Реферат: Происхождение и развитие галактик и звёзд - текст реферата. Скачать бесплатно.
Банк рефератов, курсовых и дипломных работ. Много и бесплатно. # | Правила оформления работ | Добавить в избранное
 
 
   
Меню Меню Меню Меню Меню
   
Napishem.com Napishem.com Napishem.com

Реферат

Происхождение и развитие галактик и звёзд

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 734 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

ГАЛАКТИКИ , «внегалактические туманности» или « островные Вселенные», Ї это гигантские звез д ные системы, содержащие также межзвездный газ и пыль. Солнечная система входит в нашу Галактику – Млечный Путь. Все космическ ое пространство до пределов, куда могут проникнуть мощнейшие телескопы, заполнено галактиками. Астрономы насчитывают их не менее миллиарда. Бли жайшая галактика находится от нас на расстоянии ок оло 1 млн. св. лет (10 19 км), а до самых удаленных галактик, зарегистрированны х тел е скопами, – миллиарды св етовых лет. Исследование галактик – одна из самых грандиозных задач аст рономии. Историческая справка. Ярчайшие и ближайшие к нам вне шние галактики – Магеллановы Облака – видны невооруженным глазом на ю жном полушарии неба и были известны арабам еще в 11 в., равно как и ярчайшая г алактика северного полушария – Большая туманность в Андромеде. С перео ткрытия этой тума н ности в 1612 пр и помощи телескопа немецким астрономом С.Мариусом (1570– 1624) началось научно е изуч е ние галактик, туманнос тей и звездных скоплений. Немало туманностей было обнаружено различным и астр о номами в 17 и 18 вв.; тогда и х считали облаками светящегося газа. Представление о звездных системах за пределом Галак тики впервые обсуждали философы и астрон о мы 18 в.: Э.Сведенборг (1688– 1772) в Швеции, Т.Райт (1711– 1786) в Англии, И.Ка нт (1724– 1804) в Пруссии, И.Ламберт (1728– 1777) в Эльзасе и В.Гершель (1738– 1822) в Англии. Одна ко лишь в первой четверти 20 в. существование «островных Вселенных» было о днозначно доказано в основном благодаря работам америка н ских астрономов Г.Кертиса (1872– 1942) и Э.Хабб ла (1889– 1953). Они доказали, что расстояния до наиболее ярких, а значит, ближайш их «белых туманностей» значительно превосходят размер нашей Галактики . За п е риод с 1924 по 1 93 6 Хаббл продвинул границу исследован ия галактик от ближайших систем до предела во з можностей 2,5-метрового телескопа обсерватории Маунт-В илсон, т.е. до нескольких сотен миллионов свет о вых лет. В 1929 Хаббл открыл зависимость между расстояние м до галактики и скоростью ее движения. Эта зависимость, закон Хаббла, ста ла наблюдательной основой современной космологии. После окончания Вт о рой мировой войны началось а ктивное изучение галактик с помощью новых крупных телескопов с электро н ными усилителями света, авто матических измерительных машин и компьютеров. Обнаружение радиоизлуч е ния нашей и других галактик д ало новую возможность для изучения Вселенной и привело к открытию ради о галактик, квазаров и других п роявлений активности в ядрах галактик. Внеатмосферные наблюдения с бор та геофизических ракет и спутников позволили обнаружить рентгеновское излучение из ядер активных галактик и скоплений галактик. Каталоги галактик. Первый каталог «туманност ей» был опубликован в 1782 французским астрономом Ш.Мессье (1730– 1817). В этот спис ок попали как звездные скопления и газовые туманности нашей Галакт и ки, так и внегалакт ические объекты. Номера объектов по каталогу Мессье используются до сих пор; напр и мер, М ессье 31 (М 31) – это знаменитая Туманность Андромеды, ближайшая крупная гал актика, наблюдаемая в созвездии Андромеды. Систематический обзор неба, начатый В.Гершелем в 1783, пр ивел его к открытию нескольких тысяч туманностей на северном небе. Эта р абота была продолжена его сыном Дж.Гершелем (1792– 1871), который провел наблюд ения в Южном полушарии на мысе Доброй Надежды (1834– 1838) и опубликовал в 1864 Общий каталог 5 тыс. туманностей и зве здных скоплений. Во второй половине 19 в. к этим объектам добавились вновь открытые, и Й.Дрейер (1852– 1926) в 1888 опубликовал Новый общи й каталог ( New General Catalog ue – NGC ), включающий 7814 объектов. С публикац ией в 1895 и 1908 двух дополнительных Индекс-каталогов (IC) число обнаруженных туманностей и звездных скоплений п ревысило 13 тыс. Обозначение по каталогам NGC и IC с тех пор стало общепринятым. Так, Туманность Андромеды обозначают либо М 31, либо NGC 224. Отдельный список 1249 галактик ярче 13-й звездной величины, основанный на фотографическом обзо ре неба, составили Х.Шепли и А.Эймс из Гарвардской обсерватории в 1932. Эта работа была существенно расширена первым (1964), втор ым (1976) и третьим (1991) изданиями Реферативного каталога ярких галактик Ж. де Вокулера с сотрудниками. Более об ширные, но менее детал ь ные кат алоги, основанные на просмотре фотографических пластинок обзора неба б ыли опубликованы в 1960-х годах Ф.Цвикки (1898– 1974) в США и Б.А.Воронцовым-Вельямин овым (1904– 1994) в СССР. Они содержат ок. 30 тыс. галактик до 15-й звездной величины. Н едавно был закончен подобный обзор южного неба с пом о щью 1-метровой камеры Шмидта Европейско й южной обсерватории в Чили и британской 1,2-метровой кам е ры Шмидта в Австралии. Галактик слабее 15-й звездной величины слишком много, ч тобы составлять их список. В 1967 опубл и кованы результаты подсчета галактик ярче 19-й звездной величины ( к северу от склонения - 20 ° ), проделанн о го Ч.Шейном и К.Виртаненом по плас тинкам 50-см астрографа Ликской обсерватории. Таких галактик оказ а лось ок. 2 млн., не считая тех, которые с крыты от нас широкой пылевой полосой Млечного Пути. А еще в 1936 Хаббл на обсе рватории Маунт-Вилсон подсчитал количество галактик до 21-й звездной вел ичины в н е скольких небольших площадках, распределенных равномерно по небесной сфере (севернее склон ения - 30 ° ). По этим данным на всем небе более 20 м лн. галактик ярче 21-й звездной величины. Классификация. Встречаются галактики различных фор м, размеров и светимостей; некоторые из них изолированные, но большинств о имеет соседей или спутников, оказывающих на них гравитационное влияни е. Как правило, галактики спокойны, но нередко встречаются и активные. В 1925 Хаббл предложил классиф и кац ию галактик, основанную на их внешнем виде. Позже ее уточняли Хаббл и Шепл и, затем Сэндидж и нак о нец Вок улер. Все галактики в ней делятся на 4 типа: эллиптические, линзовидные, сп иральные и неправил ь ные. Эллиптические ( E ) галак тики имеют на фотографиях форму эллипсов без резких границ и четких д е талей. Их яркость возрастает к центру. Это вращающиеся эллипсоиды, состоящие из старых звезд; их видим ая форма зависит от ориентации к лучу зрения наблюдателя. При наблюдении с ребра отношение длин короткой и длинной осей эллипса достигает ~ 5/10 (обозначается E5 ). Линзовидные ( L или S 0) галактики похожи на эллипти ческие, но, кроме сфероидального компонента, имеют тонкий быстро вращающ ийся экваториальный диск, иногда с кольцеобразными структурами напод о бие колец Сатурна. Наблюдаем ые с ребра линзовидные галактики выглядят более сжатыми, чем эллиптич е ские: отношение их осей дости гает 2/10. Спиральные ( S ) галактик и также состоят из двух компонентов – сфероидального и плоского, но с б о лее или менее развитой спира льной структурой в диске. Вдоль последовательности подтипов Sa , Sb , Sc , Sd (от «ра нних» спиралей к «поздним») спиральные рукава становятся толще, сложнее и менее закручены, а сфер о ид (ц ентральная конденсация, или балдж ) уменьшается. У спиральных галактик, наблюдаемых с ребра, сп и ральные рукава не видны, но тип га лактики можно установить по относительной яркости балджа и диска. Неправильные ( I ) галактик и бывают двух основных видов: магелланового типа, т.е. типа Магеллан о вых Облаков, продолжающие после довательность спиралей от Sm до Im , и немагеллан ового типа I 0, имеющие хаоти ческие темные пылевые полосы поверх сфероидальной или дисковой структ уры типа линзовидной или ранней спиральной. Типы L и S распадаются на два семей ства и два вида в зависимости от наличия или отсутствия прох о дящей через центр и пересекающей диск л инейной структуры ( бар ), а также ц ентральносимметричного кол ь ца (рис. 1 и 2) : Рис . 1. ТРЕХМЕРНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК . Осно в ные типы : E, L, S, I располагаются последоват ельно от E до Im ; семей ства обычных A и пересеченных B ; вида s и r . Круглые диаграммы внизу – сечение главной конфигурации в о б ласти спиральных и л инзовидных галактик. Рис . 2. ОСНОВНЫЕ СЕМЕЙСТВА И ВИДЫ СПИРАЛ ЕЙ на сечении главной конфи гурации в области Sb . Существуют и другие схемы классификации галактик, основанн ые на более тонких морфологических деталях, но пока еще не развита объек тивная классификация, основанная на фотометрических, кинематич е ских и радиоизмерениях. Состав . Два структурных компоне нта – сфероид и диск – отражают различие в звездном населении галактик , открытое в 1944 немецким астрономом В.Бааде (1893– 1960). Население I , присутствующее в неп равильных галактиках и в рукавах спиралей, содержит голубые г и ганты и сверхгиганты спектральных кла ссов O и B , красные сверхгиганты классов K и M , а также межзвез д ные газ и пыль с яркими областями ионизованного водорода. В нем присутст вуют и маломассивные звезды главной последовательности, которые видны вблизи Солнца, но неразличимы в далеких галактиках. Население II , присутствующее в эл липтических и линзовидных галактиках, а также в центральных о б ластях спиралей и в шаровых скоплениях , содержит красные гиганты от класса G5 до K5 , субгиганты и, вер о ятно, субкарлики; в нем в стречаются планетарные туманности и наблюдаются вспышки новых (рис. 3). На рис. 4 показана связь между спектральными классами (или цветом) звезд и их светимостью у различных нас е лений. Рис . 3. ЗВЕЗДНЫЕ НАСЕЛЕНИЯ . На фотогр а фии спиральной галактики Туманно сти Андромеды ви д но , что в ее диске сосредоточен ы голубые гиганты и сверхгиганты Населения I, а центральная часть состоит из красн ых звезд Населения II. Видны также спутники Туманности Андромеды : галактика NGC 205 ( внизу ) и М 32 ( вверху слева ). Самые яркие звезды на этом фото пр и надлежат нашей Галактике. Рис . 4. ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА – РЕССЕЛА , на кот о рой видн а связь между спе ктральным классом (ил и цветом ) и светимостью у звезд разного типа . I: молодые звезды Нас е ления I, типичные для спиральных рукавов . II : состаривши е ся звезды Населения I; II I : старые звезды Населения II, т и пичные для шаровых скоплений и элли п тических галакти к. Первоначальн о считалось, что эллиптические галактики содержат только Население I I , а неправ ил ь ные – тол ько Население I . Однако выяснилось, что обычно галактики содержат смес ь двух звездных насел е ний в разных пропорциях. Детальный анализ населений во зможен только для нескольких близких галактик, но измерения цвета и спек тра далеких систем показывают, что различие их звездных населений может быть значительнее, чем думал Бааде. Расстояние. Измерение расстояний до далеких галакти к основано на абсолютной шкале расстояний до звезд нашей Галактики. Ее у станавливают несколькими методами. Наиболее фундаментальный – метод тр и гонометрических параллак сов, действующий до расстояний в 300 св. лет. Остальные методы косвенные и ст а тистические; они основаны на изучении собственных движений, лучевых скоростей, блеска, цвета и спектр а звезд. На их основе определяют абсолютные величины Новых и переменных типа RR Лиры и d Цефея, кот о рые становятся первичными ин дикаторами расстояния до ближайших галактик, где они видны. Шаровые скоп ления, ярчайшие звезды и эмиссионные туманности этих галактик становят ся вторичными индикаторами и дают возможность определять расстояния д о более далеких галактик. Наконец, в качестве третичных инд и каторов используются диаметры и свети мости самих галактик. В качестве меры расстояния астрономы обы ч но используют разность между видим ой звездной величиной объекта m и его абсолютной звездной величиной M ; эту величину ( m – M ) называют «видимым модулем расстоя ния». Чтобы узнать истинное расстояние, его необходимо исправить с учето м поглощения света межзвездной пылью. При этом ошибка обычно достигает 10 – 2 0%. Внегалактическая шкала расстояний время от времени пересматривается, а значит, меняются и прочие параметры галактик, завися щие от расстояния. В табл. 1 приведены наиболее точные на сегодня расстоян ия до ближайших групп галактик. До более далеких галактик, удаленных на м иллиарды световых лет, рассто я ния оцениваются с невысокой точностью по их красному смещению ( см. ниже : Природа красного смещен ия). Т84Sа84pб84qл84|и84yц„?а84p 1. Р84QА84@С84RС84R Т84SО84OЯ84`Н84NИ84IЯ84` Д84DО84O Б84AЛ84LИ84IЖ„GА84@Й84JШ84YИ84IХ84V Г84CА84@Л84LА84@К84KТ84SИ84IК84K , И84IХ84V Г84CР„QУ84TП84PП84P И84I С84RК84KО84OП84PЛ84LЕ84EН„NИ84IЙ84J Галактика или группа В84Bи84yд84tи84yм84}ы„Ќй84z м84}о84Ђд84tу84… л84|ь84Ћ р84‚а84pс84ѓс„ѓт84„о84Ђя84‘н84~и84yя84‘ ( m – M ) Р84Qа84pс84ѓс84ѓт84„о84Ђя84‘н„~и84yе84u , м84}л84|н84~ . с84ѓв84r . л84|е84uт84„ Большое Магелланово Облак о 18,7 0,15 Малое Магелланово О блако 19,0 0,18 Группа Андромеды (М 31) 24,5 2,15 Группа Скульптора 27,2 8,20 Группа Б. Медведицы ( М 81) 27,4 8,60 Скопление в Деве 30,7 40 Скопление в Печи 31,3 54 Светимость. Измерение поверхностной яркости галактики дает по лную светимость ее звезд на ед и ницу площади. Изменение поверхностной светимости с расстоянием от центра характеризует структуру г а лактики. Эллиптически е системы, как наиболее правильные и симметричные, изучены подробнее дру гих; в целом они описываются единым законом светимости (рис. 5, а ): Рис . 5. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ СВЕТИМОСТИ У ГАЛАКТИК . а – эллиптические галактики ( изображен логарифм поверхнос т ной яркости в зависимости от корня четвертой степени из приведенного радиуса ( r/r e ) 1/4 , где r – расстояние от центра , а r e – эффективный радиус , внутри которого заключена половина полной светимости галакти ки ); б – линзовидная галактика NGC 1553; в – три нормальные спиральные галактики (внешняя часть у каждой из линий прямая , что указывает на экспоне нц и альную за висимость светимости от расстояния ). Данные о линзовидных системах не так полны. Их профили светимости (рис. 5, б ) отличаются от пр о филей эллиптических галактик и имеют три основных участка : ядро, линзу и оболочку. Эти системы выглядят как промежуточные между элл иптическими и спиральными. Спирали очень разнообразны, структура их сложна, и н ет единого закона для распределения их свет и мости. Впрочем, похоже, что у простых спиралей вдали о т ядра поверхностная светимость диска спадает к периферии экспоненциа льно. Измерения показывают, что светимость спиральных рукавов не так вел ика, как это кажется при рассматривании фотографий галактик. Рукава доба вляют не более 20% к светимости диска в голубых лучах и значительно меньше в красных. Вклад в светимость от балджа уменьшается от Sa к Sd (рис. 5, в ). Измерив видимую звездную величину галактики m и определив ее модуль расст ояния ( m – M ), вычи с ляют абсолютную величину M . У самых ярких галактик, исключая квазары, M » - 22, т.е. их светимость почти в 100 млр д. раз больше, чем у Солнца. А у самых маленьких галактик M » - 10, т.е. светимость ок. 10 6 солне ч ной. Распределение числа галактик по M , называемое «функцией светимости», – важная характеристи ка г а лактического населен ия Вселенной, но аккуратно определить ее нелегко. Для галактик, отобранных до некоторой предельной ви димой величины, функция светимости каждого типа в отдельности от E до Sc почти гауссова (колоколообразная) со сред ней абсолютной величиной в гол у бых лучах M m = - 18,5 и дисперсией ± 0,8 (рис. 6). Но галактики поздних типов от Sd до Im и эллиптические карлики слабее. У полной выборки гала ктик в заданном объеме пространства, например в скоплении, функция свети мости круто растет с уменьшением светимости, т.е. количество карликовых галактик во много раз превосходит количество гигантских Рис . 6. ФУНКЦИЯ СВЕТИМОСТИ ГАЛАКТИК . а – выбо р ка ярче некоторой предельной видимой величины ; б – полная выборка в определенном большом объеме пр о странства . Обратите внимани е на подавляющ ее колич е с тво карликовых систем с M B < -16. Размер . Поскольку звездная плотн ость и светимость у галактик постепенно спадают наружу, вопрос об их раз мере фактически упирается в возможности телескопа, в его способность вы делить слабое свечение внешних областей галактики на фоне свечения ноч ного неба. Современная техника позволяет регистрировать области галак тик с яркостью менее 1% от яркости неба; это примерно в миллион раз ниже ярк ости ядер г а лактик. По этой из офоте (линии одинаковой яркости) диаметры галактик составляют от нескол ьких тысяч световых лет у карликовых систем до сотен тысяч – у гигантск их. Как правило, диаметры галактик хорошо коррелируют с их абсолютной св етимостью. Спектральный класс и цвет. Пер вая спектрограмма галактики – Туманности Андромеды, получе н ная в Потсдамской обсерватории в 1899 Ю. Шейнером (1858– 1913), своими линиями поглощения напоминает спектр Солнца. Мас совое исследование спектров галактик началось с создания «быстрых» сп ектрографов с низкой дисперсией (200– 400 /мм); позже применение электронных ус илителей яркости изображения позв о лило повысить дисперсию до 20– 100 /мм. Наблюдения Моргана на Йеркской о бсерватории показали, что, несмотря на сложный звездный состав галактик , их спектры обычно близки к спектрам звезд определенного класса от A до K , причем есть заметная корреляция между спе ктром и морфологическим типом галактики. Как правило, спектр класса A имеют неправильные галакт ики Im и спирали Sm и Sd . Спектры класса A – F у спир а лей Sd и Sc . Переход от Sc к Sb сопровождается изменением спектра от F к F – G , а спирали Sb и Sa , линзови д ные и эллиптические систем ы имеют спектры G и K . Правда, позже выяснилось, ч то излучение галактик спе к трального класса A в дей ствительности состоит из смеси света звезд-гигантов спектральных клас сов B и K . Кроме линий поглощения , у многих галактик видны линии излучения, как у эмиссионных туманн о стей Млечного Пути. Обычно это ли нии водорода бальмеровской серии, например, H a на l 6563 , дублеты ионизованных азота (N II) на l 6548 и 6583 и серы (S II) на l 6717 и 6731, ионизованного кислорода (O II) на l 3726 и 3729 и дважды ионизованн ого кислорода (O III) на l 4959 и 5007. Интенсивность эмиссионных линий обычно коррелирует с количеством газа и звезд-сверхгигантов в дисках галактик: эти линии отсутствуют или очен ь слабы у эллиптических и линзовидных галактик, но усиливаются у спираль ных и неправильных – от Sa к Im . К тому же интенсивность эмиссионных линий элементов тяжелее водорода (N, O, S) и, вероятно, отн о сительное содержание этих элемент ов уменьшаются от ядра к периферии дисковых галактик. У некоторых галакт ик необычайно сильны эмиссионные линии в ядрах. В 1943 К.Сейферт открыл особ ый тип галактик с очень широкими линиями водорода в ядрах, указывающими на их высокую активность. Светимость этих ядер и их спектры меняются со в ременем. В целом ядра сейфертовских галактик похожи на квазары, хотя не т ак мощны. Вдоль морфологической последовательности галактик изменяется интегральный показатель их цвета ( B – V ), т.е. разность между звездной величи ной галактики в голубых B и желтых V лучах. Средний пок аз а тель цвета основных типов галактик таков: В этой шкале 0,0 соответствует белому цвету, 0,5 – желтов атому, 1,0 – красноватому. При детальной фотометрии обычно выясняется, что цвет галактики меняется от ядра к краю, что ук а зывает на изменение звездного состава. Большинство галакти к голубее во внешних областях, чем в ядре; у спиралей это проявляется гора здо заметнее, чем у эллиптических, поскольку в их дисках много молодых г о лубых звезд. Неправильные га лактики, обычно лишенные ядра, нередко бывают в центре голубее, чем на кра ю. Вращение и масса. Вращение гал актики вокруг оси, проходящей через центр, приводит к изменению длины во лны линий в ее спектре: линии от приближающихся к нам областей галактики смещаются в фиол е товую час ть спектра, а от удаляющихся – в красную (рис. 7). По формуле Доплера, относи тельное изменение длины волны линии составляет D l / l = V r /c , где c – скорость света, а V r – лучевая скорость, т.е. компо нента скорости источника вдоль луча зрения. Периоды обращения звезд вок руг центров галактик составляют сотни миллионов лет, а скорости их орбит ального движения достигают 300 км/с. Обычно скорость вращения диска достиг ает максимального значения ( V M ) на некотором расстоянии от центр а ( r M ), а затем уменьшается (рис. 8). У нашей Галактики V M = 230 км/ с на расстоянии r M = 40 тыс. св. лет от центра: Рис . 7. СПЕКТРАЛЬНЫЕ ЛИНИИ ГАЛА КТИКИ , вращ а ющейся вокруг оси N , при ориентации щели спектрогр а фа вдоль оси ab . Линия от удаляющегося края га лактики ( b ) отк лонена в красную сторону (R), а от приближающ е гося края ( a ) – в ультраф иолетовую (UV). Рис . 8. КРИВАЯ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИ . Скорость вращения V r дости гает максимального значения V M на расстоя нии R M от центра галактики , а затем медленно уменьшается. Линии поглощения и линии излучения в спектрах галакт ик имеют одинаковую форму, следовательно, звезды и газ в диске вращаются с одинаковой скоростью в одном направлении. Когда по расположению те м ных пылевых полос в диске уда ется понять, какой край галактики расположен к нам ближе, мы можем выя с нить направление закрученности спиральных рукавов: во всех изученных галактиках они отстающие, т.е., удал яясь от центра, рукав загибается в сторону, обратную направлению вращени я. Анализ кривой вращения позволяет определить массу г алактики. В простейшем случае, приравняв с и лу гравитации к центробежной силе, получим массу галакти ки внутри орбиты звезды: M = rV r 2 / G , где G – п о стоянная тягот ения. Анализ движения периферийных звезд позволяет оценить полную масс у. У нашей Гала к тики масса ок. 2 Ч 10 11 солнечных масс, у Туманности Андромеды 4 Ч 10 11 , у Большого Магелланова Облака – 15 Ч 10 9 . Массы дисковых галактик приблизительно пропорциональны их светимости ( L ), поэтому отношение M/L у них почти одинаковое и для светимо сти в голубых лучах равное M/L » 5 в единицах масс ы и светим о сти Солнца. Массу сфероидальной галактики можно оценить таким ж е образом, взяв вместо скорости вращения диска скорость хаотического дв ижения звезд в галактике ( s v ), которую измеряют по ширине спектра льных линий и называют дисперсией скоростей: M » R s v 2 / G , где R – радиус галактики (теорема вириала ). Дисперсия скоростей звезд у эллиптических галактик обычно от 50 до 300 км/с, а массы от 10 9 солнечных мас с у карл и ковых систем до 10 12 у гигантских. Радиоизлучение Млечного Пути было открыто К.Янским в 1931. Первую радиокарту Млечного Пути получил Г.Ребе р в 1945. Это излучение приходит в широком диапазоне длин волн l или частот n = c / l , от н е скольких ме гагерц ( l » 100 м) до десятков гигагерц ( l » 1 см), и называет ся «непрерывным». За него отве т ственны несколько физических процессов, важнейший из которых – синхротронное излучение межзвездных электронов, движущихся почти с о скоростью света в слабом межзвездном магнитном поле. В 1950 непреры в ное излучение на волне 1,9 м было обнаружено Р.Брауном и К.Хазардом (Джодрелл-Бэнк, Англия) от Тума н ности Андромеды, а затем и от мног их других галактик. Нормальные галактики, как наша или М 31, – слабые источ ники радиоволн. Они излучают в радиодиапазоне едва ли одну миллионную ча сть своей оптической мощности. Но у некоторых необычных галактик это изл учение гораздо сильнее. У ближайших «радиогала к тик» Дева А (M 87), Кентавр А (NGC 5128) и Персей А (NGC 1275) радиосвети мость составляет 10 – 4 ё 10 – 3 от оптической. А у редких объектов, таких, как радиога лактика Лебедь А, это отношение близко к единице. Лишь через несколько ле т после открытия этого мощного радиоисточника удалось отыскать слабую галакт и ку, связанную с ним. Множество слабых радиоисточников, вероятно, связанных с далекими галак тиками, до сих пор не отождествлено с оптическими объектами. Кроме непрерывного радиоизлучения, галактики испус кают узкие спектральные линии, например на волне 21 см. Эта линия принадлеж ит межзвездному нейтральному водороду и излучается им, когда электрон в атоме самопроизвольно поворачивает свой спин относительно спина прото на. Излучение водорода на волне 21 см было предсказано в 1944 Х.ван де Хюлстом (Л ейденская обсерватория, Нидерланды) и обнаружено в 1951 от Млечного Пути, а в скоре и от других галактик. Это очень важная линия, поскольку других спек трал ь ных линий у нейтральног о водорода нет. Долгие годы она вообще была единственной спектральной ли нией в радиодиапазоне, давая возможность измерять количество газа в гал актике и его движение (по доплеровскому смещению). Оказалось, что в эллипт ических галактиках почти нет межзвездного газа, в линзовидных его ма с са ок. 0,1% массы галактики, в спи ралях ок. 1– 2%, а в неправильных галактиках 5– 10% и даже больше. Нашлось даже н есколько галактик-«призраков», целиком состоящих из газа и невидимых в о птике. Оказалось, что часть межзвездной среды, порой значит ельная, находится в плотных и очень холодных облаках, где большинство ат омов объединено в молекулы (H 2 , CO, H 2 O, HCN, NH 3 и др.), имеющие разноо б разные спектральные линии. Поэтому изучение радиоспектров галактик стало очень полезным инструментом для их исследования. Пары и группы. Галактики часто объедин ены в пары, триплеты и более сложные группы. Относительно редки одиночны е галактики. Так, Большое и Малое Магеллановы Облака составляют двойной спутник (рис. 9) Млечного Пути. У Туманности Андромеды тоже есть спутники. В се они, в свою очередь, входят в «Местную группу» галактик (табл. 2) диаметро м ок. 5 млн. св. лет и толщ и ной менее 2 млн . св. лет (рис. 11). В пределах 30 млн. св. лет от Местной группы обнаружено еще бол ее дюжины подобных групп. Массы двойных галактик оценивают по разности их лучевы х скоростей, считая, что их ко м понент ы, подобно двойным звездам, движутся по эллиптическим орбитам вокруг общ его центра масс. Однако орбитальные периоды галактик в парах очень велик и (10 8 – 10 9 лет), поэтому истинную форму орбиты определить невозможно и приходится ограничиваться средними статистическими оцен ками массы. Обычно при этом масса пары оказывается близкой к сумме масс е е компонентов, измеренной по их внутренним движениям. Но для групп из нес кольких галактик масса, полученная из теоремы вириала по дисперсии скор остей ее членов, обычно бывает больше суммарной массы всех видимых члено в группы. Это расхождение называют «проблемой скрытой массы». Многие ас т рономы считают, что на периферии га лактик и между ними действительно присутствует невидимая масса: межгал актический газ, темные звезды, черные дыры или что-то еще. Рис . 9. БОЛЬШ ОЕ И МАЛОЕ МАГЕЛЛАНОВЫ ОБЛАКА – ближайшие и ярчайшие галактики , которые видны н е вооруженным глазом на южном неб е . Они были извес т ны арабам в 11 в . Структура Бол ьшого Облака похожа на неправильную пересечен ную спираль. Рис . 10. ГРУППА взаимодействующих галактик Квинтет Стефана. Взаимодействие и сто лкновение галактик. Сближения галактик в группах при водят к их впечатл я ющему взаи модействию. Множество примеров такого рода обнаружили Ф.Цвикки, Х.Арп и Б. А.Воронцов-Вельяминов. Часто длинные «мосты» протягиваются между взаим одействующими галактиками, но нередко от них в разные стороны отходят «х восты», указывая на наличие приливных эффектов. Иногда галактики соед и няются внешними частями свои х спиральных рукавов. Компьютерное моделирование показало, что большин ство этих форм можно объяснить гр а витационным вза и мод ействием галактик, подбирая их ориентацию и ск о рость сближения. Рис . 11. ЧЛЕНЫ МЕСТНОЙ ГРУППЫ ГАЛАКТИК в пр о екции на экваториальную плоскость группы. Особый редкий тип взаимодействия демо н стрируют кольцевые галактики без ядра ( рис. 12). В одних случаях это может быть результатом лобового столкновения двух галактик (А.Туумре, Р.Линдс), в других – столкновения галактики с нев идимым межг а лактическим обл аком (К.Фриман, Ж. де В о кулер). Рис . 12. КОЛЬЦЕВАЯ ГАЛАКТИКА может быть р е зультатом столкновени я спиральной галактики с ме ж галакт и ческим газовым облаком. Многие пекулярные галактики типа М 82, NGC 1275, NGC 5128 (рис . 13) могли образоваться в результ а те взаимодействия с межгалактическим газом и пылью, но не исключены и взрывные явления в их ядрах. Бол ь шинство из них – сильные радиоисточники. Рис . 13. ПЕКУЛЯРНАЯ РАДИОГАЛАКТИКА NGC 5128 В КЕ Н ТАВРЕ . Плотные пыле вые полосы за крывают ядро . Облака и скопления. Галактики часто объединяются в облака эллиптической формы поперечником 10 млн. св. лет и более; ближайшее из них Местное облако. Известны также облака в Гончих Псах, Бол. Ме д ведице, Льве, Журавле и др. Они, в отличие от скоплений, имею т малую концентрацию к центру и населены в основном спиральными и неправ ильными галактиками при небольшой доле линзовидных и эллиптических. Более плотные и богатые объединения, содержащие сотн и и тысячи галактик, называют скоплениями. Ближайшее из них в Деве на расс тоянии 40 млн. св. лет; его видимый диаметр 12 ° соответствует линейному диаметру 8 млн. св. лет. В нем элли птические и линзовидные галактики сильно концентрируются к центру, а сп иральные и неправильные тяготеют к периферии. Еще дальше известны более богатые скопления, напр и мер, в Волосах Вероники на расстоянии ок. 200 млн. св. лет. Обычно это скопление наз ывают просто Coma (от Coma Berenices – Волосы Вероники). В нем более 10 тыс. галактик, полов ина из которых сосредоточена в центральной области диаметром 1,5 ° , что соответствует 5 млн. св. лет, а остальные рассеяны в области ди а метром более 15 млн. св. лет. В богатых скоплениях типа Coma галактики сильно концент рируются к центру, как звезды в эллипт и ческих галактиках. Массы скоплений определяют так же, как массы галактик: по дисперсии скоростей их членов, используя теорему вириала. В богатых скоплениях дисперсия скоростей галактик порядка 1000 км/с, а их мас сы 10 14 – 10 15 солнечных. Это заметно превышает су ммарную массу галактик скопления, т.е. вновь пр и водит к парадоксу скрытой массы. Некоторая часть этой массы связана с горячим межгалактическим газом, заполняющим богатые ск опления и проявляющим себя рентгеновским излучением. Возможно, какая-то часть массы связана с карликовыми галактиками и отдельными «межгалакт ическими» звездами. Но все это не р е шает парадокса скрытой массы: основной ее источник до сих пор не найден. Сверхскопления. Тенденцию гала ктик скучиваться в группы, облака и скопления все большего ра з мера можно проследить по крайней мере е ще на одну ступень: эти агрегаты объединяются в гигантские с и стемы – сверхскопления галактик. На существование «Местного сверхскопления» впервы е было указано Ж.де Вокулером в 1953 (хотя еще в 1937 Э.Холмберг на основании подс четов галактик на небе отмечал, что наша Галактика входит в «м е тагалактическое» облако, имеющее плот ность выше средней). Несколько тысяч ярких галактик и множество слабых о бразуют сверхсистему эллипсоидальной формы, в центре которой скоплени е в Деве. Диаметр свер х скоплен ия 100 млн., а толщина 30– 40 млн. св. лет. Местная группа, включающая нашу Галакти ку, оказалась маленьким уплотнением невдалеке от южного края Местного с верхскопления. С нашего периферийного м е ста хорошо видно, что большинство галактик сконцентрирован о к плоскости сверхгалактического экватора, широкой полосой пересекаю щей наш северный небосвод. Из анализа лучевых скоростей сотен галактик выясняе тся, что сверхскопление вращается вокруг оси, перпендикулярной его диск у, и напоминает в этом смысле обычную галактику. Скорость движения Местн ой группы вокруг центра сверхгалактики ок. 400 км/с, а период обращения поря дка 10 11 лет. Но, кроме вращени я вокруг оси, Местное сверхскопление испытывает расширение, немного зам едленное по сравнению с общим хаббловским расширением Вселенной за сче т взаимного притяжения галактик, пространственная плотность которых в нутри сверхскопления выше, чем вокруг него. Полная масса нашего сверхско пления порядка 10 15 солнечных. Концепция Местного сверхскопления некоторое время развивалась обособленно от общих взглядов на крупномасштабную структу ру Вселенной. Но факты о крупных неоднородностях в распределении галакт ик постепенно накапливались. Еще Х.Шепли (1885– 1972) из Гарвардской обсервато рии в 1930-е годы привлек внимание к двойным и тройным скоплениям галактик. В 1950-е годы К.Шайн с коллегами из Ликской обсе р ватории показал, что это явление распространенное. Стати стический анализ ликских подсчетов слабых гала к тик и распределения более тысячи далеких скоплений и з каталога Дж.Абеля (Паломарская обсерватория) также указывает на тенден цию скоплений галактик скучиваться в масштабах от 50 до 100 млн. св. лет. Сущ е ствуют даже намеки на то, что э то скучивание второго порядка не является наивысшим уровнем иерархич е ской структуры Вселенной и ч то существует скучивание третьего порядка, которое проявляется при изу чении самых далеких галактик. Правда, распределение слабых радиоисточн иков, лежащих гораздо дальше досту п ных нам галактик, показывает, что в масштабе миллиарда световых лет Вселенная весьма однородна. Считается, что происхождение сверхскоплений связано с гравитационной неустойчивостью, прив о дящей к росту небольших первичных неоднородностей плотности под действием в заимного притяжения в е ществ а. Но возможно, что здесь сыграла роль и первичная турбулентность, наслед ием которой является вр а щени е Местного сверхскопления. Природа красного см ещения. Первые спектроскопические измерения лучев ых скор о стей внегалактиче ских туманностей сделал В.Слайфер (Ловелловская обсерватория, Флагстаф ф, шт. Аризона) между 1914 и 1925. Почти во всех спектрах линии были смещены к красн ому концу, т.е. имели большую длину во л ны ( l ), чем в ла бораторных спектрах ( l 0 ). Это явление, названное «красным смещением» Z = ( l - l 0 )/ l 0 , обычно считают эффектом Доплера и использ уют для определения лучевой скорости галактики, т.е. компоненты ее скоро сти, напра в ленной вдоль наш его луча зрения. Почти все галактики, за и с ключен и ем нескольких ближайших, удаляются от нас (да и приближение к нам этих неско льких систем в о с новном свя зано с собственным движением Солнца в Г а лактике и самой Галактики – в Местной группе со ск о ростью ок. 300 км/с). CALIFORNIA INSTITUTE OF TECHNOLOGY, Palomar Observat o ry СВЯЗЬ МЕЖДУ КРА СНЫМ СМЕ ЩЕНИЕМ и рассто я нием до галактик . Стр елками показано смещение л и ний Н и К иониз о ванного кальция . В 1929 Хаббл обнаружил связ ь между скоростью удаления галактик и расстоянием до них: чем бол ь ше расстояние до галактики D , тем больше скорость ее уда ления V , т.е. V = HD . Коэффициент пропорци о нальности H теперь называют постоянной Хаббла. Эта свя зь между скоростью и расстоянием служит набл ю дательным фундаментом для космологической теории р асширяющейся Вселенной . Уже обнаружены далекие галактики с величиной красного смещения Z » 4 и квазары с Z » 5. Дальнейшие наблюдения должны пок азать, отклоняется ли зависимость скорость – расстояние от простой лин ейной формулы Хаббла. Это даст возмо ж ность точно рассчитать прошлую и будущую эволюцию Вселенной. Квазары и активные ядра галактик. У некоторых галактик есть компактный и мощный источник излучен ия в самом центре – в ядре; по своей природе он отличается от звезд, звезд ных скоплений и туманн о стей, с оставляющих основную часть галактики. Эти источники, названные активны ми галактическими ядрами (АГЯ), светят нетепловым излучением в широком д иапазоне энергий, а их спектр указывает, что движение газа в них происход ит со скоростью в несколько процентов от скорости света. Существует мног о типов АГЯ, свойства которых различаются в деталях. У сейфертовских гал актик АГЯ могут излучать столько же энергии, сколько вся остальная галак тика. Другие АГЯ, называемые квазарами, могут быть такими мощными, что р о дительская галактика почти н еразличима в ярком свете ее активного ядра. Наблюдения, проведенные в 1970-х годах рентгеновскими спутниками «Ариель-5», HEAO-1 и «Эйнштейн», показали, что сейфертовские гала к тики и кв азары являются также мощными переменными рентгеновскими источниками. Наблюдения IUE по з волили изучи ть быстро движущийся газ вблизи АГЯ, а IRAS установил, что квазары еще и яркие инфракра с ные источники. Толь ко при помощи внеатмосферных наблюдений удалось обнаружить, в каком шир оком диапазоне энергий излучают активные ядра галактик, и измерить расп ределение их энергии вдоль этого ди а пазона. Рентгеновские наблюдения позволили обнаружить мно гие ранее не известные АГЯ. Данные IRAS указали, что инфракрасное излучение квазаров испускает теплая межзвездная пыль, окружающая ядро. Вн и мательное наблюдение за вариациям и ультрафиолетового излучения позволило понять, что светящиеся газ о вые облака, окружающие активные ядра, имеют меньший размер и более сложную структуру, чем казалось внача ле. На изображениях близких АГЯ, полученных «Хабблом», центральный источ ник окружен диском, вдоль оси которого видны конусы излучения. Изображен ия и спектры радиогалактики М 87, переданные «Х а бблом», показали, что из вращающегося диска, как и ожид али теоретики, с большой скоростью выбрасывае т ся струя вещества – джет. Все это укрепляет мнение, чт о удивительное разнообразие наблюдаемых проявл е ний у АГЯ и квазаров отчасти объясняется различием в углах наклона их дисков по отношению к земному наблюдателю. Квазары, у к оторых джет и диск повернуты прямо на наблюдателя, выглядят иначе, чем те, у которых диск виден с ребра. Это различие отчетливо проявляется в гамма- диапазоне: открытые «Комптоном» источники, по-видимому, развернуты точн о на нас и поэтому особенно ярки из-за релятивистских эффектов. Таким образом, результаты внеатмосферных наблюдений подтверждают, хот я и не доказывают пока широко распространенную теорию, что квазары и акт ивные галактические ядра черпают энергию из аккреции вещества на гиган тскую черную дыру, масса которой может в миллиарды раз превосходить масс у Солнца . КВАЗАР КВАЗАР, класс наиболее удивительных и загадочных астрономических объ ектов; по-видимому, это самые мощные источники энергии во Вселенной. С мом ента их открытия в 1960 обнаружено более 5000 кв а заров, но еще миллионы квазаров в принципе доступны обнаруж ению современными средствами. Название «квазар» (quasar) – аббревиатура упо треблявшегося ранее термина «звездообразный радиоисточник» (quasi-stellar radio sour c e), хотя теперь известно, что м ногие квазары не очень активны в радиодиапазоне. В оптическом диапазоне большинство квазаров похожи на звезды, однако излучают и в других диап а зонах спектра, иногда даже больше, чем в оптическом. У близких квазаров в оптическом диапазоне с трудом удается различить некоторую с труктуру, а в радиодиапазоне многие квазары имеют хорошо развитую стру к туру, которая простирается д алеко за пределы оптического изображения. Красное смещение. Самое поразит ельное свойство квазаров – большое смещение линий в их спе к трах к красному концу, указывающее, в со ответствии с законом Доплера, на огромную скорость, с которой они от нас у даляются. Первым это обнаружил в 1963 М.Шмидт из Обсерватории им.Хейла (США), к оторый понял, что необычные линии в спектрах квазаров – это давно извес тные атомные линии, сильно изменившие свое положение за счет доплеровск ого сдвига. Расстояние. Если считать, что бол ьшая скорость удаления квазаров связана с общим космологич е ским расширением Вселенной, а в этом се йчас практически никто не сомневается, то, согласно закону Хаб б ла, они находятся на огромном расстояни и от нашей Галактики. Расстояние до самых далеких квазаров около 10 млрд. с в. лет; они удаляются от нас со скоростью, близкой к скорости света, а длина волны линий в их спектрах увеличена в 5– 6 раз. Наиболее далекие из наблюда емых галактик в несколько раз ближе, и скорость их удаления соответствен но в несколько раз меньше. Яркость. Квазары – очень слабые небесные объекты: среди них нет ни одного ярче 12-й звездной в е личины. Невооруженному глазу они недос тупны, для их наблюдения требуются крупные телескопы. Дело не в том, что кв азары излучают мало света, просто они находятся очень далеко. На самом де ле средний квазар светит в несколько десятков и сотен раз сильнее крупно й галактики, содержащей многие миллиарды звезд. Размер. Из того факта, что яркост ь квазара может заметно измениться всего за несколько дней, астр о номы заключили, что это очень компак тные объекты, по размеру сравнимые с Солнечной системой. При этом активн ость квазара продолжается довольно долго, по крайней мере несколько мил лионов лет, и требует для поддержания высокой светимости затраты большо й массы вещества – многих миллионов солнечных масс. Таким образом, кваз ары – это очень массивные и компактные объекты, которые, как показали на блюдения ближайших из них, располагаются в ядрах крупных галактик. Состав. Обычно излучение квазар ов является столь мощным, что затмевает собой окружающую г а лактику. Кроме оптического, инфракрасн ого, ультрафиолетового и рентгеновского излучения они рождают потоки б ыстрых элементарных частиц – космических лучей, которые, распространя ясь в магнитных полях, создают радиоизлучение квазара. Потоки космическ их лучей обычно покидают квазар в виде двух против о положно направленных струй, создавая д ва «радиооблака» по разные стороны от квазара. Модель квазара, позволяющ ая объяснить его наблюдаемые свойства, такова: вокруг массивного компак тного объекта (вероя т но, черно й дыры) вращается газовый диск. Его центральная горячая часть является и сточником электрома г нитного излучения и быстрых космических частиц, которые могут вылетать только в доль оси диска и поэтому формируют два противоположно направленных пот ока. Источник энергии. Эта модель ква зара, хотя и не единственная, наиболее популярна в настоящее время. В ней г лавным источником энергии квазара служит гравитационное поле массивно й черной дыры. Своим притяжением черная дыра разрушает пролетающие мимо звезды галактического ядра. Образовавшийся при этом газ образует диск, о кружающий черную дыру и постепенно стягивающийся к ней. Сжатие и быстрое вращение центральной части диска приводит к ее разогреву и мощному излу чению. Вещество диска частично поглощается черной дырой, увеличивая при этом ее массу, и частично покидает квазар в виде узко напра в ленных потоков газа и космических луче й. Эта модель квазара разрабатывается все более детально, но пока не может объяснить всех наблюда е мых с войств. По-прежнему загадочными остаются происхождение и эволюция кваз аров. В ядрах некоторых близких к Земле галактик наблюдаются проявления активности, напоминающие квазары в меньших масшт а бах. Например, из ядра эллиптической га лактики Кентавр А вырываются два потока быстрых частиц, поро ж дающие гигантские радиооблака по обе с тороны от нее. Возможно, в ядре этой галактики находится «мини-квазар». Из учая такие близкие объекты, астрономы надеются разрешить загадку кваза ров. ЧЕРНАЯ ДЫРА ЧЕРНАЯ ДЫРА, область в простра нстве, возникшая в результате полного гравитационного коллапса вещест ва, в которой гравитационное притяжение так велико, что ни вещество, ни св ет, ни другие носители информации не могут ее покинуть. Поэтому внутренн яя часть черной дыры причинно не связана с остальной Вселенной; происход ящие внутри черной дыры физические процессы не могут влиять на процессы вне ее. Черная дыра окружена поверхностью со свойством однонаправленно й мембраны: вещество и излучение св о бодно падает сквозь нее в черную дыру, но оттуда ничто не может выйти. Эту поверхность называют «гор и зонтом событий». Поскольку до сих пор имеются лишь косвенн ые указания на существование черных дыр на расстояниях в тысячи световы х лет от Земли, наше дальнейшее изложение основывается главным образом н а теоретических результатах. Черные дыры, предсказа нные общей теорией относительности (теорией гравитации, предложенной Э йнштейном в 1915) и другими, более современными теориями тяготения, были мат ематически обоснованы Р.Оппенгеймером и Х.Снайдером в 1939. Но свойства про странства и времени в окрестности этих объектов оказались столь необыч ными, что астрономы и физики в течение 25 лет не относились к ним серьезно. О дн а ко астрономические откры тия в середине 1960-х годов заставили взглянуть на черные дыры как на возмо ж ную физическую реальность. И х открытие и изучение может принципиально изменить наши представления о пространстве и времени. ЧЕРНАЯ ДЫ РА И СКРИВЛЯЕТ ВОКРУГ СЕБЯ ГЕОМЕТРИЮ П РОСТРАНСТВА . Согласно общей теор ии относительности Альберта Эйнштейна (1915), гравит а ция , т.е . взаимное притяжение между всеми материал ь ными телами , – это вовсе не сила , а результат искри в ления пространства-времени . Чем бол ьше плотност ь объекта , тем сильнее его гравитационное притяжение , т.е . больше искривление пространства-вр емени . Вещ е ство в ядрах некоторых коллапсирующих звезд достиг а ет такой плотности , что пространство в их окрестности сильно искривлено , как пок азывают к ривые линии на рисунке . Сильн о искривленные области пространства-времени и есть черные дыры. Образование черных дыр. Пока в не драх звезды происходят термоядерные реакции, они поддерживают высокую температуру и давление, препятствуя сжатию звезды под действием со б ственной гравитации. Однако со в ременем ядерное топливо истощается, и звезда начинает сжиматься. Расчет ы показывают, что если масса звезды не прево с ходит трех масс Солнца, то она выиграет «битву с гр а витацией»: ее гравитационный колла пс будет остано в лен давление м «вырожденного» в е щества, и з везда навсегда превратится в белый карлик или нейтронную звезду. Но если масса звезды более трех солнечных, то уже ничто не сможет остановить ее к атастрофического коллапса и она быстро уйдет под горизонт событий, став черной дырой. У сферической черной дыры массы M горизонт событий образует сферу с окружн о стью по экватору в 2 p раз большей «гравитацио н ного радиуса» черной дыры R G = 2 GM / c 2 , где c – скоро сть света, а G – постоянная тяготения. Черная дыра с массой 3 солне ч ных имеет гравитационный радиус 8,8 км. Если астроном будет наблюда ть звезду в момент ее превращения в черную дыру, то сначала он ув и дит, как звезда все быстрее и быстре е сжимается, но по мере приближения ее поверхности к гравитационному рад иусу сжатие начнет замедляться, пока не остановится совсем. При этом при ходящий от звезды свет будет слабеть и краснеть, пока не потухнет совсем. Это происходит потому, что в борьбе с гигантской силой тяж е сти свет теряет энергию и ему требуется все больше времени, чтобы достичь наблюдателя. Когда поверхность звезды достигнет гравитационного радиуса, покинувшему ее свету потребуется б есконечное время, чтобы достичь наблюдателя (и при этом фотоны полностью потеряют свою энергию). Следовательно, астроном н и когда не дождется этого момента и тем более не увиди т того, что происходит со звездой под горизонтом с о бытий. Но теоретически этот процесс исследовать мож но. Расчет идеализированного сферического коллапса пок азывает, что за короткое время звезда сжимае т ся в точку, где достигаются бесконечно большие значения п лотности и тяготения. Такую точку называют «сингулярностью». Более того , общий математический анализ показывает, что если возник горизонт событ ий, то даже несферический коллапс приводит к сингулярности. Однако все э то верно лишь в том случае, если общая теория относительности применима вплоть до очень маленьких пространственных масштабов, в чем мы пока не у верены. В микромире действуют квантовые законы, а квантовая теория грави тации пока не с о здана. Ясно, чт о квантовые эффекты не могут остановить сжатие звезды в черную дыру, а во т предотвратить появление сингулярности они могли бы. Современная теория звездной эволюции и наши знания о звездном населении Галактики указывают, что среди 100 млрд. ее звезд должно быть порядка 100 млн. черных дыр, образовавшихся при коллапсе самых массив ных звезд. К тому же черные дыры очень большой массы могут находиться в яд рах крупных галактик, в том числе и нашей. Как уже отмечалось, в нашу эпоху черной дырой может стать лишь масса, боле е чем втрое превыш а ющая солне чную. Однако сразу после Большого взрыва, с которого ок. 15 млрд. лет назад на чалось расшир е ние Вселенной, могли рождаться черные дыры любой массы. Самые маленькие из них в силу кв антовых э ф фектов должны были испариться, потеряв свою массу в виде излучения и потоков частиц. Но «пер вичные черные дыры» с массой более 10 15 г могли сохраниться до наших дней. Все расчеты коллапса звезд делаются в предположении слабого отклонени я от сферической симме т рии и п оказывают, что горизонт событий формируется всегда. Однако при сильном о тклонении от сферич е ской сим метрии коллапс звезды может привести к образованию области с бесконечн о сильной гравитацией, но не окруженной горизонтом событий; ее называют «голой сингулярностью». Это уже не черная дыра в том смысле, как мы обсужд али выше. Физические законы вблизи голой сингулярности могут иметь весь ма неожиданный вид. В настоящее время голая сингулярность рассматривае тся как маловероятный объект, тогда как в существование черных дыр верит большинство астрофизиков. Свойства черных дыр. Для сторо ннего наблюдателя структура черной дыры выглядит чрезвычайно простой. В процессе коллапса звезды в черную дыру за малую долю секунды (по часам у даленного наблюд а теля) все ее внешние особенности, связанные с неоднородностью исходной звезды, из лучаются в виде грав и тацио нных и электромагнитных волн. Образовавшаяся стационарная черная дыра «забывает» всю информ а цию об исходной звезде, кроме трех величин: полной массы, момента импульса (св язанного с вращением) и электрического заряда. Изучая черную дыру, уже не возможно узнать, состояла ли исходная звезда из вещ е ства или антивещества, имела ли она ф орму сигары или блина и т.п. В реальных астрофизических условиях заряжен ная черная дыра будет притягивать к себе из межзвездной среды частицы пр отивоположного знака, и ее заряд быстро станет нулевым. Оставшийся стаци онарный объект либо будет невращающейся «шварцшильдовой черной дырой» , которая характеризуется только массой, либо вращающейся «керровской ч ерной дырой», которая характеризуется массой и моментом импульса. Единс твенность указанных выше т и пов стационарных черных дыр была доказана в рамках общей теор ии относительности В.Израэлем, Б.Картером, С.Хокингом и Д.Робинсоном. Согласно общей теории относительности, пространств о и время искривляются гравитационным полем массивных тел, причем наибо льшее искривление происходит вблизи черных дыр. Когда физики говорят об интервалах времени и пространства, они имеют в виду числа, считанные с ка ких-либо физических часов и линеек. Например, роль часов может играть мол екула с определенной частотой колебаний, количество кот о рых между двумя событиями можно назват ь «интервалом времени». Замечательно, что гравитация действует на все фи зические системы одинаково: все часы показывают, что время замедляется, а все линейки – что пр о странс тво растягивается вблизи черной дыры. Это означает, что черная дыра искр ивляет вокруг себя геоме т рию пространства и времени. Вдали от черной дыры это искривление мало, а вбли зи так велико, что лучи св е та м огут двигаться вокруг нее по окружности. Вдали от черной дыры ее поле тяг отения в точности описыв а етс я теорией Ньютона для тела такой же массы, но вблизи гравитация становит ся значительно сильнее, чем предсказывает ньютонова теория. Любое тело, падающее на черную дыру, задолго до пересечения горизонта событий будет разорвано на части мощными приливными гравитационными силами, возника ющими из-за разницы притяжения на разных расстояниях от центра . Черная дыра всегда готова поглотить вещество или изл учение, увеличив этим свою массу. Ее взаим о действие с окружающим миром определяется простым принципо м Хокинга: площадь горизонта событий че р ной дыры никогда не уменьшается, если не учитывать квантово го рождения частиц. Дж.Бекенстейн в 1973 предположил, что черные дыры подчин яются тем же физическим законам, что и физические тела, испускающие и пог лощающие излучение (модель «абсолютно черного тела»). Под вли я нием этой идеи Хокинг в 1974 показал, что че рные дыры могут испускать вещество и излучение, но заметно это будет лиш ь в том случае, если масса самой черной дыры относительно невелика. Такие черные дыры мо г ли рождаться с разу после Большого взрыва, с которого началось расширение Вселенной. Ма ссы этих перви ч ных черных дыр должны быть не более 10 15 г (ка к у небольшого астероида), а размер 10 - 15 м (как у протона или нейтрона). Мощ ное гравитационное поле вблизи черной дыры рождает пары частица– анти частица; одна из частиц каждой пары поглощается дырой, а вторая испускае тся наружу. Черная дыра с массой 10 15 г должно вести себя как тело с температурой 10 11 К. Идея об «испарении» черных дыр полностью противоречит кла с сическому представлению о них как о телах, не способных излучать. Поиск черных дыр. Расчеты в рамка х общей теории относительности Эйнштейна указывают лишь на возможност ь существования черных дыр, но отнюдь не доказывают их наличия в реально м мире; открытие настоящей черной дыры стало бы важным шагом в развитии ф изики. Поиск изолированных черных дыр в космосе безнадежно труден: мы не сможем заметить маленький темный объект на фоне космической черн о ты. Но есть надежда обнаружить че рную дыру по ее взаимодействию с окружающими астрономическими т е лами, по ее характерному влиянию на них. Сверхмассивные черные дыры могут находиться в центрах галактик, непрер ывно пожирая там звезды. Сконцентрировавшись вокруг черной дыры, звезды должны образовать центральные пики яркости в ядрах галактик; их поиски с ейчас активно ведутся. Другой метод поиска состоит в измерении скорости движения звезд и газа вокруг центрального объекта в галактике. Если изве стно их расстояние от центрального объекта, то можно вычислить его массу и среднюю плотность. Если она существенно превосходит плотность, возмо ж ную для звездных скоплений, т о полагают, что это черная дыра. Этим способом в 1996 Дж.Моран с коллегами опр еделили, что в центре галактики NGC 4258, вероятно, находится черная дыра с массой 40 млн. солнечных. Наиболее перспективным является поиск черной дыры в двойных системах, г де она в паре с нормал ь ной зве здой может обращаться вокруг общего центра масс. По периодическому допл еровскому смещению линий в спектре звезды можно понять, что она обращает ся в паре с неким телом и даже оценить массу п о следнего. Если эта масса превышает 3 массы Солнца, а замети ть излучение самого тела не удается, то очень возможно, что это черная дыр а. В компактной двойной системе черная дыра может захватывать газ с поверх ности нормальной звезды. Двигаясь по орбите вокруг черной дыры, этот газ образует диск и, приближаясь по спирали к черной дыре, сильно нагреваетс я и становится источником мощного рентгеновского излучения. Быстрые фл уктуации этого излучения должны указывать, что газ стремительно движет ся по орбите небольшого радиуса вокруг крохо т ного массивного объекта. С 1970-х годов обнаружено несколько рентгеновских источников в двойных сис темах с явными пр и знаками при сутствия черных дыр. Самой перспективной считается рентгеновская двой ная V 404 Лебедя, ма с са невидимого компонента которой оцен ивается не менее чем в 6 масс Солнца. Другие замечательные канд и даты в черные дыры находятся в двойных рентгеновских системах Лебедь X-1, LMCX-3, V 616 Единорога, QZ Лисич ки, а также в рентгеновских новых Змееносец 1977, Муха 1981 и Скорпион 1994. За исклю чением LMCX-3 , расположенной в Б ольшом Магеллановом Облаке, все они находятся в нашей Галактике на расст о я ниях порядка 8000 св. лет от Зем ли. СОЗВЕЗДИ Я СОЗВЕЗДИЕ, группа звезд, названная в честь религиозного или мифического п ерсонажа либо живо т ного, либо в честь какого-либо примечательного объекта древности или современнос ти. Созвездия – это св о е образные памятники древне й культуры человека, его мифологии, его интереса к Вселенной. Историкам а с т рономии и мифологии они пом огают понять образ жизни и мышления древних людей. Современным астр о номам и путешественникам созвез дия помогают ориентироваться на небе и быстро определять положение объ ектов. Когда люди впервые начали обращать внимание н а движение Солнца, Луны и ярких светил, которые позже греки назвали «план етами», они открыли некоторые важные для себя явления. Так, они заметили, ч то дневной путь Солнца по небу зависит от сезона: из года в год он поднимае тся к северу летом и опускается к югу зимой. Они заметили также, что Луна и планеты движутся среди звезд примерно примерно по тому же пути, что и Сол нце. Кроме того, они обнаружили, что в разные сезоны года определенные зве зды восходят незадолго до наступления утра, а другие заходят сразу после захода Солнца. Чтобы запомнить пути движения Солнца, Луны и планет, л юди отмечали важнейшие звезды, мимо которых те проходят на небе. Позже, со здав себе богов, они отождествили некоторых из них со звездами на небе, а д ругих – с явлениями на земле и в атмосфере. Древние шумеры, жившие на Ближ нем Востоке 5000 лет назад, дали названия многим известным нам созвездиям и светилам, особенно в Зодиаке – области неба, через которую проходят пути Солнца, Луны и планет. Например, великий бог неба Ан стал Водолеем, небесную богиню Инанну отож дествили с планетой Венера. Многие мифические персонажи и природные явл ения, ос о бенно связанные с Сол нцем и Луной, древние люди ассоциировали с определенными созвездиями. На протяжении веков похожие группы звезд выделяли жители долины Тигра и Евфрата, Финикии, Греции и других областей восточного Средиземноморья. В 275 до н.э. греческий поэт Арат в поэме «Явл е ния» описал известные ему созвездия. Их мы теперь называем « древними». Четыре века спустя греческий астроном Птолемей в сочинении « Альмагест» указал положения ярчайших звезд в 48 созвездиях; из них 47 сохра нили свои имена до наших дней, а одно, – Арго, корабль Язона и аргонавтов, – было в 18 в. разделено на четыре: Киль, Корма, Паруса и Компас. Медленное конусообразное движение земной оси, вызванное гравитационны м влиянием Луны и Солнца на нашу планету, приводит к перемещению точки ве сеннего равноденствия по эклиптике к западу. Это явление называют преце ссией, т.е. предварением равноденствия. В результате прецессии за нескол ько тысячелетий заметно изменилось положение земного и связанного с ни м небесного экватора относительно неподвижных звезд; поэтому изменилс я годичный ход созвездий по небу. Точка весеннего равноденствия за проше дшие с античных времен два тысячелетия переместилась из созвездия Тель ца через Овен в Рыбы. Это привело к кажущемуся смещению всего зодиакальн ого ряда созвездий на два положения (поскольку отсчет по традиции начина ется от того созвездия, в котором расположена точка весеннего равноденс твия). Например, Рыбы поначалу были одиннадцатым зодиакальным созвездие м, а теперь это первое созведие; Телец был пе р вым – стал третьим. Примерно в 2400 точка весеннего равноденствия переместится и з Рыб в Водолей, и тогда это созвездие станет первым в Зодиаке. Заметим, чт о зодиакальные знаки, которыми пользуются астрологи для обозначения уч астков эклиптики, жестко связаны с точками равноденствия и следуют за ни ми. Перем е щение точек равноде нствия привело к тому, что зодиакальные знаки теперь расположены в други х созвезд и ях. Солнце теперь по падает в определенный знак Зодиака на 2– 5 недель раньше, чем доберется до одноиме н ного созвездия . После кругосветных плаваний Магеллана (1518– 1521) и други х мореплавателей стало ясно, что мор я кам нужны новые путеводные звезды для успешной ориентации в юж ных широтах. В 1595– 1596 во время экспедиции голландского купца Ф.Хоутмана (1571 – 1627) вокруг мыса Доброй Надежды к острову Ява шту р ман П.Кейзер обозначил 12 новых южных созвездий (Журавл ь, Золотая Рыба, Индеец, Летучая Рыба, Муха, Павлин, Райская Птица, Тукан, Фен икс, Хамелеон, Южная Гидра и Южный Треугольник). Немецкий астр о ном И.Байер (1572– 1625) изобразил их в своем ат ласе Уранометрия ( Uranometria , 1603). Три новых северных созвезди я (Голубь, Единорог и Жираф) в 1624 ввел Я.Барч, зять И.Кеплера. Еще семь, в основн ом, северных созвездий (Гончие Псы, Лисичка, Малый Лев, Рысь, Секстант, Щит и Ящерица) ввел польский астроном Я.Гевелий, изучая звезды в областях неба, не охваченных созвездиями Птолемея. Их описание опубликовано в атласе Уранография ( Prodromus astronomiae , 1690), изданном уже после смерти Ге велия. Французский ас т роном Н. де Лакайль (1713– 1762), проводя наблюдения на мысе Доброй Надежды в 1751– 1753, выдели л и привел в своем Каталоге звезд южного неба ( Coelum australe stelliferum , 1763) еще 17 южных созвездий (Ж и вописец, Киль, Компас, Корма, Микроскоп, Насос, Наугольник, Октант, Паруса, Печь, Резец, Сетка, Скул ь птор, Столовая Гора, Телескоп, Циркуль и Часы), назвав их в честь ин струментов науки и искусства. Они ст а ли последними из 88 созвездий, используемых сейчас астрономами. В течение многих столетий созвездия не имели четко у становленных границ, но в 1928 Междунаро д ный астрономический союз утвердил границы между созвездиями, п роведенные по дугам больших кругов, параллельных или перпендикулярных небесному экватору. ОПИСАНИЕ СОЗВЕЗДИЙ Андромеда . Согласно греческим мифам, Андромеда была дочерью эфиопских царя Кефея (Цефея) и царицы Кассиопеи. Отдана отцом в жертву морскому чудо вищу, опустошавшему страну, но спасена Персеем. После смерти превратилас ь в созвездие. Созвездие легко разыскать, если осенним вечером в южной ст ороне неба найти Большой Квадрат Пегаса. В его северо-восточном углу рас положена звезда Альферац ( a Андро меды), от которой к северо-востоку, в сторону Персея, расходятся три цепочк и звезд, составляющих Андромеду. Ее три ярчайшие звезды 2-й звездной велич ины – Альферац, Мирах и Аламак ( a , b и g А ндромеды), причем Ал а мак – изумительная двойная з везда. Звезду Альферац именуют также Альфарет, Альферрац или Сиррах; ее п олное арабское имя «Сиррах аль-Фарас», что значит «пуп коня» (иногда ее вк лючали в созвездие Пегаса). Важнейший объект в созвездии – спиральная галактика Туманно сть Андромеды (М 31) со своими спутниками – карликовыми галактиками М 32 и NGC 205. В безлунную ночь она в идна даже невооруженным глазом на угловом расстоянии чуть более 1° к зап аду от звезды n Андромеды. Хотя ещ е в 10 в. персидский астроном ас-Суфи наблюдал Туманность Андромеды, называ я ее «маленьким облачком», европейские ученые обнаружили ее только в нач але 17 в. Это ближайшая к нам спиральная галактика, удаленная примерно на 2,2 млн. св. лет. Хотя она напоминает вытянутый овал, поскольку ее плоскость на клонена всего на 15° к лучу зрения, по-видимому, она похожа на нашу Галактик у, имеет диаметр около 180 000 св. лет и содержит ок. 300 млрд. звезд. Другие интерес ные объекты: переменная звезда R Андромеды с амплитудой изменения блеска в 9 звездных величин; рассеянное звездное скопление NGC 752, планетарная тума нность NGC 7662 и одна из с а мых впеч атляющих спиральных галактик, видимых с ребра, NGC 891. Близнецы . Зодиакальное созвездие, в которое Солнце вступает 21 июня, а в соответствующий знак Зодиака – 21 мая. Звезды Кастор («кучер», a Близнецов) и Поллукс («кулачный боец», b Близнецов), раздвинутые на 4,5°, предст авляют головы близнецов, ноги которых, обращенные на юго-запад, стоят на М лечном Пути, пр и мыкая к Ориону . Кастор – визуальная тройная система, причем оба его ярких компонента я вляются спе к трально-двойным и, а слабый – затменная двойная. Таким образом, Кастор – это скопление из шести звезд. Их суммарная видимая звездная величина 1,59 и расстояние от Со лнца 45 св. лет. Два ярких бело-голубых ко м понента с видимыми величинами 2 и 2,7 составляют визуальную двойн ую с угловым расстоянием 6І, обр а щающуюся вокруг общего центра масс с периодом ок. 400 лет. Каждый из компонентов – двойная система с орбитальными периодами 9,2 и 2,9 сут. Третий компонент удален от них на 73І, состоит из двух красных ка р ликов и является затменной двойной, изм еняющей свой блеск от 8,6 до 9,1 звездной величины с периодом 0,8 сут. Звездная в еличина желтого Поллукса 1,16 и расстояние 35 св. лет; его светимость в 35 раз вы ше солне ч ной. В истории астрон омии это созвездие известно тем, что в 1781 В.Гершель открыл планету Уран бли з зве з ды Пропус ( h Близнецов), а в 1930 К.Томбо открыл Плутон близ з везды Васат ( d Близнецов). В затмен ной двойной системе U Близнецов компоненты расположены так близко друг к другу, что вещество с одного из них (нормальная звезда) перетекает на пове рхность другого (белый карлик). В скопившемся на поверхности белого карл ика газе раз в несколько месяцев начинаются термоядерные реакции, приво дящие к взрыву: на 1– 2 дня блеск системы возрастает с 14 до 9 звездной величи ны. Поэтому ее называют карл иковой новой. Другие интересные объекты: рассеянное скопление М 35 и планетарная туманность Эскимо с, или Клоун (NGC 2392), состоящая из звезды 10-й величины, окруженной яркой и однор одной оболочкой. Большая Ме дведица . Греческий миф пове ствует, что прекрасную нимфу Каллисто Зевс превратил в Медв е дицу, чтобы спасти ее от мести Геры. Это т ретье среди крупнейших созвездий, семь ярких звезд которого о б разуют известный Ковш; этот астеризм из вестен с древности у многих народов под разными названиями: Плуг, Лось, По возка, Семь Мудрецов, и т.п. Все звезды Ковша имеют собственные арабские им ена: Дубге ( a Б.Медведицы) значит «м едведь»; Мерак ( b ) – «поясница»; Фекда ( g ) – «бедро»; Мегрец ( d ) – «начало хв оста»; Алиот ( e ) – смысл не ясен; Ми цар ( z ) – «кушак» или «набедренна я повязка». Последнюю звезду в ручке Ко в ша называют Бенетнаш или Алькаид ( h ); по-арабски «аль-каид банат наш» значит «предводитель пл акал ь щиц»; здесь астеризм мыс лится не медведем, а похоронной процессией: впереди плакальщицы, возглав ля е мые предводителем, за ними погребальные носилки. Этот поэтический образ взят из арабского народно го осмысления созвездия Большой Медведицы. Звезды Мерак и Дубге, образую щие стенку Ковша, называют Указателями, поскольку проведенная через них прямая упирается в Полярную звезду (в Малой Медведице). Все звезды Ковша и меют блеск 2– 3 звездной величины. Но система Байера обозначения звезд гр еческими буквами в порядке убывания их блеска для Ковша не справедлива: в этом астеризме порядок букв просто с о ответствует порядку звезд. Рядом с Мицаром, который был втор ым среди обнаруженных в телескоп двойных звезд (Дж.Риччоли в 1650), зоркий гла з видит звезду 4 величины Алькор (80 Большой Медведицы), что по-арабски значи т «забытая» или «незначительная». Любопытно, что 5 внутренних звезд Ковш а (кроме крайних a и h ) действительно образуют в пространстве ед иную группу – движущееся скопление Большой Медведицы, которое довольн о быстро перемещается по небу; Дубге и Бенетнаш движутся в другую сторон у; поэтому форма Ковша существенно меняется примерно за 100 000 лет. Почти лиш енная деталей Сова (М 97) – одна из крупнейших планетарных туманностей. В о бласти Большой Медведицы много галактик и их скоплений. Сп и ральная галактика М 101 видна плашмя, а сп иральная М 81 и веретенообразная М 82, разделенные углом вс е го в 38ў, образуют ядро, возможно, ближайш ей к нам группы галактик, расстояние до которой ок. 7 млн. св. лет. Большой Пес . Расположено к юго-востоку от Ориона; частично лежит в Млечном Пу ти. В этом созвездии находится ярчайшая звезда всего неба – Сириус ( a Большого Пса), имеющая звездную вели чину – 1,43. Эта бело-голубая звезда выглядит столь яркой (ее имя происходит от греческого seirios, «ярко горящий») потому, что расстояние до нее всего 8,57 св. года. Блеск Сириуса столь велик еще и потому, что его светимость в 23 раза вы ше, чем у Солнца. В Древнем Египте Сириус называли «Звезда Нила», поскольк у первый утренний восход Сириуса предвещал разлив Нила в дни летнего сол нцестояния. К тому же Сириус и само созвездие уже 5000 лет назад ассоциирова лось с собакой; его древнейшее шумерское название – «собака солнца», гр еки называли его просто «собакой», а римляне – «собачкой» (Canicula, отсюда летний период отдыха – каникулы). Заметив колебат ельное движение Сириуса, Ф.Бессель в 1834 предсказал наличие у него компань она, который был обнаружен А.Кларком в 1862, получил имя «Сириус B» и прозвище «Щенок». Его светимость в 10 000 раз слабее, чем у главной звезды – Сириуса A, р адиус в 100 раз меньше солнечного, но масса почти такая же, как у Солнца. Поэт ому Сириус B имеет фантастическую плотность: ок. 1 т/см 3 . Так были открыты белые ка р лики – звезды, закончившие свою эволюц ию и сжавшиеся до размера небольшой планеты. Спутник виден на расстоянии от 3 до 11,5І от Сириуса A и обращается вокруг него с периодом 49,98 года. В 4° к югу о т Сириуса находится красивое рассеянное скопление М 41, удаленное на 2350 св. лет. Другое любопытное скопление – NGC 2362, несколько дюжин звезд которого о кружают звезду 4 величины t Б.Пса. Э то одно из самых мол о дых скопл ений: его возраст ок. 1 млн. лет. Весы . Зодиакальное созвездие, лежащее между Скорпионом и Девой. Солнце входит в знак Весов 23 сен тя б ря, а в созвездие – 31 октябр я. В «Альмагесте» Птолемея описано как «клешни Скорпиона»; лишь незадолг о до начала христианской эры римляне дали ему нынешнее имя. Вначале это с озвездие представляло алтарь; затем его изображали как алтарь или лампу , зажатую в гигантских клешнях Скорпиона; позже клешни «отп у стили добычу». До сих пор звезды a и b Весов называют Южной и Северной Клешнями. Затменная переме н ная звезда d Весов меняет блеск от 4,8 до 6,0 звездной величины с период ом 2,3 сут. Водоворот . Эта красивая галактика (М 51) была первой туманностью, у которо й удалось выявить спиральную структуру (У.Парсонс, 1845). Расположенная в 3,5° к юго-западу от последней звезды «ручки Ковша» (т.е. «хвоста» Большой Медве дицы), она имеет на конце одного из двух своих спиральных рукавов галакти ку-компаньона. Расстояние до нее 35 млн. св. лет, блеск 9 звездная величина. Эт о одна из ближайших и ярча й ших галактик. Водолей . Большое, но тусклое зодиакальное созвездие ; находится между Козерогом и Рыбами. У древних шумеров Водолей был одним из важнейших созвездий, поскольку олицетворял бога неба Ана, дающего зем ле живительную воду. Согласно грекам, Водолей изображает сразу нескольк о мифических персонажей, напр и мер, Ганимеда – троянского юношу, ставшего виночерпием на Олимпе; Девкалиона – героя всемирного по т о па и Кекропа – древнего царя Аттики. Солнце в ходит в знак Водолея 20 января, а в созвездие – 16 февраля. Известный астериз м в Водолее – «Кувшин », маленькая Y-образная группа из пяти звезд, «оседлавшая» небе с ный экватор. Центральная из этих звезд, z Водолея, – очаровательная двойная. Интересны т акже шаровое скопление М 2 и планетарные туманности «Сатурн» и «Улитка» (NGC 7009 и NGC 7293). В Водолее лежит радиант метеорного потока Дельта Аквариды, акти вного в конце июля. Возничий. Звездный пятиугольник, расположенный к северу от Близнецов. Ярчайшая звезда созвездия же л тая Капелла ( a Возничего), или «маленькая козочка» – шестая по яркости на небе (в идимая величина 0,06). Для наблюдателей Северного полушария, расположенных выше 44° северной широты, она является незах о дящей околополярной звездой. На фоне Млечного Пути вблиз и Капеллы плоским треугольником выделяются три звезды, так называемые « козочки», – h , z и e В озничего. Ближе всех к Капелле расположена e Возничего – наиболее загадочная из трех «козочек». Каждые 27,06 лет ее видимый блеск ослабевает за шесть месяцев с 3,0 до 3,8 звездной велич ины; в таком состоянии она находится примерно год, а затем в течение шести месяцев восстанавливает свой блеск до исходного уровня. Пока не ясно, чт о затмевает эту звезду. Затменной переме н ной с периодом 3,96 сут является и Менкалинан ( b Возничего). В этом созвездии можно увидеть т ри изум и тельных рассеянных с копления – М 36, М 37 и М 38. Волк . Шумеры называли его «чудовище смерти», а гр еки – «зверь». Расположено к югу от Весов и к западу от Скорпиона, частичн о в Млечном Пути. Содержит много ярких звезд. Одной из первых отождествле нных исторических вспышек сверхновых была Сверхновая Волка 1006 года. Волопас. Это крупное созвездие жители Северного пол ушария могут наблюдать все лето. Его ярчайшая зве з да Арктур («страж медведя», a Волопаса) и несколько звезд послабее образуют фигуру, на поминающую во з душного змея в ысотой более 20° . Арктур легк о найти, продолжив «хвост» Большой Медведицы к югу пр и мерно на 30°. Это ярчайшая звезда к северу от небесного экватора, удаленная от нас на 37 св. лет, имеющая визуальную ве личину – 0,06 и светимость в 115 раз выше солнечной. Собственное движение этог о желтого гиганта составляет 2,29І в год, что является вторым значением сре ди звезд первой величины после a Кента в ра. Объясняется это при надлежностью Арктура к сферическому гало Галактики, центр которого сов падает с галактическим центром. В то время как Солнце и многие другие зве зды движутся по почти круговым орб и там, лежащим в плоскости Галактики, Арктур обращается вокруг га лактического центра по сильно наклоне н ной орбите, пересекая в нашу эпоху галактическую плоскость. Волосы Вероники . Расположено между Гончими Псами на севере и Девой на юге. Эратосфен называл его «волосами Ариадны», а Птолемей вообщ е относил эти звезды к созвездию Льва. Но рождение этого созвездия имеет точную датировку: оно названо в честь Береники – жены египетского фарао на Птолемея III Эвергета (3 в. до н.э.), которая, согласно преданию, отрезала сво и прекрасные волосы и поместила их в храме Венеры в благодарность богине за военную победу, дарованную мужу. Лишь в 1602 созвездие было включено в кат алог Тихо Браге. Невооруженным глазом в созвездии можно видеть рассеянн ое скопление, ок. 42 звезд которого, удаленные от нас на 250 св. лет, составляют «кружевной» узор. В границах этого созвездия лежит северный галактичес кий полюс, близкие шаровые скопления М 53 и NGC 5053, а также галактика «Черный гл аз» (М 64) с огромным пылевым облаком вокруг ядра.У южной границы созвездия начинается крупное скопление гала к тик Coma – Virgo (Вол осы Вероники – Дева), н е очень далекое от Местной группы галактик (42 млн. св. лет) и потому имеющее большой угловой диаметр (16°). Оно содержит более 3000 галактик, среди которых нескол ь ко спиральных: сильно наклоненная к лучу зрения М 98, наблюдаемая почти плашмя М 99, крупные спирал и М 88 и М 100. Обычно это скопление называют Virgo (Дева), поскольку центральная ег о часть лежит в сосе д нем созве здии Девы, а также потому, что в Волосах Вероники наблюдается другое, гора здо более далекое (400 млн. св. лет) и богатое скопление галактик, за которым з акрепилось название Coma (Волосы). Ворон . Красивое маленькое созвездие, четыре ярчай ших звезды которого образуют заметную фигурку прямо под восточной част ью Девы. Древние шумеры называли его «великий буревестник», а вавилоняне отождест в ляли с птицей-богом Анзуд, похитившей таблицы судеб у верховного божества Энлиля. Альгораб ( d Ворона) – очень красивая визуал ьная двойная звезда на расстоянии 125 св. года. Среди далеких объектов безу словно интересна пара сталкивающихся галактик NGC 4038 и NGC 4039, известная как «Ан тенны»: в противополо ж ные сто роны от их ядер расходятся два длинных загнутых «хвоста», образовавшихс я под действием гравит а ционн ого приливного эффекта. Геркулес . Большое созвездие между Лирой и Волопасом, не содержащее особенно ярких звезд. У греков это созвездие упоминалось е ще за 5 веков до н.э. как «Геракл» – сын Зевса и смертной женщины Алкмены. У кр а сивой двойной звезды Рас А льгети ( a Геркулеса), что по-арабск и значит «голова коленопреклоненного», главный оранжевый компонент ха отически меняет блеск от 3 до 4 звездной величины, а его зелено-голубой ком паньон 5,4 звездной величины – тесная двойная система с орбитальным пери одом 51,6 сут. Украшением созвездия служит шаровое скопление М 13, с трудом различимое н евооруженным глазом как туманное пятнышко между звездами h и z Г еркулеса. Но в телескоп оно выглядит восхитительно. В нем более миллиона звезд, удаленных от нас на расстояние 24 600 св. лет. Его суммарный блеск 5,7 звез дной в е личины. Следует отмети ть и богатое шаровое скопление М 92. Гидра . «Морской змей», крупнейшее среди всех созве здий, протянувшееся к югу от эклиптики от Рака на з а паде до Весов на востоке. Шесть звезд по д Раком – это «Голова гидры». Юго-восточнее лежит ярчайшая из звезд созв ездия, которую арабы называли Альфард ( a Гидры), что значит «одинокая», поскольку вблизи нее нет ярких зв езд. Ее также часто называют Сердцем Гидры (Cor Hydrae) из-за ее положения в «теле з мея». Красный гигант R Гидры стал третьей долгопериодической переменной , что обнаружил Дж.Моральди в 1704. Тогда период изменения ее блеска (от 3,5 до 9 зв ездной величины) составлял ок. 500 сут, но к настоящему времени он сократилс я почти до года. Чрезвычайно красная переменная V Гидры относится к редко му типу углеродных звезд; это красный гигант, в атмосфере которого конде нсируется углерод. Представляют интерес рассеянное скопление М 48, шаров ое скопление М 68, спиральная галактика М 83 и планетарная туманность NGC 3242 по п розвищу «Призрак Юпитера». Голубь . Лежит к юго-западу от Большого Пса, в контакт е с созвездиями Корабля Арго (Корма, Киль, Паруса), который иногда называют Ноевым Ковчегом. Содержит всего пару относительно ярких звезд – бело-г олубой Факт ( a Голубя) и желтый гиг ант Вазн ( b Голубя). Гончие Псы , или Гончие Собаки . Р асположено к югу и западу от Большой Медведицы. Звезда a Гончих Псов получила имя Сердце Карла (Cor Caroli Regis Martyris) в честь казненного английского короля Карла I. Эту красивую двой ную звезду часто наблюдают в телескоп любители астрономии. Угол между ее компоне н тами ок. 20І . У Гончих Псов (которую А.Секки назыв ал La Superba за ее удивительный спектр) является о д ной из наиболее красных среди доступных невооруженному глазу звезд. Она относится к «углеродным» зве з дам, в спектре которых почти нет голубых и ультрафиоле товых лучей из-за их сильного поглощения молек у лами углерода C 3 . Дева . Второе по размеру созвездие, лежащее в Зодиаке между Львом и Вес ами. Солнце входит в знак Девы 23 августа, а в созвездие 16 сентября. Ярчайшая звезда Спика ( a Девы), что на латинс ком значит «колос», – ма с сивн ая спектральная двойная 1,0 звездной величины, демонстрирующая затмения с периодом 4 сут. Звезда Поррима ( g Девы), что значит «богиня пророчеств», – одна из ближайших к нам двойных з везд (расстояние 32 св. года) с очень вытянутой орбитой и периодом 171 год. Блес к каждого из ее компонентов 3,45 звездной в е личины, а вместе 2,7; максимальное расстояние между ними около 6 І было в 1929, но к 2007 оно уменьшится до 0,5І и звезда станет видна как одиночная. Н а расстоянии ок. 42 млн. св. лет находится скопление галактик Coma– Virgo (Волосы Ве роники – Дева), содержащее более 3000 членов, среди которых эллиптические г ала к тики М 49, М 59, М 60, М 84, М 86, М 87 (у кот орой из ядра вылетает струя) и М 89; пересеченная спираль М 58, яркая спираль М 90, повернутая к нам ребром спираль М 85 и большая, развернутая плашмя спирал ь М 61. Почти с ребра видна галактика Сомбреро (М 104), названная так из-за мощно й темной пылевой линии, прох о д ящей вдоль экваториальной плоскости. В созвездии Девы расположен ярчай ший квазар 3С 273 (12-я вид и мая звез дная величина), наиболее далекий объект, доступный любительскому телеск опу (красное смещение 0,158; расстояние 3 млрд. св. лет). Дельфин . Симпатичное маленькое созвездие, похожее н а ромбик из четырех звезд с «хвостиком» из двух звезд к югу от ромбика. Леж ит между Орлом и Лебедем, к востоку от Стрелы. Согласно греческому мифу, эт о тот дельфин, который помог Посейдону найти нимфу Амфитриту, за что и был им помещен на небо. Инт е ресный объект – двойная звезда g Дельф ина в северо-восточном углу ромбика. Дракон . Длинное созвездие, извивается вокруг полюс а мира и охватывает Малую Медведицу с трех сторон. Голову дракона легко н айти прямо к северу от Геркулеса, под его левой, согнутой в колене ногой. Н о дли н ное, извивающееся тело д ракона проследить нелегко, ибо в нем много слабых звезд. Греческий миф ук азыв а ет, что это дракон Ладон, которого Гера поместила в саду Гесперид для защиты дерева с золотыми ябл оками. С 3700 до 1500 до н.э. северный полюс мира располагался близ звезды Тубан ( a Дракона), спектрально-двойной 4-й звездной величины с периодом 51,38 сут. Яркая зеленовато-голубая планетарна я туманность NGC 6543 расположена почти точно в северном полюсе эклиптики, меж ду звездами x и c Дракона. Метео р ный поток Дракониды наблюдается в начале октября и состо ит из частиц кометы Джакобини-Циннера, выл е тающих из радианта в голове дракона. Единорог . Граничит на западе с Орионом, на севере – с Близнецами и Ма лым Псом, а на юге – с Б ольшим Псом. Единорог почти целиком лежит в Млечном Пути, поэтому в нем мн ого объектов, связанных с проце с сом звездообразования: темных и светлых туманностей, молодых з вездных скоплений, хотя особенно ярких звезд в этом созвездии нет. Очень молодое рассеянное скопление NGC 2244 окружено эмиссионной туманн о стью «Розетка» (NGC 2237), которая выглядит то лстым, клочковатым кольцом и обладает большими разм е ром и массой (55 св. лет в диаметре и в 11 000 раз массивнее Солнца). Представляют интерес рассеянные скопления М 50 и Рожде ственская Ель (NGC 2264), включающая темную туманность Конус, направленную к не й своей вершиной с юга; а также «Переменная туманность» Хаббла (NGC 2261), изменя ющая свой блеск на 2 звездные величины из-за переменности излучения осве щающей ее звезды (именно эта туманность была первым объектом, сфотографи рованным Паломарским 5-метровым телескопом). В Единороге находится и сам ая массивная в нашей Галактике двойная звезда, открытая Дж.Пласкеттом в 192 2. Она имеет период 14,4 сут и состоит из двух очень горячих звезд спектрально го класса O8; поэтому ее обычно называют «горячая звезда Пласкетта» (по кат алогу Г.Дрэпера ее номер HD 47129). Полная масса этой системы ок. 150 масс Солнца, а е е главный компонент массивнее Солнца в 80– 90 раз. Жертвенник . Расположено под закрученным хвостом Скорпиона. В древности это было шестое созвездие Зодиака, но позже некот орые его звезды были отнесены к Скорпиону. Шумеры называли его «созвезди ем древнего жертвенного огня», а Птолемей называл «кадилом». Согласно Эр атосфену, это алтарь, на котором боги впервые дали общую клятву, когда Зев с собирался напасть на своего отца Кроноса. В нем наблюдается одно из бли жайших шаровых звездных скоплений NGC 6397, удаленное на 8200 св. лет. Довольно ярк ое и молодое рассеянное скопление NGC 6193, имеющее суммарный блеск звезд ок. 5,5 звездной величины, осв е тило и разогрело вокруг себя эмиссионную туманность NGC 6188, на фоне которой наблюд ается сложное п е реплетение в олокон темных туманностей. Живописец . Введено Лакайлем, называвшим его также Живо писный Станок, т.е. мольберт. Это маленькая группа звезд слабее 3-й звездно й величины, расположенная к югу от Голубя. Вокруг звезды b Живописца, удаленной на 55 св. лет, обнаружен в ращающийся диск из пылинок и льдинок; возможно, это планетная с и стема в процессе формирования. На 8,5° к северо-западу от нее расположена Звезда Каптейна – скромный красный карлик, известный тем, что он второй после Летящей звезды Барнарда по скорости собственног о движения (8,654І/год), а по расстоянию от Солнца (12,63 св. года) он на 24-м месте. Жираф . Большое созвездие, протянувшееся от Персея , Возничего и Рыси к северному полюсу мира. Все зве з ды в нем слабые, не ярче 4 звездной величины. Карликов ая новая Z Жирафа обычно вспыхивает раз в 2– 3 н е дели, увеличивая блеск менее чем за 2 сут от 13 до 9,6 звездн ой величины. Иногда на спаде блеска она пр и останавливает уменьшение своей яркости на несколько месяц ев. Представляет интерес большая спиральная галактика NGC 2403, имеющая блеск ок. 9 звездной величины. Журавль . Лежит между Южной Рыбой на севере и Туканом на юге. Его ярчайшая звезда Альнаир ( a Жура в ля) – голубая з везда 1,8 звездной величины – находится на расстоянии 57 св. лет. Заяц . Древнее созвездие, расположенное прямо к юг у от Ориона. Арат пишет: «У орионовых ног изо дня в день Заяц бежит, от погон и спасаясь. Но неотступно по следу его Сириус мчится, не оставляя надежды ». Уд а ленная от нас на 29 св. лет g Зайца – двойная звезда с компонентами, сильно различ ающимися по цвету. Одну из интереснейших на небе красных звезд R Зайца отк рыл в 1845 астроном Дж.Хайнд (1823– 1895), назвавший ее Малиновой звездой и описавши й «как каплю крови на черном фоне». Впервые эту переменную звезду типа Ми ры Кита исследовал И.Шмидт (1825– 1884): с периодом 432 сут ее блеск меняется от 5,5 до 11,7 звездной величины. В Зайце также видно шаровое скопление М 79. Змееносец. Греческий миф связывает Змееносца с и менем великого Асклепия, бога врачевания, сына Апо л лона и нимфы Корониды. Убив жену за изме ну, Аполлон передал младенца Асклепия на воспитание мудрому Хирону, знат оку медицины. Выросший Асклепий пришел к дерзкой мысли воскрешать мертв ых, за что ра з гневанный Зевс п оразил его молнией и поместил на небо. Арат включал в Змееносца и «змею», к оторую он держит; теперь же это самостоятельное созвездие Змеи, уникальн ое тем, что состоит из двух частей, разд е ленных Змееносцем. Созвездие очень большое, но бледное; лежи т к югу от Геркулеса (между их «головами», отмеченными звездами a Змееносца и a Геркулеса, всего 5°). Хотя Змееносец не считается зодиакал ьным с о звездием, Солнце прово дит в нем 20 дней: с 27 ноября по 17 декабря. Именно в этом созвездии вспыхнула п оследняя из наблюдавшихся в нашей Галактике сверхновых, отмеченная И.Ке плером в 1604. В нем немало интересных объектов: повторная новая RS Змееносца ( вспыхивала в 1898, 1933, 1958, 1967 и 1985); известная Летящая звезда Барнарда – красный карлик, чье малое расс тояние от Солнца (5,98 св. лет) делает его вторым после системы a Кентавра, а довольно высокая скорость движ ения в совокупности с малым расстоянием по з воляет быть самой быстрой на небе звездой (10,3І/год).В этом со звездии много шаровых скоплений (М 9, М 10, М 12, М 14, М 19 и М 62), а также темных туманно стей, таких, как S-туманность (B 72) и туманность «Трубка» (B 78, представляющая ча шечку трубки, и B 59, B 65, B 66 и B 67, образующие чубук и мундштук трубки). Змея. Единственное созвездие, состоящее из двух разделенных частей: каждая из них находится в «р уках» Змееносца и первоначально входила в его состав. «Голова змеи» (Serpens Caput) лежит к северо-западу, а «Хвост змеи» (Serpens Cauda) – к востоку от Змееносца. На кон це «хвоста», в 7° к западу от d Орла, находится двойная звезда Алия ( q Змеи), доступная для наблюдения в хороший бинокль или маленький телескоп . Она удалена на 130 св. лет и состоит из двух белых компонентов 4,6 и 5,0 звездной величины, разделенных ра с сто янием в 22І. В «голове змеи», на 7° юго-западнее a Змеи, можно найти удаленное на 26 000 св. лет шаровое скопление М 5, имеющее 7 звездную величину. Это одно из старейших звездных скоплений: ег о возраст ок. 13 млрд. лет. Большое рассеянное скопление М 16 внедрено в диффу зную туманность Орел, названную так за форму темного пылевого облака в е е центре. Золотая Рыба . Южное созвездие весьма неправильной формы. В нем, у г раницы с созвездием Столовой Г о ры, видна неправильная галактика Большое Магелланово Облако, п ротянувшаяся по небу на 11° и удаленная от нас всего на 190 000 св. лет, т.е. в десят ь раз меньше, чем спиральная галактика в Андромеде. Это замеч а тельный объект, богатый молодыми звезд ами, скоплениями и туманностями, среди которых самая интересная – туманность Тарантул (NGC 2070), крупне йшая среди известных эмиссионных туманностей (диаметр 1800 св. лет и масса 500 000 солнечных). Индеец . Лежит к югу от Микроскопа и Журавля, недалек о от южного полюса мира. Звезда e И ндейца, уд а ленная на 11,3 св. года, является 13-й среди ближайших звезд. Кассиопея . Красивое созвездие, в основном лежащее в Мл ечном Пути на расстоянии ок. 30° от северного п о люса мира. Его ярчайшие звезды, имеющие блеск от 2,2 до 3,4 звез дной величины, образуют фигуру, легко различимую даже в полнолуние и пох ожую на букву «М», когда созвездие наблюдается над северным пол ю сом мира в декабре, и на букву «W», ког да оно наблюдается ниже полюса в июне. В Кассиопее расположен один из мощ нейших источников галактического радиоизлучения, связанного с расширя ющейся газовой об о лочкой, сбр ошенной при взрыве сверхновой звезды, которая, как отметил в 1572 Тихо Браге и другие набл ю датели, сияла яр че Венеры. Среди других интересных объектов: рассеянные скопления М 52, М 103, NGC 457 и NGC 7789, карликовые эллиптические галактики NGC 147 и NGC 185 (далекие спутники сп иральной гала к тики Андромед ы), диффузная туманность NGC 281 и гигантская газовая сфера – туманность «Пузырь», NGC 763 5. Кентавр (Центавр). Это одно из самых южных созвездий, известных древним. Первоначально в него вкл ю чал ись звезды, из которых позже образовали созвездие Южный Крест. Но и без ни х Кентавр – большое с о звезди е, которое содержит много ярких звезд. Согласно греческим мифам, кентавр, попавший на небо, – это бессмертный мудрый Хирон, сын Кроноса и нимфы Фил иры, знаток науки и искусства, воспитатель греч е ских героев – Ахилла, Асклепия, Язона. Ярчайшую звезду созвездия древние на зывали Ригель Кентаврус – «нога кентавра», а в наше время она известна как a Кентавра, ближайшая к Солнцу звезда: до нее 4,3 св. года. У нее весьма большое собственное движение (3,68І/год) и наибольший параллакс (0,751І). Это одна из ярча й ших звезд на небе и визуальная тройная; звездные величины ее ком понентов – 0,04, 1,17 и 10,68. Главный из них по массе и спектру очень похож на Солнце . Третий, самый слабый, был открыт Р.Иннесом в 1915 и ок а зался самым близким к нам (4,16 св. года); его назвали Прок симой («ближайшей») Кентавра. Эта активно вспыхивающая звезда – маломассивный красный карлик , блеск которого может измениться вдвое всего за н е сколько минут. Яркие компоненты этой системы имеют орбитальный период ок. 80 лет, а их далекий слабый компаньон обращается при мерно за 0,5 млн. лет. Звезда Хадар ( b Кентавра) – десятая по яркости на небе; она тоже визуальная двойная с бле ском компонентов 0,8 и 4,0; расстояние до этой системы 490 св. лет. Прямая линия, пр оведенная через Хадар и a Кентавр а (между которыми 4,5°) к востоку, проходит через Южный Крест. В этом созвезди и видно крупнейшее шаровое скопление нашей Галактики – w Кентавра (NGC 5139), состоящее из нескольких милли онов звезд, среди которых 165 пульсирующих переменных с периодами около по лусуток. Хотя расстояние до скопления 17 000 св. лет, оно самое яркое на небе. В Кентавре находится та к же нео бычная эллиптическая галактика NGC 5128, пересеченная клочковатой темной по лосой пыли, по-видимому, в результате столкновения со спиральной галакти кой; она известна также как мощный радио и сточник Кентавр А. Киль . Часть древнего созвездия Корабль Арго; Киль – крупное созвездие, лежащее недалеко от южного п о люса мира, частично в Млечном Пути. Украшением созвездия служит великоле пный бледно-желтый гигант Канопус ( a Киля), имеющий – 0,73 визуальную звездную величину и занимающий вт орое место по яркости после Сириуса. Удаленный от нас на 235 св. лет, Канопус в действительности светит в 1400 раз мощнее Солнца и в 61 раз мощнее Сириуса. Е го можно наблюдать южнее 37° северной широты. Переменная звезда h Киля, достигшая в 1843 рекордного блеска – 0,8 звездной величины (превзойдя в этот момент Канопус), окр у жена гигантской газовой туманностью h Киля (NGC 3372) с угловым размером в 2° и темной туманностью «Замочная скважина» (NGC 3324). В Киле также достойны внима ния рассеянные скопления NGC 2516 и NGC 3532 и шаровое скопление NGC 2808. Кит . Часто его отождествляют с вавилонской боги ней моря Тиамат, которая все же была не драконом, а же н щиной. У греков это было чудовище, посла нное Посейдоном, чтобы разрушить страну Кефея за грехи его ж е ны Кассиопеи и сожрать их дочь Андромед у. Кит лежит к югу от Рыб, протянувшись от Водолея на западе до Эридана на в остоке. Звезду o Кита издавна наз ывают Мира, т.е. «изумительная». В начале 17 в. ее открыли как первую долгопер иодическую переменную; это красный гигант, изменяющий свой блеск от 3,5 до 9,3 звездной величины в среднем с периодом 331 сут. Представляет интерес комп актная спиральная галактика М 77 (NGC 1068) с яркой центральной частью, а также бо льшая, но довольно бледная спиральная галактика NGC 247 с тусклым ядром и необ ычной темной овальной областью на диске, охваченной как петлей спирал ь ным рукавом. Козерог . Невыразительное зодиакальное созвездие, к оторое ясной безлунной ночью нетрудно найти между Водолеем и Стрельцом. Древние называли его «рыба-коза», и в этом виде оно представлено на многи х картах. Иногда отождествляется с богом лесов, полей и пастухов Паном. Ег о звезды образуют силуэт, напоминающий перевернутую шляпу. Солнце вступ ает в знак Козерога 22 декабря, а в созвездие – 19 января. Наиболее пр и мечательный объект в Козероге – шаровое скопление М 30 с в есьма плотным ядром. Именно в этом созвездии в 1846 открыли Нептун. Компас . Под названием Компас Мореплавателя выделе но из древнего созвездия Корабль Арго. Лежит к в о стоку от Кормы. Повторная новая Т Компаса вспыхивала в 1890, 1902, 1920, 1944 и 1966; однако после этого ярких вспышек не происходило. Корма. Крупное созвездие в Млечном Пути, к юго-вост оку от Большого Пса; выделено как часть древнего созвездия Корабль Арго. Ярчайшая звезда z Кормы – голубой сверхгигант, одна из самых мощных звезд (св е тимо сть в 60 000 раз выше солнечной). Красный гигант L 2 Кормы меняет видимый блеск от 2,6 до 6,2 с хара к терным временем ок. 140 сут. Затменная дво йная V Кормы меняет свою звездную величину от 4,7 до 5,3 с п е риодом 1,45 сут; весь ее цикл можно наблюда ть невооруженным глазом. Одной из ярчайших новых нынешн е го столетия была CP Кормы: 11 ноября 1942 ее бле ск достиг 0,3 звездной величины. Интересны для наблюд е ния рассеянные скопления М 46, М47, М 93 и NGC 2477. Лебедь. Выразительная фигура в виде креста из ярких звезд в северной части Млечного Пути. На вершине «креста», в хвосте фигур ы лебедя находится яркая звезда Денеб ( a Лебедя) с блеском 1,3 звездной велич и ны.Вместе с Вегой (в Лире) и Альтаиром (в Орле) Денеб образуе т Летний Треугольник. По-арабски «Денеб» означает «хвост»; эта бело-голу бая звезда – один из ярчайших сверхгигантов со светимостью в 60 000 раз выше солнечной. В «голове птицы», т.е. в основании «креста», располагается b Лебедя по имени Альбирео – великолепная визуальная двой ная, удобная для наблюдения с маленьким телескопом; один ее компонент з о лотисто-желтый, как топаз, а ег о компаньон голубой, как сапфир. Другая интересная звезда – 61 Лебедя, оче нь похожая на Солнце и 14-я среди ближайших к нам звезд. Она была первой, до к оторой измерили ра с стояние (11,3 св. года). Сделал это Ф.Бессель в 1838. В Млечном Пути вблизи Денеба видна темна я область – Северный Угольный Мешок, одно из близких межзвездных облаков из газа и пыли. Интер есен также клочк о ватый компл екс эмиссионных туманностей под названием Сеть, или Вуаль (NGC 6960 и NGC 6992), весьма изящный кружевной остаток взрыва сверхновой, случившегося ок. 40 000 лет наз ад. Очертания яркой тума н ност и Северная Америка (NGC 7000) действительно напоминают этот континент. Один из мощнейших р а диоисточников Л ебедь А связан с далекой (ок. 600 млн. св. лет) галактикой, пересеченной в центр е темной полосой. А яркий рентгеновский источник Лебедь Х-1 отождествлен со звездой HDE 226868 и ее не видимым компаньоном, который считается одним из реальных кандидатов в ч ерные дыры. Лев. Зодиакальное созвездие, лежащее между Рако м и Девой. Солнце вступает в знак Льва 23 июля, а в с о звездие – 10 августа. Созвездие было известно шумерам еще 5000 лет назад. Классический миф связывает Льва с убитым Гераклом немей ским чудовищем. Расположение ярких звезд действительно напоминает леж а щего льва, голова и грудь кото рого представляют известный астеризм Серп, похожий на зеркально отраже н ный вопросительный знак. «То чкой» внизу этого знака служит яркая бело-голубая звезда Регул ( a Льва), что по-латински значит «царек». Ин огда ее называют также «Сердце Льва» (Cor Leonis). Светимость Регула в 160 раз выше с олнечной, а высокий видимый блеск (1,36 звездной величины) объясняется отно сительной близ о стью к нам (85 св . года). Среди звезд первой величины Регул ближе других расположен к эклип тике, поэтому его довольно часто покрывает Луна. В задней части фигуры зв еря находится звезда Денебола ( b Льва), в пер е воде с арабского – «хвост льва». Она имеет бл еск 2,14 звездной величины и удалена всего на 43 св. года. В основании «головы л ьва» расположена золотисто-желтая Альгиеба ( g Льва), что значит «грива льва»; это те с ная визуальная двойная 2,0 звездной вели чины. R Льва – одна из ярчайших долгопериодических переменных, изменяющ ая блеск от 5 до 10-й величины. Очень слабый красный карлик Вольф 359 (видимый бл еск 13,45) – третий среди ближайших звезд (расстояние 7,80 св. лет); его светимост ь в 100 000 раз меньше солнечной. Е с ли бы эта звезда заняла место нашего Солнца, то в полдень на Земле было бы немногим светлее, чем теперь в полнолуние. Среди далеких объектов в этом созвездии интересны спиральные галактики М 65, М 66, М 95 и М 96, а также эллиптиче ская галактика М 105, лежащая вблизи последних двух спиральных. Их видимый блеск от 8,4 до 10,4 звездной величины. В созвездии Льва лежит радиант метеорн ого потока Леониды, обр а зовав шегося от распада кометы Темпля– Тутля и наблюдаемого в середине ноябр я. Летучая Рыба . Лежит между Килем и Столовой Горо й. Пересеченная спиральная галактика NGC 2442 видна почти плашмя и имеет 11 звез дную величину. Лира . Маленькое, но изумительное созвездие, лежащ ее между Геркулесом на западе и Лебедем на востоке. В древнем Вавилоне эт о созвездие называли «бородач-ягнятник» (крупный ястреб) или «атакующая антилопа». Связывают это созвездие и с мифами о сладкоголосом Орфее. По а нтичной легенде лира была изготовлена Гермесом из панциря черепахи. Сем итское влияние, однако, проявилось в «Уранометрии» Байера: лира там изоб ражена на груди орла. Главная звезда Вега ( a Лиры) – ярчайшая из звезд северной небесной полусферы и пят ая по яркости на всем небе; ее блеск 0,04 звездной величины; она удалена от на с на 27 св. лет, имеет св е тимость в 58 раз выше солнечной и через 12 000 лет станет Полярной звездой. Вега по-арабс ки значит «пад а ющий орел»; еще ее называли «звезда-арфа». Вместе с двумя менее яркими звездами она обра зует маленький равносторонний треугольник, который расположен в север о-западном углу небольшого параллелограмма, изображающего «лиру». Вмес те с яркими звездами Денеб (в Лебеде) и Альтаир (в Орле) Вега образует и з вестный астеризм Летний треугол ьник. Шелиак ( b Лиры), что по-арабск и значит «черепаха», – весьма заг а дочная затменная двойная, изменяющая свой блеск от 3,4 до 4,1 звездн ой величины с периодом 12,91 сут. Эта звездная система окружена газовым коль цом или оболочкой, излучающей спектральные линии водорода и гелия. Рядом с Вегой находится e Лиры – «двойная двойная», т.е. визу альная двойная система, каждый из компонентов которой, в свою очередь, – тесная двойная звезда. Между звездами b и g Лиры, образующими южн ую сторону параллелограмма, расположена кольцевая планетарная туманно сть 9-й звездной величины Кольцо (М 57). Это расширяющаяся газовая оболочка, к оторая светит за счет центральной звезды, имеющей температуру ок. 100 000 К. Лисичка . Введено Гевелием под именем Vulpecula cum Ansere, «маленьк ая лисичка с гусем»; находится к югу от Лебедя. Ярких звезд не имеет, хотя и лежит большей частью в Млечном Пути. Наиболее интересный объект – плане тарная туманность Гантель (М 27) 8 звездной величины, лежащая на 3° к северу о т g Стрелы (яркая звезда в «наконе чнике стрелы»). Малая Медведица . Известна также как Малый Ковш. Последняя звезда в ее «хвосте» (или «ручке») – это Полярная ( a Малой Медведицы), расположенная в нашу эпох у чуть менее чем в 1° от северного полюса мира. В 2102 Полярная приблизится к п олюсу на минимальное расстояние в 27ў 31 І. Ее блеск 2,0 звездной величины и расстояние 820 св. лет. В древно сти арабы называли Полярную «козленком», а звезду b Малой Медведицы называли Кохаб, что значит «северная звезда»: действительно, с 1500 до н.э. по 300 она была ближайшей к полюсу; ее блеск 2,1 звездной величины. Малый Конь . Этот «жеребенок» был введен Гиппархо м, а Птолемей включил его в «Альмагест». Он пре д ставляет маленькую группу невзрачных звезд, как бы от резанную от юго-западного угла Пегаса, рядом с Дельфином. Четыре ярчайши е его звезды 4– 5 величины образуют неправильную фигуру размером с Дельф и на. Малый Лев . Весьма невыразительное созвездие, расположенное пря мо над Львом. Малый Пес . Небольшое созвездие к юго-востоку от Близнецов. Его яр чайшая звезда 0,38 звездной величины Процион ( a Малого Пса) – восьмая по яркости на небе и 17-я по близости к Со лнцу (11,41 св. года). Процион, Сириус (в Большом Псе) и Бетельгейзе (в Орионе) обра зуют почти равносторонний треугольник. На древних картах Большой и Малы й Псы сопровождают охотника Ориона. «Процион» по-гречески означает «тот , кот о рый до собаки», указывая, что он восходит перед Сириусом. Подобно Сириусу, Процион– визуальная дв ойная звезда. В 1861 по колебаниям собственного движения Проциона заподозр или наличие у него спутника, а о б наружили его в 1896. Он, как и спутник Сириуса, оказался белым карлик ом, обращающимся по орбите с п е риодом 40,65 лет и имеющим в 15 000 меньшую яркость, чем главный компонен т системы. Микроскоп. Маленькое и невзрачное созвездие, вве денное Лакайлем, не содержащее звезд ярче 5-й велич и ны и лежащее к югу от Козерога, к северу о т Индейца, восточнее Стрельца и западнее Южной Рыбы и Ж у равля. Муха. Маленькое, но красивое созвездие в Млечном П ути, к югу от Южного Креста. В двойной звезде b М у хи два компоне нта 4-й звездной величины обращаются вокруг общего центра масс с периодо м 400– 500 лет. Насос . Под названием Antlia Pneumatica (Воздушный насос) Лакайль выделил это маленькое и тусклое с о звездие к востоку от Компаса и к сев еру от Парусов. Три его ярчайшие звезды – обычные желтые гиганты. Наугольник. Этот «угломер» лежит к юго-западу от С корпиона, севернее Южного Треугольника, в контакте с Циркулем. Через нег о проходят обе ветви Млечного Пути, но эта область неба бедна яркими звез дами. Овен. Одно из наиболее известных созвездий Зодиа ка, хотя в нем нет звезд ярче второй величины. Солнце входит в знак Овна 21 ма рта, отмечая этим день весеннего равноденствия (начало весны); в созвезди е Овна оно входит 18 апреля. Шумеры называли Овен «созвездием барана». Разу меется, это тот самый волшебный баран, за золотым руном которого охотили сь аргонавты. Три главные звезды – Гамаль («голова барана»), Ш е ратан («след» или «знак») и Мезартхим (соответственно a , b и g Овна) легко найти: они лежат к югу от Тр е угольник а. Звезда четвертой величины Мезартхим стала одной из первых двойных зве зд, открытых при п о мощи телеск опа (Р.Гуком в 1664). Октант. Покрывает область южного полюса мира и не со держит звезд ярче 4-й величины. Ближайшая к п о люсу (ок. 1°) звезда s Октанта имеет блеск 5,5 звездной величины. Орел. Весьма привлекательное созвездие, западна я часть которого лежит в восточной ветви Млечного Пути, южнее Стрелы. Его легко узнать по трем ярким звездам, расположенным почти точно вдоль прям ой линии на шее, спине и левом плече орла: Альтаир, Таразед и Альшаин ( a , g и b Орла). Две звезды « хвоста орла» лежат в западной ветви Млечного Пути. Еще 5 тысячелетий наза д шумеры называли это созвездие Орлом. Греки в и дели в нем орла, посланного Зевсом для похищения Ганим еда, и называли его «птицей Зевса». Ярчайшее св е тило в Орле – белая звезда главной последовательности Альтаир, что по-ара бски означает «летящий ястреб». При расстоянии всего 16 световых лет от Со лнца и визуальной звездной величине 0,77 Альтаир имеет в 9 раз большую свети мость, чем у Солнца, и является 12-й из ярчайших звезд на небе. В 7° к югу от Аль таира ра с положена классичес кая переменная звезда-цефеида h О рла, изменяющая свой блеск от 3,7 до 4,5 звездной в е личины с периодом 7,2 сут. Яркие новые звезды появлялись в Орле в 389 и 1918, последняя из них, достигшая в максимуме блеска – 1,4 зв. вел., ока залась самой яркой новой с начала 17 в. Другие интересные объекты: темная т уманность B 143, рассеянное скопление NGC 6709, планетарная туманность NGC 6781 и много рука в ная спиральная галакти ка NGC 6814. Орион. Красивейшее созвездие, в расположении звез д которого легко угадывается фигура великого охотника Ориона, согласно греческому мифу, – сына Посейдона и Эвриалы. В этом созвездии две звезды нулевой вел и чины, 5 звезд втор ой и 4 третьей величины, причем среди ярчайших звезд есть переменные. Созв ездие легко разыскать по трем великолепным бело-голубым звездам в поясе охотника – Минтака ( d Ориона), что по-арабски значит «п ояс», Альнилам ( e Ориона) – «жемчу жный пояс» и Альнитак ( z Ориона) – «кушак». Они отстоят друг от друга на одинаковом расстоянии и расположен ы в линию, указывающую юго-восточным ко н цом на голубой Сириус (в Большом Псе), а северо-западным концо м – на красный Альдебаран (в Тельце). Красный сверхгигант Бетельгейзе ( a Ориона), что по-арабски значит «п одмышка гиганта», – неправильная переменная звезда, блеск которой изме няется от 0,2 до 1,2 звездной величины и в среднем составляет ок. 0,7. Ее расстоян ие 520 св. лет и светимость в 14 000 раз больше солнечной. Это одна из крупнейших с реди и з вестных астрономам зв езд: при минимальном размере она заполняет орбиту Марса, а при максималь ном д о стигает орбиты Юпитера; объем Бетельгейзе по крайней мере в 160 млн. раз больше солнечного. Изумите л ь ный бело-голубой сверхгига нт Ригель ( b Ориона), что по-арабски значит «левая нога гиганта», имеет визуал ь ную звездную величину 0,14. Температура его поверхности 12 000 К, а абсолютная звездная величина – 7,1; его светимость в 57 000 раз выше солнечно й, а значит, это одна из самых ярких звезд в Галактике (во всяком случае, сам ая мощная из звезд, доступных невооруженному глазу). Древние египтяне св язывали Ригель с С а хом – царем звезд и покровителе м умерших, а позже – с Осирисом. Средняя звезда в Мече Ориона – q Ори о на, известная кратная звездная система: четыре ее ярких компоне нта образуют маленький четырехугольник – Трапецию Ориона; к тому же там еще четыре более сла бые звезды. Все эти звезды очень молоды, они недавно сформировались из ме жзвездного газа в невидимом облаке, занимающем всю восточную часть созв ездия Ориона. Лишь маленький кусочек этого облака, нагретый молодыми зве здами, виден под Поясом Ориона в небольшой телескоп и даже в бинокль как з еленоватое облачко; это самый интересный объект в созвездии – Большая туманность Ориона (М 42), удал енная от нас примерно на 1500 св. лет и имеющая диаметр 20 св. лет (в 15 000 раз больше диаметра Солнечной системы). Она была первой туманностью, сфотографиров анной астрономами (Г.Дрэпер, 1880). На 0,5° к югу от восточной звезды Пояса ( z Ориона) расположилась широко извес тная темная туманность Конская Голова (B 33), которая хорошо видна на ярком ф оне туманности IC 434. Павлин . Лежит между Туканом и Райской Птицей. Наибо лее интересными объектами в нем являются одно из самых красивых шаровых скоплений NGC 6752 и одна из крупнейших пересеченных спиральных галактик NGC 6744. Паруса . Выделено из древнего созвездия Корабль Арг о. Лежит к востоку от Киля и Кормы, к западу от Ке н тавра. Через его южную часть проходят самые населенны е области Млечного Пути, поэтому созвездие богато яркими звездами. Главн ый компонент двойной звезды g Пар усов (разрешается в бинокль) – горячая звезда типа Вольфа – Райе. Планет арная туманность NGC 3132, расположенная на границе с Насосом, похожа на туман ность Кольцо в Лире, но ее центральная звезда значительно ярче. Однако св ечение самой туманности возбуждается не этой звездой, а ее маленьким спу тником с температурой поверхности ок. 100 000 К. Пегас. Расположен к юго-востоку от Лебедя. Вместе с о звездой a Андромеды образует Бо льшой Квадрат П е гаса, который осенью легко найти на небе. Вавилоняне и древние греки называли его прос то «конем»; имя «Пегас» впервые появляется у Эратосфена, но крыльев еще н е было. Они возникли позже, в связи с легендой о Беллерофонте, получившем к рылатого коня от богов, взлетевшего на нем и убившего крылатое трехглаво е чудовище Химеру. По другому мифу Пегас был плодом страсти Посейдона и г оргоны Медузы, родившимся из капель крови Медузы, когда ее убил Персей. В П егасе находится одно из богатейших шаровых скоплений М 15, а также спираль ная галактика NGC 7331, изображение которой часто используют для того, чтобы д ать представление о внешнем виде нашей Галактики. Анализируя спектр зве зды 51 Пегаса, М.Майор и Д.Келос в 1995 заметили присутствие рядом с ней невидим ого спутника – первой планеты, обнаруженной у звезды со л нечного типа. Персей . Красивое созвездие, целиком расположенное в Млечном Пути к востоку от Андромеды. По греч е скому мифу Персей был сыном Зевса и царевны Данаи; он п обедил горгону Медузу и спас Андромеду от морского чудовища. Каждый год в середине августа наблюдается метеорный поток Персеиды, вызванный ч а стицами, потерянными кометой Свифта – Тутля. Ярчай шая звезда Персея (1,8 звездной величины) носит арабское имя Мирфак ( a Персея), что значит «локоть». Этот же лтый сверхгигант, удаленный на 570 св. лет, служит центром богатой группы яр ких звезд, известной как «движущееся скопление Персей». Самой знам е нитой затменной переменной звез дой является Алголь ( b Персея), что по-арабски значит «голова демона». Ее переменность впервые заметил межд у 1667 и 1670 Дж.Монтанари (1633– 1687). Периодичность в изменении ее блеска (уменьшени е с 2,1 до 3,4 звездной величины и последующий, спустя 10 ч, возврат к исходному б леску с периодом 2 сут 20 ч 49 мин) открыл в 1782 Дж.Гудрайк, который предположил, ч то уменьшение блеска происходит в результате частичного затмения боле е яркого компонента двойной системы более те м ным; позже эту гипотезу подтвердил спектральный анал из. Привлекают также внимание: планетарная тума н ность Маленькая Гантель (М 76); туманность Калифорния (NGC 1499), действительно похожая по конфиг у рации на известный западный штат США; рассеянное скопление М 34. Н есомненный интерес для наблюдения представляет двойное рассеянное ско пление h и c Персея (NGC 869 и NGC 884), удаленное на 6500 св. лет, но имею щее 4 видимую звездную величину и заметное даже для невооруженного глаза . Печь . Введено Лакайлем. Расположено к югу от Кита и Эридана. В созвездии видна каликовая галактика Печь, член Местной груп пы, удаленная на 630 000 св. лет. В этом же созвездии расположено довольно бог а тое скопление галактик, такж е носящее имя «Печь». Райская Птица . Тусклое созвездие непосредственно под Южн ым Треугольником. В нем имее тся далекое шаровое скопление NGC 6101, а также «повторная» новая звезда S Райс кой Птицы, блеск которой периодич е ски ослабевает с 10 до 15 зв. вел., возможно, из-за конденсации в ее атм осфере вещества, похожего на сажу. Рак . Самое неприметное созвездие Зодиака, которое можно увидеть лиш ь в ясную ночь между Львом и Бли з нецами. Солнце входит в знак Рака 22 июня, а в созвездие – 20 июля. Ар абское имя звезды a Рака – Акубенс, что значит «клешн я»; это визуальная двойная звезда 4,3 величины. Звезда z Рака – одна из интереснейших кратных звезд: две ее зв езды образуют двойную систему с периодом обращения 59,6 лет, а третий компо нент обращается вокруг этой пары с периодом ок. 1150 лет. В Раке находятся два очень известных рассеянных скопления. Одно из них – Ясли (Praesepe, М 44), которое иногда называют «Улей». Оно различимо глазом как туманное пятнышко чуть к западу от лини и, соединяющей звезды g и d Рака. В нем наблюдается ок. 350 звезд в диап азоне блеска от 6,3 до 14 звездной величины, причем ок. 200 из них являются члена ми скопления. Это одно из ближайших к нам звездных скоплений: расстояние до него 525 св. лет, поэтому его видимый размер весьма велик – 1,5° . Скопление М 67, расположенное на 1,8° к за паду от a Рака, удалено на 2500 св. лет от нас и содержит ок. 500 звезд от 10 до 16 звездной величины. Это одно из самых ст арых рассеянных скоплений, его возраст ок. 4 млрд. лет. Лишь несколько расс еянных скоплений могут быть еще старше; среди них NGC 188 в Цефее. Хотя большин ство рассеянных скоплений движутся в плоскости Млечного Пути, M 67 знач и тельно удалено от нее. Резец . Этот «инструмент гравера» представляет из себя маленькую, вытя нутую, почти пустую область между Голубем и Эриданом. В этом невыразител ьном южном созвездии нет звезд ярче 4,5 величины. Рыбы . Большое зодиакальное созвездие, лежащее между Водолеем и Овном . Обычно его делят на «север ную Рыбу» (под Андромедой) и «западную Рыбу» (между Пегасом и Водолеем). Ас теризм Венец представляет кольцо из семи звезд в голове западной Рыбы. С олнце входит в знак Рыб 19 февраля, а в созвездие – 11 марта. Аль-Риша ( a Рыб), что по-арабски значит «бечевка», ра сположена в юго-восточном углу созвездия и пре д ставляет собой интересную визуальную двойную; ее дов ольно яркие компоненты разделены расстоянием в 2,6І. В 2° к югу от d Рыб находится Звезда Ван-Маанена, вероя тно, ближайший к нам белый карлик, удале н ный на 13,8 св. лет. Любопытна и спиральная галактика М 74, крупнейш ая из наблюдаемых плашмя. Рысь. Созвездие из предельно слабых звезд. Лежит м ежду Большой Медведицей на северо-востоке и Близн е цами на юго-западе. В нем много двойных и кратных звезд, а также «Межгалактический странник» (NGC 2419) – одно из самых далеких шаровых скопл ений Галактики (287 000 св. лет от Солнца и 310 000 св. лет от центра Галактики). Северная Корона . Красивейшее из маленьких созв ездий; расположено между Волопасом и Геркулесом. Я р чайшая звезда, Гемма, или Альфека ( a Северной Короны) – затменная двойн ая, несколько изменяющая свою яркость вблизи 2,2 величины с периодом 17,36 сут. Неправильная переменная R Северной Короны почти вс е гда имеет блеск 5,9 звездной величины, но иногда неожиданно тускнеет, опускаясь до 7– 15 величин и остав а ясь в таком состоянии от нескольких мес яцев до десяти лет. Повторная новая звезда Т Северной Короны вспыхнула в 1866, достигнув 2 звездной величины, а через два месяца ее блеск упал до 9 велич ины; в 1946 она вспыхнула вновь. Секстант. Расположено к югу от Льва. В нем нет звезд ярч е 4-й величины. Наиболее интересный объект – яркая линзоподобная галакт ика Веретено (NGC 3115), которая видна почти с ребра. Сетка. Вводя это маленькое созвездие, Лакайль имел в виду шкалу, нанесенную на прозрачном материале, или изготовленную в ви де сетки тонких прямых линий, которую используют в оптических измерител ьных инструментах. Расположено к югу и востоку от Часов. Скорпион . Зодиакальное созвездие, расположенное меж ду Стрельцом и Весами целиком в Млечном Пути; множество ярких звезд обри совывает голову, тело и хвост «скорпиона». В соответствующий зодиакальн ый знак Солнце входит 24 октября, а в созвездие Скорпиона – 22 ноября, но уже 27 ноября покидает его, чтобы на 20 дней перейти в незодиакальное созвездие Змееносца. Согласно Арату, Орион повздорил с Артемидой; разгневанная, он а послала скорпиона, который убил юношу. Арат добавляет астрономическую часть к этому мифу: «Когда Скорпион поднимается на востоке, Орион спешит скрыться на западе». Ярчайш ая звезда Ант а рес ( a Скорпиона), что по-гречески означает «сопер ник Ареса (Марса)», расположена в «сердце скорпиона». Это красный сверхги гант с незначительной переменностью блеска (от 0,86 до 1,06 звездной величины); по яркости и цвету эта звезда действительно очень похожа на Марс. Ее диам етр примерно в 700 раз больше, чем у Солнца, а светимость больше солнечной в 9000 раз. Антарес – прекрасная визуальная двойная: ее более я р кий компонент кроваво-красный, а его ме нее яркий сосед голубовато-белый, но по контрасту с компаньоном он выгля дит зеленым, – очень красивое сочетание. Звезду Акраб ( b Скорпиона) греки называли Рафиас, что значи т «краб»; это яркая двойная (2,6 и 4,9 звездной величины), которую можно разреши ть в 50-мм телескоп. На кончике «хвоста скорпиона» находится Шаула ( l Скорпиона), в переводе с арабского – жало. В этом с о звездии обнаружен самый мощный дискретный рентгеновский исто чник на небе Скорпион X-1, отождест в ленный с горячей голубой переменной звездой; астрономы считают , что это тесная двойная система, где в п а ре с нормальной находится нейтронная звезда. В Скорпионе ви дны рассеянные скопления М 6, М 7 и NGC 6231, а также шаровые скопления М 4, М 62 и М 80. Скульптор . Введено Лакайлем под именем «Мастерская скульптора». Лежит к ю гу от Водолея и Кита. В нем находится южный полюс Галактики и нет звезд ярч е 4-й величины. Крупная галактика NGC 55 видна почти с ребра; это одна из ближайш их галактик (ок. 7,5 млн. св. лет) за пределом Местной группы. Она принадлежит к группе галактик Скульптора, в которую также входят крупная спиральная с истема NGC 253, NGC 300, NGC 7793 (все в Скульпторе), а также NGC 247 и, возможно, NGC 45 (обе в Ките). Групп а галактик Скульптора, как и группа М 81 в Большой Медведице, – ближайшие с оседи Местной группы галактик. Столовая Гора . Введено Лакайлем в честь Столовой горы, расположенной к югу от Кейптауна, на мысе До б рой Надежды (Ю.Африка), где он производил наблюдения. Созвездие лежит к югу от Золотой Рыбы, недалеко от южного полюса мира. В не м нет звезд ярче 5 звездной величины, но зато оно содержит часть Большого М агелланова Облака. Стрела. Маленькое изящное созвездие, расположенно е между Лисичкой и Орлом. Определенного мифа о нем нет, но Эратосфен счита л, что это стрела, использованная Аполлоном для мести одноглазым великан ам-киклопам (циклопам), давшим Зевсу молнии, которыми тот убил Асклепия, сы на Аполлона. Среди интере с ных объектов шаровое скопление М 71, затменная переменная U Стрелы, неправильн ая переменная V Стрелы и повторная новая WZ Стрелы (вспышки в 1913, 1946 и 1978). Стрелец. Зодиакальное созвездие, лежащее между Козерогом и Скорпион ом. Греческий миф связывает его с кентавром Кротосом, слывшим прекрасным охотником. Солнце входит в знак Стрельца 22 ноября, а в созве з дие – 17 декабря. В направлении Стрельца находится центр нашей Г алактики, удаленный от нас примерно на 30 000 св. лет и скрытый за облаками меж звездной пыли. В Стрельце располагается самая красивая часть Млечного П ути, множество шаровых скоплений, а также темных и светлых туманностей. Н апример, тума н ности Лагуна (М 8), Омега (М 17; другие названия – Лебедь, Подкова), Тройная (М 20; другое название – Трехраздельная), рассеянные скопления М 18, М 21, М 23, М 25 и NGC 6603, шаровые скопления М 22, М 28, М 54, М 55, М 69, М 70 и М 75. В северо-восточной части с озвездия, недалеко от полосы Млечного Пути, на расстоянии 1,7 млн. св. лет от нас лежит карликовая неправильная галактика NGC 6822, открытая Э.Барнардом в 1884. Телескоп. Лежит к юго-западу от Стрельца; ярких звезд не имеет. Весьма любопытна звезда RR Телеско па, чья 387-суточная переменность блеска продолжалась даже в период новопо добной вспышки, которая нач а л ась в 1944 и длилась необычайно долго – целых 6 лет. Возможно, это двойная система, в которой крупна я красная звезда демонстрирует регулярную переменность блеска, а компа ктная горячая звезда ответственна за вспышки новой. Телец. Красивое зодиакальное созвездие, лежащее между Близнецами и Ов ном, к северо-западу от Ориона. Миф утверждает, что Телец – это белый бык, на котором Европа пере плыла море и попала к Зевсу на Крит. Солнце вступает в знак Тельца 20 апреля, а в созвездие – 11 мая. Плеяды (М 45) часто называют «Семь С е стер» – это изумительное рассеянное скопление, одно из ближайших к нам (расстояние 410 св. лет), содерж а щее ок. 500 звезд, окутанных еле заметной туманностью. Девять ярчай ших звезд, лежаших на поле диаметром чуть более 1°, названы в честь титана Атланта, океаниды Плейоны и их семи дочерей: Алкионы, Астеропы, Майи, Мероп ы, Тайгеты, Келено и Электры. Зоркий глаз различает в Плеядах 6 или даже 7 зве зд. Вместе они выглядят как маленький ковшик. Такие характерные группы з везд, не являющиеся самостоятельными созве з диями, называют астеризмами: кроме Плеяд, например, Пояс О риона, Ковш Б.Медведицы и т.п. Наблюдение Плеяд в бинокль доставляет невыр азимое удовольствие. Еще ближе к нам (ок. 130 св. лет) расположено ра с сеянное скопление Гиады, содержаще е 132 звезды ярче 9-й величины и еще 259 более слабых возможных членов. По одному из мифов Гиады – это д очери Атланта и Эфры, а значит, они приходятся сводными сес т рами Плеядам. На восточном краю Гиад ра сположена не относящаяся к ним яркая оранжевая звезда Альдеб а ран ( a Тельца), что по-арабски значит «идущая вослед»; в наше время ее ча сто называют Воловий Глаз. Это 13-я по яркости звезда на небе, ее блеск меняе тся от 0,78 до 0,93 звездной величины; вместе со своим комп а ньоном – красным карликом 13-й величины – она удалена на 68 св. лет. Самым известным астрофизическим объектом в Тельце является остато к взрыва сверхновой звезды 1054 года Крабовидная туманность (М 1), ра с положенная в Млечном Пути, чуть боле е чем на 1° к северо-западу от звезды z Тельца; ее видимый блеск 8,4 звездной величины. Эта туманность уда лена от нас на 6300 св. лет; ее диаметр ок. 6 св. лет, и ежедневно он увеличивается на 80 млн. км. Это мощный источник радио- и рентгеновского излучения. В центр е Крабови д ной туманности нах одится крохотная, но очень горячая голубая звездочка 16-й величины – это пульсар, п о сылающий строго периодические импуль сы электромагнитного излучения; астрономы доказали, что это нейтронная звезда. Треугольник . Маленькое созвездие, лежащее к юго-востоку от Андромеды. Происхождение его неизвест но, но среди финикийских и критских звездных групп оно оказалось, конечн о, не случайно: вероятно, оно изо б ражало древний пирамидальный монолит, священный камень. У его з ападной границы находится замечател ь ная спиральная галактика М 33, или Туманность Треугольника, повер нутая к нам почти плашмя. Ее англи й ское прозвище Pinwheel переводится как «цевочное колесо» (разновидно сть зубчатого колеса со стерженьк а ми вместо зубьев), и довольно точно передает ее форму. Она член Ме стной группы галактик, как и Тума н ность Андромеды (М 31). Обе они расположены симметрично относител ьно звезды Мирах ( b Андромеды) и на ходятся от нас примерно на одинаковом расстоянии, но все же галактика в Т реугольнике чуть дальше, на расстоянии 2,3 млн. св. лет. Тукан. Лежит к югу от Журавля и Феникса. В самой южной его части видно из умительное шаровое скопл е ни е 47 Тукана (NGC 104), удаленное на 13 000 св. лет и имеющее видимую звездную величину 4; там же с о седняя галактика Мал ое Магелланово Облако (ММО), член Местной группы и, как и Большое Магеллано во Облако, спутник нашей звездной системы, удаленный от нас примерно на 200 000 св. лет. Феникс. Расположено к югу от Скульптора, между Эрида ном и Журавлем. В 6,5° к западу от a Фе никса ра с положена SX Феникса – самая известная сре ди карликовых цефеид, демонстрирующая колебания блеска с периодом 79 мин 10 с от 7,1– 7,4 звездной величины в максимуме до 7,8 величины в минимуме. Хамелеон. Маленькое созвездие, не содержащее интересных объектов. Расположено к югу от Киля и М ухи, вблизи южного полюса мира. Цефей. Мифический эфиопский царь Цефей (Кефей) был супругом Кассиопеи и отцом Андромеды. Созве з дие д овольно невыразительное, но пять его ярчайших звезд, расположенных прям о перед «W» Кассиопеи, можно легко найти. В сторону Цефея из-за прецессии п еремещается северный полюс мира. Звезда Эр-Раи ( g Цефея) окажется Полярной с 3100 по 5100, Альфирк ( b Цефея) будет ближе к полюсу с 5100 по 6500, а с 6500 до 8300 П олярной звездой будет Альдерамин – a Цефея. Яркий компонент симпатичной визуальной двойной звезды d Цефея служит прототипом пульсирующих переменных звезд-цефеид, изменяя свой б леск от 3,6 до 4,3 звездной величины с периодом 5 сут 8 ч 48 мин. Звезду m Цефея В.Гершель назвал «Гранатовой звездо й», поскольку она самая красная среди звезд северного полушария, доступн ых невооруженному глазу. Звезда VV Цефея – затменная двойная с периодом 20,34 года; ее главный компонент – красный гигант с ди аметром в 1200 раз больше солнечного, – возможно, самая большая среди извес тных нам звезд. Звездное скопление NGC 188 – одно из самых старых (5 млрд. лет) ср еди рассеянных скоплений Галактики; спиральная галактика NGC 6946 находится недалеко от Местной группы. Циркуль . Маленькое созвездие к западу от Наугольник а и Южного Треугольника, рядом с a Кентавра. Звезда a Циркуля – великолепная визуальная двойн ая 3-й звездной величины. Часы. Лежит к югу от Эридана в виде узкой длинной п олосы, лишенной ярких звезд. Чаша. Неприметное созвездие к западу от Ворона и к югу от «хвоста» Льв а. Щит . Введено Гевелием под именем Щит Собесского в честь знаменитого полководца, польского короля Яна Собесского. Лежит в восточной ветви Мл ечного Пути, к северу от Стрельца. В нем нет ярких звезд. Образцом короткоп ериодических пульсирующих переменных служит d Щита. Необычная полуправильная пульсиру ю щая переменная R Щита похожа как на цефе иды, так и на долгопериодические красные переменные. Удале н ное на 5500 св. лет рассеянное скопление Ди кая Утка (М 11) можно наблюдать в небольшой телескоп в 2° к юго-востоку от b Щита; оно содержит 500 звезд ярче 14-й вел ичины и представляет изумительное зрелище. Эридан. Эту «небесную реку» разные народы отождест вляли с Евфратом, Нилом, По и Млечным Путем. В основном лежит к западу от Ор иона и Зайца; начинается чуть западнее Ригеля (в Орионе) звездами Курса ( b Эридана) и l Эридана, «течет» на запад, а затем на юг и юго-запад к го лубому гиганту Ахернар ( a Эридана ), что по-арабски как раз и означает «конец реки». Видимая звездная величин а 0,5 делает Ахернар девятой ср е ди ярчайших звезд. При расстоянии 120 св. лет он имеет светимость в 650 раз выше солнечной. Удаленная от нас на 10,67 св. года e Эридана – ближайшая одиночная звезда солнечного т ипа и 9-я среди всех ближайших звезд; ее возраст ок. 1 млрд. лет. Замечательна я тройная система o 2 Эридана состоит из оранжевого карлика 4 звездной величины, бело го карлика 9-й величины (единственного, который можно увидеть в маленький тел е скоп) и красного карлика 11- й величины. Среди далеких объектов отметим самый совершенный образец пе р е сеченной спирали – галактику NGC 1300. Южная Гидра . Эта «водяная змея» не имеет опред еленной формы и лежит к югу от Эридана и Часов. Же л тый карлик a Юж ной Гидры похож на Солнце и удален всего на 21 св. год. Южная Корона . Расположенное к юго-западу от Стр ельца маленькое и неприметное созвездие. Интерес в нем может вызвать обл асть, где перемешаны яркие и темные туманности: NGC 6726, NGC 6727 и NGC 6729. Южная Рыба . Небольшое созвездие к югу от Водолея и Козерога. В нем всего одна яркая звезда 1,2 звездной величины – Фомальгаут ( a Южной Рыбы), что по-арабски значит «рот рыбы ». Южный Крест . Наименьшее из всех созвездий, выд еленное Байером из Кентавра в 1603; лежит в южной ч а сти Млечного Пути. Четыре яркие звезды ( a , b , g и d ) образуют фигуру Креста, причем линия от g к a указ ы вает на южн ый полюс мира. Изумительная двойная звезда Акрукс ( a Южного Креста) имеет видимую вел и чину 0,8. К востоку от нее виден темный про вал на фоне Млечного Пути – это Угольный Мешок, одна из ближайших темных туманностей на рас стоянии немногим более 500 св. лет. Размер этого газо-пылевого о б лака 60ґ70 св. лет, а на небе оно занимает об ласть 7°ґ 5 °. Рядом с ним наход ится «Шкатулка с брильянтами» (NGC 4755) – красивое рассеянное скопление, наз ванное так Дж.Гершелем, поскольку содержит много звезд ярких цветов – голубых и красных сверх гигантов. Южный Треугольник. Маленькое созвездие, лежащ ее к югу от Наугольника частично в Млечном Пути. Ящерица . Расположено между Лебедем и Андромедой; ярк их звезд не имеет, хотя северная его половина л е жит в Млечном Пути. ЛИТЕРАТУРА 1. Воронцов-Вельяминов Б.А. Внег алактическая астрономия. М., 1978 г. 2. Тейлер Р.Дж. Галактики: строение и эволюция . М ., 1981 г. 3. Ходж П. Галактики . М., 1992 г. 4. Черепащук А.М. Мас сы черных дыр в двойных системах. Успехи физических наук, т. 166, с. 809, 1996 г. 5. Уллерих К. Ночи у т елескопа (путеводитель по звездному небу). М., 1965 6. Зигель Ф.Ю. Сокров ища звездного неба. Путеводитель по с о звездиям. М., 1968 7. Михайлов А.А. Звез дный атлас. М., 1969 8. Рей Г. Звезды. Новы е очертания старых созвездий. М., 1969 9. Куликовский П.Г. Справочник любителя а строномии. М., 1971 10. Цесевич В.П. Что и как наблюдать на небе. М., 1973 11. Площади созвезди й : Sky & Telescope, 1976, June, p. 408 12. Карпенко Ю.А. Назв ания звездного неба. М., 1981 13. Данлоп С. Азбука з вездного неба. М., 1990 14. Атлас звездного неба (с каталогом до 6,5 звездной величины) . Составители: Пономарев Д.Н., Чурюмов К.И. М., 1991
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
Янукович объявлен в международный розыск. До сих пор неизвестно, где он находится - на Украине или в Украине.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Происхождение и развитие галактик и звёзд", также как и все другие рефераты, курсовые, дипломные и другие работы вы можете скачать бесплатно.

Смотрите также:


Банк рефератов - РефератБанк.ру
© РефератБанк, 2002 - 2016
Рейтинг@Mail.ru