Созвездия

Любые изменения в мире звёзд издавна считались предвестниками значительных событий. Согласно Библии, внезапно вспыхнувшая звезда возвестила миру о рождении Иисуса Христа, а другая звезда – Полынь¹ – будет знаком конца света. Но шло время, и звёзды стали рассматриваться как физические объекты, для описания которых вполне достаточно известных законов природы.  Веками звёзды именовались неподвижными. Лишь в 1718 году английский астроном Эдмунд Галлей обнаружил, что три яркие звезды – Сириус, Процион и Арктур – медленно перемещаются относительно других звёзд. Другой английский астроном, Уильям Гершель, в конце XVIII века предполагал, что все звёзды излучают одинаковое количество света, а различия в видимой яркости обусловлены лишь неодинаковым удалением их от Земли. Но когда в 1837 году были измерены расстояния до ближайших звёзд, оказалось, что и это впечатление не соответствует действительности. И только изобретение новых астрономических приборов позволило осознать, насколько все звёзды разные. Наверное, именно тогда вопрос «что такое звезда?» встал перед учёными в полный рост. Поначалу же этот вопрос был обращён только к той звезде, которая благодаря своей близости оказалась более доступной для наблюдения, чем остальные – к Солнцу.  Учёные нового времени пытались понять, что является источником топлива для этого пламени. Откуда Солнце черпает свою энергию? В 1853 году физик Герман Гельмгольц предположил, что источником энергии Солнца и других звёзд является их сжатие (При сжатии газ нагревается). При этом на нагрев газа затрачивается не вся выделяющаяся энергия. Часть её расходуется на излучение. Сжатие – это уже значительно более мощный источник энергии,  чем простое горение вещества. Сжимающееся Солнце могло бы светить десятки миллионов лет.  Но этого оказалось мало. Источник энергии Солнца бесперебойно действует уже несколько миллиардов лет. Как только учёные не пытались выйти из этого тупика!

Задача существенно усложнилась  после того, как звёзды предстали пред исследователями во всём многообразии своих свойств.

Основными характеристиками звезды являются мощность её излучения (светимость), масса, радиус, температура  и химический состав атмосферы. Зная данные параметры, можно рассчитать возраст звезды.  Звёзды самой  высокой светимости, как правило, обладают наибольшей массой, и наоборот, маломассивные звёзды светят очень слабо.

Астрономы не в состоянии  проследить жизнь одной звезды от начала до конца.  Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет. Учёные могут наблюдать много звёзд, находящиеся на самых разных стадиях  своего развития, - только что родившиеся и умирающие. Они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и  написать её биографию. Жизненный путь звезды довольно сложен. Сначала она  разгорается до очень высоких  температур и остывает до такой степени, что в её атмосфере начинают образовываться пылинки. Звезда расширяется до грандиозных  размеров, сравнимых с размерами  орбиты Марса, и сжимается до нескольких десятков километров. Светимость её возрастает до огромных величин и падает почти  до нуля. Жизнь звезды не всегда протекает гладко. Катрина её эволюции усложняется вращением (при быстром вращении центробежные силы стремятся разорвать звезду). Некоторые звёзды обладают скоростью вращения на поверхности 500-600 км/с. В начале XX века трудам английского астрофизика Артура Эддингтона, окончательно сформировалось представление о звёздах как о раскалённых газовых шарах, заключающих в своих недрах источник энергии – термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода. История изучения химического состава заезды начинается с середины XIX века. Ещё в 1835 году французский философ Огюст Конт писал, что химический состав звёзд навсегда останется для нас тайной. Но вскоре был применён метод спектрального анализа², который теперь позволяет узнать, из чего состоят не только Солнце и близкие звёзды, но и самые удалённые галактики. Наиболее обильным элементом в звёздах является водород. Приблизительно втрое меньше содержится в них гелия. После водорода и гелия на звёздах наиболее распространены те же элементы, которые преобладают в химическом составе Земли: кислород, углерод, азот, железо. Химический состав оказался различным у звёзд разного возраста. В самых старых звёздах доля элементов тяжелее гелия значительно меньше, чем на Солнце. В некоторых звёздах содержание железа меньше солнечного в сотни и тысячи раз.

Расстояние  до звёзд:

Расстояние до далёкого предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Это можно сделать используя метод, который называется триангуляцией. Чем больше базис, тем точнее результат измерения. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет больше измеряемой величины.

Светимость

Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидным, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце – Сириус, Процион и Центавра.

Цвет  и температура:

Одна из легко измеряемых звёздных характеристик – цвет.  Цвет звезды всегда указывает на  её температуру. Самые горячие звёзды – всегда голубого и белого цвета, менее горячие – желтоватого, холодные – красноватого. Человеческий глаз способен лишь грубо определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические  приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или  невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения.

Размеры звёзд:

Звёзды так далеки, что  даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звёзд?

На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по  очереди «перекрывая» идущий от них свет. По продолжительности  процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А зная расстояние до звезды, из углового размера легко  получить её истинные (линейные) размеры.

Масса звезды:

Важнейшей характеристикой  звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре. Прямые оценки массы могут быть получены только на основании закона всемирного тяготения.

Что такое  чёрные дыры и белые карлики?:

В XVIII веке учёные высказывали предположения о возможности существования во Вселенной тел с огромной силой тяготения, которые притягивают даже испущенный ими самими свет. После создания Эйнштейном общей теории относительности было построено подробное описание таких объектов, называемых чёрными дырами.

Чёрные дыры образуются в  результате коллапса гигантских звёзд  массой более трёх масс Солнца.  При  сжатии их гравитационное поле уплотняется  всё сильнее и сильнее. Наконец  звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может преодолеть её притяжения. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в  чёрную дыру, называется гравитационным радиусом. Для массивных звёзд он составляет несколько десятков километров.

В современной теории звёздной эволюции белые карлики рассматриваются  как конечный этап эволюции звёзд  средней и малой массы (меньше 3-4 масс Солнца). После того как в  центральных областях стареющей  звезды выгорит весь водород , её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои при этом сильно расширяются, эффективная температура светила падает. Образовавшаяся разряжённая оболочка звезды очень слаба связана с ядром, она в конце концов рассеивается в пространстве. На месте бывшей звезды остаётся очень горячая и компактная звезда, состоящая в основном из гелия, - белый карлик.

Звёздные  карты:

«Путешествуя» по небесным просторам среди бесчисленных звёзд  и туманностей, немудрено и заблудиться, если нет под рукой надёжной карты. Чтобы составить её, нужно точно знать положения звёзд на небе.

Древнейший звёздный каталог  скорее сего был составлен вавилонскими астрономами около 6 тыс. лет назад. В Китае примерно 4 тыс. лет назад  астрономы тоже располагали звёздным каталогом. От этих каталогов сохранились  только фрагменты. Первый каталог, который  дошёл до нас целиком, создан Гиппархом  около 136 г. до н.э. Он содержит координаты 850 звёзд, видимых невооружённым  глазом. Во II веке Клавдий Птолемей дополнил каталог Гиппарха, доведя число звёзд в нём до 1022. Этот каталог служил астрономам почти полтора тысячелетия. Позднее звёзды птолемеевского каталога наблюдались заново, и по этим наблюдениям составлялись новые каталоги. Особенно точными для своего времени были каталог Улугбека (1437 г.), содержавший положения 1018 звёзд, каталог немецкого астронома Христиана Ротмана (1594 г.), каталоги Тихо Браге (1005 звёзд на эпоху 1601 г.) и Яна Гевелия (1564 звезды на эпохи 1661 и 1701 гг.). Координаты всех звёзд определялись тогда из наблюдений невооружённым глазом при помощи угломерных инструментов больших размеров. Изобретение телескопа расширило возможности астрометристов.  В конце XVII века появился микрометр – прибор, который помещается в фокусе объектива телескопа и позволяет путём наведения нити на звезду гораздо точнее считывать её координаты. В арсенал астрометристов вошли меридианный круг, пассажный инструмент, вертикальный круг.

Телескоп:

Главным прибором астронома  является телескоп. Телескоп с объективом из линз называется рефрактором, а телескоп с объективом из вогнутых зеркал —  рефлектором.

Имя первого изобретателя телескопа так до сих пор доподлинно и не было установлено. Некоторые  исследователи склонны считать  первым изобретателем телескопа  голландского оптика и торговца линзами  для очков Захария Янсена. Однако, упоминают, что, представив в XVII веке прибор-дальновидец ("телескоп"), Янсен воспользовался разработками неизвестного итальянского изобретателя. Другая группа ученых считает, что первые упоминания о телескопе встречаются у английского философа XIII века Роджера Бэкона, и что именно он является первым изобретателем телескопа.

Первым исследователем, который  провел астрономические наблюдения с помощью телескопа-рефрактора, был итальянский ученый XVII века Галилео  Галилей . В 1609 году он сконструировал зрительную трубу из свинца с двумя стеклянными линзами и впервые применил этот прибор для наблюдения за небесными объектами.

Первые телескопы-рефракторы давали очень нечеткое изображение, окрашенное радужным ореолом. Однако, немецкий математик и астроном Иоганн Кеплер (1571 - 1630) усовершенствовал их, разработав схему астрономической трубы  с двояковыпуклым объективом и окуляром. Это изобретение до сих пор  используется в современных рефракторных телескопах.

Первую конструкцию телескопа-рефлектора разработал в 1668 году английский ученый Исаак Ньютон. Рефлектор Ньютона  был лишен многих недостатков  оптики, свойственных рефракторам (с  его помощью можно было наблюдать  спутники Юпитера).

Русский ученый Михаил Васильевич Ломоносов также занимался совершенствованием телескопов-рефлекторов. Он изобрел  отражательный телескоп-рефлектор  с наклонным зеркалом, дававшим четкое изображение объекта. Ломоносов изобрел также "ночезрительную трубу" для наблюдения за различными небесными явлениями и кораблями в ночное время.

Заметных успехов в  конструировании телескопов-рефлекторов  добился английский астроном и конструктор  Уильям Гершель. Он отшлифовал для своего телескопа внушительное зеркало  диаметром 122 см. Этот уникальный прибор оставался непревзойденным вплоть до середины XIX века.

Благодаря английскому астроному  Уильяма Парсонса в середине XIX века появился зеркальный телескоп еще больших размеров с диаметром зеркала 183 см и фокусным расстоянием более 18 м.

Назначение телескопа  — собирать больше света, чтобы обнаруживать слабые источники излучения, и увеличивать  угол зрения, под которым рассматривают  небесный объект. Количество собираемого  света пропорционально площади  объектива. Чем больше света собрал телескоп, тем более слабые звезды в него видны и тем больше звезд в него можно увидеть. Масштаб изображения, даваемый объективом телескопа, пропорционален фокусному расстоянию объектива, то есть расстоянию от объектива, собирающего свет, до той плоскости, где получается изображение светила. Изображение небесного объекта фотографируют или рассматривают через окуляр. Телескоп дает увеличенное изображение Луны и планет, увеличивает видимые в него расстояния между звездами. Сами звезды даже в очень сильный телескоп видны как светящиеся точки из-за большой от нас удаленности. В рефракторе лучи света, пройдя через объектив, преломляются, собираясь в фокальной плоскости. В рефлекторе лучи от вогнутого зеркала отражаются и потом также собираются в фокальной плоскости. Простая линза искажает и окрашивает изображение. Для уменьшения этих недостатков объектив изготовляют из нескольких линз с разной кривизной поверхностей и из разных сортов стекла. Поверхности вогнутого стеклянного зеркала, которая серебрится или алюминируется, придают для уменьшения искажений не сферическую форму, а несколько иную (параболическую), слегка отличную от сферической.

Советский оптик Д. Д. Максутов изобрел систему телескопа, называемую менисковой. Она соединяет в себе достоинства рефрактора и рефлектора и не имеет их недостатков. Тонкое вогнуто-выпуклое стекло — мениск исправляет искажения, даваемые большим сферическим зеркалом. Лучи, отразившиеся от зеркала, отражаются затем от посеребренной площадки на внутренней поверхности мениска и идут в окуляр. В телескопе получается перевернутое изображение. Но это не важно, так как в космосе, вне Земли, нет ни верха, ни низа. Выпрямление изображения требует введения дополнительных линз или зеркал, а они вносят лишние потери света. При наблюдениях в телескоп редко используются увеличения свыше 500 раз. Причина этого в воздушных течениях, вызывающих искажение изображения. Оно тем заметнее, чем больше увеличение телескопа.

Имена и обозначения звёзд:

В нашей Галактике более 100 млрд. звёзд. Самые яркие звёзды у каждого народа получили свои имена. Многие из ныне употребляющихся, например Альдебаран, Алголь, Денеб, Ригель, имеют арабское происхождение. Сейчас астрономам известно 275 исторических имён звёзд; часто они связаны с названиями своих созвездий. Так, имя звёзды Бетельгейзе (в созвездии Ориона) означает «плечо гиганта», Денебола (созвездие Льва) – «хвост льва». Приступив в конце XVI века к детальному изучению неба, астрономы столкнулись с необходимостью иметь обозначения звёзд. И вот в 1603 году немецкий астроном Иоганн Байер издал атлас «Уранометрия», где изображены созвездия и давшие им названия легендарные фигуры. Звёзды здесь впервые были  обозначены буквами греческого алфавита приблизительно в порядке убывания их блеска: альфа – ярчайшая звезда созвездия, бета – вторая по блеску и т.д. Когда не хватало греческих букв Байер использовал латинские. Джон Флемстил, первый Королевский астроном Англии, занимавшийся определением точных координат звёзд, ввёл иную систему их обозначения, не связанную с блеском. В каждом созвездии он присвоил звёздам номера в порядке увеличения их прямого восхождения, т.е. в той последовательности, в которой они пересекают меридиан. Некоторые выдающиеся звёзды носят имена астрономов, впервые описавшие их универсальные свойства. Например, звезда Барнарда названа в честь американского астронома Эдуарда Эмерсона Барнарда , а звезда Каптейна – в честь нидерландского астронома Якобуса Корнелиуса Каптейна.

Звёзды  указывают путь:

Главным звёздным компасом всегда служила Полярная звезда. Если встать к ней лицом, то легко определить стороны горизонта: впереди будет север, позади – юг, справа – восток, слева – запад. Этот простой способ ещё в древности позволял отправлявшимися в дальний путь правильно выбрать направление на суше и на море. Астронавигация – ориентирование по звёздам – сохранила своё значение и в наши дни. В авиации, мореплавании, сухопутных экспедициях и в космических полётах без неё не обойтись.