Звезды, созвездия, галактики
Названия звезд и созвездий.
Испокон веков человек пытался дать название предметам и явлениям, которые его окружали. Это относится и к небесным телам. Сначала названия получили самые яркие, хорошо видимые звезды, с течением времени и другие.
У истоков астрономии как науки стояла необходимость точного определения начала и конца времен года. Это было очень важно для планирования продуктивной деятельности в древности, прежде всего сельского хозяйства. Люди обратили внимание на то, что созвездия в течение года перемещаются, они стали своего рода годовыми часами. По восхождению некоторых звезд и закату солнца можно было определить начало или завершение того или иного времени года.
Названия звезд. Имена собственные.
Некоторые звезды получили название в соответствии с положением, которое они занимаю в созвездии. Например, находящаяся в созвездии Лебедя звезда Денеб [1] действительно дислоцируется в этой части тела воображаемого лебедя.
Звезда Маленький Король из созвездия Льва получила такое название из-за расположения рядом с эклиптико [2].
В основном звезды получили название в эпоху античности, поэтому нет ничего дивительного в том, что большинство названий имеют латинские, греческие, позже и арабские корни.
Открытие звезд, видимый блеск которых со временем меняется, привело к специальным обозначениям. Они обозначаются латинскими буквами, за которыми следует название созвездия в родительном падеже. Но первая переменная звезда, обнаруженная в каком-то созвездии, обозначается не буквой А. Отсчет ведется с буквы R. Следующая звезда обозначается буквой S и так далее. Когда все буквы алфавита исчерпаны, начинается новый круг, то есть после Z снова используется А. При этом буквы могут дваиваться, например RR. R Льва означает, что это первая открытая звезда в созвездии Льва.
Созвездия
Если ясной ночью вдали от городских огней мы начнем внимательно всматриваться в небо даже невооруженным глазом, то видим огромное числи звезд, различающихся по яркости. Чисто автоматически наши глаза начнут ассоциировать самые яркие из них в определенные группы. Мы создаем нашу собственную систему созвездий, причем вполне возможно, что она лишь частично совпадает с оригинально существующей.
Ситуация, когда любой из нас может в целях развлечения или любопытности рассматривать небо, не нова. На протяжении веков она притягивала и астрономов, они искали закономерности, какие-то знаки для предсказания будущего. Возникла потребность в систематизации, в результате звезды объединили в созвездия. Все это было очень давно. Вполне возможно, что люди неосознанно стремились лочеловечить, гуманизировать все, что их окружало. Поэтому они и дали названия небесным телам, в какой-то мере это делало их ближе. Конечно, названия получили не все даже видимые звезды.
Современные созвездия
Часть неба, которую не могли наблюдать жители стран, где созвездия же получили названия, ложила в конце Средних веков. Развивается мореходство Именно в это время появляются названия целой группы созвездий.
Француз Николай-Луи де Лакайль был не только аббатом, но и астрономом. Он внес большой вклад в определение новых астеризмов. Благодаря Лакайлю нам известно 14 новы созвездий, среди которых можно отметить Печь, Живописец, Скульптор, Пневматическая Машина, Мокроскоп и Телескоп. Лакайль, вероятно стремился воспеть достижения человека.
До Лакайля другие астрономы выделили и дали названия новым созвездиям в северном полушарии. Это голубь и Единорог. Их описал голландский астроном Планциус.
Не всегда можно ассоциировать старые созвездия с их названиями. С современными астеризмами имеются еще большие сложности в этом плане. Большинство из них состоит из неярких звезд. а
Забытые созвездия
Процесс объединения звезд в созвездия не так прост, как кажется на первый взгляд. В течение веков вносились некоторые изменения, в результате которых некоторые созвездия забыты и на их месте существует несколько других.
Многие из забытых созвездий были определены разными астрономами и не были признаны сообществом ченых. Иногда созвездие получало название в честь правителя. Например Эдмунд Галлей выделил созвездие и назвал его Дуб короля Георга, в честь короля Георга II.
Некоторые созвездия, определенные в далекие времена, были преданы забвению. Наиболее известный пример - созвездие Корабль Арго - его разделили на четыре небольших созвездия: Киль, Корма, Паруса и Компас. Почему произошло разделение? Возможно, это связано с его большой протяженностью и диспропорцией по сравнению с другими созвездиями.
В течение долгого времени созвездия перекраивались. Для того ачтобы далить существующие несоответствия и прекратить путаницу с количеством, названиями и границами, в 1930 г. Международный астрономический союз четко зафиксировал 88 созвездий.
ХАРАКТЕРИСТИК ЗВЕЗД
Звездная величин в современнойа науке
В середине XIX в. английский астроном Норманн Погсон совершенствовал метод классификации звезд по принципу светимости, существовавший со времен Гиппарха и Птоломея. Погсон чел, что разница в плане светимости межу двумя классами составляет 2,5 (например, сила свечения звезды третьего класса в 2,5 раза больше, чем у звезды четвертного класса). Погсон ввел новую шкалу по которой разница между звездами первого и шестого классов составляет 100 1. Таким образом, разница в плане светимости между каждым классом составляет не 2,5, 2,512 а1. Если множить эту цифру на пять, результат составит 100. То есть отношение блеска звезд первой звездной величины к звездам шестой звездной величины составляет 100. Это отношение соответствует интервалу в 5 звездных величин.
Система, разработанная английским астрономом позволила сохранить существующую шкалу (деление на шесть классов), но придала ей максимальную математическую точность. Сначала ноль-пунктом для системы звездных величин была выбрана Полярная звезда, ее звездная величина в соответствии с системой Птоломея была определена в 2,12. Позже, когда выяснилось, что Полярная звезда является переменной, на роль ноль-пункта были словно определены звезды с постоянными характеристиками. По мере совершенствования технологий оборудования аученые смогли определить звездные величины с большой точностью, до десятых, позже и до сотых единиц (например, звездная величина Денеба - 1,25, Альдебарана - 0,85). Звезды с большой светимостью могут иметь и отрицательную звездную величину: Сириус (-1,47), Канопус (-0,72, Артуро (-0,04).
|
ЗВЕЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА И РАССТОЯНИЕ |
|
Соотношение между относительной звездной величиной (m), абсолютной (М) и расстоянием до звезды (d) можно выразить в виде математической формулы: m - M = - 5 + 5 log (d) Из формулы следует, что, зная относительную звездную величину и расстояние до звезды, можно вычислить абсолютную звездную величину, т.е. меру ее блеска. И, соответственно, определив, к какому типу относится звезда, можно представить ее абсолютную звездную величину. Таким образом воспользовавшись формулой, вычисляется расстояние. Астрономы часто используют эту формулу в своей работе. |
Относительная иа абсолютная звездная величина
Звездная величина, измеренная при помощи специальных проборов, вмонтированных в телескоп (фотометрами), казывает, какое количество света доходит до наблюдателя на Земле. Свет преодолевает расстояние от звезды до нас, и, соответственно, чем дальше расположена звезда, тем более слабой она кажется.
То есть при определении звездной величины необходимо принимать во внимание расстояние до звезды. В дано случае речь идет об относительной звездной величине. Она зависит от расстояния.
Есть звезды очень яркие и очень слабые. Для сравнения яркости звезд независимо от их расстояния до Земли было введено понятие лабсолютная звездная величина. Она характеризует блеск звезды на определенном расстоянии в 10 парсек. (1 парсек = 3,26 светового года). Для определения абсолютной звездной величины необходимо знать расстояние до звезды.
Цвета звезд
Следующей важной характеристикой звезды является ее цвет. Рассматривая звезды даже невооруженным глазом, можно заметить, что не все они одинаковы.
Есть голубые,
желтые, оранжевые, красные звезды, не только белые. Цвет звезд многое говорит астрономам, прежде всего он зависит о температуры поверхности звезды, Красные звезды - самые холодные, их температура составляет примерно 2-3 oС. Желтые, как наше Солнце, имею среднюю температуру (5-6 oС).
Самые горячие - белые и голубые звезды, их температура составляет 50-6
Загадочные линии
Если пропустить свет звезды через призму, мы получим так называемый спектр, он буде пересекаться линиями. Эти линии являются своего рада алидентификационной картой звезды, т.к. по ним астрономы могут определить химический состав поверхности слоев звезды. Линии принадлежат различным химическим элементам.
Сравнивая линии в звездном спектре с линиями, выполненными в лабораторных словиях, можно определить, какие химические элементы входят в состав звезды. В спектрах основными являются линии водорода и гелия, именно эти элементы составляют основную часть звезды. Но встречаются и элементы группы металлов - железо, кальций, натрий и др. В солнечном ярком спектре видны линии почти всех химических элементов.
ПЕРЕМЕНЫе ЗВЕЗДЫ
Переменные или нет
Звезды, звездная величина которых не постоянна, называются переменными. У некоторых из них переменчивость лишь кажущаяся. В основном это звезды, относящиеся к системе двойных. При этом, когда орбитальная плоскость системы более или менее совпадает с лучома зрения наблюдателя, ему может казаться, что одна из двух звезд полностью или частично затмевается другой и является менее яркой. В этих случаях изменения периодичны, периоды изменения блеска затменных звезд повторяются с интервалом, совпадающим с орбитальным периодом двойной системы звезд. Эти звезды называются затменные переменные.
Следующий класс переменных звезд - внутренние переменные. Амплитуда колебаний блеска этих звезд зависит от физических параметров звезды, например от радиуса и температуры. В течение долгих лет астрономы вели наблюдение за изменчивостью переменных звезд. Только в нашей Галактике зафиксировано 3 переменных звезд. Их разделили на две группы. К первой относятся лэруптивные переменные звезды. Им свойственны однократные или повторяющиеся вспышки. Изменения звездных величин эпизодичны. К классу лэруптированных переменных звезд, или взрывных, относятся также новые и сверхновые звезды.
В эруптированных переменных звездах изменения их видимого блеска вызваны вспышками, происходящими из-за физических процессов в недрах звезды или на ее поверхности. Вспышки могут вызвать частичное разрушение (новые звезды) или полное (сверхновые).
Разумеется о повторяющихся вспышках можно говорить только в отношении новых звезд.
ТУМАННОСТИ
Во Вселенной, кроме звезд, планет и галактик, имеются и диффузные туманности. Их роль в развитии космического пространства огромна: именно в недрах туманностей зарождаются звезды. Туманности состоят из двух компонентов - газа и пыли. Газ имеет доисторическое происхождение, т.е. он сформировался на заре возникновения Вселенной, именно в это время образовались водород и гелий -а основные составляющие первых звезд. Более тяжелые элементы появились позже, когда начали происходить вспышки звезд и выбросы в межзвездную среду.
Пыль, входящая в состав туманностей, состоит из смеси глерода в разных стадия сцепления и силикатов, также имеются следы и других органических веществ. Газ - это в основном водород.
В принципе, туманности представляют собой области с плотненной под влиянием гравитации межзвездной средой, в которой сформировались облака. величиваясь в размерах, они притянули к себе часть материи из окружающей среды. Иногда эти облака становятся видимыми из-за того, что относительно молодые звезды, входящие в их состав, возбуждают атомы. В результате туманность приобретает яркость.
Классификация туманностей
В небе много туманностей. Их деля на три типа: эмиссионные туманности, светлые (они светятся отраженным светом), и темные. За основу такого деления берется внешний вид туманностей и явления, характерные для них. Эмиссионные туманности - яркие так как атомы возбуждаются под действием льтрафиолетового излучения близлежащих молодых звезд. Сами туманности тоже превращаются в источник радиации.
Светлые туманности не излучают радиацию, отражают свет ближайших звезд. Классический пример светлой туманности - голубоватая туманность, окружающая рассеянное звездное скопление Плеяд. Темные туманности представляют собой плотную концентрацию пыли, ктивно поглощающую свет. Они становятся видимыми лишь при условии нахождения за ними источника блеска.
Многие туманности легко различимы, иногда даже невооруженным глазом. Вполне достаточно воспользоваться биноклем или небольшим любительским телескопом. Такие туманности зафиксированы в известном каталоге Месье. Этот французский астроном составил его во второй половине XVII в.
Самая яркая туманность нашего полушария - туманность Ориона, в каталоге она имеет обозначение М42. Пожалуй, это первый небесный объект, на который любители неба нацеливают свои астрономические инструменты длинными зимними ночами.
| ОСНОВЫе ДИФФУЗНЕа ТУМАННОСТИ | |||
|
Название |
Восхождение |
Закат |
Размеры (первоначальные) |
|
М42 |
5 : 35,5 |
- 5о 28' |
90 х 60 |
|
М78 |
5 : 46,7 |
+ 0 |
8 х 6 |
|
Розетта |
6 : 33,7 |
+ 4 |
80 х 60 |
|
Трифида |
18 : 02,0 |
- 22 |
20 х 20 |
|
Лагуна |
18 : 18,8 |
- 13 |
45 х 30 |
|
Орел |
18 : 18,8 |
- 13 |
120 х 25 |
|
М 17 |
18 : 20,9 |
15 |
40 х 30 |
Планетные туманности
Кроме диффузных, существуют и планетарные. Их название связано с тем, что вначале наблюдатели часто путали их с планетами, т.к. они имеют округлую форму.
Эти туманности образуются из эмиссий газовой оболочки звезд на более поздних стадиях их эволюции.
Наиболее известная планетная туманность М57 расположена в созвездии Лира. Ее сложно идентифицировать из-за слабой поверхностной освещенности. Есть и туманность М27 - Гантель, она находится в созвездии Лисицы. Эта туманность была открыта Месье 1764 г. Он, наблюдая за ней в телескоп, определил овальную форму образования. В небольших любительских телескопах эта туманность предстает в форме песочных часов. М27 расположена на расстоянии 500 - 1 световых лет от земли. Ее диаметр по максимуму составляет около 2,5 светового года.
БЕЫе КАРЛИКИ
В звездном зоопарке существует великое множество звезд, разных по размерам, цвету и блеску. Среди них особенно впечатляюта лмертвые звезды (т.е. инертные в плане ядерных реакций), их внутренняя структура значительно отличается от структуры обычных звезд. К категории мертвых звезд относятся звезды крупных размеров, белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Из-за высокой плотности этих звезд их относят к категории кризисных.
Открытие
Вначале сущность белых карликов представляла собой полную загадку, было известно только то, что они по сравнению с обычными звездами имеют высокую плотность. Первым открытым и изучаемым белым карликом был Сириус В, пара Сириуса - очень яркой звезды.
Применив третий закон Кеплера, астрономы вычислили массу Сириуса В, 0,75 - 0,95
солнечной массы. С другой стороны, его блеск был значительно ниже солнечного.
Блеск звезды связан с квадратом радиуса (и температурой).Проанализировав цифры,
астрономы пришли к выводу, что размеры Сириуса небольшие. В 1914 г. составили звездный спектр Сириуса В, Определили температуру (около 8
Сущность белыха карликов
В августе 1926 г. Энрико Ферми и Поль Дирак разработали теорию (статистику Ферми-Дирака), описывающую состояние газа в словиях очень высокой плотности. Используя ее, Фаулер в этом же году нашел объяснение стойчивой структуры белых. По его мнению, из-за большой плотности, газ в недрах белого карлика находится в вырожденном состоянии, причем давление газа практически не зависит от температуры. стойчивость белого карлика поддерживается тем, что силе тяготения противостоит давление газа в недрах карлика. Изучение белых карликов продолжил индийский физик Чандрасекар.
В одной из своих работ, опубликованной в 1931 г., он делает важное открытие - масса белых карликов не может превышать определенный лимит, это связано с их химическим составом. Этот лимит составляет 1,4 массы Солнца и носит название лимит Чандрасекара в честь ченого.
НЕЙТРОНЫе ЗВЕДы Иа ПУЛЬСАРЫ
Название пульсар происходит от английского сочетания pulsating star - пульсирующая звезда. Характерной особенностью пульсаров в отличие от других звезд является непостоянное излучение, регулярное импульсное радиоизлучение. Импульсы очень быстрые, продолжительность одного импульса (лпериода) длится от тысячных долей секунд до, максимально, нескольких секунд. Форма импульса и периоды у разных пульсаров неодинаковы. Из-за строгой периодичности излучения пульсары можно рассматривать как космические хронометры. Со временем периоды уменьшаются до 10-14S/S. Каждую секунду период меняется на 10-14 секунды, т.е. меньшение происходит около 3 миллионов лет.
Сущность пульсаров
После первого было открыто еще много пульсаров. Астрономы пришли к выводу, что эти небесные тела относятся к источникам импульсного излучения. Наиболее многочисленными объектами Вселенной являются звезды, поэтому ченые решили, что эти небесные тела, скорее всего, относятся к классу звезд.
Быстрое движение звезды вокруг своей оси является, скорее всего, причиной пульсаций. ченые измерили периоды и попытались определить сущность этих небесных тел. Если тело вращается со скоростью, превышающей некую максимальную скорость, оно распадается под воздействием центробежных сил. Значит, должна существовать минимальная величина периода вращения.
Из проведенных расчетов следовало, что для вращения звезды с периодом, измеряемым тысячными долями секунды (это характерно для некоторых пульсаров), ее плотность должна составлять порядка 1014г/см3, как у ядер атомов. Для наглядности можно привести такой пример - представьте массу, равную Эвересту, в объеме кусочка сахара.
Нейтронные звезды
С тридцатых годов ченые предполагали, что в небе существует нечто подобное. Нейтронные звезды - очень маленькие, сверхплотные небесные тела. Их масса примерно равна 1,5 массы Солнца, сконцентрированной радиусе примерно в 10 км.
Нейтронные звезды состоя в основной из нейтронов - частиц, лишенных электрического заряда, которые вместе с протонами составляют ядро атома. Из-за высокой температуры в недрах звезды вещество ионизировано, электроны существуют отдельно от ядер. При столь высокой плотности все ядра распадаются на составляющие их нейтроны и протоны. Нейтронные звезды представляют собой конечный результат эволюции звезды крупной массы (превышающей массу Солнца в 10 раз). После исчерпания источников термоядерной энергии в ее недрах, т.е. когда звезда пройдет все стадии эволюции, она резко взрывается, как сверхновая. Внешние слои звезды сбрасываются в пространство, в ядре происходит гравитационный коллапс, образуется горячая нейтронная звезда. Процесс коллапса занимает доли секунды. В результате коллапса она начинает вращаться очень быстро, с периодами в тысячные доли секунды, что характерно для пульсара.
ЧЕРЫе ДЫРЫ
Изображение небесного свода поражает разнообразием форм и цветов небесных тел. Чего только нет во Вселенной: Звезды любых цветов и размеров, спиральные галактики, туманности необычных форм и цветовых гамм. Но в этом космическом зоопарке есть Экземпляры, возбуждающие особый интерес. Это еще более загадочные небесные тела, т.к. за ними трудно наблюдать. Кроме того, их природа до конце не выяснена. Среди них особое место принадлежит черным дырам.
Скорость движения
В обыденной речи выражение лчерная дыра означает нечто бездонное, куда вещь проваливается, и никто никогда не знает, что произошло с ней в дальнейшем. Что же представляют собой черные дыры в действительности? Чтобы понять это, вернемся в историю на два века назад. В XV в. французский математик Пьер Симон де Лаплас ввел впервые этот термин гравитации. Как известно, любое тело, имеющее определенную массу - Земля, например, - имеет и гравитационное поле, оно притягивает к себе окружающие тела.
Вот почему подброшенный вверх предмет падает на Землю. Если этот же предмет с силой бросить вверх, он преодолеет на некоторое время притяжение Земли и пролетит какое-то расстояние. Минимальная необходимая скорость называется скорость движения, у Земли она составляет 11 км/с. Скорость движения зависит от плотности небесного тела, которая создает гравитационное поле. Чем больше плотность, тем больше должна быть скорость. Соответственно можно выдвинуть предположение, как это сделал два столетия назад Лаплас, что во Вселенной существую тела с такой высокой плотностью, что скорость их движения апревышает скорость света, т.е. 3 км/с
В этом случает даже свет мог бы поддаться силе притяжения подобного тела. Подобное тело не могло бы излучать свет, и в связи с этим оно оставалось бы невидимым. Мы можем представить его как огромную дыру. Несомненно, теория, сформулированная Лапласом, несет на себе отпечаток времени и представляется слишком плотненной. Впрочем, во времена Лапласа еще не была сформирована квантовая теория, и с концептуальной точки зрения рассмотрение света как материального тела казалось нонсенсом. В самом начале ХХ в. с появлением и развитием квантовой механики стало известно, что свет (до этого времени его рассматривали только как электромагнитную волну) в некоторых словиях выступает и как материальное излучение.
Это положение получило развитие в теории относительности Альберта Эйнштейна, опубликованной в 1915 г., и работах немецкого физика Карла Шварцшильда 1916 г., он подвел математическую базу под теорию о черных дырах, Свет тоже может быть подвержен действию силы притяжения. Два столетия назад Лаплас затронул очень важную проблему в плане развития физика как науки.
Кака появляются черные дыры?
Явления, о которых мы говорим, получили название черные дыры в 1967 г. благодаря американскому астрофизику Джону иллеру. Они являются конечным результатом эволюции крупных звезд, масса которых выше пяти солнечных масс. Когда все резервы ядерного горючего исчерпаны и реакции больше не происходит, наступает смерть звезды. Далее ее судьба зависит от ее массы. Если масса звезды меньше массы Солнца, продолжает сжиматься, пока не погаснет. Если масса значительна, звезда взрывается, тогда речь идет о сверхновой звезде. Звезда оставляет после себя следы, - когда в ядре происходит гравитационный коллапс, вся масса собирается в шар компактных размеров с очень высокой плотностью - в 1 раз больше, чем у ядра атома.
Относительные эффекты
Для ченых черные дыры являются великолепной естественной лабораторией, позволяющей проводить опыты по различным гипотезам в плане теоретической физики. Согласно теории относительности Эйнштейна, на законы физики оказывает воздействие локальное поле притяжения. В принципе, время течет по разному рядом с гравитационными полями разной интенсивности (медленнее у черной дыры и намного быстрее у звезды, подобной нашему Солнцу).
Кроме того, четная дыра воздействует не только на время, но и на окружающее пространство, влияя на его структуру. Согласно теории относительности, присутствие сильного гравитационного поля, возникшего от такого мощного небесного тела, как черная дыра, искажает структуру окружающего пространства, и его геометрические данные изменяются. Это значит, что около черной дыры короткое расстояние, соединяющее две точки, будет не прямой линией, кривой. Форма линии будет искажена черной дырой. Мы затронули вопросы окружающей черную дыру среды, что находится внутри? На этот вопрос еще долгое время(а может быть, и никогда) не будет найден точный ответ. Физические словия внутри дыры настолько отличаются от любых - реальных или созданных в лаборатории, - что трудно создать какие-либо предположения.
В связи с этим возникло множество теорий, которые сложно и подтвердить, и опровергнуть. Существует смелая гипотеза, суть которой сводится к тому, что из-за способности серьезно искажать время и пространство черные дыры представляют собой калитку при переходе в другое измерение. То есть, войдя в одну черную дыру, можно выйти из другой в другом пространстве и времени. Черные дыры рассматриваются как средства путешествия во времени. Знакомясь с подобным ходом рассуждений, трудно понять, где проходит граница между научными предположениями и обычной фантазией. Во всяком случае, если, предположим, какой-либо космический корабль попадает в черную дыру, он будет мгновенно раздавлен, ничтожен ее мощным гравитационным полем.
Разные виды черныха дыр
Сколько же черных дыр во Вселенной? Согласно теории об эволюции, звезды с крупной массой составляют большинство, отсюда следует, что число черных дыр или кандидатов в черные дыры значительно в нашей Галактике. Исходя из того, что чаще появляются именно двойные звезды, черные дыры - тоже неодиночные объекты, в большинстве случаев имеют пару. Кроме черных дыр звездного типа, образовавшихся в результате гравитационного коллапса звезд с большой массой, существует и семейство лстарших братьев. Они образуются внутри ядра галактик и в результате гравитационного коллапса вещества, аккумулировавшегося ана протяжении миллиардов лет в центре галактики.
В этом случает имеются в виду гигантские черные дыры, масса которых составляет несколько сотен миллионов солнечных масс и равна 1 % общей массы галактики, где они находятся. Исходя из перечисленных данных, их еще называют лочень массивные черные дыры. В соответствии с последними теориями, у всех галактик, в том числе и у нашей, в центре имеется гигантская черная дыра и, возможно, из-за ее силы притяжения большая часть светящегося вещества концентрируется именно в центральных регионах. Это значит, что черные дыры, которые в течение долгого времени рассматривались физиками как отвлеченное теоретическое понятие или как плод фантазии, могут занимать обычное место среди других небесных объектов нашей Вселенной.
Поиска черныха дыр
Из-за того что черная дыра невидима, за ней невозможно вести наблюдение. Астрофизики в течение нескольких десятилетий лишь догадывались об их существовании. Но в астрофизике для получения результата можно идти разными путями. Например, таким: черные дыры состоят из темного вещества, поэтому они невидимы. Но каково их влияние на окружающее? Они оказывают гравитационное воздействие на движение спиральных галактик. Также можно идентифицировать черные дыры косвенным путем, например через их взаимодействие с окружающими их небесными объектами. Рассмотрим черные дыры в двойной системе.
Система вращается вокруг точки, называемой центром массы системы. В то время как пара - обычная звезда - хорошо видна, черная дыра остается невидимой, т.е о ее существовании ничего не известно. Но даже если черная дыра не излучает радиацию, ее присутствие все равно можно обнаружить. Почему?а Она обладает мощным гравитационным полем. Когда система достигает определенных критических словий, связанных с орбитальным отделением двух звезд и радиуса звезды-пары, появляется черная дыра. Она начинает лотсасывать газ с поверхности пары. Газ начинает закручиваться спиралью вокруг черной дыры и образует лрастущий диск. Затем он устремляется вверх и бесследно исчезает. Газ приобретает гравитационную энергию, разогревается до достижения температуры порядка миллиона градусов. При такой температуре начинается электромагнитное излучение, имеются в виде Х-лучи.
Одиночную черную дыру также можно определить по Х-Лучам, источником которых она становится при поглощении вещества из межзвездной среды. Для излучения потока радиации, достаточного для обнаружения, черная дыра должна находиться рядом с газовыми облаками повышенной плотности, например, с гигантскими молекулярными облаками.
Способность излучать Х-лучи характерна для двойных систем, имеющих черную дыру, это учитывают охотники за черными дырами.
ОБРАЗОВАИе ГАЛАКТИК
строномы приступили к составлению каталогов галактик после того, как в 1923 г. Хаббл сделал вывод о принадлежности туманности Андромеды к другой галактике. Теория Большого Взрыва навела ченых на мысль о том, что в далеком прошлом Вселенная была совсем другой, была ограничена во времени. В 60-х годах Пензиаса и Вильсон открыли реликтовое излучение 0 следствие Большого Взрыва. Это открытие свидетельствовало о том, что сразу после Взрыва Вселенная была однообразной, без звезд и галактик, без каких-либо структур. Внимание ченых переключилось от наблюдений к теории. Как получилось, что плоская и однородная Вселенная превратилось в буйство красок и разнообразных форм, с постоянно находящимися в движении галактиками и звездами, группирующимися в скопления, в галактики.
Пертрубации иа притяжение
Если посмотреть на поверхность моря с большого расстояния, она покажется плоской, какой была, наверное, Вселенная после Большого Взрыва. При ближайшем рассмотрении мы видим, что поверхность моря не спокойна. Также и в космосе. Плотность первоначальной Вселенной нарушалась пертрубациями из-за постоянного движения частиц и излучения - газ находится в постоянном движении, как и морское волны - то они поднимаются, то опускаются.
Морская вода поднимается, затем под действием собственного веса опускается: в этом случае сила тяготения смягчает проявления внутреннего движения воды. Во Вселенной наообор - колебания плотности, они происходят постоянно, тоже обладают гравитацией, По мере увеличения размеров небесного тела растет и его сила притяжения. В результате тело забирает, притягивает окружающую материю. Так и появилась неоднородность, она характерна для Вселенной и в настоящее время.
[1] Данное слово переводится, как хвост.
[2] Эклиптика - орбитальная плоскость, по которой Земля совершает обращение вокруг Солнца. Эклиптика проходит через зодиакальные созвездия.