Реферат: Наша галактика

<span Times New Roman",«serif»">План

<span Times New Roman",«serif»;mso-ansi-language:EN-US">:

<span Times New Roman",«serif»;mso-ansi-language:EN-US">

<span Times New Roman",«serif»;mso-ansi-language:EN-US">

<span Times New Roman",«serif»">1.<span Times New Roman"">    

<span Times New Roman",«serif»">ВВЕДЕНИЕ

<span Times New Roman",«serif»">2.<span Times New Roman"">    

<span Times New Roman",«serif»">ОТКРЫТИЕ ГАЛАКТИКИ

<span Times New Roman",«serif»">3.<span Times New Roman"">    

<span Times New Roman",«serif»">СОДРУЖЕСТВА ЗВЕЗД

<span Times New Roman",«serif»">4.<span Times New Roman"">    

<span Times New Roman",«serif»">ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

<span Times New Roman",«serif»">5.<span Times New Roman"">    

<span Times New Roman",«serif»">МЕЖДУ ЗВЕЗДАМИ

<span Times New Roman",«serif»">6.<span Times New Roman"">    

<span Times New Roman",«serif»">АССОЦИАЦИИ И ПОДСИСТЕМЫ7.<span Times New Roman"">     МЕСТНАЯ СИСТЕМА8.<span Times New Roman"">     ВЫВОДЫ

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">

<span Times New Roman",«serif»">ВВЕДЕНИЕ

<span Times New Roman",«serif»">

Астрономия— это наука о Все­ленной, изучающая движение,строение, происхождение и развитие небесных тел и их систем. Как и все насвете, астроно­мия имеет длительную историю, едва ли не большую, чем любаядругая наука.

По ходу знакомства с окру­жающейнас Вселенной возникали новые области познания. Рождались отдельные направленияисследова­ний, постепенно складывавшиеся в самостоятельные научные дисципли­ны.Все они, разумеется, объединя­лись общими интересами астроно­мии, носравнительно узкая спе­циализация внутри астрономии все больше  и больше давала себя знать.

Всовременной астрономии четко выделились следующие разделы:

I.Астрометрия—древнейший раздел астрономии,изучающий по­ложение на небе небесных тел в определенные моменты времени. Где и когда— таков по существу основ­ной вопрос, на который отвечаетастрометрия. Очевидно, для ответа нужно знать ту систему координат,относительно которой определяют положение тела, и уметь измерять промежуткивремени с помощью равномерного движения.

Порожденнаянуждами практики, астрометрия до сих пор остается наиболее «практической», прикладнойотраслью астрономии. Измере­ния времени и местоположения нужны во всех делахчеловеческих, и поэтому трудно указать обстоя­тельства, где астрометрия прямоили косвенно не находила бы себе применение.

II.Небесная механикавозникла лишь вXVIIв. когда стало возможным изучать силы, управ­ляющие движением небесных тел.Главной из этих сил, как известно, является гравитационная сила, т. е. сила тяготения,или, иначе говоря, сила взаимного притяжения небес­ных тел. Хотя природагравитации до сих пор  не ясна, теориядвижения небесных тел под дейст­вием тяготения разработана очень обстоятельно,как, впрочем, и теория фигур равновесия небесных тел, которые определяютсягравитацией и вращением. Обе эти теории, и составляют главное, чем занимаетсянебесная механика.

III.Почтиодновременно с не­бесной механикой развивалась и астрофизика— та отрасльастроно­мии, которая изучает физическую природу небесных тел. А стало этовозможным благодаря изобретению телескопа, который далекое сделал близким ипозволил рассмотреть удивительные подробности на небе и небесных телах.Особенно бурное развитие астрофизика испытала с открытием спектрального анализавXIX в. Стремительный ростастрофизических знаний, невиданно быстрое расширение средств иссле­дованияфизики космоса продол­жается и в наше время.

IV.Звездная астрономияизучает строение и развитие звездных сис­тем. Этотраздел возник на грани XVIII иXIX вв. с классических работ Вильяма и ДжонаГершелей. Дальнейшие шаги в познании звездных систем показали, что звезднаяастрономия немыслима без астро­физики. Подобно тому, как в современной астрономииастромет­рия все теснее сближается с небесной механикой, астрофизические методыисследования приобретают все боль­шее значение в исследовании звезд­ных систем.

V.Конкретныеданные, добывае­мые перечисленными выше отрасля­ми астрономии,обобщаются космо­гонией, котораяизучает происхож­дение и развитие небесных тел. Так как эволюция небесных телсовершается, как правило, за сроки, несравнимо большие, чем время су­ществования   человека,  решение космогонических проблем—дело очень трудное. Правда, в какой-то мере оно облегчается некоторымибыстропротекающими космическими процессами типа взрывов, которых в последнеевремя открывают все больше и больше. Однако разгадать их эволюционный смыслдалеко не всегда просто.

VI.Космологиязанимаетсянаи­более общими вопросами строения и эволюции всего, мира в целом. Космологистараются рассматривать Вселенную в целом, не забывая, конечно, о том, чточеловеку всегда доступна лишь ограниченная часть бесконечного и неисчерпаемогово всех отношениях Мира. Поэтому космологические «модели» всей Все­ленной, т.е. теоретические схемы «Мира в целом», неизбежно стра­дают упрощенчеством илишь в большей или меньшей степени отра­жают реальность. Космология всегда былаи остается сферой идеоло­гической борьбы идеалистического и материалистическогомировоззрений.

Данная работа посвящена одной изосновных частей звездной астрономии – нашей Галактике.

Планета Земля принадлежит Солнечнойсистеме, которая состоит из единственной звезды – Солнца и девяти планет с ихспутниками, тысяч астероидов, комет, бесчисленных частичек пыли, и все это обращаетсявокруг Солнца. Поперечник Солнечной системы составляет примерно 13 109км.

Солнце и Солнечная системарасположены в одном из гигантских спиральных рукавов Галактики, называемойМлечным Путем. Наша Галактика содержит более 100 млрд. звезд, межзвездный газ ипыль, и все это обращается вокруг ее центра. Поперечник Галактики составляетпримерно 100 000 световых лет (один миллиард миллиардов километров).

Далее будет рассмотрена историяизучения и строение нашей Галактики.

<span Times New Roman",«serif»">ОТКРЫТИЕ ГАЛАКТИКИ

<span Times New Roman",«serif»">3вездная астрономия, т.е. раздел астрономии,изучающий строение звездных систем, возникла сравнительно недавно, всего двавека назад. Раньше она не могла возникнуть, так  как  оптические средства  исследования Вселенной были  еще  крайне несовершенны. Правда, высказывались разные умозрительные  идеи о  строении звездного мира, подчасгениальные. Так, древнегреческий философ Де­мокрит  (460—370 г. до н.э.) считал Млечный Путь  скопищем слабосветящихсязвезд.  Немецкий ученый XVIII в. ИоганнЛамберт (1728—1777) полагал, что звездный мир имеет ступенчатое, иерархиче­ское  строение: меньшие системы звезд образуют большие, те, в свою очередь,  еще большие  и  т. д., наподобие  известной игрушечной «матрешки». И эта «лестница сис­тем», по Ламберту, не имеетконца, т. е. подобная «структурная» Все­ленная бесконечна. Но, увы, все такиеидеи не подкреплялись факта­ми,  и  звездная астрономия  как наука зародиласьлишь в трудах Вильяма Гершеля (1738—1822), ве­ликого наблюдателя иисследователя звездной Вселенной.

За  свою  долгую жизнь он отшлифовал для телескоповоколо 430 телескопических зеркал, и среди них громадное зеркало диаметром 122см и фокусным расстоянием 12 м. Гершелю стало доступно огромное множество  очень слабых звезд, что  сразу  расширило горизонты познания. Удалось выйти в глубины звездного мира.

Еще в 683 г. н.э. китайский астроном И. Синь измерилкоорди­наты 28 звезд и заметил их изменения по сравнению с более древнимиопределениями. Это заставило его высказать догадку о собственном движении  звезд в пространстве. В 1718 г. Эдмунд Галлейна основании наблюдений Сириуса, Альдебарана и Арктура подтвердил эту гипотезу.К концу ХVIII в. стали известны собственные движения все­го 13 звезд. Но дажепо таким крайне бедным данным Гершелю удалось обнаружить движение на­шегоСолнца в пространстве.

Идея метода Гершеля проста. Когда идешь по густомулесу, кажется, что деревья впереди рас­ступаются, а сзади, наоборот, схо­дятся.Так и на небе — в той его части, куда летит Солнце вместе с Солнечной системой(созвездие Геркулеса), звезды будут казаться «разбегающимися» в стороны отапекса — точки неба, куда направ­лен вектор скорости Солнца. На­оборот, впротивоположной точке неба (антиапексе) звезды должны казаться сходящимися. Этиэффекты и  были выявлены  Гершелем, но из-за  скудости  данных скорость движения  Солнца  он определил неточно.

Гершель открыл множества двой­ных, тройных и вообщекратных звезд и обнаружил в них движение компонентов. Это доказывало, чтократные звезды — физические систе­мы, подчиняющиеся закону тяготе­ния. Ноглавная заслуга Вильяма Гершеля состоит в его исследо­вании общего строениязвездного мира.                                             

Задача была трудной. В ту пору (конец ХУШ в.) ни доодной из звезд не было известно расстояние. Пришлось поэтому ввести ряд уп­рощающихпредположений. Так, Гер­шель предположил, что все звезды распределены впространстве рав­номерно. Там же, где наблюдаются сгущения звезд, в томнаправлении звездная система имеет большую протяженность. Пришлось  также предположить, что все звезды излучаютодинаковое количество света, а их видимая звездная величина зависит только отрасстояния. И, наконец, мировое пространство Гер­шель считал абсолютнопрозрачным. Все  эти  три допущения были, как мы теперь знаем, ошибочными, но  ничего лучшего  во  времена Гершеля придумать было невозмож­но.На звездном небе Гершель выде­лил 1083 площадки и на каждой из них подсчитывалчисло звезд данной звездной величины. Предположив затем, что самые яркие звездынаиболее близки к Земле, Гершель принял их расстояние от Земли за единицу и вэтих отно­сительных масштабах построил схему нашей звездной системы. При этомГершель полагал, что его теле­скопы  позволяют  видеть самые далекие звезды Галактики.

Схема строения Галактики по Гершелю  была, конечно, далекой от действительности.По­лучалось, что поперечник Галактики равен 5800 св. годам, а ее толщина 11ООсв. годам, причем Солнечная система находится недалеко от галактическогоцентра. Хотя в этой работе действительные размеры нашей звездной системыуменьшены по крайней мере в 15 раз и положение Солнца оценено неверно, не следует  преуменьшать значение открытия Гершеля.Именно он впервые опытным путем доказал структурность звездной Вселенной,опровергнув популярные в ту пору взгляды о равномерном распределении звезд вбесконечном пространстве.

Следующий,  весьма   важный вклад в изучениеГалактики внесли русские ученые. Воспитанник Дерптского  (Тартуского) университета Василий  Яковлевич  Струве был первым  астрономом,  который в 1837 г.  измерил  расстояние до звезд. По  его  измерениям рас­стояние до Веги равно 26 св. годам, что весьма близко к современнымрезультатам. Независимо от Струве в 1838г. Ф. Бессель  (1784— 1846) измерилрасстояние до звезды 61 Лебедя (11,1 св. лет), а затем Т Гендерсону (1798—1844)в 1839г. удалось отыскать самую близкую к нам  звезду   Альфу   Центавра (4,3 св. года). Позднее расстояниядо целого ряда звезд были измерены Пулковской обсерватории X. Петерсом (1806—1880).

Как тогда писали, «лот, закину­тый в глубину мироздания,достал дно».  Стали  известны масштабы звездных расстояний. Нужнобыло продолжить работы Гершеля на бо­лее высоком уровне знаний. Этим и занялсяВ.Я. Струве.

Теоретически подсчитав, сколько звезд должны быть видимыв теле­скопы Гершеля и сколько он видел на самом деле, В. Я Струве пришелк  фундаментальному  открытию. Межзвездное пространство наполне­новеществом, поглощающим свет звезд. Без учета этого межзвездного поглощениявыяснить строение Галактики невозможно. Кстати оказать, оценка величиныпоглощения света, подсчитанная Струве,  близка  к современным оценкам.           

В отличие от Гершеля, Струве не считал светимость звездодинако­вой. Но звезд с известным до них расстоянием было еще очень ма­ло, ипоэтому учесть светимость звезд Струве мог только прибли­женно.

В 1847 г вышел в свет обоб­щающий труд В.Я. Струве«Этюды звездной астрономии». В нем автор приходит к выводу, что сгущение звездв плоскости Млечного Пути — реальное явление, и, следовательно, Галактикадолжна  иметь  форму плоского диска. По исследованиямСтруве, Солнце расположено не в центре Галактики, а на значитель­ном расстоянииот него.  Размеры Галактики  (с учетом поглощения света) получилисьбольшими, чем полагал Гершель. Границы нашей звездной  система оказались  не­доступными длязондирования, и поэтому оценить параметры Галак­тики  в целом  В. Я Струве  не смог.

В середине прошлого века неко­торые астрономыпредполагали, что в центре Галактики находится исполинское «центральноеСолнце», за­ставляющее своим тяготением все звезды двигаться вокруг себя. Про­фессор  Казанского университета М.А. Ковальский (1821—1884) до­казал, что существование «централь­ногоСолнца" вовсе не обязательно и звезды Галактики могут двигаться вокруг динамическогоцентра, т.е. геометрической точки, являющейся центром тяжести всей  звездной системы. Формулы Ковальского по­зволилипо собственным движениям звезд найти направление на центр Галактики.                   

В 1927 г. голландский астроном Ян Оорт  окончательно доказал, что все звезды Галактики обра­щаются вокруг ее центра. При этомГалактика в целом не вращается как твердое тело. Во внутренних областяхГалактики (примерно до Солнца) угловые скорости звезд почти одинаковы. Однако далее к краям Галактики они постепенноубывают, но несколько медленнее, чем положено по третьему закону Кеплера.Орбитальная  скорость Солнца составляет250 км/с, причем Солнце завершает полный оборот вокруг центра Галактикипримерно за 200 млн. лет.

<img src="/cache/referats/5005/image002.jpg" align=«left» hspace=«12» v:shapes="_x0000_s1027">Только в 1934 г. были уверенно определеныследующие параметры нашей звездной системы: расстояние от Солнца доцентра – 32 000 св. лет; диаметр Галактики 100 000 св. лет; толщена галактического«диска» 10 000 св. лет; масса 165 млрд. солнечных масс.

Общая схема строения Галактики современным даннымпредставле­на на рисунке.

В Галактике различают три главные части — диск, гало икорону. Центральное сгущение диска назы­вается балджем. В диске сосредоточенызвезды, порождающие яв­ление Млечного Пути. Здесь же присутствуютмногочисленные обла­ка пыли и газа. Диаметр диска близок к 100 000 св. годам,наи­больший и наименьший поперечники балджа соответственно близки  к 20 000 и30 000 св. лет.

Гало по форме напоминает слегка сплюснутый эллипсоид снаибольшим диаметром, немного превосходящим поперечник диска. Эту часть нашейзвездной системы населяют главным образом старые и слабосветящиеся звезды, агаз и пыль там практи­чески отсутствуют.  Масса  гало и диска примерно одинакова. Обе эти  части Галактики  погружены в огромнуюсферическую корону, диаметр которой в 5—10 раз больше диаметра  диска. Возможно,  что корона  содержит главную  массу Галактики в форменевидимого пока вещества  («скрытоймассы»). По некоторый оценкам эта «скрытая масса» примерно раз в 10 большемассы всех обычных звезд Галак­тики, сосредоточенных в диске и гало.

Такова общая картина. Важны и детали.  Внутри Галактики су­ществуют  разные по масштабам звездные  системы —от  двойных звезд до скоплений из десятковтысяч звезд. Различают и более крупные подсистемы в нашей звездной системе.Существенный элемент структуры Галактики — межзвездная среда, пылевые и газовыетуманнос-ти. Со всем этим более подробно мы сейчас и ознакомимся.

СОДРУЖЕСТВА ЗВЕЗД

Очень многие звезды «предпочи­тают» странствовать не водиночку, а парами. Вполне естественно счи­тать,  что близость  компонентов в системедвойной звезды имеет глубокие причины. Две звезды объ­единились в одну системуне при случайной  встрече  в бескрайних просторах  космоса  (что весьма маловероятно), а возникли совмест­но. В последнем случае их физи­ческиесвойства должны, по-видимо­му, быть сходными, хотя известны и такие пары звезд,где компоненты не  имеют друг  с другом  почти ничего общего.Приведем примеры.

Рядом с Сириусом есть замеча­тельная звездочка — этооткрытый в 1862 г. первый «белый карлик». В последнее время за спутникомСириуса («Песьей звездой» древних египтян) укоренилось даже собст­венное имя —Щенок. Щенок лишь вдвое уступает по массе Сириусу, а  по объему—в 103 раз. Ясно поэтому, что плотность вещества спутника Сириуса  очень  велика. Если бы можно было этим веще­ствомнаполнить волейбольный мяч, последний приобрел бы весьма со­лидную массу—около160 т!

Сириус и Щенок—система из двух солнц, двойная звезда. Нокак не похожи они друг на друга. Впро­чем, астрономам известны и другие, кудаболее странные содружества.

В созвездии Цефея есть двойная звезда, обозначаемаясимволом VV. Главная звезда — колоссальный хо­лодный сверхгигант, по диаметру в 1200раз превышающий Солнце. Его спутник—обычная и горячая звезда, по-видимому, с обширной,«толстой» атмосферой. Главная звез­да превышает  свой  спутник по объему почти в 2 000 раз.

Странных содружеств в  мире звезд очень много. Ихпроисхожде­ние остается пока невыясненным. Справедливость  требует, однако, заметить, что есть немало и таких систем, в которых звезды какдве капли воды похожи друг на друга.

Вот, например, система четырех звезд из созвездия Лиры,которую астрономы обозначают буквой «эпсилон». Все четыре  звезды  очень похожи друг на друга. Они больше,массивнее и ярче Солнца, и каждая из них, скорее напоминает Сириус.

Особенно замечательна  паразвезд-гигантов,  сливающаяся  для невооруженного глаза в одну звез­ду —Капеллу.  Они  схожи, как близнецы, и их тесное, в буквальном смысле слова, содружество  (рас­стояние между  ними — миллионы километров)заставляет обе звезды обращаться вокруг общего центра масс почти за три месяца.

Когда две звезды находятся друг от друга на расстоянии,сравнимом с их поперечниками, они неизбежно теряют свою сферическую форму.Взаимное притяжение оказывается настолько мощным, что обе звезды под действиемприливных сил вы­тягиваются  в  направлении друг к  другу.  Вместо шара  каждая звезда становится трехосным эллип­соидом, причем  наибольшие  оси эллипсоидов  всегда совпадают  с прямой, соединяющейцентры обеих звезд.

Одним из типичных представите­лей этого класса звездявляется звезда Wиз созвездия Большой Медведицы. В этой системе из двухдынеобразных заезд движение, как обычно, совершается вокруг общего центра масс.Оно весьма стреми­тельно: звезды так близки друг к другу,  что через  восемь  часов каждая из них снова возвращается впервоначальное положение. Лю­бопытно, что обе «звездные дыни» как две капливоды сходны между собой.  Благодаряравенству масс центр тяжести лежит в точности посередине между звездами, и обеони, в сущности, обращаются по одной общей круговой орбите.

При наблюдениях с Земли оба компонента этой системынеразличимы в отдельности даже в силь­нейшие телескопы. Все сведения о  природе звезды WБольшой  Мед­ведицы были получены исключи­тельно понаблюдениям изменения ее видимой звездной величины. Не­трудно сообразить,что, обращаясь вокруг  общего  центра тяжести, дынеобразные светила  поворачи­ваются к нам тоболее широкой, те более узкой своей частью. По этой причине звезда WБольшой Медведицы принадлежит к числу переменных звезд, т е. звезд, потокизлучения от которых изменяется. Тщательный анализ кривой изменения потока от WБольшой Мед­ведицы и раскрыл перед астроно­мами все удивительные свойства этойдвойной системы.

<img src="/cache/referats/5005/image004.jpg" align=«left» hspace=«12» v:shapes="_x0000_s1032">Иногда  дынеооразными  могут быть самые  крупные, массивные из звезд.Примером может служить уникальнаясистема АО Кассиопеи, в сравнении с которой предыдущая пара выглядят весьмаминиатюрной.

Обе,  звезды  в системе  АО Кассиопеи—горячиегиганты, тем­пература атмосферы которых около 25000  К. Каждый из  гигантов почти в 30 размассивнее Солнца и в 200—300 тыс. раз превосходит его по светимости.

Расчеты показывают, что рас­стояние между центрами этихгоря­чих  гигантов  составляет всего 25  млн.  км., а  вытянутость их такова, что обеисполинские «дыни» касаются друг друга! И вся эта система быстро вращается сперио­дом всего в несколько часов!

Звезду bЛиры  можно  без всяких колебаний назватьзамеча­тельной. Как и звезда WБольшой Медведицы, bЛиры  состоит из двух  дынеобразных звезд,  обра­щающихся вокругобщего центра тяжести. Большая из них—горя­чая гигантская звезда, атмосферакоторой нагрета до 15000 К. Мень­шая звезда вдвое холоднее, и ее излучениесовершенно теряется в потоках света, излучаемых главной звездой.      

<img src="/cache/referats/5005/image006.jpg" align=«left» hspace=«12» v:shapes="_x0000_s1033">На bЛиры впервые обратили внимание в конце ХVШ в., но,  несмотря на тщательныеисследования в течение почтя двух веков этой яркой звезды, ее природа до  недавнего времени, казалась зага­дочной.Особенно сложными и непонятными были спектр звезды и те изменения, которые внем наблю­дались. Сейчас эти световые «ияеро-глифы» расшифрованы, ирезультаты  проведенного  исследования схематически представлены нарисунке.

От главной звезды В9 к ее спут­нику F  непрерывно извергаются потоки  газового  вещества. Они огибают спутник  ивозвращаются к главной звезде, образуя, таким образом, непрерывную циркуляциюгаза. Но инертность газа и враще­ние спутника вокруг главной звезды приводят ктому, что часть газа, находящегося за  спутником,  на стороне, противоположной направ­лению наглавную звезду, улету­чивается во внешнее пространство. При этом газ, удаляясьот звезды, образует огромное  газовоеколь­цо. Нечто сходное можно иногда увидеть при  фейерверках,  когда особые вертушки  выбрасывают в воздух светящиеся спирали.

Кольцеобразный газовый шлейф b Лиры — образование динамиче­ское. Оно непрерывно рассеивается впространстве, и его кажущаяся стабильность объясняется непрерыв­ным пополнениемгазового вещест­ва идущего от вращающейся звезд­ной пары.

Доступная нашему наблюдению газовая спираль имеет почтитакой же размер, как наша планетная система. Луч зрения лежит как раз в ееплоскости, и только благодаря этому случайному  обстоятельству удалосьобнаружить ее существо­вание. Кольцо  вуалирует  спектр главной  звезды, и  именно этим вызваны   странные  особенности спектра  bЛиры. Если бы систему  bЛиры мы наблюдали «сверху» или«снизу», она показалась бы нам самой обычной звездой.

На зимнем  небе всозвездии Близнецов выделяются две звезды, сходные по яркости друг с другом.Верхняя из них называется Касто­ром, а нижняя — Поллуксрм. Оба эти именимифологического  про­исхождения.  Согласно легендам древних греков, так звали двух близнецов, рожденных красавицейЛедой от всемогущего Зевса.

Еще  в  1718 г.  английский астроном Д. Брадлей(1693-1762) открыл, что Кастор—двойная звезда, состоящая из  двух горячих и крупных солнц. Вскоре удалось заметить, что обе звезды весьмамедленно обращаются вокруг обще­го центра. К сожалению, до сих пор периодобращения в этой системе не может считаться уверенно опреде­ленным.  Наиболее надежным его значением считается 341год.

 Трудности, скоторыми приходит­ся сталкиваться астрономам, станут  более понятными, если осознать, что видимоедвижение в системах двойных звезд не есть дви­жение истинное. Дело в том, чтоплоскость, в которой спутник совер­шает обращение вокруг  главной звезды,обычно наклонена под не­которым  углом  к лучу  зрения. Поэтому астрономывидят не истин­ную орбиту звезды и не истинное ее движение, а только проекциютого и другого на плоскость, пер­пендикулярную к лучу зрения.

Все это сильно затрудняет иссле­дования. Отсюдапроистекает и та неточность результатов, с которыми мы сейчас столкнулись.

Кастор А и Кастор В (как обо­значают астрономыкомпоненты ин­тересующей  нас  пары) отстоят друг от друга примерно в 76 раз дальше, чем Земля от Солнца. Ина­чеговоря, обе звезды разделяет расстояние, почти вдвое превышаю­щее среднеерасстояние Плутона от Солнца.

Около полутора веков назад по­близости от Кастора былазамечена слабосветящаяся   звездочка   9-й звездной величины, сопровождаю­щаяКастор А и Кастор В в их полете вокруг центра Галактики. Если звезды видны нанебе вблизи друг от друга и движутся в одном направлении и с одной скоростью —это верный признак того, что звезды физически связаны между собой. Поэтому ужес начала века Кастор считается не двойной, а тройной звездой.

Кастор С — третий компонент в рассматриваемой системе солнц — полная противоположность Касто­руА и Кастору В. Это карликовая красноватая звездочка. Расстояние между ней иглавными звездами системы во всяком случае не меньше чем 960 а. е. Заметим, чтоизмерен­ное расстояние есть проекция на небосвод истинного расстояния.

При значительной удаленности от главных звезд Кастор Собра­щается вокруг них с периодом в десятки тысяч лет! Неудивительно, что заполтора века наблюдения Кастор С не сдвинулся со своего места на сколько-нибудь ощутимую величину.

Любопытнее всего, что каждая из  трех звезд,  с  которыми мы сейчас познакомились, в свою оче­редь, представляет собой настолькотесную пару звезд, что «разделить» их удается только методами спект­рального анализа.

Кастор А и Кастор В распада­ются на две пары близнецов,рас­стояния между которыми составля­ют около 10000000 км! Это в пять раз  меньше, чем  расстояние  от Меркурия до Солнца. Весьма воз­можно, чтовсе четыре звезды под действием взаимного тяготения при­обрели дынеобразнуюформу трех­осных эллипсоидов,

Что касается Кастора С, то и эта звезда состоит из двухблиз­нецов-карликов, удаленных друг от друга на 2700000 км, что лишь вдвоепревышает диаметр Солнца.

По случайному стечению обстоя­тельств плоскость, вкоторой об­ращаются оба двойника Кастор С, проходит через луч зрения земногонаблюдателя. Благодаря этому одна звезда  периодически   закрывает частьдругой,  из-за  чего  общийпоток излучения от системы умень­шается. Применяя астрономическую терминологию,можно сказать, что Кастор С  являетсязатменно-переменной звездой.

 Перед намираскрылась удиви­тельная картина — система из шести звезд, связанных междусобой уза­ми взаимного тяготения: две пары горячих огромных звезд и  пара холодных красноватых  карликов, непрерывноучаствующих, в сложном движении. Двойники  Кастор  А совершают оборот вокруг общего центра массвсего за 9 дней. Двой­ники Кастор В, несколько более близкие друг к другу,имеют еще меньший период обращения—толь­ко .3 дня. И уж совсем головокру­жительнымкажется вращение кар­ликов, которые ухитряются обер­нуться вокруг центра массвсего за 19 ч! От 19 ч до десятков тысяч лет — таково разнообразие периодов обращения  в  этой  удивительной системе звезд.

Долгое  время   шестикратная системаКастор считалась уникальной. Однако в 1964  г.  обнаружили, что хорошо известная двой­ная  звезда Мицар  (средняя  в ручке ковша Большой Медведицы) также,по-видимому, должна быть отнесена к шестикратным системам. Действительно, уженевооруженный глаз легко обнаруживает рядом с Мицаром звездочку пятой звезднойвеличины, названную Алькором. Обе звезды имеют общее движение в пространстве ипотому, по-видимо­му,  образуют  физическую пару звезд. В небольшой телескоп Мицар распадается на два компонента —Мицар А и Мицар В. По наблю­дениям спектра Мицара А давно установлено, что этазвезда, в свою очередь, состоит из двух компонен­тов с периодом обращениявокруг общего  центра  тяжести, равным двадцати с половиной земным сут­кам. И вот, наконец, в 1964 г.выяснилось, что Мицар В, казав­шийся до тех пор одиночной звез­дой,  на самом деле состоит из трех звезд. Две из них близки друг к  другу и  обращаются  вокруг общего центра масс за 182 сут. Третийже, далеко отстоящий от них компонент обладает  значительно большим периодомобращения, рав­ным 1 350 сут.

  В настоящеевремя известны де­сятки тысяч двойных звезд, так что содружества звезд —явление очень частое. Возможно, более половины всех звезд являются двойными.

ЗВЕЗДНЫЕСКОПЛЕНИЯ

Первое знакомство всегда быва­ет внешним. Поэтому мыпрежде всего обратим внимание  на  фотопортрет типич­ного шарового звездного скопления.Каждое шаровое скоп­ление—это своеобразный исполин­ский шар из звезд, или, применяяболее специальную терминологию, типичная сферическая звездная сис­тема.Бросается в глаза в общем равномерная по  всем  направле­ниям концентрация звезд к центрускопления. В сердцевине шаровых скоплений звезд так много и они так плотно расположеныв прос­транстве, что на фотографиях видно лишь сплошное сияние.

<img src="/cache/referats/5005/image008.jpg" align=«left» hspace=«12» v:shapes="_x0000_s1029">Известно  более  130 шаровых звездных скоплений, хотя общее их число в нашей Галактике должнобыть раз в десять большим. По­перечники их  весьма  различны. У самых маленьких они близки к5—10  св. годам,  у  наибольших измеряются 500—600 св. лет. Раз­личнаи масса скоплений — от нескольких десятков тысяч до сотен тысяч солнечных  масс. Так  как различия  в массе  у  отдельных звезд невелики, можно считать, чтошаровые звездные скопления содержат десятки, сотни тысяч, а иногда и миллионызвезд!

На фотоснимках шаровых скоп­лений  мы видим не действительное распределениезвезд в скоплении, а лишь проекций этого распреде­ления на плоскость. Выведеныфор­мулы,  позволяющие  перейти от видимой картины к истинной. Ока­залось, что пространственноераспределение звезд в шаровых звезд­ных скоплениях  весьма  сложно. В самых общих чертах шаровыезвездные  скопления состоят  из плотного центрального ядра и короныокружающей его, в пределах которой плотность меняется сравни­тельно мало.

Подмечено, что у разных скоплений  увеличение концентрации  к центру  различно—у одних  оно мало, у других выраженоочень резко. И еще один любопытный факт — некоторые «шары из  звезд» заметно сплюснуты. Вызвано ли это ихвращением или другими при­чинами, пока неизвестно.     

Для Плеяд, типичного рассеянного, с неправильными очер­таниямизвездного скопления, ха­рактерно обилие  очень  горячих гигантских звезд. В шаровыхскоплениях,  наоборот,  такие звезды редки или вовсе отсутствуют. Из­вестно  около 1200  рассеянных звездныхскоплений,.Каждое из них включает в себя от нескольких  де­сятков до нескольких тысяч звезд, восновном принадлежащий к главной последовательности.

Горячие белые и голубые звезды-гиганты —образования  весьма мо­лодые,  существующие не  более нескольких десятковмиллионов лет (для звезд этот срок все равно что для человека несколько дней).Раз их нет в шаровых звездных скопле­ниях, значит, сами эти скопления  по-видимому, имеют весьма почтен­ный возраст.

О том  жесвидетельствует и другой факт—в шаровых звездных скоплениях, за очень редкимисклю­чением, нет газовых или пылевых туманностей.  Межзвездное про­странство там почти идеально прозрачно. Так могло получиться, если,например, шаровые звездные скопления совершили много оборотов вокруг ядра Галактики и каждый раз проходя через богатуюглазом и пылью серединную плоскость нашей звездной системы, они оставляли тамсвои газы и пыль. Этот гран­диозный очистительный  «фильтр"действовал, безотказно и, возможно, благодари, ему шары из звезд так очищены отмежзвездного «мусора».