Астрономия. Популярные лекции - Владимир Георгиевич Сурдин
Рис. 12.17. Зависимость светимости цефеид от периода колебаний их блеска.
Как уже было упомянуто, на последнем этапе жизни звезда сбрасывает оболочку, а ядро при этом остается на месте. Мы называем такие объекты планетарными туманностями. Термин происходит от того, что астрономам, наблюдавшим их в старые телескопы, они напоминали диски планет. «Хаббл» теперь фотографирует их с высоким разрешением.
Рис. 12.18. Сферическая планетарная туманность Эйбелл 39. Фото обсерватории WIYN (Аризона).
Рис. 12.19. Планетарная туманность NGC 6720 «Кольцо». Фото космического телескопа «Хаббл».
Рис. 12.20. Планетарная туманность NGC 7662. Фото космического телескопа «Хаббл».
Рис. 12.21. Туманность NGC 2392 («Эскимос»). Фото космического телескопа «Хаббл».
Рис. 12.22. Планетарная туманность «Муравей». Фото космического телескопа «Хаббл».
Рис. 12.23. Планетарная туманность M2-9. Фото космического телескопа «Хаббл».
Рис. 12.24. Туманность «Кошачий глаз». Фото космического телескопа «Хаббл».
Загадка планетарных туманностей в том, что они очень разнообразны. Физик-теоретик сказал бы, что поскольку звезда — шар, то сбрасывает она с себя вещество симметрично, и поэтому все планетарные туманности должны быть сферическими с ядром в центре (рис. 12.18). Однако так почему-то бывает не всегда: порой возникают весьма замысловатые округлые формы (рис. 12.19–12.21). Но это еще не предел фантазии природы: вот планетарная туманность Муравей (рис. 12.22). С, казалось бы, сферической звезды газ избирательно утекает в двух направлениях, а в остальных — нет (рис. 12.23). Ну и, наконец, апофеоз — туманность NGC 6543 Кошачий Глаз (рис. 12.24). Как звезда могла организовать вокруг себя вот такую красоту, сбрасывая газ? Тут нет никаких артефактов, это реальная фотография неба. В центре этого ажурного сооружения виден остаток звезды — ее ядро, оно нагревает и освещает оболочку. Физика создания этого космического чуда архитектуры пока не ясна — астрофизикам есть над чем работать.
Краткий справочник
АЛЬБЕДО (лат. albedo белизна) — величина, характеризующая рассеивающую или отражательную способность поверхности тела. Выражается как доля падающего потока излучения или частиц, отраженная поверхностью тела. Различают несколько видов альбедо.
Истинное альбедо, или ламбертово альбедо, совпадающее с коэффициентом диффузного отражения, — это отношение потока, рассеянного плоским элементом поверхности во всех направлениях, к падающему на него потоку. Если поверхность освещается и наблюдается вертикально, то такое истинное альбедо называют нормальным. Нормальное альбедо чистого снега составляет около 1,0, а древесного угля — около 0,04.
Значение альбедо зависит от спектра падающего излучения и от свойств поверхности. Поэтому отдельно измеряют альбедо для разных спектральных диапазонов (оптическое, ультрафиолетовое, инфракрасное), поддиапазонов (визуальное, фотографическое) и даже для отдельных длин волн (монохроматическое альбедо).
В астрономии часто используют геометрическое, или плоское, альбедо — отношение освещенности у Земли, создаваемой планетой в полной фазе (т. е. ее блеска), к освещенности, которую создал бы плоский абсолютно белый экран того же размера, что и планета, отнесенный на ее место и расположенный перпендикулярно лучу зрения и солнечным лучам. Визуальное геометрическое альбедо Луны 0,12; Земли 0,367. В принципе, геометрическое альбедо может быть больше единицы (частично зеркальное отражение). Например, геометрическое альбедо Энцелада (спутник Сатурна) составляет 1,375±0,008.
Для расчета энергетического баланса планет используется сферическое альбедо (альбедо Бонда), введенное в 1861 г. американским астрономом Д. Ф. Бондом (1825–1865). Это отношение отраженного всей планетой потока излучения к падающему на нее потоку. Бондовское альбедо Земли 0,306, у лишенной атмосферы Луны оно составляет 0,067, у покрытой облаками Венеры — 0,77, а у покрытого снегом Энцелада — 0,99.
В теории переноса (рассеяния) излучения используется также понятие единичного альбедо — это отношение числа рассеянных во все стороны фотонов к числу падающих фотонов.
АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА (а. е.) — единица длины, практически равная среднему расстоянию между центрами Земли и Солнца, т. е. большой полуоси земной орбиты. 1 а. е. = 149 597 870 ± 2 км (в системе МАС 1976 г.). Обычно используется в астрономии при указании расстояний между объектами Солнечной системы и между звездами в двойных системах. В международных документах астрономическая единица обозначается как AU или au (от англ. astronomical unit).
Заметим, что такое определение астрономической единицы удовлетворяет не только любителей, но и большинство профессиональных астрономов. Однако специалисты по астрометрии и астродинамике предпочитают более точное определение, например такое: астрономическая единица — это исторически сложившаяся единица измерения расстояний в астрономии, равная 149 597 870 ± 2 км. При этом размер большой полуоси оскулирующей (т. е. мгновенной) орбиты Земли уже не рассматривается в качестве эталона длины, поскольку он действительно немного изменяется со временем под действием возмущений со стороны других планет. Разумеется, под «орбитой Земли» имеется в виду не траектория центра планеты Земля, а траектория барицентра (центра массы) системы Земля — Луна.
Кроме того, строго говоря, определение астрономической единицы как «среднего расстояния» тоже не совсем верно. Хотя бы потому, что при кеплеровском движении по эллипсу среднее по времени расстояние 〈r〉 не равно большой полуоси эллипса
хотя при этом верно равенство 〈1/r〉 = 1/a.
При аксиоматическом подходе астрономическую единицу определяют как радиус круговой орбиты, на которой тело пренебрежимо малой массы в отсутствие возмущений совершает оборот вокруг Солнца за 2π/k суток, где k — гравитационная постоянная Гаусса. Это расстояние чуть меньше, чем большая полуось орбиты Земли. Поскольку Гауссова гравитационная постоянная принята как константа, то действительно можно также сказать, что астрономическая единица — это исторически сложившаяся единица измерения расстояний в астрономии, равная 149 597 870 км. А большая полуось орбиты Земли в каждую эпоху немного отличается от этого значения.
Указанное выше значение астрономической единицы (149 597 870 ± ± 2 км) было получено на основе различных измерений прошлых лет и в 1976 г. принято Международным астрономическим союзом
