Астрономия. Методическое пособие по использованию таблиц

Bвeдeниe

При проведении уроков, на которых изучаются во- просы астрономии, факультативных и кружковых за- нятий необходимо использовать простейшие средства наглядности, к числу которых относятся демонстраци- онные таблицы.

Таблицы применяют не только при объяснении но- вого материала, но и для проверки знаний учащихся. При объяснении нового материала таблицы помогают учителю сформировать у учащихся представление об изучаемых небесных телах, их системах и разнообраз- ных процессах, происходящих во Вселенной. В этом случае каждая таблица играет для учителя роль своеоб- разного плана-конспекта данного урока, а на следую- щем уроке таблица поможет ученику ответить на воп- росы учителя.

Методические рекомендации к таблицам содержат их описание, краткие сведения об изображенных на таблицах объектах, включая некоторые новые данные о них. В тех случаях, где это необходимо, приводятся ссылки на методическую и научно-популярную литера- туру.

Данный комплект таблиц и методические реко- мендации к ним созданы автором на основе опыта многолетней работы в школе и занятий с учителя- ми физики в Москве и других городах России. Этот опыт обобщен автором в учебнике «Астрономия. 11 класс» и книгах «Дидактика астрономии», «Астро- номия. 11 класс: книга для учителя».

3

Данный комплект таблиц, позволяющий иллюстри- ровать минимум вводимых астрономических понятий, можно использовать при проведении уроков природо- ведения, физики, естествознания, на которых изуча- ются основы астрономии, и астрономических наблюде- ний со школьниками.

Ta6лицa 1. Coлнeчнaя cиcтeмa

В таблице содержится материал, который помогает объяснить строение и состав Солнечной системы при изучении астрономии на уроках и факультативных за- нятиях в старших классах, а также при изучении эле- ментов астрономии, включенных в программы, учеб- ники и элективные курсы для начальной школы и 5— 9 классов. Главное место в таблице занимает схема Сол- нечной системы, на которой изображены Солнце, во- семь движущихся вокруг него планет (с недавних пор Плутон, открытый в 1930 г., перестали считать девя- той планетой Солнечной системы), орбита одной из ко- мет, Главный пояс астероидов, расположенный между орбитами Марса и Юпитера, и Пояс астероидов, нахо- дящийся за орбитой Нептуна и получивший название

«пояс Койпера». Планеты отличаются по своим разме- рам (наибольшая из них — Юпитер, наименьшая — Меркурий) и обращаются вокруг Солнца в одном на- правлении. В этом же направлении Солнце вращается вокруг собственной оси. Средние расстояния планет от Солнца подчиняются определенному закону. Его обыч- но называют правилом Тициуса—Боде и записывают в виде формулы:

r = 0,3•2ⁿ + 0,4,

где r — среднее расстояние планеты от Солнца в астроно- мических единицах (а. е.). Для Меркурия r = 0,4 а. е., для Венеры — 0,7 а. е. (n = 0), для Земли — 1 а. е. (n = 1), для Марса — 1,6 а. е. (n = 2), для Юпитера — 5,2 а. е. (n = 4) и т. д. Средние расстояния планет от Солнца связаны с периодами их обращения вокруг Солнца (III закон Кеплера). Планеты движутся вокруг Солнца по эллипсам (I закон Кеплера), степень вытяну- тости которых характеризуется эксцентриситетом. Чем больше эксцентриситет, тем больше орбита планеты от- личается от окружности. Например, орбиты Венеры и Земли близки к окружностям (эксцентриситет орбиты Венеры 0,007, Земли — 0,017). Орбиты большинства других планет более вытянуты. Планеты движутся во- круг Солнца неравномерно: вблизи перигелия быстрее, чем вблизи афелия (II закон Кеплера). Углы наклоне-

ния плоскостей орбит планет к плоскости эклиптики (плоскости орбиты Земли) не превышают нескольких градусов. Важной закономерностью в Солнечной систе- ме является распределение момента количества движе- ния между Солнцем и планетами. На долю Солнца приходится лишь 2% момента количества движения всей Солнечной системы (при массе Солнца 99,9% мас- сы вещества Солнечной системы), а на долю планет — 98% момента количества движения. Кроме планет-ги- гантов (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун) и планет зем- ной группы (Меркурий, Венера, Земля, Марс) в Сол- нечную систему входят карликовые планеты, находя- щиеся в поясе Койпера.

К малым телам Солнечной системы относятся асте- роиды и кометы (к ним иногда относят и спутники пла- нет). Предполагается, что очень далеко за орбитами планет (на расстоянии не менее 150 000 а. е. от Солнца) расположено Облако комет (Облако Оорта). Из него время от времени к Солнцу прилетают долгоперио- дические кометы с периодами обращения в миллионы лет. Расстояние от Солнца до Облака Оорта примерно в два раза меньше, чем до системы звезды  Центавра. Это сравнение иллюстрирует, на каких огромных рас- стояниях Солнце может удерживать небесные тела Солнечной системы. Поскольку в одном масштабе на одной схеме показать орбиты планет Солнечной систе- мы и Облако Оорта невозможно, в таблице пришлось поместить две схемы. На первой изображены орбиты планет, а на второй — в условном масштабе расположе- ние Облака Оорта в Солнечной системе.

На основе изучения строения Солнечной системы и присущих ей закономерностей астрономы разраба- тывают космогонические гипотезы, пытаясь выяснить, как образовалась Солнечная система и как она эволю- ционировала от своего рождения до наших дней.

Ta6лицa 2. Плaнeты-гигaнты

Центральное место на этой таблице занимает Юпи- тер — самая массивная и большая планета Солнечной системы и самая близкая к Солнцу из планет-гигантов.

Юпитер находится примерно в пять раз дальше от Солнца, чем Земля. Расстояние от Солнца до Сатурна составляет примерно 9,5 а. е., Урана — 19 а. е., Непту- на — 30 a. e. Даже в небольшие телескопы можно рас- смотреть детали поверхности Юпитера. Полосатая структура облачного слоя планеты и знаменитое Крас- ное Пятно, являющееся весьма устойчивым образова- нием в атмосфере Юпитера, изображены на этой табли- це. Полосы расположены параллельно экватору плане- ты и вращаются с разными скоростями: чем ближе к экватору, тем больше скорость. Такой эффект зональ- ного вращения объясняется тем, что наблюдаемые по- лосы представляют собой детали газообразной оболоч- ки планеты. Юпитер имеет заметное сжатие, что связа- но с быстрым вращением планеты вокруг своей оси. Гигантская планета примерно за 10 ч делает оборот во- круг оси. С быстрым вращением Юпитера связано так- же существование у него магнитного поля, которое на порядок больше земного, и значительно больших, чем у Земли, радиационных поясов. Строение Юпитера по- казано на врезке таблицы.

Газовая оболочка («атмосфера») планеты толщиной примерно 11 000 км состоит в основном из водорода. Водород составляет около 82% массы всей планеты (17% приходится на гелий). По мере продвижения вглубь газовая атмосфера переходит в газожидкую обо- лочку, где свойства сжатого газа почти не отличаются от свойств жидкости.

Во внутреннем строении Юпитера выделяют зону

«металлизированного» водорода, в которой электроны, оторванные от протонов, движутся свободно, как в ме- таллах. Ядро Юпитера, в отличие от всех расположен- ных выше оболочек, твердое, его плотность составляет около 11 г/см³. Давление в центре Юпитера достигает 50 Мбар, температура — 20 000 К (здесь и далее цифро- вые данные приводятся по книге П. Г. Куликовского

«Справочник любителя астрономии»).

В таблице показаны схемы внутреннего строения других планет-гигантов — Сатурна, Урана, Нептуна. Природа этих планет во многом сходна с природой Юпитера. На Сатурне, например, как и на Юпитере,

видны полосы, параллельные его экватору. Сатурн, как и Юпитер, быстро вращается вокруг своей оси. Внутреннее строение планеты также сходно с внутрен- ним строением Юпитера, хотя из-за меньшей массы давление в ее недрах меньше, чем в недрах Юпитера. Полосы на Уране похожи на полосы на Сатурне. Обыч- но говорят, что Уран вращается «лежа на боку», потому что плоскость его экватора наклонена на 98 к плоскости его орбиты и его вращение происходит в сторону, противоположную движению вокруг Солн- ца. На фотографиях Нептуна, полученных с борта про- летавших вблизи него автоматических межпланетных станций, удается рассмотреть гораздо меньше деталей, чем на фотографиях других планет-гигантов. Поэтому в таблице на Нептуне детали не указаны. Внутреннее строение всех планет-гигантов очень похоже, хотя раз- личия все-таки существуют. Некоторые из них отмече- ны на соответствующих схемах внутреннего строения планет. Вероятно, ни у одной из гигантских планет нет твердой поверхности, и только в состав их ядер входят твердые, каменистые породы, поэтому понятие «по- верхность» планеты-гиганта весьма условно.

Отличительные особенности планет-гигантов связа- ны не только с их строением, но и с наличием у них ко- лец и большого числа спутников: Юпитера — 63, Са- турна — 62, Урана — 27, Нептуна — 13. Во многих на- учно-популярных книгах и журналах и в Интернете можно найти прекрасные фотографии спутников пла- нет-гигантов, переданные с борта АМС «Вояджер» и

«Кассини». Самая впечатляющая система колец у Са- турна. Она показана в данной таблице. Кольца состоят из множества крошечных спутников планеты, движу- щихся вокруг нее по законам Кеплера. По имеющимся оценкам, средний размер частиц колец около 1 м, хотя есть и значительно меньшие частицы. Скорее всего, частицы колец покрыты льдом (так как планеты-ги- ганты находятся далеко от Солнца, это очень холодные небесные тела и внутри некоторых из них, например Урана и Нептуна, могут существовать большие массы льда). В последние годы кольца открыты у Юпитера, Урана и Нептуна.

Таблица не только поможет учащимся лучше уз- нать природу планет-гигантов, но и пробудить интерес к самостоятельному визуальному наблюдению в теле- скоп Юпитера с галилеевыми спутниками и Сатурна с кольцами. Необходимые сведения об условиях видимос- ти планет и других небесных тел Солнечной системы, а также о различных астрономических явлениях содер- жатся в «Школьном астрономическом календаре».

Ta6лицa 3. Плaнeты зeмнoй гpyппы

Центральное место в таблице занимает изображе- ние Земли и схема ее внутреннего строения. С приро- дой Земли — главной планеты земной группы — мы бу- дем сравнивать природу других планет этой группы (Меркурия, Венеры, Марса). Различные сведения о Зем- ле, ее форме, размерах, массе, составе и строении ат- мосферы, внутреннем строении, магнитном поле, по- верхности и климате содержатся в школьных курсах физической географии, физики и других учебных пред- метах. Поэтому при изучении вопросов астрономии де- лается упор на рассмотрение Земли как одной из пла- нет Солнечной системы. Здесь важно напомнить о мас- се, размерах и форме Земли, периодах вращения и об- ращения, наклоне земной оси к плоскости ее орбиты, сравнительно мало отличающейся от круговой. В отли- чие от планет-гигантов, планеты земной группы либо имеют очень мало спутников (у Земли он один, у Мар- са — два), либо вообще не имеют (Меркурий и Венера). Кроме единственного естественного спутника — Луны вокруг Земли движутся сотни искусственных спутни- ков (первый искусственный спутник Земли был запу- щен советскими учеными и конструкторами 4 октября 1957 г.) и то, что принято называть «космическим му- сором», ставшим предметом особого беспокойства уче- ных в последнее время. Из функционирующих на око- лоземных орбитах искусственных небесных объектов важная роль принадлежит многомодульной междуна- родной космической станции (МКС), сборка которой на орбите началась в 1998 г. На МКС работают, сменяя друг

друга, экспедиции, в состав которых входят россий- ские космонавты и зарубежные астронавты. В 2011 г. исполнится 50 лет со времени полета в космос Ю. А. Га- гарина (12 апреля 1961 г.). За прошедшее с тех пор время в космосе побывало свыше 500 астронавтов и космонавтов.

Земля — наибольшая из планет земной группы, а Меркурий — наименьшая. Меркурий — самая близкая к Солнцу планета (а = 0,4 а. е., Т = 0,24 года). Мерку- рий медленно вращается вокруг своей оси, период его вращения составляет около 59 земных суток. Так как оборот вокруг Солнца эта планета совершает за 88 зем- ных суток, то за два «меркурианских» года проходит всего трое его суток. На Меркурии практически нет ат- мосферы, но рассмотреть с Земли детали его поверхно- сти очень трудно. Мы узнали о них только благодаря космическим исследованиям, в результате которых вы- яснилось, что на поверхности Меркурия есть множест- во кратеров. В 2009 г. по фотографиям, переданным с космического аппарата «Маринер-10», а позднее с

«Мессенджера», была составлена карта почти всей по- верхности планеты, на которой указаны детали разме- ром до нескольких сотен метров. На таблице изображен участок поверхности Меркурия, но впечатляющие фо- тографии Меркурия есть в книгах, журналах и Ин- тернете. Ось вращения Меркурия почти перпендику- лярна плоскости его орбиты, а, как известно, от накло- на оси планеты зависит характер смены времен года на ней (на планетах, оси которых перпендикулярны плос- костям их орбит, нет смены времен года). Пользуясь таблицей, можно сравнить внутреннее строение Мерку- рия с внутренним строением других планет земной группы.

Венера имеет почти такие же размеры, как Земля (средний радиус Земли 6371 км, Венеры — 6050 км), и массу (масса Венеры составляет примерно 0,82 массы Земли). Венера окружена обширной атмосферой, сос- тоящей в основном из углекислого газа. Плотные об- лачные слои атмосферы Венеры скрывают от нас ее поверхность. Ее удалось узнать благодаря радиолока- ционным наземным и космическим наблюдениям. Зна-

чительную часть поверхности Венеры занимают пло- ские равнины с невысокими холмами. Есть на Венере горы и кратеры. Самые высокие горы на Венере — горы Максвелла высотой до 11 км. В настоящее время составлены карты и атласы Венеры. Из-за парникового эффекта на поверхности Венеры очень высокая темпе- ратура — около 470 С. Атмосферное давление у по- верхности этой планеты достигает 90 атм, что почти в 90 раз больше, чем атмосферное давление у поверхнос- ти Земли.

Венера — самое яркое после Луны светило на нашем ночном небе. Появление ее утром перед восходом Солн- ца и вечером вскоре после его захода всегда привлекает внимание. Учащиеся могут увидеть Венеру в телескоп и, если удастся, зарисовать фазу планеты в момент на- блюдения (Венера меняет свой вид подобно Луне). Вра- щение Венеры вокруг оси происходит в обратном на- правлении и совершается с периодом 243 земных суток («обратное вращение» есть только у двух планет Сол- нечной системы — Венеры и Урана).

Марс — самая далекая от Солнца планета земной группы. Из таблицы видно, что Марс значительно меньше Земли. Его средний радиус 3397 км, а масса составляет 0,11 от массы Земли. Сходными с земны- ми являются наклон оси планеты к плоскости орби- ты (65,5) и период вращения вокруг оси (примерно 24 ч 37 мин), поэтому смена времен года на Марсе такая же, как и на Земле, и там так же, как на Земле, происходит смена дня и ночи. Но поскольку марсианский год со- ставляет 1,88 земного года, продолжительность каждо- го времени года на Марсе почти вдвое больше, чем на Земле. У Марса есть атмосфера, состоящая в основном из углекислого газа. Она очень разрежена, и ее давле- ние у поверхности планеты почти в 170 раз меньше, чем у поверхности Земли. Красноватый цвет поверхно- сти Марса обусловлен тем, что ее значительная часть содержит окислы железа. На Марсе, как на Меркурии и Венере, нет никаких морей или озер. Однако ученые не исключают, что под поверхностными слоями Марса могут оказаться немалые запасы льда. В связи с подго- товкой к будущим пилотируемым экспедициям на Марс

там активно ведется поиск хотя бы замерзшей воды. Даже в небольшие телескопы заметны полярные шап- ки Марса, уменьшающиеся или почти исчезающие в летний период (одна из полярных шапок показана в таблице). В состав полярных шапок кроме обычного водяного льда входит замерзшая углекислота. На по- верхности Марса много кратеров метеоритного проис- хождения и потухших вулканов. Наиболее крупные из них — Арсия и Олимп высотой более 25 км (в попереч- нике у основания они достигают 500 км). В отличие от спутника Земли — Луны, марсианские спутники (Фо- бос и Деймос) представляют собой очень маленькие не- бесные тела неправильной формы. Но и на них с по- мощью космических аппаратов, подлетавших к Марсу, удалось сфотографировать кратеры. За первые полвека космической эры к Марсу было запущено 40 автома- тических межпланетных станций (20 отечественных, 18 американских, одна европейская и одна японская). В некоторые годы на орбитах вокруг Марса и на его по- верхности одновременно находилось несколько косми- ческих аппаратов. Например, в 2008 г. успешно работа- ли три искусственных спутника Марса и два марсохо- да. Из всех запущенных к Марсу АМС программу полета удалось выполнить лишь трем отечественным, 18 американским и одной европейской. Вероятно, ско- ро мы станем свидетелями новых стартов космических аппаратов к Марсу.

Ta6лицa 4. Лyнa

В центре таблицы помещено изображение видимой стороны Луны с наиболее важными деталями рельефа (Океан Бурь, Море Дождей, Море Ясности, Море Спо- койствия, Море Изобилия, Море Нектара и др., кратеры Коперник, Кеплер, Тихо). С помощью этих изображений, а также имеющихся в учебниках схема- тических и более подробных карт видимой с Земли и обратной стороны Луны можно не только рассказать учащимся о деталях лунной поверхности, но и по- казать их в бинокль и телескоп при наблюдении Луны

в разных фазах (лунные кратеры лучше всего видны вблизи терминатора).

Среди спутников планет земной группы и пла- нет-гигантов Луна выделяется тем, что имеет сравни- мые с Землей размеры и массу: радиус Луны лишь в четыре раза меньше земного, а масса только в 81 раз меньше массы Земли. На таблице показаны сравни- тельные размеры Земли и Луны. На небе кажется, что Луна и Солнце имеют одинаковые размеры, поскольку линейный диаметр маленькой Луны примерно в 400 раз меньше линейного диаметра Солнца. Но Луна (бли- жайшее к Земле небесное тело) в 400 раз ближе к нам, чем Солнце. Один оборот вокруг своей оси относи- тельно звезд Луна совершает за 27,3 суток, при этом она остается повернутой к Земле одной и той же сторо- ной, потому что за 27,3 суток успевает сделать один оборот вокруг Земли. Увидеть обратную сторону Луны удалось лишь после ее фотографирования с борта АМС. Первой из них была советская АМС «Луна-3» (октябрь 1959 г.). На обратной стороне Луны почти нет морей, и она покрыта множеством кратеров. Кратеры на види- мой и обратной стороне Луны возникли в основном в результате падения на Луну метеоритов. В некоторых случаях вокруг кратеров появились характерные луче- вые системы. Даже в бинокль можно увидеть светлые полосы, радиально расходящиеся, например, от крате- ра Тихо. Они иногда достигают нескольких тысяч ки- лометров, пересекая лунные моря и горы. Размеры наибольших лунных кратеров — сотни километров, а самых маленьких — десятки сантиметров. В школь- ные и небольшие любительские телескопы видны кра- теры диаметром до 150 км. На таблице показан не- большой участок лунной поверхности с кратерами. Фотографии лунного рельефа можно найти в науч- но-популярной литературе.

Время одного оборота Луны вокруг Земли относи- тельно Солнца 29,5 земных суток. За это время проис- ходит смена лунных фаз. День и ночь на Луне длятся примерно по 14 земных суток. Благодаря этому и от- сутствию на Луне заметной атмосферы в течение лун- ных суток происходят резкие колебания температуры

на поверхности. Днем температура может достигать

+130 С, а ночью опускается до –170 С. Однако уже на глубине в несколько десятков сантиметров темпера- тура остается практически одинаковой днем и ночью, что объясняется плохой теплопроводностью поверхно- стного лунного грунта (реголита). Пользуясь таблицей

«Луна», а также таблицей «Планеты земной группы», можно сравнить внутреннее строение этих небесных тел.

На Луну было совершено шесть удачных экспеди- ций по программе «Аполлон». Первыми на Луне побы- вали Нейл Армстронг и Эдвин Олдрин, «прилунившие- ся» в Море Спокойствия 20 июля 1969 г. Ни на каких других небесных телах Солнечной системы люди еще не были. Активные космические исследования Луны прекратились к 1976 г. и возобновились лишь в начале 1990-х гг. В комплексных исследованиях Луны, вклю- чая поиск замерзшей воды на ней, стали участвовать ученые разных стран: США, Западной Европы, России, Японии, Китая, Индии. Пилотируемые полеты к Луне с целью создания на ее поверхности баз, возможно, бу- дут осуществляться в ближайшие десятилетия. Расска- зывая об уже осуществленных пилотируемых полетах на Луну, следует обратить внимание учащихся на два сюжета: высадку астронавта на Луну и вид Земли с по- верхности Луны.

Ta6лицa 5. Maлыe тeлa Coлнeчнoй cиcтeмы

Таблица дает представление о малых телах Сол- нечной системы — астероидах и кометах и позволяет сравнить размеры наиболее крупных спутников планет (самый большой из них Ганимед — спутник Юпитера). Изображения малых тел на данной таблице соот- ветствуют не тому, что можно увидеть невооруженным глазом или в школьный телескоп, а фотографиям, по- лученным с помощью крупных наземных телескопов и космических аппаратов, пролетавших вблизи не- бесных тел. Возьмем, например, типичный астероид

Гаспра. Точно определить его форму и размеры и рас- смотреть детали поверхности удалось лишь с помощью фотографий с расстояния 16 000 км в октябре 1991 г. с борта американского космического корабля «Гали- лео». На снимках удалось увидеть кратеры на поверх- ности Гаспры диаметром 1—2 км и другие детали размером 60—100 м. Через 10 лет после первого фото- графирования Гаспры другой космический аппарат со- вершил мягкую посадку на поверхность астероида Эрос, что позволило уточнить его физические ха- рактеристики.

До начала XIX в. об астероидах вообще ничего не было известно. Последней планетой Солнечной сис- темы тогда считали Уран и искали «недостающую» планету, которая согласно правилу Тициуса—Боде мог- ла находиться между орбитами Марса и Юпитера (n = 3, r = 2,8 а. е.). Такую планету так и не нашли, но вместо нее в этой области Солнечной системы посте- пенно один за другим открывали множество малых планет — астероидов. Первую из них — Цереру — слу- чайно открыл итальянский астроном Пиацци в самом начале XIX в. Церера — самая большая малая планета в Главном поясе астероидов. Ее диаметр равен почти 1000 км, но даже она не видна невооруженным глазом. Впоследствии было открыто множество астероидов разных размеров. Больших астероидов в Главном поясе немного. Так, астероидов диаметром 100 и более кило- метров всего около ста. Большинство же астероидов имеют значительно меньшие размеры. Их диаметры составляют от нескольких километров до нескольких десятков метров. Подобно планетам, астероиды движут- ся вокруг Солнца по законам Кеплера, у многих обна- ружено вращение вокруг собственной оси, а у некото- рых открыты спутники. Сила тяжести на поверхности астероидов очень мала, и они не способны удерживать атмосферу. Массы астероидов очень малы по сравне- нию с массой Земли, и сумма их масс примерно в тыся-

чу раз меньше, чем масса Земли.

На таблице показаны орбиты нескольких астерои- дов. У большинства орбиты близки к круговым и неве- лики наклоны орбит к плоскости эклиптики. Но есть

астероиды с довольно вытянутыми орбитами и боль- шим наклонением. Особенно интересны астероиды, ко- торые при движении вокруг Солнца могут прибли- жаться к Земле на расстояние всего в 1,5—2 раза боль- шее, чем расстояние от Земли до Луны, а иногда и еще меньше. Для нашей планеты опасны астероиды, спо- собные подходить к ней очень близко и даже сталки- ваться. В настоящее время астрономы тщательно от- слеживают движение подобных малых планет. При столкновениях астероидов в Главном поясе могут обра- зовываться осколки, вылетающие далеко за его пределы и достигающие поверхности Марса и Земли. Считается, что метеориты — это осколки астероидов.

Демонстрируя эту таблицу вместе с таблицей «Сол- нечная система», следует еще раз обратить внимание учащихся на пояс Койпера, простирающийся далеко за пределами орбиты Нептуна, и на Облако комет вблизи границы Солнечной системы. Необходимо подчерк- нуть, что кометы отличаются от других небесных тел Солнечной системы не только своим видом, но и фор- мой орбит, большими размерами, а также сравнитель- но быстрым, иногда бурным развитием.

Внимание людей обычно привлекают самые яркие кометы, появление которых на небе никого не может оставить равнодушным (в прошлом оно вызывало страх перед какими-то, как считалось, грядущими ужасны- ми событиями). Ежегодно астрономы-профессионалы и астрономы-любители открывают несколько новых ко- мет и обнаруживают те, что уже наблюдались в прош- лом. В отличие от орбит планет, орбиты комет — сильно вытянутые эллипсы. Поэтому некоторые коме- ты могут в перигелии оказаться вблизи Солнца, а в афе- лии — очень далеко от него. Периоды обращения ко- роткопериодических комет составляют лишь несколь- ко лет, долгопериодических — многие сотни, тысячи и даже миллионы лет.

На таблице показаны внешний вид яркой кометы и схема строения кометы. Основные части сформировав- шейся кометы — ядро, голова и хвост. Голова и хвост у кометы появляются и растут по мере приближения к Солнцу. Вдали от Солнца, и тем более в Облаке Оорта,

никаких голов и хвостов кометы не имеют и представ- ляют собой снежно-ледяные загрязненные глыбы, по размерам сравнимые с небольшими астероидами. По сути это и есть «оголенные» ядра комет, в которых со- средоточена основная масса их вещества, а ничтожная его часть входит в состав огромной головы кометы, иногда соизмеримой по размерам с Солнцем, и хвоста, тянущегося на десятки и даже сотни миллионов ки- лометров. Самая знаменитая комета — это комета Галлея. Она возвращается к Солнцу примерно через 76 лет. На таблице показаны общий вид этой кометы и ее орбита в Солнечной системе. В 1986 г., во время пре- дыдущего приближения кометы Галлея к Солнцу и Земле, к ней были направлены три космических аппа- рата — советские «Вега-1» и «Вега-2» и западноевро- пейский «Джотто». Тогда удалось впервые сфотогра- фировать ядро кометы с близкого расстояния, опреде- лить его форму, по виду напоминающую каштан, и размеры (14  7 км). В следующий раз комета Галлея появится на нашем небе в конце июля 2061 г.

Ядро кометы, частицы, входящие в состав ее головы и хвоста, светят отраженным и рассеянным солнечным светом. Под действием солнечного излучения возника- ет холодное свечение (флуоресценция). Из-за давления лучей Солнца хвосты комет искривляются и обычно направлены в сторону от Солнца. Со временем кометы разрушаются под воздействием притяжения больших планет и солнечного излучения. В результате вещество старой кометы растягивается по ее орбите. Когда Земля проходит через рой частиц разрушившейся кометы, можно наблюдать «звездные дожди» — метеорные по- токи. В «Школьном астрономическом календаре» под- робно объясняется, когда и где можно их наблюдать. Так, ежегодно на 12 августа приходится максимум ме- теорного потока Персеид, радиант которого находится в созвездии Персея. Как и астероиды, кометы могут сближаться с планетами и даже падать на них. Летом 1994 г. астрономы всего мира наблюдали, как десятки фрагментов одной из комет врезались в Юпитер. Ги- гантская планета от этого не пострадала, но если бы что-нибудь подобное случилось с Землей, последствия

могли быть катастрофическими. Поэтому проблеме предупреждения и предотвращения кометной и астеро- идной опасности сейчас уделяется большое внимание. Исследование комет поможет решить такие фундамен- тальные проблемы, как происхождение нашей планет- ной системы и жизни на ней. Предстоящие полеты АМС к кометам позволят лучше узнать природу комет. Пла- нируется, что в ноябре 2014 г. на комету Чурюмова— Герасименко (кометы получают названия в честь их первооткрывателей) сделает посадку стокилограммо- вый космический робот, которого доставит туда АМС

«Розетта» (Европейское космическое агентство).

Ta6лицa 6. Coлнцe

Солнце удерживает на орбитах движущиеся вокруг него планеты, астероиды, кометы. Является единствен- ным самосветящимся небесным телом в Солнечной сис- теме и представляет собой одну из бесчисленных звезд Вселенной. Солнце — главный источник тепла и света на Земле и других планетах. Масса Солнца примерно в 750 раз превышает суммарную массу других небес- ных тел Солнечной системы, в 330 000 раз — массу Земли, а его диаметр в 109 раз больше диаметра нашей планеты.

На рисунке в центре таблицы видны пятна, которые можно увидеть при наблюдениях Солнца в школьный телескоп. Лучше всего наблюдать Солнце на экране, прикрепленном к окулярной части телескопа. Видимая поверхность Солнца (фотосфера) лишь условно может быть названа поверхностью, потому что Солнце — это раскаленный газово-плазменный шар, в основном со- стоящий из водорода и гелия, у которого нет никакой твердой поверхности. Этим Солнце немного напомина- ет планеты-гиганты, в значительной степени состоя- щие из холодного газа. Вращение Солнца вокруг оси, как и вращение планет-гигантов, происходит по слоям, или по зонам: экваториальная зона вращается быстрее, чем зоны высокоширотные или расположенные вблизи полюсов Солнца. Один оборот экваториальной зоны

происходит за 25 земных суток, а у зон, расположен- ных вблизи полюсов, — более чем за тридцать суток. Подобного вращения не было бы ни у Солнца, ни у пла- нет-гигантов, если бы эти небесные тела были тверды- ми, а не газообразными. Пятна на поверхности Солнца участвуют в его вращении вокруг оси. Наблюдая за ни- ми, можно изучать вращение Солнца. Подобную роль играют и детали атмосферы планет-гигантов.

Отдельно на таблице показан участок поверхности Солнца с пятном и грануляцией. Солнечные пятна — это участки более холодные, чем окружающая фо- тосфера: температура фотосферы составляет около 6000 К, а пятен — примерно 4500 К. Размеры пятен мо- гут быть очень большими и даже превышать размеры Земли. Обычно на Солнце появляются не единичные пятна, а группы, каждую из которых можно сравнить с огромным магнитом, имеющим северный и южный полюс. Вся фотосфера покрыта непрерывно возникаю- щими и исчезающими «зернами». Это гранулы, разме- ры которых достигают нескольких сотен километров. В отличие от пятен, живущих и изменяющихся в тече- ние недель и даже месяцев, гранулы существуют лишь несколько минут.

Солнечные пятна — одно из самых известных и дав- но изучаемых проявлений солнечной активности, для которой характерна цикличность. Наиболее изучен 11-летний цикл пятнообразовательной деятельности Солнца. В 2009 г. начался очередной 11-летний (24-й от начала наблюдений) цикл солнечной активности. В го- ды ее максимума на Солнце бывает довольно много пя- тен, а в годы минимума — мало или может не быть сов- сем на протяжении нескольких дней или даже недель. Однако пятна — лишь одно из проявлений солнечной активности, к которым также относятся показанные на таблице солнечные вспышки и протуберанцы, нередко возникающие над группами солнечных пятен.

Солнечные вспышки — очень мощные кратковре- менные проявления солнечной активности. Это взры- вы, сопровождающиеся выбросом в межпланетное про- странство электрически заряженных частиц, летящих со скоростью до 1000 км/с, и резким усилением корот-

коволнового излучения. Выделяющаяся при вспышке энергия огромна (порядка 10²⁵ Дж). Важное практиче- ское значение имеют прогнозы солнечных вспышек, поскольку после сильных вспышек на Солнце на Земле и в околоземном пространстве наблюдаются такие явле- ния, как магнитные бури, прекращение радиосвязи, резкое повышение радиационной опасности и т. д., о ко- торых необходимо знать заблаговременно.

Протуберанцы — это выбросы вещества, высоко вздымающегося и проникающего в самый верхний слой солнечной атмосферы — в солнечную корону. Протуберанцы различаются по форме, которая бывает весьма причудливой, и темпам развития (бывают очень медленно и стремительно развивающиеся протуберан- цы). Протуберанцы и солнечная корона лучше всего видны во время полных солнечных затмений. На таб- лице есть рисунок солнечной короны. Во время полных солнечных затмений солнечная корона очень красива — она похожа на серебристо-жемчужное сияние вокруг черного диска Луны, закрывающего Солнце. Солнеч- ная корона состоит из очень разреженного и много- кратно ионизованного газа. Она простирается на не- сколько радиусов Солнца и, расширяясь в космическое пространство, образует поток частиц — солнечный ве- тер, обволакивающий планеты и кометы. В годы мак- симума солнечной активности корона имеет почти круглую форму, а в годы минимума она вытянута вдоль экватора Солнца.

Ta6лицa f. Cтpoeниe Coлнцa

На таблице дается изображение Солнца в разрезе и наглядная схема термоядерных реакций, протекаю- щих в ядре Солнца. Атмосфера Солнца простирается от фотосферы (самый нижний слой атмосферы) до короны (самый верхний слой атмосферы). Непосредственно над фотосферой располагается хромосфера.

Фотосфера — это видимая «поверхность» Солнца, слой газа толщиной 200—300 км. Распределение энер- гии в непрерывном спектре фотосферы соответствует

температуре 6000 К. Грануляция, покрывающая всю фотосферу, свидетельствует о том, что вещество фото- сферы находится в движении, а так как температура гранул примерно на 200 К выше средней температуры фотосферы, то вещество гранул приходит в фотосферу из более глубоких слоев Солнца.

Высота хромосферы составляет 12 000—14 000 км. Название этого слоя солнечной атмосферы связано с его красноватым цветом. Температура хромосферы не уменьшается с высотой, а, наоборот, увеличивается, достигая почти 1 000 000 К на нерезкой границе между хромосферой и короной. В солнечной короне темпера- тура продолжает расти, что приводит к появлению в ней многократно ионизованных атомов, излучающих свет столь необычно, что их первоначально не могли отождествить с некоторыми хорошо известными хими- ческими элементами (железом, аргоном, никелем, каль- цием и др.). Самые внешние части короны простирают- ся на несколько десятков радиусов Солнца. Это уже

«сверхкорона» Солнца, которая в годы максимумов сол- нечной активности может простираться еще дальше. В отличие от яркой фотосферы, корона светится слабо: уже на расстоянии около двух радиусов Солнца ее яр- кость в 1000 раз меньше яркости фотосферы. Поэтому вне полных солнечных затмений корона не видна. На- блюдать ее можно либо в моменты затмения, либо при- меняя специальные телескопы (коронографы).

Непрерывный спектр Солнца пересечен множест- вом темных линий поглощения (фраунгоферовы ли- нии), позволяющих определить химический состав Солнца. На Солнце открыто 72 химических элемента, но в основном оно состоит из водорода и гелия.

Солнце излучает не только свет, но и является ис- точником коротковолнового излучения (ультрафиоле- тового, рентгеновского и даже гамма-излучения), длин- новолнового (вплоть до радиоизлучения солнечной ко- роны) и корпускулярного (электрически заряженные частицы), а также трудноуловимого нейтринного излу- чения, возникающего в результате термоядерных реак- ций в центре Солнца. В процессе этих реакций водород превращается в гелий. Цепочка соответствующих ре-

акций включает три основные реакции, которые услов- но показаны на данной таблице. При первой реакции слияние двух протонов сопровождается образованием ядра тяжелого водорода — дейтерия и испусканием по- зитрона и нейтринов. При второй реакции дейтерий может вступить в ядерную реакцию с протоном, в ре- зультате чего возникнет ядро легкого изотопа гелия и выделится энергия в виде коротковолнового гамма-из- лучения. В результате третьей реакции слияние двух ядер легкого изотопа гелия приведет к образованию яд- ра гелия и двух ядер водорода. Цепочку из этих трех реакций называют протон-протонным циклом, в ходе которого из четырех ядер водорода образуется ядро ге- лия и выделяется энергия, на протяжении миллиардов лет поддерживающая почти на постоянном уровне све- тимость Солнца. Подобные реакции могут протекать только при очень высоких температурах. Температура в ядре Солнца 15 000 000 К. Если бы она была меньше, термоядерные реакции в ядре Солнца были бы невоз- можны. Все реакции протон-протонного цикла можно проследить по приведенной на таблице схеме.

Только нейтринное излучение способно беспрепят-

ственно выбраться из недр Солнца на его поверхность и затем покинуть его. Вырабатываемая в центре Солнца энергия такой способностью не обладает и добирается до фотосферы сквозь толщу солнечного шара, проходя сначала лучистую зону (перенос энергии осуществ- ляется переизлучением), а затем конвективную (пере- нос энергии осуществляется конвекцией). Гранулы — это появляющиеся в фотосфере «верхушки» конвек- тивных потоков. Солнечные пятна — результат кон- векции плазмы, заторможенной магнитным полем и поэтому оказывающейся более холодной, чем фотосфе- ра. Конвективную зону нередко сравнивают с тепловой машиной, в которой энергия теплового излучения пе- реходит в механическую. При этом возникают мощные волны, нагревающие хромосферу и корону. В отличие от планет-гигантов, сильно сжатых у полюсов, у Солн- ца сжатия не обнаружено (идеальный шар!). Посто- янство формы и размеров Солнца объясняется тем, что силы внутреннего давления раскаленного газа, стремя-

щиеся разорвать Солнце, уравновешены силами грави- тации, стремящимися его предельно сжать.

Все, что происходит в подфотосферных слоях внут- ри Солнца, недоступно непосредственным наблюдени- ям. Тем не менее ученым удалось создать модели внут- реннего строения Солнца и раскрыть тайну природы источников солнечной энергии. Одним из способов доказательства того, что выводы теоретиков соответст- вуют действительности, являются нейтринные экспе- рименты. С помощью нейтринных телескопов-детек- торов, устанавливаемых глубоко под поверхностью Земли, удается регистрировать нейтринное излучение Солнца. Еще не так давно результаты нейтринных экс- периментов не всегда согласовывались с теорией про- тон-протонного цикла. Но уже в первые годы XXI в. физики-теоретики доказали, что на пути из недр Солн- ца к Земле нейтрино видоизменяются, образуя различ- ные виды этих частиц (нейтринные осцилляции). Счи- тается, что это открытие устранило противоречие меж- ду теорией и экспериментом, подтвердив правильность представлений о протон-протонном цикле.

Ta6лицa 8. 3вeзды

В центре таблицы помещена карта звездного неба, причем в таком виде, в каком она обычно изображается на основном круге подвижной карты звездного неба. На карте показаны звезды до четвертой звездной вели- чины, даны названия созвездий и выделены их харак- терные фигуры, нанесена сетка экваториальных коор- динат. Склонения светил можно отсчитывать на карте вдоль радиусов от края до центра в пределах от –45 до 90. Прямые восхождения в пределах от 0 до 24 ч ука- заны у края карты. На карту нанесена линия эклипти- ки, по которой перемещается Солнце в течение года на фоне звездного неба. Знакомя учащихся с картой звезд- ного неба, им нужно показать основные незаходящие созвездия (Большую Медведицу, Малую Медведицу и Кассиопею), а также созвездия, которые можно уви- деть на небе в разное время года. Отыскать созвездия на

небе помогут легко запоминающиеся «звездные тре- угольники»: летне-осенний (Вега, Денеб, Альтаир), зимний (Бетельгейзе, Сириус, Процион) и весенний (Спика, Арктур, Денебола).

Основным пособием для самостоятельного изучения звездного неба является подвижная карта звездного не- ба, которая представлена в «Школьном астрономичес- ком календаре» и в учебнике по астрономии Е. П. Ле- витана. С помощью подвижной карты звездного неба школьники смогут искать наиболее яркие звезды и со- звездия, а также планеты, оказавшиеся в момент на- блюдения в том или ином зодиакальном созвездии. В настоящее время все небо условно разделено на 88 участков, имеющих строго определенные границы. Эти участки и есть созвездия. Причем к данному со- звездию относятся находящиеся в пределах его границ все яркие и слабые звезды, а также звездные скопле- ния, туманности, галактики. При наблюдениях звезд- ного неба невооруженным глазом следует обратить внимание на то, что блеск звезд различен, и можно за- метить, что цвет звезд неодинаковый. На всем небе до- ступны наблюдению невооруженным глазом примерно 6000 звезд, самые слабые из них шестой звездной вели- чины. Самая яркая звезда неба (после Солнца) — Сири- ус (–1,6 звездной величины).

Знакомя учащихся с картой звездного неба, им надо показать Млечный Путь и проследить, через какие со- звездия он проходит. В телескоп наблюдать одиночные звезды не так интересно, как планеты, потому что звез- ды и в телескоп видны как светящиеся точки.

Данная таблица позволяет перейти от наблюдаемой картины звездного неба к изучению физической приро- ды звезд, каждая из которых, подобно Солнцу, представ- ляет собой самосветящееся небесное тело. Звезды — главные небесные тела в доступной наблюдениям части Вселенной. Подобно тому как основная масса солнеч- ной системы сосредоточена в Солнце, в звездах сосредо- точена основная часть вещества наблюдаемой нами Вселенной. Как выяснилось в конце XIX — начале XX в., наблюдениям доступна далеко не вся Вселенная, а лишь та, в которой сосредоточено лишь несколько процентов

массы всей Вселенной, в основном состоящей из неви- димой материи. Исследованиями природы этой мате- рии занимаются астрофизики и космологи во многих странах. До появления астрофизики о звездах также было известно очень мало. В настоящее время астроно- мы знают, какие бывают звезды (карлики, гиганты, сверхгиганты), из чего они состоят (водородно-гелие- вые раскаленные шары), каковы их температуры (са- мые горячие — бело-голубые звезды, холодные — крас- ные, Солнце — желтая звезда). Также известно, что звезды относятся к различным спектральным классам. Они бывают «спокойные», как Солнце, и нестационар- ные (например, цефеиды, сверхновые). Существуют двойные и кратные звезды, а у отдельных звезд есть планеты (экзопланеты) или даже планетные системы. Некоторые важные сведения о расстояниях до самых ярких звезд нашего неба и их физических характерис- тиках содержатся в «Школьном астрономическом ка- лендаре», учебниках астрономии и «Справочнике лю- бителя астрономии» П. Г. Куликовского.

Слева на таблице изображены звезды, размеры ко- торых превосходят размеры Солнца (например, радиус Антареса в 500 раз больше радиуса Солнца, Альдебара- на — в 40 раз, Арктура — в 22 раза, Ригеля — в 20 раз, Капеллы — в 16 раз, Сириуса — в 1,7 раза). Из-за того что звезды находятся от нас на огромных расстояниях, даже в большие телескопы на них не удается что-либо рассмотреть и непосредственно измерить их диаметры. Лишь с помощью специальных интерферометров изме- рены угловые диаметры нескольких десятков звезд, и по ним определены их линейные диаметры. У многих звезд диаметры определяются другими методами (на- пример, из наблюдений затменных двойных звезд и спектрально-двойных звезд, а также цефеид).

На правой стороне таблицы даны изображения звезд (звезды Барнарда из созвездия Змееносца, Прок- сима Центавра), которые в несколько раз меньше Солн- ца (само Солнце относится к звездам-карликам), и бе- лый карлик Сириус В, сравнимый по размерам с Зем- лей.

По состоянию вещества, внутреннему строению и т. д. огромные звезды резко отличаются от маленьких звезд и тем более от крошечных, например нейтронных. Диа- метры самых больших звезд (сверхгигантов) почти в миллиард раз больше, чем диаметры самых ма- леньких звезд. Диаметры нейтронных звезд составля- ют порядка десятка километров, а так как их массы сравнимы с массой Солнца, то поистине огромна плотность этих небесных тел (средняя плотность ве- щества таких звезд в несколько раз превышает плот- ность атомного ядра). Масса звезд значительно меньше их размеров. Недавно считалось, что они не могут превышать нескольких десятков масс Солнца, но впо- следствии были открыты звезды с гораздо большими массами.

Огромные звезды состоят из очень разреженного раскаленного газа, точнее из плазмы, а вещество белых карликов и тем более нейтронных звезд плотное и сверхплотное и обладает свойствами, которые совер- шенно не присущи большим звездам (не исключено, что у нейтронных звезд могут быть даже сильно раска- ленные твердые поверхности).

Различаются звезды и по возрасту. Наше Солнце — обычная звезда, возраст которой составляет около пяти миллиардов лет. Возраст молодых звезд равен миллио- нам лет. За время жизни Солнца и других звезд в ис- точниках их энергии и общем строении происходят важные изменения. Например, когда в ядре Солнца выгорит водород, оно станет гелиевым, и тогда уже ге- лий будет играть роль термоядерного топлива (в даль- нейшем роль топлива будут играть ядра более тяже- лых химических элементов). В конечном итоге это приведет к тому, что Солнце через миллиарды лет пре- вратится в красного гиганта, а затем, сбросив раз- реженную оболочку, станет белым карликом, по размерам сравнимым с Землей. Жизнь звезд более мас- сивных, чем Солнце, заканчивается тем, что их ядра, сжимаясь, не останавливаются на стадии белого карлика, а превращаются в нейтронные звезды или да- же в черные дыры.

Ta6лицa 9. Haшa Гaлaктикa

Главное место на этой таблице занимает схема, поясняющая устройство Галактики и показывающая ее «сверху» и «сбоку». О том, что именно так выглядит Галактика, очень трудно догадаться, так как наше Солнце и наша планета находятся внутри Галактики. Знаменитый немецкий философ И. Кант считал, что звезды Млечного Пути образуют систему, по форме на- поминающую диск. До этого, еще в 1610 г., благодаря первым телескопическим наблюдениям Галилея стало известно, что Млечный Путь состоит из множества звезд. Важнейший вклад в открытие нашей Галактики принадлежит английскому астроному У. Гершелю. Ему удалось, основываясь на непосредственных наблю- дениях, схематично изобразить нашу Галактику и оп- ределить ее размеры. С этого началось открытие Галак- тики. Большинство звезд Галактики проецируется на небесную сферу не хаотично, а в пределах той полосы, которую называют Млечным Путем (нередко нашу Га- лактику называют Млечным Путем).

Подавляющая часть звезд, звездных скоплений и

диффузная материя нашей Галактики находятся в линзообразном объеме (диск с утолщением). Диаметр диска около 3•10⁴ пк (почти 100 000 св. лет). Солнце находится не в центре Галактики, а на расстоянии око- ло 10⁴ пк от него. Центр Галактики скрывают от нас об- лака межзвездной пыли, препятствуя наблюдениям в оптическом диапазоне. Поэтому центр Галактики, в ко- тором находится ее ядро, исследуют в инфракрасном, радио- и рентгеновском диапазонах. Если бы мы могли взглянуть на галактический диск «сверху», то обнару- жили бы огромные спиральные рукава (или ветви), со- стоящие в основном из горячих звезд и массивных газо- вых облаков. Кроме звезд, которых в Галактике насчи- тывается сотни миллиардов и одной из которых является наше Солнце, в Галактику входят рассеянные и шаровые звездные скопления, диффузные и плане- тарные туманности. Их примеры приведены на данной таблице. Диск со спиральными ветвями образует осно- ву плоской подсистемы Галактики, объекты, концент-

рирующиеся к ядру Галактики и лишь частично про- никающие в диск, относятся к сферической подсис- теме. Так, в корону Галактики входят отдельные звезды и шаровые звездные скопления.

Галактика вращается вокруг своей оси, перпенди- кулярной плоскости ее диска. Все звезды, включая Солнце, участвуют во вращении Галактики, причем чем дальше от центра Галактики, тем их вращение медленнее. Орбитальная скорость Солнца в Галактике равна примерно 220 км/с. Сравните: Земля движет- ся вокруг Солнца со скоростью 30 км/с, а продол- жительность «галактического года» — около 220 млн лет.

Ядро — самая загадочная область Галактики. Как выяснилось в последние годы, в нем могут находиться не только массивные звезды, но и сверхмассивная черная дыра. Почти доказано, что в ядре нашей Га- лактики есть сверхмассивная черная дыра, масса кото- рой составляет порядка 3•10⁶ масс Солнца. Учитывая большой интерес учащихся к черным дырам, в учеб- нике «Астрономия» Е. П. Левитана даются и сведе- ния о звездных черных дырах, возникающих на ко- нечных этапах жизни массивных звезд, и о сверхмас- сивных черных дырах. Подробнее о них можно прочи- тать в научно-популярной литературе (А. М. Черепа- щук, А. Д. Чернин. «Вселенная, жизнь, черные дыры», Е. П. Левитан. «Физика Вселенной» и др.) и журналах («Наука и жизнь», «Земля и Вселенная»).

У нашей Галактики есть спутники, самые крупные из которых Большое Магелланово Облако и Малое Ма- гелланово Облако. Они показаны на таблице под схе- мой строения Галактики. В отличие от Галактики, представляющей собой гигантскую спиральную систе- му, Магеллановы Облака — это сравнительно неболь- шие галактики неправильной формы, находящиеся от Земли на расстоянии около 170 000 св. лет. В масшта- бах, которыми оперирует внегалактическая астроно- мия, эти расстояния малы, и именно поэтому астро- номы имеют возможность детально исследовать Магел- лановы Облака, украшающие небо Южного полушария Земли. Большое Магелланово Облако расположено в

созвездии Золотой Рыбы, Малое Магелланово Облако — в созвездии Тукана. Оба Облака видны невооруженным глазом.

Ta6лицa 10. Дpyгиe гaлaктики

Подобно тому как Солнце является одной из звезд Галактики, наша Галактика — одна из множества га- лактик Вселенной. Мир галактик очень разнообразен. Галактики отличаются внешним видом, массой, разме- рами и свойствами (нормальные галактики, активные и т. д.). В центре данной таблицы — изображение ту- манности Андромеды, ближайшей к нам галактики (не считая спутников нашей Галактики). Люди издавна могли наблюдать туманное пятнышко (примерно пятой звездной величины) в созвездии Андромеды, но о его природе практически ничего не было известно до на- чала XX в. В начале XX в. американский астроном Э. Хаббл, в распоряжении которого находились самые крупные в то время телескопы-рефлекторы, выяснил, что это туманное пятнышко состоит из звезд и что туманность Андромеды совсем не туманность, а другая галактика. По наблюдениям цефеид в туманности Анд- ромеды Хаббл впервые оценил расстояние до этой га- лактики, которое впоследствии было уточнено. По сов- ременным данным, оно составляет около 2,4 млн св. лет. Диаметр диска этой галактики около 200 000 св. лет, т. е. туманность Андромеды примерно в два раза больше, чем галактика Млечный Путь. Астрономы внимательно изучают туманность Андромеды, потому что это не только самая близкая к нам самостоятельная галактика, но и галактика, очень похожая на нашу. Она (как и галактика Млечный Путь) имеет диск, спи- ральную структуру, ядро, те же виды звездных скопле- ний и туманностей, межзвездные пыль и газ, а также спутники, представляющие собой карликовые галак- тики. Весьма вероятно, что в ядре этой галактики есть сверхмассивная черная дыра, масса которой равна 5•10⁶ масс Солнца.

Фотографий нашей Галактики нет, но есть мно- жество фотографий туманности Андромеды, рассмат- ривая которые можно представить себе, как выглядит наша Галактика.

Слева на таблице даны изображения основных ти- пов галактик — спиральных, эллиптических и непра- вильных. Типичные представители спиральных галак- тик (наиболее многочисленного типа) — Млечный Путь и туманность Андромеды. Эллиптические галактики имеют форму эллипсоидов без резких границ. К числу неправильных галактик обычно относят Магеллановы Облака, хотя в одном из них все-таки обнаружены сле- ды спиральной структуры.

Справа на таблице даны примеры некоторых актив- ных внегалактических объектов (квазара, радиогалак- тики Центавр А) и взаимодействующих галактик. Ак- тивные галактики проявляют себя благодаря мощному радиоизлучению. Кроме того, у них наблюдаются рент- геновское и ультрафиолетовое излучение. В активных галактиках происходит движение газа со скоростями в десятки тысяч километров в секунду и наблюдаются мощные выбросы вещества. Примеры наиболее изучен- ных активных галактик — радиогалактики в созвезди- ях Лебедя, Центавра и Девы. Предполагают, что в ядре радиогалактики в созвездии Девы (расстояние 60 млн св. лет) находится одна из самых больших сверхмас- сивных черных дыр, которая по массе может превосхо- дить Солнце не в миллионы, а в миллиарды раз.

В 60-е гг. ХХ в. были открыты квазары — звездопо- добные источники радиоизлучения. Квазары оказа- лись самыми далекими объектами. Расстояние до наи- более удаленных составляет порядка 10 млрд св. лет, т. е. самые далекие квазары видны вблизи границ Ме- тагалактики. С таких расстояний можно наблюдать только ярчайшие объекты. Светимость квазара в опти- ческом диапазоне в сотни раз превышает светимость обычной галактики, состоящей из многих миллиардов звезд. Массы квазаров в миллионы раз больше, чем масса Солнца, а их размеры порядка светового года. Скорее всего, квазары представляют собой чрезвы- чайно активные ядра очень далеких галактик, содер-

30

жащих, возможно, сверхмассивные черные дыры. Являясь самыми далекими внегалактическими объек- тами, квазары, участвуя в расширении Вселенной, дви- жутся от нас со скоростями, достигающими сотен ты- сяч километров в секунду. Открытый Э. Хабблом за- кон, согласно которому скорость удаления галактик возрастает пропорционально расстоянию от галактик, справедлив не для всех галактик. Например, отклоне- ния от него наблюдаются у самых близких к нам галак- тик: туманность Андромеды не удаляется, а приближа- ется к нам, грозя через несколько миллиардов лет

«столкнуться» с Млечным Путем… Взаимодействующие галактики представляют со-

бой галактики, которые, находясь на небольшом рас- стоянии друг от друга, изменяют свой вид. В результа- те взаимного гравитационного влияния он искажается, появляются перемычки, хвосты. В отдельных случаях неосторожное сближение галактик может привести да- же к их разрушению и поглощению («галактический каннибализм»).

Наша Галактика, туманность Андромеды и не- которые другие галактики входят в Местную систему (группу) галактик. Огромное число галактик входит в состав скоплений и сверхскоплений галактик. Сверх- скопления содержат тысячи галактик и простираются на десятки мегапарсек. Ими завершается иерархия космических систем. Все доступные астрономическим наблюдениям галактики, их скопления и сверхскопле- ния — это и есть наша Вселенная, или Метагалактика.

31

Coдepжaниe

Введение 3

Таблица 1. Солнечная система 4

Таблица 2. Планеты-гиганты 5

Таблица 3. Планеты земной группы 8

Таблица 4. Луна 11

Таблица 5. Малые тела Солнечной системы 13

Таблица 6. Солнце 17

Таблица 7. Строение Солнца 19

Таблица 8. Звезды 22

Таблица 9. Наша Галактика 26

Таблица 10. Другие галактики 28