Человек.Человек,планета,вселенная » Страница 4
Главная Обратная связь Добавить в закладки Сделать стартовой

Уединение звезд, их обособленность друг от друга нельзя назвать правилом. Многие из них образуют пары и называются двойными звездами. Они обращаются около их общего центра тяжестей под действием взаимного тяготения. Бывает, правда, что иногда две звезды в телескоп случайно видны близко друг к другу, тогда как в действительности в пространстве они совершенно не связаны между собой. Это так называемые оптические двойные звезды. В большинстве же случаев мы имеем дело с физически двойными звездами, т. е. тяготеющими друг к другу.

Обращение их около общего центра тяжести обнаружил впервые Гершель в Англии и подтвердил В. Я. Струве в России. Измеряя взаимное положение двойных звезд из года в год, можно определить период их обращения, который в большинстве случаев весьма велик и превышает тысячи лет. Самый короткий из них составляет около года.

Из таких измерений выясняется и форма их орбит, но истинный размер орбит становится известен только в том случае, когда известно расстояние. В самом деле, наблюдения дают лишь угол, под которым видна большая полуось орбит звезд. Изучение взаимного движения двойных звезд необычайно ценно для нас прежде всего в двух отношениях. Во-первых, оно показывает, что закон всемирного тяготения справедлив и в мире звезд, далеко за пределами солнечной системы.

Во-вторых, оно предоставляет нам единственную возможность определять массы звезд. Оказалось, что в противоположность светимостям и размерам массы звезд сравнительно мало отличаются друг от друга. Массы гигантов больше, чем массы карликов, но в общем все они заключены в пределах от 40 до 1/4 массы Солнца. Только отдельные редкие звезды имеют массы, доходящие до сотни масс Солнца. Это однообразие в массах звезд наряду с разнообразием размеров их приводит к заключению, что плотности звезд должны быть крайне различны. Между массой и светимостью звезд есть четкая зависимость (правда, ей подчиняются не все звезды) и она показывает, что большую силу света способны иметь лишь массивные звезды, так что масса звезд определяет соотношение между их температурой и размерами.Среди двойных звезд мы встречаем такие пары, которые напоминают двух близнецов, настолько составляющие их звезды похожи во всем друг на друга. Представьте себе, что мы - жители планеты, которая, может быть, обращается вокруг одной из таких звезд. Какие изумительные картины разворачиваются там на небе! Из-за горизонта встает, например, красный громадный круг солнца, в сотни раз большего видимого поперечника, чем наше. За ним встает маленькое голубоватое солнце и постепенно исчезает за массивной спиной своего патрона, чтобы потом снова из-за нее вынырнуть.

Или же там настает день, залитый красным светом, как у нас на закате Солнца, а вместо ночи затем наступает голубой день. Может быть, иногда голубое солнце проходит перед красным и сияет, как голубой бенгальский огонь на красном фоне.

А что можно увидеть в системе существующих тройных и даже четверных звезд, где одна из звезд или обе являются сами системами двойных солнц, разного размера и цвета! Какие причудливые комбинации солнц и какая игра красок там должны быть, как сложно там меняются ночи и дни с разным числом солнц на небе, дни, длящиеся иногда годами и, может быть, даже никогда не переходящие в ночь!

Очень тесные пары звезд не раскрывают нам своей природы даже в телескоп. В него такая пара выглядит как одна звезда, но тут на помощь нам приходит спектральный анализ.

В "ручке ковша" Большой Медведицы вторая с конца звезда второй величины называется Мицар. Нормальным глазом близко-близко от нее (на расстоянии 11') видна звездочка пятой величины, которую заметили еще арабы и назвали Алькор, что значит<всадник>. В небольшой телескоп видно, что сам Мицар состоит из двух почти одинаковых звезд с взаимным расстоянием 14 ", а Алькор кажется от них очень далеким. Мицар - визуально-двойная звезда.

В 1887-1889 гг. на Гарвардской обсерватории .было получено много фотографий спектра более яркой компоненты в паре Мицара - Мицара А. Рассматривая эти снимки спектра (спектрограммы), директор обсерватории Эдуард Пиккеринг поразился, увидев, что на одних снимках линии спектра - как линии, а на других они двойные. Когда стали исследовать это подробнее, оказалось, что линии спектра раздваиваются периодически. Точнее говоря, линии по временам расщепляются на две, расстояние между ними все растет, достигает наибольшей величины, затем снова уменьшается, линии опять сливаются и затем снова так же расщепляются, проделывая все свои превращения так же точно, как часы, а вернее сказать, еще точнее. Вскоре А. А. Белопольский в Пулкове и другие ученые за границей открыли еще ряд звезд с периодически раздваивающимися линиями, тоже являющихся спектрально-двойными звездами, как их назвали.

Правильность объяснения такого раздваивания линий в спектре была подтверждена в 1920г., когда с помощью интерферометра, применявшегося для измерения диаметров звезд, удалось измерить расстояние между сочленами одной спектрально-двойной звезды. Измеренное интерферометром, но не ощутимое непосредственно в телескоп ничтожно малое угловое расстояние между ними в точности совпало с вычисленным на основании спектральных данных. Эта звезда была Капелла, и угловое расстояние между составляющими ее звездами было равно в это время 0",045, что чуть-чуть меньше расстояния, на котором две звезды могут быть видимы по отдельности в наибольший в мире телескоп.

Периоды обращения спектрально-двойных звезд более короткие - от 2 часов до 15 лет.

Эти случаи еще раз показывают, как спектральный анализ обнаруживает двойственность звезд, позволяет открывать невидимые движения их. Спектр звезды - это такой ее паспорт, который показывает ее состав и не позволяет укрыть ни одну из ее тайн.

Цефеиды, это переменные звезды, названные так по характерному члену этого типа звезд дельта Цефея. Цефеиды - пульсирующие звезды гиганты. Их периоды заключены в пределах от 1,5 до 50 суток. Цефеиды присутствуют как в Галактике, так и во внегалактических звездных системах - Магеллаповых Облаках и туманности Андромеды. Благодаря цефеидам было измерено точное расстояние до Туманности Андромеды. Амплитуды колебаний блеска цефеид разнообразны. Так, например, Полярная звезда (а Малой Медведицы) - цефеида с периодом, равным Зd,969754, и малой амплитудой колебания блеска: от 2,64 в минимуме до 2,50 в максимуме. У других цефеид амплитуды могут достигать полутора звездных величии. Синхронно с блеском изменяются температура фотосферы, показатели цвета и лучевые скорости, а следовательно, и радиусы фотосферы и атмосферы, в которой возникают спектральные линии. К настоящему времени в Галактике известно около 1000 цефеид. Их изучение и статистическое сопоставление их свойств показало, что совокупность цефеид не однородна по своему составу. Пришлось разделить ее на группы - подклассы. Наиболее многочисленна группа звезд, получивших название дельта-цефеиды, их часто называют классическими цефеидами. Для этих цефеид (к числу которых принадлежит и сама дельта Цефея) характерна зависимость между периодом и формой кривой блеска, открытая и изученная Э. Герцшпрунгом. У цефеид с периодами в пределах от 1,5 до 5 суток кривая изменения блеска гладкая. При более продолжительных значениях периода появляется<горбик> на нисходящей ветви кривой блеска, который постепенно перемещается к максимуму, при периоде около 10 суток совмещается с максимумом, а затем проявляется на восходящей ветви кривой в виде задержки подъема блеска. Таким образом, по величине периода и форме кривой блеска легко отличить дельта-цефеиду от других объектов.

У цефеид меняются показатель цвета и спектральный класс. Мы видим, что светимости делъта-цефеид велики, а их спектральные классы F, G и К. Это свидетельствует о том, что на диаграмме Герцшпрунга-Рессела они относятся к желтым сверхгигантам.

Другой характерный представитель цефеид - W Девы. Были открыты и исследованы другие цефеиды, сходные по своим свойствам с W Девы. Их объединили в подкласс<цефеид-дубльве>. Оказалось, что подобные объекты встречаются в некоторых шаровых звездных скоплениях, как известно, наиболее старых системах, входящих в Галактику. Цефеиды-дубльве принадлежат сферической составляющей Галактики, и введенное разделение на подклассы получило глубокий космогонический смысл.

Кроме этих двух групп, удалось выделить третью группу мало амплитудных цефеид, которые были названы цефеидама-дзета, по имени яркой звезды дзета Близнецов. Они обладают симметричными кривыми блеска и расположены в пространстве вблизи центральных областей спиральных ветвей Галактики. На основе длительных наблюдений применением метода графиков изучено изменение периодов многих цефеид. Обнаружено, что у разных подклассов цефеид эти изменения протекают по-разному.



Весьма странные снимки получили астрономы с космического телескопа «Хаббл». Астрономы пока не могут понять, что же запечатлело их детище: то ли солнце подобную звезду, находящуюся в стадии агонии, то ли две стареющие звезды, притворяющиеся одной молодой. В любом случае, чем бы ни оказался объект на фотографии, он «не укладывается» ни в одну из общепринятых схем классификации космических объектов.Объект He2-90 выглядит как молодая, окутанная пылевым облаком звезда с двумя узкими полосами, по-видимому, выбрасываемого из звезды вещества. Каждая полоса состоит как минимум из шести ярких областей - газовых скоплений, разлетающихся со скоростью около 600000 км/час. Судя по расстоянию между ними, газовые облака выбрасывались в пространство примерно каждые сто лет.Картина типична для молодых звезд, но астрономы все же считают, что на фотографии запечатлены две умирающие звезды, притворяющиеся одной молодой. По их мнению, одной из звезд может быть красный гигант, сбрасывающий вещество из своих внешних слоев. Затем выброшенный вовне газ закручивается силой тяготения меньшей звезды, скорее всего, белого карлика - солнцеподобной звезды на завершающих стадиях своего жизненного цикла.Окончательно вопрос с классификацией объекта He2-90 пока не решен. Астрономы собираются тщательно изучить его (в том числе продолжать его «осмотр» с помощью «Хаббла») и лишь затем вынести окончательный приговор.


За год на поверхность Земли падает не менее тысячи метеоритов, но в руки учёных попадают немногие. Практически все они найдены случайно. Известно три основных класса метеоритов. Железные представляют собой монолитные куски железоникелевого сплава. Железокаменные напоминают металлическую губку, заполненную силикатным веществом. На Земле такие горные породы не встречаются. Каменные метеориты узнать труднее. Надёжно это сделать могут только специалисты. Однако простейшие признаки метеоритов указать можно.

1. Большая плотность: метеориты тяжелее, чем, например, гранит или осадочные породы2. На поверхности метеоритов часто видны регмаглипты - сглаженные углубления, напоминающие вмятины пальцев на глине.3. Иногда ориентированная форма: метеорит похож на затупленную головку снаряда.4. На свежих экземплярах видна темная, тонкая (толщиной около 1 мм) кора плавления.5. Излом чаще всего серого цвета, на котором иногда заметны маленькие (размером около 1 мм) шарики - хондры.6. У большинства на пришлифованном разрезе видны вкрапления металлического железа.7. Заметна намагниченность: стрелка компаса заметно отклоняется.8. С течением времени окисляются на воздухе, приобретая бурый, ржавый цвет.9. У железных метеоритов на полированном и протравленном кислотой разрезе часто проявляются видманштеттеновы фигуры - крупные кристаллы металла.

Полезно знать также, чего у метеоритов не бывает.

1. Метеориты никогда не проплавляются насквозь подобно шлаку и не имеют внутри пузырьков, пусто каверн.2. Отсутствует слоистость, нередко наблюдающаяся у сланце песчаников, яшмовидных пород.3. Hет карбонатных пород вроде мела, известняка, доломита.4. Не встречаются окаменелости: раковины, отпечатки ископаемой фауны и т. п.5. У метеоритов не бывает крупной кристаллической структуры, подобной граниту6. Падают метеориты не горячими и не могут вызвать ожогов, загораний.7. Падение происходит почти вертикально, так что в форточку метеориты влететь не могут.8. Если вы видели болид, значит, метеорит выпал далеко от вас, за много километров. Так что по соседству eго искать не стоит.

Метеориты представляют собой очень большую научную ценность, так как являются внеземным веществом. В случае находки их нужно обязательно сохранить и передать в научные учреждения. Академии наук России премирует лиц, передавших ей метеориты. Если возникает необходимость проверить метеоритное происхождение какого-либо образца, то следует отколоть или отпилить кусочек 50-100 г и отправить его по адресу: 117313, Москва, улица Марии Ульяновой, 3, Комитет по метеоритам АН РФ.

Не огорчайтесь, если не найдёте метеорит: это удается немногим.



Рентгеновские пульсары - это тесные двойные системы, в которых одна из звезд является нейтронной, а другая - яркой звездой-гигантом. Известно около двух десятков этих объектов. Первые два рентгеновских пульсара - в созвездии Геркулеса и в созвездий Центавра - открыты в 1972 г. (за три года до обнаружения барстеров) с помощью американского исследовательского спутница «Ухуру»). Пульсар в Геркулесе посылает импульсы с периодом 1,24 с. Это период вращения нейтронной звезды. В системе имеется еще один период - нейтронная звезда и ее компаньон совершают обращение вокруг их общего центра тяжести с периодом 1,7 дня. Орбитальный период был определен в этом случае благодаря тому (случайному) обстоятельству, что «обычная» звезда при своем орбитальном движении регулярно оказывается на луче зрения, соединяющем нас и нейтронную звезду, и потому она заслоняет на время рентгеновский источник. Это возможно, очевидно, тогда, когда плоскость звездных орбит составляет лишь небольшой угол с лучом зрения. Рентгеновское излучение прекращается приблизительно на 6 часов, потом снова появляется, и так каждые 1,7 дня.

(Между прочим, наблюдение рентгеновских затмений для барстеров до последнего времени не удавалось. И это было странно: если орбиты двойных систем ориентированы в пространстве хаотически, то нужно ожидать, что из более чем трех десятков барстеров по крайней мере несколько имеют плоскости орбитального движения, приблизительно параллельные лучу зрения (как у пульсара в Геркулесе), чтобы обычная звезда могла периодически закрывать от нас нейтронную звезду. Только в 1982 г., т. е. через 7 лет после открытия барстеров, один пример затменного барстера был, наконец, обнаружен.) Длительные наблюдения позволили установить еще один - третий - период рентгеновского пульсара в Геркулесе: этот период составляет 35 дней, из которых 11 дней источник светит, а 24 дня нет. Причина этого явления остается пока неизвестной. Пульсар в созвездии Центавра имеет период пульсаций 4,8 с. Период орбитального движения составляет 2,087 дня - он тоже найден по рентгеновским затмениям. Долгопериодических изменений, подобных 35-дневному периоду пульсара в созвездии Геркулеса у этого пульсара не находят. Компаньоном нейтронной звезды в двойной системе этого пульсара является яркая видимая звезда-гигант с массой 10-20 Солнц. В большинстве случаев компаньоном нейтронной звезды в рентгеновских пульсарах является яркая голубая звезда-гигант. Этим они отличаются от барстеров, которые содержат слабые звезды-карлики. Но как и в барстерах, в этих системах возможно перетекание вещества от обычной звезды к нейтронной звезде, и их излучение тоже возникает благодаря нагреву поверхности нейтронной звезды потоком аккрецируемого вещества.

Это тот же физический механизм излучения, что и в случае фонового (не вспышечного) излучения барстера. У некоторых из рентгеновских пульсаров вещество перетекает к нейтронной звезде в виде струи (как в барстерах). В большинстве же случаев звезда-гигант теряет вещество в виде звездного ветра - исходящего от ее поверхности во все стороны потока плазмы, ионизированного газа. (Явление такого рода наблюдается и у Солнца, хотя солнечный ветер и слабее - Солнце не гигант, а карлик.) Часть плазмы звездного ветра попадает в окрестности нейтронной звезды, в зону преобладания ее тяготения, где и захватывается ею.

Однако при приближении к поверхности нейтронной звезды заряженные частицы плазмы начинают испытывать воздействие еще одного силового поля магнитного поля нейтронной звезды-пульсара. Магнитное поле способно перестроить аккреционный поток, сделать его несферически-симметричным, а направленным. Как мы сейчас увидим, из-за этого и возникает эффект пульсаций излучения, эффект маяка. Есть все основания полагать, что нейтронные звезды рентгеновских пульсаров обладают очень сильным магнитным полем, достигающим значений магнитной индукции 108– 109Тл, что в 1011– 1012Тл раз больше среднего магнитного поля Солнца. Но такие поля естественно получаются в результате сильного сжатия при превращении обычной звезды в нейтронную. Согласно общим соотношениям электродинамики магнитная индукция В поля, силовые линии. которого пронизывают данную массу вещества, усиливается при уменьшении геометрических размеров R этой массы.

Это соотношение следует из закона сохранения магнитного потока. Стоит обратить внимание на то, что магнитная индукция нарастает при сжатии тела точно так же, как и его частота вращения. При уменьшении радиуса звезды от значения, равного, например, радиусу Солнца 109м, до радиуса нейтронной звезды, 104 м магнитное поле усиливается на 10 порядков. Магнитное поле с индукцией B=10-4 Тл сравнимое с полем Солнца, считается более или менее типичным для обычных звезд; у некоторых «магнитных» звезд обнаружены поля в несколько тысяч раз большие, так что вполне можно ожидать, что определенная (и не слишком малая) доля нейтронных звезд действительно должна обладать очень сильным, магнитным полем. К такому заключению пришел советский астрофизик Н. С. Кардашев еще в 1964 г.



Вопрос о том, что представляет собой мир звезд, по-видимому является одним из первых вопросов, с которым столкнулось человечество еще на заре цивилизации.

Любой человек, созерцающий звездное небо, невольно связывает между собой наиболее яркие звезды в простейшие фигуры - квадраты, треугольники, кресты, становясь невольным создателем своей собственной карты звездного неба. Этот же путь прошли и наши предки, делившие звездное небо на четко различимые сочетания звезд, называемые созвездиями. В древних культурах мы находим упоминания о первых созвездиях, отождествляемых с символами богов или мифами, дошедшие до нас в форме поэтических названий - созвездие Ориона, созвездие Гончих псов, созвездие Андромеды и т.д. Эти названия как бы символизировали представления наших предков о вечности и неизменности мироздания, постоянстве и неизменности гармонии космоса.

Однако, уже в халдейских легендах, упоминание о которых мы находим у Аррениуса, ставится может быть наивный по тем меркам, вопрос - что было до звезд?

"… В то время, когда в вышине не было того, что называется небом, а внизу того, что зовут землей, существовал только Апсу (океан), отец их, и Тиамат (хаос), праматерь. Не различались ни день, ни ночь… Царила тьма, покрытая тьмой…"

Уже в I веке до нашей эры Цицерон считал, что все звезды рождаются из небесного огненного эфира, заполняющего всю Вселенную, а наше Солнце - это лишь одна из звезд, самая близкая и яркая.

Список догадок древних можно было бы еще продолжать, однако в истории изучения мира звезд существует определенная точка отсчета, начиная с которой представления о космосе из умозрительных рассуждений и догадок стали базироваться на наблюдательных фактах и их интерпретации. Речь идет об открытии датским астрономом Тихо Браге новой звезды, вспыхнувшей на небе в 1572 году. Аналогичное явление в 1604 г. наблюдали Иоган Кеплер и Галилео Галилей. И хотя, как сейчас уже ясно астрофизикам, астрономы средневековья наблюдали не рождение, а смерть звезды, тем не менее в представлениях о строении космоса Тихо Браге была впервые сформулирована революционная идея - звезды конденсируются из разреженного вещества Млечного Пути.

Однако, чем обусловлен механизм конденсации вещества в звезды? По-видимому, первым, кто попытался дать ответ на поставленный вопрос, был сэр Исаак Ньютон - первооткрыватель закона всемирного тяготения, писавший в 1692 г.:

"… Мне кажется, что если бы все вещество нашего Солнца и планет и все вещество Вселенной было бы равномерно рассеяно в небесных глубинах, и если бы каждая частица имела бы врожденное тяготение ко всем остальным, и если бы наконец, пространство, в котором рассеяна эта материя, было бы конечным, вещество снаружи этого пространства благодаря указанному тяготению влеклось бы ко всему веществу внутри и вследствие этого упало бы в середину всего пространства и образовало бы там одну огромную сферическую массу. Однако, если бы это вещество было равномерно распределено по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных на огромных расстояниях друг от друга по всему этому бесконечному пространству. Именно так могли образоваться и Солнце, и неподвижные звезды, если предположить, что вещество было светящимся по своей природе…"

Заметим, что не смотря на обилие не подтвержденных последующим развитием астрофизики гипотез, концепция Ньютона заложила основы теории образования звезд, получившей свое развитие лишь после того, как стало понятно, из чего состоит межзвездная среда.



Народные рецепты красоты
© 2012 Мир народной медицины | Все права защищены.Копирование материалов запрещено
Яндекс.Метрика