101 ключевая идея: Астрономия - Брейтот Джим
См. также статьи "Планеты", "Орбиты планет".
САТУРН 2: КОЛЬЦА САТУРНА
При наблюдении без телескопа Сатурн выглядит как желтоватая звезда, постепенно движущаяся через созвездия в плоскости эклиптики. С помощью телескопа можно увидеть его кольца, которые бывают обращены к Земле раз в 7 лет. Кольца Сатурна наклонены на 26° по отношению к его орбите. При наблюдении с Земли его кольца имеют разную ориентацию, соответствующую положению Сатурна на его орбите. Когда кольца повернуты "ребром", их можно увидеть лишь в мощный телескоп, так как они очень тонкие.
Кольцевая система Сатурна (как показано на рисунке с. 186) состоит из тусклого внешнего кольца, известного как кольцо А. Внешнее кольцо А от более яркого внутреннего кольца В отделено широким проемом, который называется делением Кассини. Внутри кольца В находится значительно более тусклое кольцо С. Само кольцо А разделено узким проемом, который называется делением Энке. [31]Деление Кассини и деление Энке существуют из-за гравитационного воздействия спутников Сатурна, вращающихся вокруг планеты в непосредственно близости от его кольцевой системы.
В кольцевую систему Сатурна входят кольца, обозначаемые буквами D, Е, F и G. Кольцо D довольно тусклое и расположено между атмосферой Сатурна и кольцом С. Кольцо F расположено за пределами кольца А, между двумя спутниками, Пандорой и Прометеем. Кольцо G очень тусклое и находится за кольцом F в пределах орбиты Мимаса. Кольцо Е тоже очень тусклое и находится в пределах орбиты Энцелада. Космический зонд "Вояджер-2" отправил на Землю подробные фотографии колец Сатурна, подтвердив, что они очень тонкие по сравнению с их диаметром и состоят из частиц, варьирующих по размеру от космической пыли до крупных валунов.
См. также статью "Сатурн 1".
СВЕРХНОВАЯ
Сверхновая — это звезда, заканчивающая свой жизненный цикл мощнейшим взрывом, блеск которого может затмевать целую галактику в течение нескольких месяцев. Крабовидная туманность Ml в созвездии Тельца представляет собой полосу светящегося газа неправильной формы с отдельными волокнами, расходящимися в разные стороны. Считается, что Крабовидная туманность образовалась в результате взрыва сверхновой в 1054 году на расстоянии около 2000 парсеков от Земли. Кроме Крабовидной туманности в нашей галактике были отмечены вспышки лишь двух других сверхновых. [32]Одна из них, так называемая звезда Тихо Браге, вспыхнула в созвездии Кассиопеи в 1572 году и в течение года оставалась такой же яркой, как Венера. Другая, звезда Кеплера, вспыхнула в созвездии Змееносца в 1604 году. Еще одна яркая вспышка сверхновой наблюдалась в 1987 году в Большом Магеллановом Облаке, которое представляет собой небольшую галактику неправильной формы, ближайшую спутницу Млечного Пути. Эта сверхновая, достигшая третьей звездной величины в течение нескольких месяцев, затем постепенно потускнела, но облака газа, образовавшиеся при ее взрыве, продолжают распространяться с огромной скоростью.
Сверхновые типа I, обнаруживающие в своем эмиссионном спектре недостаток водорода, делятся на 3 категории: а, b и с, в соответствии с обнаруженными химическими элементами. Сверхновая типа 1а в отдаленной галактике служит "верстовым столбом", по которому можно узнать, на каком расстоянии находится галактика. Сверхновые типа 1а возникают, когда белый карлик, притягивающий огромные массы вещества со звезды — спутницы в двойной системе, внезапно коллапсирует с образованием ударной волны, распространяющейся через внешние слои звезды, которые раздуваются и улетают в чудовищном взрыве. Другие виды сверхновых возникают в результате коллапса звезд, масса которых превосходит 8 солнечных масс, поскольку эти звезды не в состоянии избавиться от излишков массы выше определенного предела. Это было установлено в 1930 году Субрахманьяном Чандрасекаром, который доказал, что умирающая звезда коллапсирует, если ее масса более чем в 1,4 раза превосходит массу Солнца. Это стало известно как предел Чандрасекара.
См. также статьи "Эволюция звезд", "Нейтронная звезда", "Белый карлик".
СВЕТИМОСТЬ
Светимость звезды — это мера ее светового излучения, обычно выражаемая в ваттах или по отношению к светимости Солнца, составляющей 4 10 26Вт. Таким образом звезда, светимость которой в 1 00 раз превосходит световое излучение Солнца, испускает свет с мощностью 4 × 10 28Вт.
В 1920 году сэр Артур Эддингтон собрал достаточно обширную информацию о двойных звездах и продемонстрировал, что чем больше масса звезды, тем сильнее ее светимость. Для звезд из Главной последовательности звездная масса изменяется в пределах от 0,1 солнечной в нижней части последовательности, где находятся звезды, сияющие тускло, светимость которых более чем в 10 000 меньше солнечной, до около 30 солнечных масс в верхней части последовательности, где находятся звезды, светимость которых в 1 млн. раз превосходит солнечную. Эддингтон показал, что для звезд Главной последовательности светимость увеличивается пропорционально кубу массы, [33]иными словами, звезда, масса которой вдвое превосходит массу Солнца, излучает примерно в 8 раз больше света, чем Солнце; звезда, масса которой в 3 раза превосходит массу Солнца, излучает примерно в 27 раз больше света, чем Солнце, а звезда с массой в 10 раз превосходящей массу Солнца излучает примерно в 1000 раз больше света, чем Солнце.
Абсолютная величина звезды определяется ее светимостью. Отношением Эддингтона можно пользоваться для того, чтобы узнать светимость, а следовательно, и абсолютную величину двойных звезд с известной массой, расположенных на неизвестном расстоянии. После 200 парсеков метод параллакса для измерения расстояний перестает действовать, так как угол параллакса оказывается слишком малым. Тем не менее за пределами этого расстояния можно проводить спектральный анализ двойных звезд, чтобы узнать их массу. Зная массу двойной звезды, мы можем определить ее светимость и абсолютную величину, если она принадлежит к Главной последовательности. Затем можно произвести оценку расстояния, пользуясь отношением между абсолютной величиной, расстоянием и видимой величиной. Помимо возможности оценки расстояния до двойных звезд за пределами 200 парсеков, отношение светимость/масса предоставляет граничные условия, которые должны быть объяснены для любой модели структуры звезды и процессов, происходящих в ее недрах.
См. также статьи "Звездная величина", "Звезды 4".
СИЛА ТЯГОТЕНИЯ
Сила тяготения, или сила гравитационного поля массивного объекта, такого, как звезда или планета, определяется как сила тяготения на единицу массы малого объекта, который находится в гравитационном поле звезды или планеты. Величина силы тяготения зависит от расстояния до объекта. К примеру, сила гравитационного поля Земли на высоте 1 000 км над поверхностью планеты составляет 7,5 Н/кг по сравнению с 9,8 Н/кг на уровне поверхности.
Сила гравитационного поля в окрестностях звезды или планеты зависит от массы звезды или планеты и расстояния до ее центра в соответствии с законами Ньютона. Таким образом, сила гравитационного поля на расстоянии r от центра планеты или звезды с массой т равна Gm/r 2. Иными словами, сила тяготения звезды или планеты обратно пропорциональна квадрату расстояния до центра звезды или планеты.
Сила тяготения на поверхности планеты или звезды с радиусом R равняется Gm/R 2
Таким образом, гравитация на поверхности Луны составляет 1/6 от гравитации на поверхности Земли, так как масса Земли в 81 раз больше, а диаметр Земли примерно в 3,7 раза больше Луны (81/3,7 2) и (9,8/5,9 = 1,6). Сила тяготения на поверхности планеты или ее спутника определяет скорость убегания.
