Студопедия

Главная страница Случайная страница

КАТЕГОРИИ:

АвтомобилиАстрономияБиологияГеографияДом и садДругие языкиДругоеИнформатикаИсторияКультураЛитератураЛогикаМатематикаМедицинаМеталлургияМеханикаОбразованиеОхрана трудаПедагогикаПолитикаПравоПсихологияРелигияРиторикаСоциологияСпортСтроительствоТехнологияТуризмФизикаФилософияФинансыХимияЧерчениеЭкологияЭкономикаЭлектроника






XVI. Театр 34 страница






Фотоэлектрически измерены 3. в. и показатели цвета св. 20 тыс. звёзд. Точность измерений составляет ок. 0, 01- 0, 02 3. в. Точность фотографич. и визуальных измерений ок. 0, 05-0, 1 3. в. Самая яркая звезда неба Сириус имеет 3. в. V = -1, 46, наиболее слабые из измеренных звёзд относятся к 23-й 3. в. Звёздная величина Солнца V =-26, 78, полной Луны V = - 12, 71. 3. в. источника света, создающего освещённость в 1 люкс, V = -13, 78.

Абсолютной 3. в. наз. 3. в., к-рую имело бы небесное светило, находясь на стандартном расстоянии 10 парсек. Абсолютные 3. в. (в отличие от видимых) характеризуют физич. свойства самих светил, их светимости. Абсолютная 3. в. М связана с видимыми 3. в. m зависимостью:

[ris]

где г - расстояние до светила, выраженное в парсеках.

Лит.: Паренаго П. П., Шкалы и каталоги звёздных величин, " Успехи астрономических наук", 1948, т. 4; Шаров А. С., Современное состояние проблемы фотометрических систем и стандартов звёздных величин и показателей цвета, " Бюл. Абастуманской астрофизической обсерватории", 1962, т. 27. А. С. Шаров.

ЗВЁЗДНАЯ ДИНАМИКА, динамика звёздных систем, раздел звёздной астрономии, в к-ром изучаются закономерности движений звёзд в гравитационном поле звёздной системы и, как следствие этого, эволюция звёздных систем. В 3. д. сочетаются методы аналитич. механики и статистич. физики. Средств только первой недостаточно, т. к. число звёзд в звёздных системах (за исключением кратных звёзд) велико. Хотя галактики содержат, кроме звёзд, ещё пыль и газ, движение к-рых определяется не только гравитационными силами, но и силами светового давления, а также силами магнитного поля звёздной системы, осн. задачей 3. д. является исследование движений звёзд, т. к. именно в звёздах сосредоточена подавляющая часть всего вещества галактик. Осн. типом звёздных систем, изучаемых в 3. д., являются галактики и в особенности наша Галактика. Изучаются также шаровые и рассеянные звёздные скопления, кратные звёзды, скопления галактик.

Важной проблемой 3. д. сер. 20 в. является проблема релаксации, связанная с исследованием возможных путей эволюции звёздных систем от нек-рых первоначальных состояний к состоянию, характеризуемому наблюдаемым в совр. эпоху распределением скоростей звёзд. Значит. место в исследованиях по 3. д. занимает проблема спиральной и кольцевой структуры галактик и др.

Лит. см. при ст. Звёздная астрономия.

ЗВЁЗДНАЯ КИНЕМАТИКА, раздел звёздной астрономии, изучающий статистическими методами закономерности движения различных объектов в Галактике. 3. к. изучает движения звёзд, освобождённые от эффектов, связанных с вращением Земли, её обращением вокруг Солнца, нутацией, прецессией и т. п. Осн. кинематич. характеристиками галактич. объектов являются их собственные движения [ris] (см. Собственное движение звезды) и лучевые скорости vr, к-рые связаны с пространственной скоростью звезды v относительно Солнца соотношением:

[ris]

где r - расстояние от звезды до Солнца (здесь V, и v выражены в км/сек, r - в пс). Движение любой группы звёзд в пространстве можно характеризовать её средним движением (движением центроида группы) относительно Солнца и параметрами распределения остаточных скоростей, т. е. разностей скоростей звёзд центроида.

До нач. 20 в. предполагалось, что распределение остаточных скоростей звёзд хаотично. Однако уже первые статистич. исследования обнаружили неравномерность различных направлений движения звёзд в Галактике. Математич. теорию распределения пекулярных скоростей разработал нем. астроном К. Шварцшильд, предположивший, что функция распределения пекулярных скоростей имеет вид:

[ris]

Величины h, k, l характеризуют дисперсии компонентов скоростей в направлении гл. осей и, v, w, N - число исследуемых звёзд. Поверхностями равной плотности концов векторов скоростей являются в общем случае трёхосные эллипсоиды, направления больших полуосей к-рых близки к направлению на центр Галактики.

Отношения полуосей, пропорциональных дисперсиям остаточных скоростей, примерно постоянны для различных групп звёзд и составляют 1: 0, 6: 0, 5. Однако их абсолютные значения зависят от того, к какой составляющей Галактики принадлежат исследуемые объекты. Так, для звёзд спектральных классов О и В - типичных представителей плоской составляющей средняя квадратичная скорость равна приблизительно 10 км/сек, а для объектов сферической составляющей - порядка 100 км/сек. Эти различия являются следствием неодинаковых условий формирования и возраста звёзд разных составляющих.

Скорость Солнца v0может быть определена путём анализа движений различных групп звёзд. По отношению к видимым невооружённым глазом звёздам Солнце движется со скоростью v0 = 19, 5 км/сек в направлении: прямое восхождение 18 ч, склонение ок. + 30° (т. н. стандартный апекс). Относительно нек-рых др. групп звёзд v0достигает 140 км/сек. Разность скоростей Солнца относительно двух центроидов характеризует взаимное движение центроидов, подчинённое определённым закономерностям. Проекции концов векторов скорости Солнца для различных групп звёзд на галактич. плоскость располагаются примерно на одной прямой, проходящей в направлении галактич. долгот 90°-270°. Объяснение этой закономерности дал швед. астроном Б. Линдблад, предположив, что Галактика состоит из взаимопроникающих подсистем, вращающихся с разными скоростями вокруг одной и той же оси, проходящей через центр Галактики перпендикулярно к её плоскости. Звёзды, относительно к-рых Солнце имеет скорость 19, 5 км/сек, вращаются наиболее быстро. Исследование вращения Галактики показывает, что на расстоянии Солнца оно происходит по законам, промежуточным между законами вращения твёрдого тела и законами Кеплера (ближе к последним). Влияние дифференциального эффекта вращения Галактики на компоненты собственных движений [ris] и [ris] в галактич. координатах l и b и лучевые скорости [ris] для звёзд в пределах ок. 1 кпс от Солнца выражаются формулами, предложенными голл. астрономом Я. Сортом (1927):

[ris]

Вращение Галактики на расстоянии Солнца может быть описано следующими значениями параметров (постоянных Оорта): А= 15 (км/сек)/кпс; В= -10 (км/сек)/кпс. Лит. см. при ст. Звёздная астрономия. Е. Д. Павловская.

" ЗВЁЗДНАЯ ПАЛАТА" (англ. Court of Star Chamber), высшее суд. учреждение Англии в 15-17 вв. (получило назв. от украшенного звёздами потолка зала в королев. дворце в Вестминстере), Создана в 1487 Генрихом VII гл. обр. для борьбы с мятежными феодалами; позднее, при Елизавете I Тюдор и особенно при первых Стюартах, " 3. п." превратилась в орудие подавления противников феод.-абсолютистского строя и англиканской церкви. Была упразднена во время Английской революции 17 в. актом Долгого парламента (1641).

ЗВЁЗДНАЯ ПЛОТНОСТЬ в Галактике] число звёзд, содержащихся в объёме, равном 1 кубич. парсеку в данном месте звёздной системы. Звёздная плотность монотонно убывает с удалением от оси симметрии и плотности симметрии Галактики- В окрестностях Солнца она составляет ок. 0, 12 звезды на кубич. парсек.

ЗВЁЗДНАЯ СТАТИСТИКА, раздел звёздной астрономии, изучающий методами математической статистики пространственное распределение звёзд, обладающих сходными физич. характеристиками, и различные статистич. зависимости между характеристиками звёзд. Начало 3. с. было положено В. Гершелем, к-рый в кон. 18 в. обнаружил рост числа звёзд, видимых в его телескоп, по мере приближения к плоскости Млечного Пути (т. н. галактич. концентрация) и объяснил это сплюснутостью нашей Галактики. Одной из важных задач 3. с. является определение звёздной плотности D(r), т. е. числа звёзд в единице объёма в данном направлении на расстоянии r. При решении этой задачи чаще всего используются статистич. методы, т. к. непосредственно определить расстояние можно либо до ближайших к Солнцу объектов (r< 100 пс), либо до нек-рых особых типов звёзд, напр. переменных звёзд.

Широкое применение в 3. с. получили дифференциальная функция распределения звёзд по видимым звёздным величинам А (m) и интегральная функция N (m), указывающая число звёзд ярче данной звёздной величины т, а также функция распределения звёзд по их абсолютным звёздным величинам, т. н. функция светимости. Функции А(т) и N(m) непосредственно [ris] определяются по подсчётам звёзд данной видимой величины или звёзд ярче этой величины. Функцию светимости можно определить путёмрешения интегральных уравнений 3. с. Функция А(т) связана с функцией звёздной плотности D(r) и функцией светимости [ris] соотношением (первое интегральное уравнение 3. с.):

[ris]

где - w выбранный телесный угол. С помощью среднего параллакса [ris] звёзд видимой величины т выводится соотношение (второе интегральное уравнение 3. с.):

[ris]

Эти уравнения используются как для определения D(r), так и ф(М). Чаще всего уравнения 3. с. решаются численными методами. Оба приведённых уравнения наз. уравнениями Шварцшильда (по имени нем. астронома К. Шварцшильда, к-рый вывел их в 1910).

В предположении существования межзвёздного поглощения света интегральные уравнения сохраняют свой вид, но в результате их решения получается видимая звёздная плотность D'(r), с помощью к-рой, если известна зависимость поглощения света от расстояния, т. е. функция поглощения света А (r), можно определить истинную звёздную плотность D(r).

При исследовании распределения небесных объектов удобен метод, предложенный в 1937 сов. астрономом М. А. Вашакидзе и независимо от него голл. астрономом Я. Сортом в 1938. Этот метод позволяет исследовать распределение звёздной плотности в произвольном направлении, если известно её распределение в направлении, перпендикулярном галактич. плоскости.

Табл. 1. - Количество звёзд на звёздном небе
Звёздная величина (визуальная) Количество звёзд до данной звёздной величины Звёздная величина (визуальная) Количество звёзд до данной звёздной величины
      2, 3 млн.
      5, 7 млн.
      14, 0 млн.
      32, 0 млн.
      71, 0 млн.
6     150, 0 млн.
      300, 0 млн.
  42 000   550, 0 млн.
  125 000   1 млрд.
      2 млрд.
  900 000    

Таким путём установлено, что звёздная плотность имеет общую тенденцию расти в направлении на центр Галактики, а Солнце располагается между двумя местными сгущениями, к-рые можно отождествить со спиральными ветвями Галактики.

Метод Вашакидзе - Оорта был применён сов. астрономом Б. В. Кукаркиным (1947) для исследования пространственного распределения переменных звёзд. Было показано, что различные типы переменных звёзд характеризуются различной степенью концентрации к плоскости Галактики и к галактич. центру, причём параметры пространственного распределения звёзд связаны с их кинематич. характеристиками (см. Звёздные подсистемы).

Лит. см. при ст. Звёздная астрономия. Е. Д. Павловская.

ЗВЁЗДНОЕ ВРЕМЯ, система счёта времени, в основе к-рой лежат звёздные сутки; применяется при различных астрономических наблюдениях. См. Время.

ЗВЁЗДНОЕ НЕБО, совокупность светил, видимых ночью на небесном своде.

Табл. 2. - Названия созвездий
Русское название Латинское название Сокращённое название Положение на звёздном небе Русское название Латинское название Сокращённое название Положение на звёздном небе Русское название Латинское название Сокращённое название Положение на звёздном небе
Андромеда Andromeda And С Кит Cetus Cet Э Рыбы Pisces Psc Э
Близнецы Gemini Gem С Козерог Capricornus Cap Ю Рысь Lynx Lyn С
Большая Мед- ведица Ursa Major UMa С Компас Корма Pyxis Puppis Pyx Pup Ю Ю Северная Корона Corona Borea-lis CrB С
Большой Пёс Canis Major CMa Ю Крест Crux Cru Ю Секстант Sextans Sex Э
Весы Libra Lib Ю Лебедь Cygnus Cyg С Сетка Reticulum Ret Ю
Водолей Aquarius Aqr Э Лев Leo Leo С Скорпион Scorpius Sco Ю
Возничий Auriga Aur С Летучая Рыба Volans Vol Ю Скульптор Sculptor Scl Ю
Волк Lupus Lup Ю Лира Lyra Lyr С Столовая Гора Mensa Men Ю
Волопас Bootes Boo С Лисичка Vulpecula Vul С Стрела Sagitta Sge С
Волосы Вероники Coma Berenices Com С Малая Медведица Ursa Minor UMi С Стрелец Телескоп Sagittarius TeTescopium Sgr Tel Ю Ю
Ворон Corvus Crv Ю Малый Конь Equuleus Equ С Телец Taurus Tau С
Геркулес Hercules Her С Малый Лев Leo Minor LMi С Треугольник Triangulum Tri С
Гидра Hydra Hya Ю Малый Пёс Canis Minor CMi С Тукан Tucana Tuc Ю
Голубь Columba Col Ю Микроскоп Microscopium Mic Ю Феникс Phoenix Phe Ю
Гончие Псы Canes Venatici CVn С Муха Musca Mus Ю Хамелеон Chamaeleon С ha Ю
Дева Virgo Vir Э Насос Antlia Ant Ю Центавр Centaurus Cen Ю
Дельфин Delphinus Del С Наугольник Norma Nor Ю Цефей Cepheus Сер С
Дракон Draco Dra С Овен Aries Ari С Циркуль Circinus Cir Ю
Единорог Monoceros Mon Э Октант Octans Oct Ю Часы Horologium Hor Ю
Жертвенник Ara Ara Ю Орёл Aquila Aql Э Чаша Crater Crt Ю
Живописец Pictor Pic Ю Орион Orion Ori Э Щит Scutum Set Э
Жираф Camelopardalis Cam С Павлин Pavo Pav Ю Эридан Eridanus Eri Ю
Журавль Grus Gru Ю Паруса Vela Vel Ю Южная Гидра Hydrus Hyi Ю
Заяц Lepus Lep Ю Пегас Pegasus Peg С Южная Корона Corona Aust-rina CrA Ю
Змееносец Ophiuchus Oph Э Персей Perseus Per С
Змея Serpens Ser Э Печь Fornax For Ю Южная Рыба Piscis Austri-nus PsA Ю
Золотая Рыба Dorado Dor Ю Райская Птица Apus Aps Ю
Индеец Indus Ind Ю Южный Треугольник Triangulum Australe TrA Ю
Кассиопея Cassiopeia Cas с Рак Cancer Cnc С
Киль Carina Car Ю Резец Caelum Cae Ю Ящерица Lacerta Lac С
Обозначения: С- Сев. полушарие, Ю - Юж. полушарие, Э - экватор.

Невооружённым глазом на ночной половине неба при хороших условиях можно видеть одновременно ок. 2, 5 тыс. звёзд (до 6-й звёздной величины), большинство к-рых расположено вблизи полосы Млечного Пути. Применение телескопа позволяет наблюдать значительно большее число звёзд (см. табл. 1).

Для удобства ориентировки 3. н. разделено на участки, наз. созвездиями. В каждом созвездии наиболее яркие звёзды образуют характерные группы, к-рые после тренировки можно легко распознавать на небе. Разделение звёзд на главнейшие созвездия, в т. ч. и зодиакальные (см. Зодиак), относится к глубокой древности. Названия созвездий заимствованы частично из греческой мифологии (напр., Андромеда, Персей, Дельфин и др.) или связаны с различными занятиями древних народов - земледелием, скотоводством, охотой (напр., Дева с Колосом, Волопас, Рыба, Заяц и др.).

     
Табл. 3. - Названия звёзд
Аламак [ris] Андромеды
Алараф [ris] Девы
Алголь [ris] Персея
Алиот [ris] Большой Медведицы
Альбирео [ris] Лебедя
Альгена [ris] Близнецов
Альгениб [ris] Пегаса
Альгиеба [ris] Льва
Альдебаран [ris] Тельца
Альдерамин [ris] Цефея
Алькор [ris] Большой Медведицы
Альрами [ris] Стрельца
Альтаир [ris] Орла
Альфард [ris] Гидры
Альциона [ris] Тельца
Антарес [ris] Скорпиона
Арктур [ris] Волопаса
Ахернар [ris] Эридана
Беллатрикс [ris] Ориона
Бенетнаш [ris] Большой Медведицы
Бетельгейзе [ris] Ориона
Вега [ris] Лиры
Гемма [ris] Северной Короны
Денеб [ris] Лебедя
Денеб Кайтос [ris] Кита
Денебола [ris] Льва
Дубхе [ris] Большой Медведицы
Канопус [ris] Киля
Капелла [ris] Возничего
Кастор [ris] Близнецов
Кохаб [ris] Малой Медведицы
Маркаб [ris] Пегаса
Мегрец [ris] Большой Медведицы
Менкар [ris] Кита
Мерак [ris] Большой Медведицы
Меропа [ris] Тельца
Мира [ris] Кита
Мирах [ris] Андромеды
Мирзам [ris] Большого Пса
Мирфак [ris] Персея
Мицар [ris] Большой Медведицы
Нат [ris] Тельца
Плейона [ris] Тельца
Поллукс [ris] Близнецов
Полярная [ris] Малой Медведицы
Процион [ris] Малого Пса
Рас Альгети [ris] Геркулеса
Рас Альхаге [ris] Змееносца
Регул [ris] Льва
Ригель [ris] Ориона
Садальмелик [ris] Водолея
Сириус [ris] Большого Пса
Сиррах [ris] Андромеды
Спика [ris] Девы
Тубан [ris] Дракона
Факт [ris] Голубя
Фекда [ris] Большой Медведицы
Фомальгаут [ris] Южной Рыбы
Хамал [ris] Овна
Целено [ris] Тельца
Шаф [ris] Кассиопеи
Шеат [ris] Пегаса
Шедир [ris] Кассиопеи
Электра [ris] Тельца
     

Выделенные в более позднее время созвездия получили названия, связанные с путешествиями и с развитием техники (напр., Секстант, Микроскоп и др.). Всего принято 88 созвездий (см. табл.2), границы между к-рыми установлены в 1930 согласно решению Междунар. астрономич. союза. В таблице приведены рус. и лат. названия созвездий, а также их сокращённые названия. Яркие звёзды в созвездиях обозначаются буквами греч. алфавита или цифрами. Нек-рые типы звёзд имеют спец. обозначения (напр., переменные обозначают прописными лат. буквами). Ряд звёзд имеет собств. имена (см. табл. 3). Большинство же звёзд обозначается названием звёздного каталога, содержащего сведения о данной звезде, и номером, под к-рым звезда в нём записана (напр., Лакайль 9352).

На 3. н. можно наблюдать также звёздные скопления, звёздные ассоциации, туманности галактические, галактики, квазары, скопления галактик и др.; тела, входящие в состав Солнечной системы: планеты, спутники планет, малые планеты, кометы; искусственные космич, объекты: искусственные спутники Земли, космические зонды.

Большинство этих объектов может наблюдаться только с помощью телескопов. Среди видимых невооружённым глазом: рассеянные звёздные скопления Плеяды и Гиады в созвездии Тельца, Ясли в созвездии Рака; шаровые звёздные скопления в созвездиях Тукана и Центавра; галактич. туманность в созвездии Ориона; галактики в созвездии Андромеды, Большое и Малое Магеллановы Облака; планеты Венера, Юпитер, Марс, Сатурн, Меркурий, Уран; малая планета Веста; кометы; наиболее яркие искусственные спутники Земли.

Фон неба никогда не бывает вполне чёрным, небо слабо светится вследствие атомных процессов в верхних слоях атмосферы. Это т. н. свечение ночного неба с 1 квадратного градуса создаёт освещённость в среднем как звезда 4, 5 звёздной величины. Днём почти все небесные светила исчезают на светлом голубом фоне освещённого Солнцем воздуха. Кроме Солнца, лишь Луна и Венера бывают видны невооружённым глазом на ясном дневном небе.

Вид 3. н. непрерывно меняется из-за видимого суточного вращения небесной сферы, обусловленного вращением Земли, а также медленно изменяется вследствие видимого годичного перемещения Солнца среди звёзд, являющегося следствием обращения Земли вокруг Солнца.

ЗВЁЗДНЫЕ АССОЦИАЦИИ, рассеянные группы звёзд определённых спектральных классов или типов. Объекты, образующие 3. а., вне 3. а. почти не встречаются. Известны ОВ- ассоциации и Т-ассоциации. В ОВ-ассоциации входят горячие звёзды-гиганты и сверхгиганты спектральных классов О, ВО, В1 и В2 (см. Спектральная классификация звёзд). Размеры ОВ-ассоциаций от 40 до 200 парсек (пс), число содержащихся в них членов (звёзд классов О - В2) ограничивается неск. десятками. В области пространства, занимаемой ОВ-ассоциацией, наблюдается также повышенное число звёзд спектральных классов ВЗ - В9. Число же звёзд более поздних спектральных классов, по-видимому, нормальное, т. е. такое же, как в аналогичных объёмах звёздного поля вне 3. а. Существование неск. десятков горячих звёзд-гигантов спектральных классов О - В2 в нек-ром объёме пространства, дополнительно к многим тысячам звёзд поздних спектральных классов, не увеличивает заметно среднюю плотность материи в этом объёме.

ОВ-ассоциации, в отличие от рассеянных или шаровых звёздных скоплений, не являются областями существенно повышенной плотности материи. Силы тяготения в области ОВ-ассоциации не способны удерживать звёзды даже с очень малыми пространств. скоростями и в соответствии с законами звёздной динамики эти образования должны распадаться. Тот факт, что в ОВ-ассоциациях имеются звёзды-гиганты и сверхгиганты спектральных классов О - В2, а вне ассоциаций они отсутствуют, может быть объяснён только тем, что эти звёзды формируются в области ОВ-ассоциаций и затем уходят из них (за 106-107 лет), меняя физич. состояние, и превращаются в звёзды другого спектрального класса. Из сказанного следует, что ОВ-ассоциации являются областями Галактики, где в совр. эпоху происходит звездообразование, и что возраст горячих звёзд-гигантов спектральных классов О - В2 не превышает 106-107 лет. Этот вывод хорошо согласуется с теорией эволюции звёзд.

Существуют дополнительные аргументы, указывающие на молодость звёзд, составляющих ОВ-ассоциации. Во-первых, часть звёзд спектрального класса О, входящих в состав ОВ-ассоциаций, является звёздами типа Вольфа - Райе, из к-рых происходит интенсивное истечение материи. В таком состоянии звезда может существовать менее 106 лет. Во-вторых, обычные горячие гиганты и сверхгиганты спектральных классов О - В2 также не могут долго поддерживать быстро происходящий у них расход энергии через излучение. В-третьих, в ОВ-ассоциациях горячие гиганты часто образуют кратные системы и цепочки. Такие образования динамически неустойчивы, должны быстро распадаться и, следовательно, они не могли существовать длительное время. ОВ-ассоциации, как правило, связаны с обширными водородными туманностями, к-рые следует считать составной частью ОВ-ассоциаций. Ввиду близости горячих звезд водород в ОВ-ассоциациях полностью ионизован. ОВ-ассоциации лежат в галактич. плоскости. Исключение составляет обширная н богатая членами ОВ-ассоциация Ориона, к-рая занимает область, расположенную между галактич. широтами -10° и -25°. По-видимому, ОВ-ассоциации располагаются вдоль спиральных ветвей Галактики. В ветвях др. спиральных галактик ОВ-ассоциации являются наиболее яркими характерными объектами. Однако уверенно определить расположение спиральных ветвей нашей Галактики по ОВ-ассоциациям до сих пор не удаётся вследствие значит. ошибок в определении расстояний до отд. ассоциаций, вызванных сильным поглощением света около галактич. плоскости.


Поделиться с друзьями:

mylektsii.su - Мои Лекции - 2015-2024 год. (0.01 сек.)Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав Пожаловаться на материал