Чтение онлайн

Закон Хаббла является экспериментальным законом, применимым в ограниченном масштабе измерений. Возможные объяснения этого закона были предметом бурной дискуссии в течение полувека после открытия. Теперь принято считать, что закон Хаббла является следствием расширения Вселенной после первичного взрыва, который произошел в период между 10 и 15 млрд. лет назад. Этот взрыв, известный как Большой Взрыв, привел к созданию пространственно-временного континиума. Величина Н имеет очень важное значение, поскольку она используется для оценки возраста Вселенной.

См. также статьи «Большой Взрыв», «Расширение Вселенной», «Красное смещение».

Считается, что наша нынешняя система классификации звезд по их блеску была создана во II веке до нашей эры Гиппархом, который разделил звезды на 6 категорий согласно их яркости.

Ярчайшие звезды назывались звездами первой величины, а самые тусклые, едва видимые невооруженным глазом, назывались звездами шестой величины. В XIX веке астрономы измерили интенсивность светового потока для звезд разной величины и перевели шкалу звездной величины на научную основу; теперь различие в 5 звездных величин соответствовало стократному увеличению количества света. Таким образом, возрастание на одну звездную величину соответствует увеличению яркости в 2,512 раза, следовательно, отношение блеска звезд первой звездной величины к звездам шестой величины составляет 2,512x2,512x2,512x2,512 x 2,512 = 100. Классификация от первой до шестой величины была продолжена в оба конца шкалы, так что звездам, видимым лишь с помощью телескопа, была присвоена звездная величина более шестой, а очень ярким звездам были присвоены значения от 1 до 0 и менее О. [5]

Для сравнения истинной светимости различных звезд необходимо вычислить звездную величину, которую имела бы каждая звезда, если бы она находилась на одинаковом расстоянии от Солнечной системы. Для удобства было выбрано стандартное расстояние в 10 парсеков. Величина звезды, наблюдаемой на этом расстоянии, называется абсолютной звездной величиной (М).

Абсолютную звездную величину можно вычислить по видимой звездной величине. Расчеты основаны на принципе, что интенсивность света от точечного источника на определенном расстоянии меняется в отношении обратно пропорциональном квадрату расстояния. Этот принцип подразумевает, что интенсивность света меняется в соотношении (d/10) 2при движении от расстояния d до 10 парсеков от звезды. Если Dm представляет соответствующую разницу звездной величины, то 100 m/5= (d/10) 2Пользуясь шкалой десятичных логарифмов, получаем уравнение m = 5 log d — 5; следовательно, М = т + 5–5log d (где 5 — абсолютная величина Солнца).

См. также статью «Светимость».

Ход нашей повседневной жизни измеряется солнечным временем. Одни солнечные сутки — это интервал времени между последовательными переходами Солнца через нижний меридиан, который составляет половину меридиана, находящегося за горизонтом. Солнечные сутки продолжаются с полуночи до следующей полуночи; разумеется, один полдень отделен от следующего таким же временным интервалом. Солнечные сутки разделяются на 24 часа.

Земля вращается с постоянной скоростью, в результате чего все звезды, кроме Полярной, движутся по ночному небу. Перемещение звезды на небосводе похоже на движение часовой стрелки, совершающей полный оборот за одни сутки. Промежуток времени между двумя последовательными пересечениями меридиана отдельно взятой звездой называется звездными сутками. Продолжительность звездных суток составляет 23 часа и 56 минут в единицах измерения солнечных суток. Это происходит потому, что Земля тоже движется по своей орбите вокруг Солнца, поэтому созвездия в ночном небе постепенно меняются. Звезды, которые не находятся в полярном регионе, каждую следующую ночь восходят на 4 минуты раньше из-за того, что Земля смещается примерно на 1° в сутки по своей орбите. Таким образом, через месяц звезда восходит примерно на 2 часа раньше.

В астрономических обсерваториях обычно есть часы, измеряющие звездное время наряду с солнечным временем. Звездные сутки наступают, когда первая точка Тельца пересекает верхний меридиан обсерватории.

Прямым восхождением звезды

Прямым восхождением звезды называется интервал времени (измеряемый в звездных часах) от перехода первой точки Тельца через меридиан до перехода звезды. Поэтому звезда пересекает меридиан обсерватории, когда время на звездных часах обсерватории равно ее прямому восхождению. Для точного времяисчисления используются атомные часы, так как скорость вращения Земли слегка изменяется. В атомных часах секунда определяется в терминах частоты вибрации определенного вида атомов. Для того чтобы ход атомных часов совпадал с солнечным временем, периодически добавляются или убавляются «переходные» секунды.

См. также стать ю «Небесная сфера 3».

Звездными скоплениями называются большие группы звезд, объединенные силой взаимного притяжения.

Диаметр рассеянного, или галактического, звездного скопления варьируется от нескольких световых лет до 50 и более световых лет. В целом в открытых скоплениях преобладают голубые звезды и, поскольку эти звезды имеют гораздо более короткий срок жизни, чем красные звезды, рассеянные скопления состоят из сравнительно молодых звезд. К наиболее известным звездным скоплениям относятся М45, скопление Плеяд в созвездии Тельца, Гиады в созвездии Тельца и М44 в созвездии Персея. Скопление Плеяд в регионе, диаметр которого составляет более 20 световых лет, состоит из голубых звезд, окруженных диффузными серебристыми облаками космической пыли. С другой стороны, рассеянное скопление Гиад состоит из большого количества звезд, расположившихся в пределах более 80 световых лет и движущихся параллельно друг другу. Скопление М44, известное под названием Пчелиный Улей, содержит около 200 звезд в регионе диаметром около 40 световых лет. В спиральных рукавах Галактики Млечный Путь было обнаружено более 1000 рассеянных звездных скоплений. В целом звезды в таких скоплениях удаляются друг от друга, и со временем скопление прекращает свое существование.

Шаровое звездное скопление

Шаровое звездное скопление представляет собой тесный массив сферической формы, состоящий из миллионов звезд, удерживаемых вместе силой их тяготения. Диаметр шарового скопления составляет от 50 до 300 световых лет. Шаровые скопления в Млечном Пути расположены над и под плоскостью Галактики и более или менее распространены во всех направлениях от ее центра. Всего в Галактике Млечный Путь наблюдается около 100 шаровых звездных скоплений. В них преобладают бедные металлом красные звезды, указывающие на то, что эти скопления имеют очень древний возраст. Гравитационное притяжение звезд в шаровом скоплении достаточно сильное, чтобы предотвратить их рассеивание, поэтому шаровые скопления очень стабильны. Самым ярким шаровым скоплением является Омега Центавра, объект четвертой звездной величины, расположенный в Южном полушарии небесной сферы. Он содержит около миллиона звезд в сферическом регионе диаметром примерно 160 световых лет на расстоянии более 20 000 световых лет от Земли.

См. также статьи «Дистанционные измерения 2», «Звездная величина», «Переменные звезды».

Солнце — типичная звезда. Звезды варьируют по размеру от карликов до гигантов и сверхгигантов, диаметр которых в сотни раз превосходит диаметр Солнца. Звезды видны в ночном небе как точечные объекты, потому что они находятся на огромном расстоянии. Свет от звезды дает некоторую информацию о расстоянии до нее, ее скорости, химическом составе, температуре поверхности, радиусе, мощности излучения, массе и сроке жизни.

Если звезда расположена достаточно близко к нам, расстояние до нее можно измерить методом параллакса, то есть измерив угол ее смещения за период 6 месяцев. Расстояние до звезды, расположенной за пределами 300 световых лет, нельзя измерить методом параллакса, его можно вычислить на основании абсолютной звездной величины, если известно положение звезды на диаграмме Герцшпрунга — Ресселла.

Скорость звезды определяется через измерение радиального и тангенциального компонентов скорости. Доплеровское смещение линий спектра необходимо измерить для вычисления радиального компонента; тангенциальный компонент скорости можно определить, если известно собственное движение звезды и расстояние до нее.

Химический состав звезды определяется через измерение длины волн в линиях ее эмиссионного спектра. Эти линии характерны для определенных видов атомов, излучающих свет, и, следовательно, их можно использовать для определения химических элементов.

Температура поверхности звезды определяется ее спектральным типом (то есть цветом). К примеру, температура поверхности красной звезды класса М составляет около 3000К. Для более точного определения необходимо измерение интенсивности спектра в разных длинах волн, чтобы найти длину волны, соответствующую максимальной интенсивности. Затем температура звезды вычисляется по закону Вина.