается еще не разгаданной. Открыто несколько квазаров, у которых наряду с эмиссионными линиями видны линии поглощения с одинаковым для всех квазаров значением z = 2,0. Новая тайна или ключ к разгадке природы квазаров?

Изучены радиосветимости более 2000 внегалактических объектов. Хотя дисперсия светимостей их очень велика, все же наметился плавный переход от нормальных галактик к радиогалактикам, а затем к квазарам, что, может быть, говорит в пользу космологической трактовки этой зависимости (иначе говоря, переходя от больших z к меньшим, мы переходим от объектов далекого прошлого к объектам более поздним и представляющим, может быть, более поздние стадии их эволюционного развития).

В 1965 г. в США при поисках квазаров по ультрафиолетовому избытку было открыто много слабых голубых объектов с очень большими z, но без заметного радиоизлучения. Их назвали в конце концов квазизвездными галактиками или, сокращенно, квазагами. Больше 100 из них ярче 12"' и больше 160 000 ярче 19"'.

Таким образом, их пространственная плотность в 20000 раз меньше, чем для обычных галактик, и в 500 раз больше, чем для квазаров. Может быть, квазары являются Глава 1. Общие сведения представителями более многочисленного класса квазагов, но находящимися в фазе бурных изменений, сопровождающихся мощным радиоизлучением?

Еще одно поразительное открытие было сделано в 1967 г. английскими радиоастрономами с помощью очень чувствительной и быстродействующей аппаратуры.

Речь идет о пульсарах — объектах, радиоизлучение которых имеет импульсный характер с очень короткими периодами — от тысячных долей секунды до нескольких секунд, причем периоды ( Р ) отличаются большой стабильностью (см. табл. 64). Продолжительность импульса составляет (0,01-0,1) Р. Обычно импульс состоит из нескольких субимпульсов, иногда имеющих тонкую структуру в виде микроимпульсов.

К концу 2000 г. открыто более 1000 пульсаров. В табл. 64 даны основные сведения о некоторых из них. Обозначения пульсаров раньше включали букву Р, перед которой стояло сокращенное название обсерватории, на которой открыт пульсар [АР — Аресибо, Пуэрто-Рико; CP — Кембридж, Англия; NP — Национальная радиоастрономическая обсерватория, Гринбэнк, США; MP — Молонгло, Австралия (когда координаты приближенные), PSR — Молонгло, Австралия (когда координаты точны): РР — Пущино, СССР; HP — Гарвард, США; JP — Джодрелл Бэнк, Англия], и цифры, указывающие часы и минуты прямого восхождения. Позже стали добавляють знак и число градусов склонения. Пульсары оказались очень ценными для изучения свойств межзвездной среды, сквозь которую проходит их излучение по дороге к наблюдателю.

Пульсары показывают галактическую концентрацию (z = 150 пк) с преобладанием в той половине галактического экватора, где расположен центр Галактики, что говорит об их принадлежности Галактике. Однако есть пульсары и на высоких галактических широтах. Несколько пульсаров найдены в областях, занятых остатками сверхновых, например, в центральной части Крабовидной туманности — остатка SN 1054 г.

У некоторых пульсаров определено очень медленное увеличение периода (соответствующее удвоению периода за 103 — 108 лет). Но иногда период укорачивается.

Теоретики для объяснения наблюдаемых эффектов выдвигают гипотезу вращающейся нейтронной звезды, излучающей подобно маяку. Эта гипотеза может дать объяснение и постепенному увеличению периода пульсара, и его резкому уменьшению.

Нейтронная звезда — один из вариантов последней стадии существования звезды. После «выгорания» водорода в недрах звезды вещество под действием сил гравитации сжимается. Это происходит, вероятно, внезапно (со взрывом, которым можно объяснить вспышки сверхновых звезд). При плотности в десятки и сотни миллионов тонн в кубическом сантиметре создаются благоприятные условия для превращения протонов и электронов в нейтроны, откуда и происходит название этих звезд.

При массе примерно от 1,4 до 2 ЯЯ0 и плотности порядка Ю14 г/см 3 нейтронная звезда должна иметь радиус 10 км (т.е. в 70000 раз меньше солнечного), что при периоде вращения 1,34s дает не очень большую центробежную силу на экваторе, где линейная скорость всего около 50 км/с и тем самым не угрожает целости этой необыкновенной звезды. Открытие пульсаров — важный аргумент в пользу существования во Вселенной нейтронных звезд, которые давно уже искали, чтобы объяснить происхождение источников рентгеновского излучения, обнаруженных во время ракетных исследований, а затем и с ИСЗ.

В конце 1968 г. на Стюартской обсерватории в США впервые обнаружены пульсации оптического и рентгеновского излучения пульсара NP 0531, расположенного в центре Крабовидной туманности и отождествленного со звездой 16,5 т, причем его рентгеновское излучение по мощности в 1000 раз больше оптического § 1.19. Происхождение и эволюция звезд и в I млн раз больше радиоизлучения. Оптические импульсы имеют тот же период (0,033 s ) и сходную тонкую структуру. Сопоставление измерений 1942 и 1968 гг.

показало уменьшение среднего блеска пульсара почти на одну звездную величину.

При регистрации импульсов пульсаров на разных частотах (их наблюдали на частотах от 40 до 2300 МГц) обнаружилось запаздывание импульса (до нескольких секунд) при переходе от одной частоты к более низкой, являющееся следствием рассеяния на ионизованных частицах межзвездной среды. При некоторых предположениях об электронной плотности среды по величине запаздывания можно оценить расстояния пульсаров от нас (от 0,3 до 60 кпк), а по расстоянию — мощность излучения, которая, например, у пульсара в Крабе достигает почти Ю30 Вт (в тысячу раз больше мощности излучения Солнца).

В 1965 г. было сделано очень важное открытие, явившееся, наряду с расширением Вселенной и открытием квазаров, наблюдательной основой современной космологии. Речь идет об изотропном (т.е. с одинаковой интенсивностью со всех направлений) и непрерывном по частоте и постоянном во времени тепловом радиоизлучении, соответствующем температуре около 3 К, обнаруженном (в США) на волнах от 3 до 20 см и подтвержденном затем с Земли в диапазоне от 0,8 до 75 см (более короткие волны не пропускает атмосфера Земли) и со спутников в миллиметровом диапазоне.

По существующим предположениям об эволюции «горячей Вселенной» 1,3-10'° лет назад она была более или менее однородной водородно-гелиевой плазмой, имела чрезвычайно высокую температуру и плотность (теория дает даже бесконечно большие значения, что заставляет считать неприменимыми в этих условиях известные нам законы физики). Вследствие расширения Вселенной температура первичного излучения к нашему времени упала до ~ 3 К ( - 2 7 0 ° С ). Радиоастрономы обнаружили это предсказанное теоретически 3 К-излучение, названное «реликтовым», или «космологическим».

§1.19. Происхождение и эволюция звезд Проблема происхождения и развития звезд является одной из основных проблем современного естествознания. Разработке проблем звездной космогонии очень помогли исследования звезд, находящихся на поворотных этапах их развития — переменных звезд, новых звезд, горячих звезд-гигантов, которые расточительно расходуют свою энергию, звезд с яркими линиями в спектрах и т.д.

Основным достижением космогонии является установление очень важного факта: звезды образовались в Галактике не одновременно, процесс звездообразования происходит и в настоящее время. Это доказывается, в частности, существованием молодых звезд, молодых скоплений и звездных ассоциаций.

Анализируя совокупность данных о звездах, мы можем нарисовать в общих чертах следующую картину происхождения и развития звезд, по крайней мере звезд главной последовательности диаграммы «спектр—светимость» (п. 1.10.7).

Образование звезд происходит группами, состоящими из десятков и сотен звезд.

Они возникают из вещества, которое вероятнее всего образовалось в результате длительного процесса конденсации газо-пылевого вещества. В газо-пылевом облаке образуется несколько сгущений. Газовое давление в них меньше сил взаимного притяжения частиц такого шара, в силу чего он сжимается и увеличивает свои плотность и температуру. Возникающие в Галактике, например, при взрывах сверхновых звезд, ударные волны способствуют уплотнению газо-пылевых сгустков.

208 Глава 1. Общие сведения Под действием гравитации такое облако, или сгусток, конденсируется еще больше, уменьшается его потенциальная энергия, часть ее переходит в тепловую, облако разогревается, превращаясь в звезду. Оно продолжает медленно сжиматься и разогревается до тех пор пока газовое давление не уравновесит давление внешних слоев звезды. При достижении в центральной области звезды температуры в несколько миллионов Кельвинов начинаются термоядерные реакции синтеза — превращения водорода в гелий, которые сопровождаются освобождением небольшой доли внутриядерной энергии 3 4 '. В итоге в центральных областях звезды, где господствует температура в десятки миллионов Кельвинов, генерируется энергия, поддерживающая излучение звезды в течение миллионов (самые массивные горячие звезды) и даже миллиардов лет (звезды типа Солнца).

Эволюция звезды, ее жизненный путь, зависит от двух важнейших характеристик — первоначальных массы и химического состава. Они определяют ее светимость и температуру поверхности. Между светимостью и спектрами или температурами звезд существует статистическая зависимость, выраженная диаграммой Герцшпрунга—Рассела или равнозначной ей диаграммой «цвет—абсолютная звездная величина». Теория звездной эволюции должна объяснить вид этой диаграммы и указать на ней пути изменения со временем положения звезд различного происхождения и возраста.

Большое значение имеет изучение диаграмм «цвет—абсолютная величина» для групп звезд (скопления, ассоциации), члены которых образовались более или менее одновременно.

Исследование внутреннего строения звезд и источников их энергии достигло большого успеха благодаря широкому использованию ЭВМ. Особое внимание было обращено на анализ такой схемы эволюции звезд, когда, образовавшись путем конденсации холодного газо-пылевого вещества, звезда сохраняет в дальнейшем постоянной свою массу (если не считать небольшого ее уменьшения за счет электромагнитного излучения), причем вещество звезды не подвергается перемешиванию и поэтому изменение химического состава происходит л и ш ь в центральных областях, где водород «выгорает», превращаясь в гелий.

Таким образом, гравитационное (т.е. под действием собственного тяготения частиц друг к другу) сжатие первоначального газопылевого облака приводит к повышению температуры в центральной части облака и образованию там условий, благоприятных для возникновения термоядерных реакций. Звезда «выходит» на главную последовательность диаграммы Г—Р и тогда на длительное время устанавливается равновесие между противоположно направленными силой тяготения и силой газового давления. Температура, при которой прекратится сжатие звезды, зависит от первоначальной массы газо-пылевого сгустка. Чем больше эта масса, тем температура выше и тем больше энергии вырабатывается в недрах и излучается поверхностью.

В этом находит объяснение зависимость «масса—светимость» (п. 1.10.11).

По современным представлениям, когда общая масса гелия, заменившего «выгоревший» водород в центральной области звезды, достигнет 7 % массы звезды (для звезды солнечной массы для этого понадобятся миллиарды лет, для звезды с массой 10 9Л 0 — около 10 млн лет), звезда покинет главную последовательность, медленно увеличит свою светимость (примерно на одну звездную величину)

–  –  –

и на диаграмме «спектр—светимость» продвинется вверх и направо. Для массивных горячих звезд это требует лишь сотен тысяч лет.

После достижения указанного состояния ядро, лишенное прежних источников энергии, начнет сжиматься, температура его будет повышаться (до 10s К), а оболочка, наоборот, расширяться и охлаждаться. Энергия будет вырабатываться лишь в сравнительно тонком слое водорода, окружающем ядро.

После достижения определенной температуры (порядка сотен миллионов Кельвинов) в ядре начнет действовать новый источник энергии — превращение трех ядер гелия в ядро углерода. Это иногда называют «выгоранием гелия» или «гелиевой вспышкой». Затем начнут «выгорать» углерод, кислород и более тяжелые элементы.

Чем больше масса звезды, тем скорее происходит превращение ее в красный гигант.

На диаграмме звезда будет быстро продвигаться слева направо; звезды больших масс — более или менее горизонтально, а звезды с массой, близкой к солнечной, — одновременно увеличивая светимость.

Результаты обширных машинных вычислений, основанных на такой схеме эволюции звезд, хорошо согласуются с наблюдениями и объясняют «населенность»

различных частей диаграммы Герцшпрунга—Рассела. Эта схема эволюции объясняет также сходство пространственного распределения в Галактике и сходство

–  –  –

Р и с. 1 4 3. Расположение переменных некоторых типов на диаграмме «цвет ( В — V) — абсолютная звездная величина ( М у ) », составленной для ряда звездных скоплений. М — звезды типа Миры Кита, SR — красные полуправильные переменные (гиганты), SRc — полуправильные сверхгиганты, RV — переменные типа RV Таи, С5 — цефеиды плоской составляющей, C W — цефеиды сферической составляющей, RR — короткопериодические переменные типа RR Lyr, RRs — карликовые цефеиды (типа SX Phe), 6 — звезды типа 6 Set, Ар — магнитные переменные (пекулярные А-звезды), Am — А-звезды с усиленными линиями металлов, /3 — звезды типа /3 С М а, N — новые в минимуме блеска, U G — звезды типа U Gem ( M y = 4-7) звезд. Является ли состояние переменности одним из неизбежных этапов эволюционного пути звезды и какое место получают переменные различных типов среди «нормальных» звезд? Расположение переменных различных типов на диаграмме «цвет—светимость» (рис. 143), где они занимают целую полосу, пересекаемую (и даже не один раз) эволюционными треками, как будто бы говорит о том, что для звезд, эволюционирующих от начальной главной последовательности к красным гигантам, состояние переменности оказывается неизбежным.

Решение вопроса о механизме образования звезд и об их эволюции осложняется необходимостью одновременного решения проблемы происхождения двойных и кратных звезд, число которых превышает число одиночных звезд. К кратным можно отнести также звезды, обладающие невидимыми спутниками. Солнце с его планетами также можно рассматривать как своеобразную кратную звезду. Нет никаких оснований считать нашу Солнечную систему особенной или единственной. Многие факты говорят о том, что образование кратных звезд должно подчиняться тем же законам, что и образование одиночных звезд. В то же время, сама двойственность оказывает влияние на эволюцию звезд, что хорошо видно на примере новых звезд, звезд типа U Gem, многих тесных двойных и некоторых других типов двойных звезд.



Pages:     | 1 |   ...   | 5 | 6 || 8 | 9 |   ...   | 16 |


Похожие работы:

«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...»

«ИЗВЕСТНЫЕ ИМЕНА: АСТРОНОМЫ, ГЕОДЕЗИСТЫ, ТОПОГРАФЫ, КАРТОГРАФЫ АСАРА Фелис де (1746-1811), испанский топограф, натуралист. В 1781-1801 вел первые комплексные исследования зал. Ла-Плата, бассейнов рек Парана и Парагвай. БАЙЕР Иоганн Якоб (1794-1885), немецкий геодезист, иностранный членкорреспондент Петербургской АН (1858). Труды по градусным измерениям. БАНАХЕВИЧ Тадеуш (1882-1954), польский астроном, геодезист и математик. Труды по небесной механике. Создал (1925) и развил т. н. краковианское...»

«1. Цели и задачи освоения дисциплины Цели: Цели освоения дисциплины «Современные проблемы оптики» состоят в формировании у аспирантов углубленных теоретических знаний в области оптики, представлений о современных актуальных проблемах и методах их решения в области современной оптики, а также умения самостоятельно ставить научные проблемы и находить нестандартные методы их решения.Задачи: 1. Углубленное изучение теоретических вопросов физической оптики в соответствии с требованиями ФГОС ВО...»

«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...»

«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...»

«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...»

«Труды ИСА РАН 2005. Т. 13 Теория, методы и алгоритмы диагностики старения В. Н. Крутько, В. И. Донцов, Т. М. Смирнова Достижения современной геронтологии позволяют ставить на повестку дня вопрос о практической реализации задачи управления процессами старения, задачи радикального увеличения периода активной, полноценной, трудоспособной жизни человека, соответственно сокращая относительную долю лет старческой немощности. Одной из центральных проблем здесь является разработка точных количественных...»

«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...»

«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...»

«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...»

«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...»

«Гамма-астрономия сверхвысоких энергий: Российско-Германская обсерватория Tunka-HiSCORE Германия Россия Гамбургский университет(Гамбург) МГУ НИИЯФ( Москва) ДЭЗИ ( Берлин-Цойтен) НИИПФ ИГУ (Иркутск) ИЯИ РАН (Москва) ИЗМИРАН (Троицк) ОИЯИ НИИЯФ (Дубна) НИЯУ МИФИ (Москва) Абстракт Предлагается проект черенковской гамма-обсерватории, нацеленной на решение ряда фундаментальных задач гамма-астрономии высоких энергий, физики космических лучей высоких энергий, физики взаимодействий частиц и поиска...»

«г г II невыдуманные 1ЮССКОЗЫ иооотТ 9 Иосиф Шкловский Эшелон (невыдуманные рассказы) ОГЛАВЛЕНИЕ Н. С. Кардашев, Л. С. Марочник:Г\о гамбургскому счёту Слово к читателю «Квантовая теория излучения» К вопросу о Фёдоре Кузмиче О везучести Пассажиры и корабль Амадо мио, или о том, как «сбылась мечта идиота» Канун оттепели Илья Чавчавадзе и «мальчик» Мой вклад в критику культа личности Лёша Гвамичава и рабби Леви Париж стоит обеда! Астрономия и кино Юбилейные арабески «На далёкой звезде Венере.»...»

«Бюллетень новых поступлений в библиотеку за 2 квартал 2015 года Физико-математические науки Перельман, Яков Исидорович. 1 экз. Занимательная астрономия. М. : ТЕРРА-TERRA : Книжный Клуб Книговек, 2015. 286, [2] c. : ил. ISBN 978-5-4224-0932-7 : 150.00. Перельман, Яков Исидорович. 1 экз. Занимательная геометрия. М. : ТЕРРА-TERRA : Книжный Клуб Книговек, 2015. 382, [2] c. : ил. ISBN 978-5-275-0930-3 : 170.00. Перельман, Яков Исидорович. 1 экз. Занимательные задачи и опыты. М. : ТЕРРА-TERRA :...»

«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...»

«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...»

«Бураго С.Г.КРУГОВОРОТ ЭФИРА ВО ВСЕЛЕННОЙ. Москва Издательство КомКнига ББК 22.336 22.6 22.3щ Б90 УДК 523.12 + 535.3 Бураго Сергей Георгиевич Б90 Круговорот эфира во Вселенной.-М.: КомКнига, 2005. 200 с.: ил. ISBN 5-484-00045-9 В предлагаемой вниманию читателя книге возрождается идея о том, что Вселенная заполнена эфирным газом. Предполагается, что все материальные тела от звезд до элементарных частиц непрерывно поглощают эфир, который затем преобразуется в материю. При взрывах новых звезд и...»

«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...»

«История теории ошибок Istoria Teorii Oshibok Берлин, Berlin 2007 Оглавление 0. Введение 0.1. Цели теории ошибок 0.2. Взаимосвязь со статистикой и теорией вероятностей 0.3. Астрономия и геодезия 0.4. Когда и почему возникла теория ошибок 0.5. Содержание книги 0.6. Терминология и обозначения 1. Ранняя история 1.1. Границы и оценки 1.2. Регулярные наблюдения 1.3. Наилучшие условия для наблюдений 1.4. Птолемей 1.5. Некоторое пояснение 1.6. Бируни 1.7. Галилей 1.8. Тихо Браге 1.9. Кеплер 2....»

«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...»







 
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.