101 ключевая идея: Астрономия - Брейтот Джим
Оценка общей массы галактики может быть произведена по скорости ее вращения. Звезда, расположенная на внешней оконечности спиральной галактики, движется вокруг центра галактики, поскольку на нее воздействует сила тяготения — точно так же, как на планету, движущуюся вокруг Солнца. Однако, чем дальше от Солнца расположена орбита планеты, тем больше времени ей требуется, чтобы совершить полный оборот, в отличие от звезд в спиральных рукавах галактики, которые в основном совершают обороты за равные промежутки времени независимо от расстояния. Согласно ньютоновской теории тяготения, для того чтобы период времени не зависел от радиуса, необходимо предположить, что галактика содержит в своих спиральных рукавах гораздо больше вещества, чем суммарная масса всех видимых звезд.
Таким образом, возникает проблема пропавшей массы, поскольку если бы вся масса галактики была сосредоточена в звездах, она была бы гораздо ярче, чем на самом деле. По сравнению с типичной звездой, такой как Солнце, отношение светимости к массе для типичной галактики составляет менее 0,1 такого же соотношения для типичной звезды. Поскольку светимость галактики целиком создается ее звездами, по меньшей мере 90 % массы типичной галактики должно находиться вне звезд, за пределами современных методов наблюдения.
В настоящее время поиски темного вещества являются предметом активных исследований. Оно может содержаться в субатомных частицах, называемых нейтрино, которые производятся и излучаются звездами в огромных количествах в результате процессов ядерного синтеза, однако масса нейтрино до сих пор не известна.
См. также статьи "Светимость", "Ядерный синтез", "Звезды 4".
ТЕПЛОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ
Тепловое излучение — это электромагнитное излучение поверхности объекта, обусловленное его температурой. Светящийся объект наряду с инфракрасным излучением испускает свет. Таким образом, тепловое излучение связано с оптической и инфракрасной частью спектра электромагнитного излучения.
Объект, поглощающий электромагнитное излучение
Объект, поглощающий электромагнитное излучение, направленное на него, называется черным телом. Звезда — черное тело, поскольку любое излучение, направленное на нее, поглощается. Измерение интенсивности излучения черного тела по сравнению с диапазоном длин волн для разных температур дает результаты, представленные кривыми на рисунке на с. 237.
Анализ этих кривых привел к открытию законов излучения черного тела, которые можно применять к звездам для определения их диаметра и температуры поверхности.
Закон Вина гласит, что длина волны на участке максимальной интенсивности в спектре излучения звезды связана с температурой ее поверхности через постоянную величину. Измерения показывают, что эта постоянная равна 0,0029 м на градус Кельвина. Таким образом, если измерить длину волны для максимально интенсивного излучения звезды, можно определить температуру ее поверхности. К примеру, наибольшая интенсивность солнечного спектра наблюдается на длине волны около 5×10 –7м, что дает температуру поверхности порядка 5800К.
Закон Стефана гласит, что полная энергия, излучаемая звездой в секунду, равна σΑΤ 4, где Т — температура поверхности, А — площадь поверхности, а σ — постоянная Стефана, которая равна 5,67×10 8Вт×м 2×К 4.
Согласно закону Стефана, Солнце при температуре поверхности 5800К и радиусе 6,96 x 10 8м излучает в секунду полную энергию, равную 3,9 x 10 26Вт.
См. также статью "Электромагнитное излучение".
УВЕЛИЧЕНИЕ
Телескоп увеличивает любой отдаленный объект, кроме точечных, таких, как звезды. Увеличение телескопа представляет собой отношение углового размера объекта при наблюдении в телескоп к угловому размеру объекта при непосредственном наблюдении. К примеру, угловой размер Луны составляет около 0,5. При наблюдении в телескоп с двенадцатикратным увеличением видимый угловой размер лунного диска будет составлять 6°.
Увеличение телескопа при нормальном использовании равно отношению фокусной длины объектива к фокусной длине окуляра. Таким образом, телескоп — рефлектор с зеркалом фокусной длиной 600 мм и окуляром с фокусной длиной 40 мм будет иметь пятнадцатикратное увеличение (600 мм / 40 мм). Если поставить окуляр с фокусной длиной в 30 мм, увеличение телескопа возрастет до двадцатикратного (600 мм / 30 мм).
Увеличение телескопа должно превосходить отношение диаметра объектива к диаметру зрачка человеческого глаза, иначе не весь свет, поступающий в телескоп от точечного объекта, попадает в глаз наблюдателя. Поскольку в темноте диаметр зрачка составляет приблизительно 8 мм, увеличение должно быть равным или выше 1/8 диаметра объектива в миллиметрах. Если увеличение слишком велико, качество изображения плохое, так как окуляр слишком мощный для телескопа и вызывает искажение объекта. В качестве общего правила увеличение не должно превосходить численное значение диаметра объектива, выраженное в миллиметрах. Таким образом, телескоп с объективом диаметром 120 мм должен иметь увеличение не менее пятнадцатикратного и не более сто двадцатикратного.
См. также статьи "Окуляр", "Телескопы 2".
УЛЬТРАФИОЛЕТОВАЯ И РЕНТГЕНОВСКАЯ АСТРОНОМИЯ
За фиолетовой частью видимого спектра находится область ультрафиолетового излучения, за которой в свою очередь находятся области рентгеновского и гамма — излучения. Земная атмосфера поглощает эти виды электромагнитного излучения, поэтому их источники можно определить только с использованием соответствующих приборов на орбитальных спутниках.
Подробные исследования в области ультрафиолетовой астрономии были выполнены со спутника International Ultraviolet Explorer в период между 1978 и 1996 годом. В 1992 году был запущен новый спутник, Extra Ultraviolet Explorer, для наблюдения за источниками с гораздо более короткой длиной волны — от 10 до 70 нм. Космический телескоп Хаббла тоже оснащен аппаратурой для наблюдения за источниками ультрафиолетового излучения, но в диапазоне волн не короче 120 нм.
К источникам рентгеновских лучей относятся черные дыры и взорвавшиеся звезды, а также горячие газы в космосе. Первое исследование космических источников рентгеновских лучей было выполнено в 1971 году с помощью спутника "Ухуру". Это исследование привело к открытию двойных пульсаров. Рентгеновские телескопы, установленные на орбитальных спутниках, обнаружили источники излучения, дающие вспышки рентгеновских лучей с относительно большими интервалами. Принцип работы рентгеновского телескопа основан на отражении на специальный детектор рентгеновских лучей от гладко отполированных металлических пластин.
Космические вспышки гамма-излучения были обнаружены более 30 лет назад, когда военные спутники, используемые для слежения за испытаниями ядерного оружия, обнаружили вспышки гамма-излучения в разных направлениях космического пространства. С борта космического челнока "Атлантис" в 1992 году была запущена Комптоновская обсерватория, предназначенная для изучения источников гамма — излучения в космосе. В 1997 году гораздо более совершенный рентгеновский детектор на борту спутника Beppo SAX зарегистрировал вспышку гамма-излучения, местонахождение которой впоследствии было определено с использованием оптических телескопов. При измерении величины красного смещения было установлено, что источник находится на расстоянии миллиардов световых лет. В дальнейшем удалось обнаружить вспышки гамма-излучения, источники которых находятся на расстоянии до 10 млрд. световых лет.
УРАН
Уран был открыт Уильямом Гертелем в 1781 году, хотя он и раньше обозначался на звездных картах как тусклая звезда. Гертель проследил за изменением положения Урана относительно других звезд и пришел к выводу, что это планета, расположенная за орбитой Сатурна, которая очень медленно движется через созвездия со скоростью около 4 градусов в год. Фактически Уран совершает полный оборот вокруг Солнца за 84 года на среднем расстоянии 19 астрономических единиц. Его диаметр в 4 раза превышает диаметр Земли, а средняя плотность примерно в 1,3 раза больше плотности воды. Сила тяготения на его поверхности составляет 0,9 земной, а температура 55К (-218 °C).
