Звездные величины и расстояния до звезд

 

Видимую яркость звезды оценивают в звездных величинах. Так, звезда, которая глазом воспринимается как звезда первой величины, почти в два раза ярче звезды второй величины, которая в свою очередь во столько же раз ярче звезды третьей величины, и т.д. Точные измерения показали, что разница в блеске в одну звездную величину соответствует отношению яркостей 2, 512: 1. Это отношение глаз и мозг воспринимают как различимый скачок яркости. Связь между звездными величинами и отношением яркостей звезд легче запомнить, приняв во внимание, что звезда первой величины ровно в 100 раз ярче звезды шестой величины. Кроме того, полезно знать звездные величины некоторых наиболее ярких звезд (см. таблицу). Как видно из таблицы, самые яркие звезды имеют отрицательные значения звездных величин. На практике довольно часто нужно знать точные значения звездных величин более слабых звезд, хотя бы в некоторых, избранных участках звездного неба. Обычно такие данные приводятся на картах небольших стандартных участков неба в созвездиях Малая Медведица, Южный Крест и Плеяды.

 

Таблица №12

Видимая (m) и абсолютная (М) звездные величины некоторых звезд

 

Несмотря на все достижения современной техники, определение расстояний до звезд по-прежнему остается одной из труднейших задач астрономии. Расстояния до звезд настолько велики, что для оценки их не пригодны ни километры, ни даже астрономические единицы (а. е.). Астрономы используют такие единицы расстояний, как световой год (св. год), но чаще парсек (пк; сокращение от двух слов паралакс секунда) — расстояние, с которого радиус земной орбиты, равный 1 а.е., виден под углом в 1" (секунда дуги). 1 пк = 3, 216 св. г. = = 206265 а.е. 3.1*1013 км. Для целей галактической и внегалактической астрономии используют еще более крупные единицы расстояний: килопарсек (1 кпк = 1000 пк) и мегапарсек (1 Мпк = 1000 000 пк).

Звездную величину, определяемую при наблюдениях с Земли, называют видимой звездной величиной (обозначают буквой m). Очевидно, что видимая звездная величина зависит не только от собственной яркости звезды (ее светимости), но и от расстояния до нее. Так, звезда большой светимости, но расположенная очень далеко, видна слабенькой звездочкой, тогда как звезда малой светимости, но находящаяся близко к Земле, видна как яркая звезда. Чтобы получить представление о действительной яркости звезд (об их светимостях), их мысленно помещают на одинаковое расстояние от Земли, равное 10 пк. Тогда их звездные величины рассматриваются как абсолютные звездные величины (обозначаемые буквой М); они характеризуют истинную, не зависящую от расстояния яркость звезд. Как видно из таблицы, разница между видимой и абсолютной звездными величинами может быть поразительной.

 

Переменные звёзды

 

Переменными называют звезды, которые меняют свой блеск, становясь то ярче, то слабее. Если в течение длительного времени наблюдать за изменением блеска звезды, а затем построить на графике зависимость видимой звездной величины от времени, то мы получим так называемую кривую блеска, которая дает богатую информацию о самой звезде. В зависимости от типа звезды ее блеск может изменяться на протяжении нескольких минут или за период, составляющий многие годы. У большой группы периодических переменных причина изменения блеска кроется во взаимных затмениях двух звезд, обращающихся одна относительно другой в плоскости, лежащей близко к лучу зрения наблюдателя. Наиболее известным представителем такого класса переменных звезд является Алголь ( Персея), блеск которого меняется в пределах 2, 2m — 3, 4m. В некоторых случаях наблюдаются главный и вторичный минимумы, соответствующие затмениям яркого и слабого компонентов.

Наряду с такими затменно-переменными звездами существуют переменные иных типов: одни из них представляют тесные двойные системы, другие относятся к одиночным звездам, изменения блеска которых вызваны происходящими в них физическими процессами. Процессы, приводящие к разным формам переменности (которые проявляются в различной форме кривой блеска), связаны с определенными этапами звездной эволюции. Для астрономов-любителей наиболее интересны наблюдения долгопериодических (ДП), полуправильных (ПП) и различных эруптивных (взрывных) звезд (к последним относится и группа звезд, у которых вместо вспышки наблюдается резкое уменьшение яркости). Так как переменные составляют значительную часть звезд, их изучение представляет весьма благодатное поле деятельности для любителей.

 

 

Оценки звездных величин

 

Оценить звездную величину переменной звезды не составляет большого труда. Для этого нужно знать значения звездных величин близлежащих звезд сравнения, которые, как правило, приводятся в астрономических календарях, справочниках и бюллетенях; в этих же изданиях обычно имеются соответствующие карты, которые помогут вам быстрее найти интересующую вас переменную среди звезд. Обнаружив на небе нужную область звезд, в первую очередь отыщите саму переменную. Если она не видна, отметьте самую слабую из звезд сравнения и в журнале наблюдений запишите: «Блеск переменной меньше...». Даже такая информация о переменной может оказаться полезной. Если переменная видна, найдите две звезды из звезд сравнения, одна из которых несколько ярче, а другая несколько слабее исследуемой переменной. Если блеск переменной оказался в точности равным блеску одной из звезд сравнения, все равно следует найти хотя бы еще одну звезду сравнения, которая либо несколько ярче, либо слабее. Обычно такие сравнения помогают грубо оценить блеск переменной звезды.

При использовании более точного «метода интервалов» переменная (которую обычно обозначают буквой V) сопоставляется с двумя звездами сравнения А и В, близкими по блеску, причем А несколько ярче, а В слабее переменной. Если переменная кажется слабее А на столько же, на сколько ярче В, то это записывают так: A(1)V(1)B; в записях такого рода более яркую звезду обычно ставят на первое место. Если переменная кажется на треть ярче разности блеска звезд сравнения С и D, то это записывают в виде: C(1)V(2)D; читается эта запись так: С, одна треть, переменная, две третьих D. В зависимости от соотношения яркостей возможны, например, такие записи: E(1)V(3)D; F(3)V(2)D и т. д. Не имеет смысла делить интервал между блеском звезд более чем на 5 частей: ошибки наблюдений сводят на нет цену более мелких оценок. В дальнейшем, набравшись опыта, можно перейти к более тонким методам оценок.

 

 

Рис. 128. Кривая блеска затменной переменной, построенная по результатам (точки) отдельных наблюдений (вверху). Для построения кривой блеска долго-периодических переменных используют результаты, усредненные по многим отдельным наблюдениям (в центре). На кривой блеска эруптивной переменной «размер» точек тем больше, чем больше число наблюдений переменной в данный момент времени (внизу).

 

Рис. 129. Карта окрестностей полуправильной переменной АС Геркулеса (справа); для сравнения обозначены некоторые другие звезды и их звездные величины.

Вычисление звездной величины переменной на основании таких сравнений сводится к простой арифметической операции. Определив разность звездных величин звезд сравнения, рассчитывают «цену» одной части, затем умножают ее на число частей, на которое блеск переменной отличается, например, от блеска более яркой звезды. Таким образом получают разность между блеском более яркой звезды и блеском переменной. Поскольку блеск более яркой звезды выражается меньшей величиной (числом), то блеск переменной будет равен сумме звездной величины яркой звезды сравнения и вычисленной разности. Если таким же способом оценивается разница между блесками переменной и более слабой из звезд сравнения, то блеск переменной находится путем вычитания полученной разности из звездной величины слабой звезды сравнения.

 

Таблица №13

Некоторые переменные звезды

Обозначения: ДП — долгопериодическая, ПП — полуправильная, RCK — типа R Северной Короны, UБл — типа U Близнецов, Затм. — затменно-переменная, RVT — типа RV Тельца.

 

По этому описанию процедура оценки блеска переменной кажется гораздо сложнее, чем это есть на самом деле. Попробуйте проделать ее на практике и вы убедитесь, как это просто. Конечно, при таких наблюдениях встречаются и трудности. Не разглядывайте слишком долго красные звезды, иначе вам покажется, что они становятся ярче: постарайтесь оценить их блеск возможно быстрее. (Обычно при оценке блеска красных звезд результаты разных наблюдателей сильнее отличаются друг от друга, чем при оценке голубых). Занимаясь такими наблюдениями, старайтесь поворачивать голову, поскольку из двух одинаковых звезд та, которая расположена в поле зрения ближе к вашему носу и несколько ниже, кажется слегка ярче других.

 

 

Новые звезды

 

Эруптивные переменные звезды (обычно это тесные двойные системы) отличаются большим разнообразием как по яркости вспышек, которые происходят совершенно случайным образом, так и по их продолжительности. Наибольший интерес среди них представляют новые звезды, блеск которых в момент вспышки неожиданно возрастает на 10 и более звездных величин (т.е. звезда становится ярче в 10000 и более раз) всего за несколько дней. Обнаружив новую звезду, за ней можно следить, оценивая обычным способом ее звездную величину; правда, здесь возникают трудности с подбором звезд сравнения и определением их звездных величин.

Естественно, открытие новой — дело весьма почетное, и многие любители осуществляют визуальное или фотографическое «патрулирование» звездного неба в надежде на успех. Как и при поисках комет, здесь требуется хорошо знать звездное небо. Чтобы избежать «фальшивых открытий», необходимо детально изучить расположение на небе переменных других типов.

Фотография — самый удобный способ непрерывного и оперативного наблюдения за звездным небом. Чтобы исключить неприятности, связанные с неизбежными дефектами в фотоэмульсии, лучше делать одновременно два снимка одного и того же участка неба. После фотографирования снимки следует сразу же проявить и внимательно просмотреть — вдруг вам удастся обнаружить новую на самой ранней стадии появления!

 

 

Рис. 130. Кривая изменения блеска новой V 1500 Cyg, которая вспыхнула в 1975 г.

 

Рис. 131. Новая звезда V 1500 Cyg вблизи максимума светимости, когда ее блеск составлял 2m (слева), и много недель позднее, когда блеск упал до 11m.

Чаще всего новые вспыхивают в областях неба, ближайших к Млечному Пути; именно здесь и нужно прежде всего осуществлять патрулирование. Систематические многолетние исследования такого рода совместно с данными отдельных наблюдателей позволили открыть ряд новых звезд. Информация, полученная любителями, нередко представляет огромный интерес и для профессиональных астрономов.

 

Двойные и кратные звёзды

 

Многие звезды видны на небе так близко друг от друга, что кажутся двойными. Некоторые из них в действительности никак не связаны друг с другом. Находясь на различных расстояниях от Земли, они просто случайно оказались рядом на луче зрения; их двойственность — кажущееся явление. Звезды такого типа называются оптическими двойными. Другие более многочисленные двойные действительно физически связаны между собой; обращаясь по орбитам относительно друг друга, они образуют так называемые двойные системы. Наблюдаются также кратные системы, состоящие из трех и более звезд. Многие двойные звезды (обоих типов) при наблюдениях в бинокль и небольшой телескоп выглядят весьма необычно и красиво. Невооруженным глазом легко различить Большой Медведицы, Мицар, с ее компаньоном Алькором. Глазом легко различить двойную звезду Лиры, но лучше ее рассматривать в бинокль. В телескоп с увеличением 100-200 раз эта звезда представляется четырехкратной системой.

 

 

Рис. 132. Две яркие звезды (слева) и Центавра, Центавра представляет собой кратную систему, состоящую из близкой пары ярких звезд (звездные величины 0m и 1, 4m) и Проксимы Центавра (11m), находящейся на значительном расстоянии от этой пары.

Таблица №14

Двойные звёзды

 

Наблюдения двойных звезд позволяют достаточно просто определить разрешающую способность телескопа; список наиболее удобных для этих целей объектов представлен в таблице. Не огорчайтесь, если разрешение телескопа, полученное на основании таких измерений, не соответствует его теоретическому значению — экспериментальные результаты зависят не только от опыта наблюдателя, но и от условий наблюдения.

В двойных системах видимое положение компонентов меняется по мере их движения относительно друг друга; обычно наиболее яркую звезду принимают за главную и положение более слабой определяют по отношению к ней. Измеряя таким образом относительное положение звезды в течение нескольких лет, можно построить ее орбиту. Форма и размеры видимой орбиты во многом зависят от ее ориентации в пространстве. В моменты, когда компоненты пары расходятся, их легко различить по отдельности; временами же они настолько близко подходят друг к другу, что едва различимы.

 

 

Измерения двойных звезд

 

Для измерения положений звезд в двойных системах следует использовать длиннофокусные телескопы (предпочтительнее рефракторы и катадиоптрические системы) с жесткой монтировкой, снабженные системой слежения и микрометрами. Среди множества разнообразных микрометров наиболее распространен и легко изготовляем нитяной микрометр, который состоит из неподвижной и перемещающейся нитей (довольно часто нити микрометра делают из паутинок). При наблюдении двойных звезд измеряют позиционный угол (ПУ)[2] и расстояние между компонентами. Из-за значительных инструментальных ошибок весьма трудно точно определить эти величины при одном измерении, для увеличения точности необходимо произвести много отдельных измерений и вычислить среднее значение. По-видимому, вследствие сложности самих исследований и слишком жестких требований, предъявляемых к телескопу и измерительным устройствам, наблюдения двойных звезд мало привлекают астрономов-любителей.

Довольно часто компоненты двойной системы расположены настолько близко друг к другу, что их невозможно увидеть раздельно ни в один телескоп. Тем не менее при их спектральных исследованиях удается заметить раздвоение спектральных линий, свидетельствующее о наличии двойной системы. Такие спектральные двойные весьма распространены. Установлено, что большинство звезд являются двойными и кратными системами. В этом смысле Солнце скорее исключение, так как не имеет звезды-компаньона (во всяком случае, насколько это известно сейчас).

 

Звёздные скопления

 

Наряду с двойными и кратными системами существуют также звездные скопления. Они подразделяются на два основных типа: рассеянные (часто их называют галактическими) и шаровые (сферической формы). (Скопления, особенно рассеянные, лучше наблюдать в инструменты с широким полем зрения.

Рассеянные скопления. Рассеянные скопления имеют неправильную форму и состоят из звезд, которые одновременно образовались из единого газово-пылевого облака. По этой причине все звезды рассеянного скопления имеют один и тот же возраст и одинаковый химический состав. Рассеянные скопления в основном сосредоточены в спиральных рукавах нашей Галактики, поэтому на звездном небе они в основном расположены в области Млечного Пути. Рассеянные скопления существенно различаются по числу звезд и степени их концентрации. Так, некоторые из них настолько растянуты, что выглядят как едва заметные сгущения, трудно различимые на фоне окружающих звезд. Обычно это старые рассеянные скопления, в которых звезды вследствие собственных движений как бы «разбежались» в окружающее пространство, так что их принадлежность к скоплению стала едва заметна. Более молодые скопления, например Плеяды (М45), наоборот, более компактны и содержат много горячих молодых звезд.

 

 

Рис. 133. Шаровое скопление М13 в созвездии Геркулес – один из самых удивительных объектов северного неба.

Таблица №15

Звёздные скопления

 

 

Рис. 134. Молодые, горячие звезды в рассеянном скоплении Плеяды и голубые отражательные туманности.

Шаровые скопления. Шаровые скопления представляют собой плотные шарообразные образования, содержащие до нескольких миллионов звезд. Это очень старые объекты, сформировавшиеся из первичного, не содержащего тяжелых элементов вещества на ранних этапах эволюции Галактики. Согласно современным представлениям тяжелые химические элементы образуются при термоядерных реакциях, протекающих внутри звезд. Заканчивая свой жизненный звезды взрываются, а их вещество, обогащенное тяжелыми элементами, рассеивается в межзвездном пространстве и служит лом, из которого в дальнейшем формируются звезды нового поколения. В отличие от рассеянных скоплений шаровые концентрируются не в спиральных рукавах, а ближе к центру Галактики, который расположен в направлении созвездия Стрелец. Шаровые скопления обнаружены также далеко от центра — в области галактического гало.

 

Туманности

 

Межзвездное пространство в Галактике заполнено газом и пылью, которые довольно часто собираются в плотные облака — так называемые газово-пылевые туманности. По внешнему виду их делят на несколько типов.

Темные туманности. Плотное газово-пылевое облако, загораживающее свет расположенных за ним звезд, выглядит на фоне окружающих звезд темной туманностью. К числу таких туманностей относятся Большой Провал в созвездии Лебедь и туманность Угольный Мешок в созвездии Южный Крест. Наряду с такими плотными туманностями имеется много менее заметных, которые в основном сосредоточены в темной полосе, вытянувшейся вдоль Млечного Пути. Наблюдать эти слабые туманности можно лишь при благоприятных условиях, используя небольшое увеличение.

Отражательные туманности. Пыль газово-пылевого облака может отражать свет горячих звезд, расположенных поблизости. Тогда эти облака предстают нашему взору в виде светлых отражательных туманностей. Среди этих туманностей очень мало таких, которые можно увидеть невооруженным глазом. Например, при хорошей видимости можно «угадать» слабую отражательную туманность в скоплении Плеяды. Однако отражательные туманности хорошо заметны на фотографиях, сделанных с длительной экспозицией. Обычно они имеют голубой цвет, поскольку отражают свет молодых и горячих звезд, находящихся по соседству. Хотя в таких туманностях довольно много газа, только в некоторых случаях звезды достаточно горячи, чтобы вызвать его свечение.

 

Таблица №16

Туманности

 

 

Рис. 135. Тёмное пылевое облако туманности Конская Голова в созвездии Орион закрывает свет более далёких звёзд.

 

Рис. 136. Кольцеобразная туманность в созвездии Лира – весьма эффектная планетарная туманность.

 

Рис. 137. Большая туманность в созвездии Орион – яркий пример эмиссионных туманностей.

Эмиссионные туманности. Свечение эмиссионных туманностей возбуждается ультрафиолетовым излучением заключенных в них звезд. Газ, из которого состоит туманность, поглощает ультрафиолетовое излучение звезд, переизлучая его затем в видимом диапазоне. Глазу эти туманности кажутся зеленоватыми диффузными образованиями, но на фотографиях они выглядят красными, благодаря сильному свечению на длине волны водорода, составляющего основную массу газа туманности. Самый яркий представитель эмиссионных туманностей — известная Большая Туманность Ориона (М42), которую невооруженный глаз различает как тусклую «звездочку» в «мече» Ориона. При наблюдении в телескоп эта туманность выглядит протяженным светящимся облаком газа, которое окружает горячие молодые звезды, входящие в состав так называемой «Трапеции» Ориона ( Ориона). Эмиссионные и темные газопылевые туманности часто являются районами активного звездообразования.

 

 

Рис. 138. Темное межзвездное облако, образующее туманность «Мексиканский Залив», на фоне светящейся газовой туманности Северная Америка. Свечение этой туманности обусловлено водородом, из которого она в основном состоит.

 

Рис. 139. Туманность NGC 7293 («Улитка») в созвездии Водолей — очень крупная и впечатляющая планетарная туманность.

 

Рис. 140. Туманность М31 в созвездии Андромеда — гигантская спиральная галактика Sb-типа в окружении нескольких небольших галактик, ее спутников.

Планетарные туманности. Некоторые звезды на заключительных стадиях эволюции постепенно сбрасывают внешние слои, которые, медленно расширяясь, образуют светящиеся туманности. При наблюдениях в телескопы эти туманности напоминают диски планет, поэтому они и получили название планетарных. В центре некоторых из них можно увидеть небольшие очень горячие звезды. Расширяющиеся газовые туманности также возникают в конце жизни некоторых массивных звезд, когда они взрываются как сверхновые; при этом звезды полностью разрушаются, рассеивая свое вещество в межзвездное пространство. Это вещество богато тяжелыми элементами, образовавшимися в ядерных реакциях, протекавших внутри звезды, и в дальнейшем служит материалом для звезд новых поколений и планет. Туманности, оставшиеся после таких взрывов, называются остатками взрыва сверхновых. Примерами могут служить Крабовидная туманность в созвездии Тельца (M1) и тонковолокнистая Туманность Вуаль, часть гигантской Петли в созвездии Лебедь; их легко можно увидеть в любительский телескоп.

 

Наша Галактика

 

Сгущение звезд, получившее название Млечный Путь, протянулось полосой через все небо. Оно едва заметно даже в темные ночи в созвездиях Близнецы, Орион и Возничий, но сияет ярким серебристым светом в области неба между созвездиями Лебедь (на севере) и Киль (на юге). В некоторых местах Млечный Путь настолько ярок, что на его фоне трудно различить яркие звезды, образующие контуры созвездий. Темные «провалы» на ярком фоне звезд Млечного Пути — это плотные пылевые облака, которые поглощают свет расположенных за ними звезд. Все эти скопления звезд и межзвездной пыли, а также молодые рассеянные звездные скопления входят в состав гигантских спиральных рукавов и диска нашей Галактики. Диаметр этой огромной плоской звездной системы около 30 кпк, или 100000 св. лет.

Солнечная система находится внутри этого диска, и именно его мы наблюдаем (в проекции на небесную сферу) в виде полосы Млечного Пути. На фотографиях, полученных с помощью широкоугольных фотокамер, наша Галактика выглядит как диск с центральным сгущением звезд, расположенным в направлении на созвездие Стрелец. Это линзообразное по форме сгущение называют галактическим ядром; оно представляет собой сплюснутое шарообразное облако звезд, расположенное в центре Галактики. Старые красноватые звезды, входящие в состав ядра, по своим свойствам сильно отличаются от молодых, горячих, голубых звезд спиральных рукавов. Центр Галактики находится в созвездии Стрелец на границе с созвездием Змееносец. Галактический центр не удается наблюдать в видимой области спектра, так как он закрыт от нас плотными газовопылевыми облаками. Но наблюдения в рентгеновском, инфракрасном и радиодиапазонах, в которых газ и пыль практически прозрачны, показали, что ядро Галактики представляет собой гигантский вихрь газовопылевых облаков и скоплений звезд, в самом центре которого, по-видимому, расположена массивная черная дыра. Солнечная система лежит ближе к краю Галактики, на расстоянии около 10 кпк (32 000 св. лет) от ее центра.

Как свидетельствуют наблюдения, наряду с галактическим диском (плоской составляющей в структуре нашей Галактики) существует менее выраженная и значительно более протяженная, сферическая по форме составляющая Галактики, называемая галактическим гало. Гало, границы которого четко не определены, состоит из газа (общее количество его пока точно не известно) и редко разбросанных слабых звезд.

 

Таблица №17

Галактики

 

 

Рис. 141. NGC 253 — спиральная галактика Sc-типа в созвездии Скульптор, видимая почти с ребра.

Интересно представить, как выгладит наша Галактика со стороны. Видимо, она очень похожа на ближайшую к нам галактику М31, знаменитую Туманность Андромеды, или на более далекую галактику М81 в созвездии Большая Медведица, а с ребра она, возможно, напоминает известную галактику Ml04 («Сомбреро») в созвездии Дева, в которой заметна темная полоса поглощающего вещества.

 

Другие галактики

 

Галактики весьма разнообразны как по форме, так и по размерам. Выделяется группа небольших неправильной формы галактик, у которых не обнаруживается никакой структуры. Примером может служить Малое Магелланово Облако — оно настолько бесструктурно, что кажется просто небольшим участком Млечного Пути. Структура едва заметна у другой ближайшей к нам галактической системы — Большого Магелланова Облака.

Наряду с неправильными можно выделить еще два крупных типа галактик: спиральные и эллиптические.

Спиральные галактики, к которым относится и наша, представляют собой плоские звездные системы с диском и центральным ядром, в этих галактиках много молодых звезд. Небольшая группа галактик этого типа (галактики S0) не имеет спиральных ветвей, у других спиральная структура становится заметной, если их диски повернуты к наблюдателю. Широко разбросанные, сильно раскрученные спиральные рукава в галактиках типа Sc, подобных объекту МЗЗ в созвездии Треугольник, довольно трудно различить в телескоп, тогда как у галактик типа Sb спирали хорошо заметны. Примером последних может служить великолепная по виду галактика М81 в созвездии Большая Медведица.

 

 

Рис. 142. МЗЗ — спиральная галактика Sc-типа в созвездии Треугольник, видимая почти «плашмя»; внешние области ее спиральных облаков различить довольно трудно (слева).

Рис. 143. Достаточно яркая сверхновая (показана стрелкой), вспыхнувшая в спиральном рукаве галактики (вверху).

 

Более компактные галактики типа Sa при наблюдении в любительские телескопы, кажется, вообще не имеют структуры, однако на фотографиях, полученных с длительными экспозициями, их спиральная структура отчетливо заметна.

Примером еще одного типа галактик — спиральных галактик с перемычкой (SB), — у которых спирали начинаются не из ядра, а от концов перемычек, пересекающих ядро, может служить М95 в созвездии Лев; это галактика типа SBb.

Эллиптические галактики, характеризующиеся довольно плавным распределением яркости, состоят из старых звезд и очень бедны газом и пылью. Они обозначаются буквой Е, за которой следует цифра, указывающая на степень сплюснутости. Галактики типа Е0, к которым относится гигантская эллиптическая галактика М87 в созвездии Дева, имеют абсолютно сферическую форму; в этом же созвездии видна более сплюснутая галактика М49 типа Е4. Сильно сплюснутые галактики типа Е7 — довольно редкое явление среди эллиптических галактик; они напоминают спиральные галактики, видимые с ребра. Массы этих галактик варьируются в широких пределах. Так, масса карликовых эллиптических галактик не превышает одной миллионной массы нашей Галактики, в то время как такие гигантские эллиптические галактики, как М87, по массе в сотни раз превосходят нашу.

Газ и пыль, сосредоточенные в плоскости Млечного Пути, сильно поглощают свет; поэтому галактики в основном видны лишь вблизи северного и южного галактических полюсов. В Северном полушарии особенно много галактик и их скоплений наблюдается в созвездии Волосы Вероники и вблизи созвездия Дева. Перечень самых ярких галактик приведен в таблице.

Галактики — настолько слабые и тусклые объекты, что их можно исследовать только путем фотографирования с длительными экспозициями. Очевидно, что при таких экспозициях необходима точная система гидирования. Чтобы обнаружить в галактиках вспышки сверхновых, нужно проводить систематические, патрульные визуальные или фотографические наблюдения; при этом используются те же методы, что и при поиске новых звезд.

Сверхновые. Последние вспышки сверхновых в нашей Галактике наблюдали еще известные астрономы прошлого: Тихо Браге — в 1577г. и Иоганн Кеплер — в 1604 г. Подобные вспышки сверхновых иногда наблюдаются и в других галактиках; несколько таких вспышек было зарегистрировано астрономами-любителями. Взрывы сверхновых значительно мощнее взрывов новых звезд. Звездная величина сверхновой за короткий промежуток времени изменяется более чем на 20m, и звезда по яркости становится сравнимой с целой галактикой, содержащей сотни миллиардов звезд.

 

 

Литература

 

American Association of Variable Star Observers. AAVSO Variable Star Atlas. — Cambridge Massachusetts: Sky Publishing, 1980.

British Astronomical Association: Guide for Observers of the Moon. — London, 1974.

Handbook. — London (выпускается ежегодно).

Satellite Observers' Manual. — London, 1974.

Star Charts. — London, 1981.

Burnham R. Burnham's Celestial Handbook. 3 vols. — New York: Dover, 1978.

Duffer-Smith P. Practical Astronomy with Your Calculator. 2nd edition — Cambridge, England: Cambridge University Press» 1981.

Eastman Kodak Co. Astrophotography Basics. Publication AC-48.

Rochester, New York, 1980.

King-Hele D. Observing Earth Satellites, — London: Macmillan, 1983.

Moore P., ed. Practical Amateur Astronomy. —Guildford, England: Lutterworth Press, 1975.

Norton A. P. Norton's Star Atlas. 17th edition. Edited by G.S. Satterthwaite. —Edinburgh: Gall & amp; Inglis, 1978.

Royal Astronomical Society of Canada. Observer's Handbook. —Toronto (выпускается ежегодно).

Sidgwick J. B. Observational Astronomy for Amateurs. 4th edition. Edited by J. Muirden. — London: Pelham, 1982. Tirion W. Sky Atlas 2000. — Cambridge, Massachusetts: Sky Publishing, 1981.

 

 

Журналы

 

Astronomy. AstroMedia Corp., PO Box 92788, Milwaukee, Wisconsin (ежемесячно).

British Astronomical Association, Burlington House, Piccadilly, London W1V ONL (раз в два месяца)..

Popular Astronomy. Junior Astronomical Society, 36 Sandown Way, Greenham, Newbury, Berks. RG14 7SD (раз в квартал).

Quarterly Journal. Royal Astronomical Society, Burlington House, Piccadilly, London W1V ONL (раз в квартал).

Sky & amp; Telescope. Sky Publishing, 49 Bay State Road, Cambridge, Massachusetts 02138 (ежемесячно).

The Astronomer, 177 Thunder Lane, Thorpe St Andrew, Norwich NR7 OJF (наблюдения любителей, ежемесячник).

 

 

Дополнительная литература

 

Астрономический календарь. Постоянная часть. — М.: Физматгиз, 1962.

Астрономический календарь. Переменная часть. — М.: Наука (выпускается ежегодно).

Дагаев М.М. Наблюдения звездного неба. — М.: Наука, 1975.

Зигель Ф.Ю. Сокровища звездного неба. — М.: Наука, 1976.

Каплан С. А. Как увидеть, услышать и сфотографировать искусственные спутники Земли. — М.: Физматгиз, 1958.

Климишин И. А. Календарь и хронология. — М.: Наука, 1985.

Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии. — М.: Наука, 1971.

Михайлов А. А. Звездный атлас, содержащий для обоих полушарий все звезды до 8.25 звездной величины (изд. 2-е). — М.: Гостехиздат, 1957.

Михайлов А. А. Звездный атлас. — М.: Изд-во АН СССР, 1958. Состоит из четырех карт звездного неба, содержащих звезды до 5.5 звездной величины.

Могилко А. Д. Учебный звездный атлас. — М.: Учпедгиз, 1958.

Набоков М.Е. Астрономические наблюдения с биноклем, — М.: Гостехиздат, 1947.

Струве О., Линде Б., Пилланс 3. Элементарная астрономия. — М.: Наука, 1964.

Уллерих К. Ночи у телескопа. — М.: Мир, 1966.

Физика космоса (маленькая энциклопедия). — М.: Советская энциклопедия, 1986.

Цесевич В. П. Что и как наблюдать на небе. — М.: Наука, 1973.

Школьный астрономический календарь. — М.: Просвещение (выпускается ежегодно).

Энциклопедический словарь юного астронома. — М.: Педагогика, 1980.

Много интересных публикаций содержится в журналах «Земля и Вселенная», «Наука и жизнь».

 

⇐ Предыдущая234567891011

Поделиться: