ЕНКМ_4 часть

Инфракрасное небо сейчас активно изучают лишь два орбитальных телескопа – японский «Акари» (в переводе «Свет»), который работает с 2006 г., и европейский «Гершель» (названный в честь английского ученого У. Гершеля открывшего инфракрасное излучение), запущенный в мае 2009 г. Они изучают объекты Солнечной системы (поверхности и атмосферы планет, спутники, кометы), молодые звезды, формирующиеся планетные системы, протогалактики. Совсем недавно закончили основные исследования еще три инфракрасных телескопа, созданные в НАСА: «Спитцер», WISE (Wide Field Infrared

Survey Explorer) и не очень удачная миссия WIRE (Wide Field Infrared

Explorer). Они занимались наблюдениями отдельных интересных астрономических объектов и составляли полные обзоры неба в инфракрасных лучах. Кроме того, WISE за время своей работы (2009-2010 гг.) открыл 17 комет и более 33 000 астероидов.

Очень важные результаты были получены в 2001-2010 гг. при изучении микроволнового излучения американским космическим ап-

паратом WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), названного в честь одного из руководителей проекта Д. Уилкинсона. Этот телескоп позволил построить самую точную карту распределения по небу реликтового излучения, которое сохранилось с ранних этапов эволюции Вселенной. Его исследования позволили уточнить возраст Вселенной, проверить современные модели теории Большого взрыва, показали, что на 4 % Вселенная состоит из обычного вещества, на 23 % – из темной материи и на 73 % она состоит из темной энергии, вызывающей ускоренное расширение Вселенной. Продолжение этих исследований, а также решение некоторых новых задач (создание каталогов галактик, наблюдение межзвездной среды и малых тел Солнечной системы) стоит перед запущенным в 2009 г. астрономическим спутником «Планк».

Радиоволны из космоса можно принимать и на поверхности Земли, поэтому орбитальные радиотелескопы – большая редкость. Важным событием в российской космонавтике стала реализация международного космического проекта «РадиоАстрон». Этот радиоте-

61

лескоп с диаметром зеркала 10 м был успешно выведен на орбиту 18 июля 2011 г. с космодрома Байконур с помощью ракеты-носителя «Зенит-2SБ». За время своей работы «РадиоАстрон» должен провести наиболее высокоточные наблюдения черных дыр в активных галактиках, черных дыр и нейтронных звезд в нашей Галактике, построить наилучшую модель гравитационного поля Земли.

В 1998 г. на станции Мир работал специальный прибор магнитный альфа-спектрометр для изучения космических лучей, поиска антиматерии и темной энергии. В 2011 г. аналогичный прибор был установлен и работает на МКС.

Если говорить о перспективах развития космонавтики, то здесь на первом плане остается продолжение строительства Международной космической станции, создание новых типов ракет-носителей и космических челноков, построение базы на Луне и отправка на Марс пилотируемого корабля. Также ожидаются результаты начатых экспедиций к Меркурию, Венере, Юпитеру, Сатурну, Плутону, к комете Чурюмова-Герасименко, астероидам Веста и Церера. Будут расширены системы глобального позиционирования GPS (США) и ГЛОНАСС (Россия), запущены новые спутники позволяющие лучше предсказывать погоду и описывать процессы, происходящие на поверхности нашей планеты, созданы новые космические телескопы, которые существенно расширить наши представления о Вселенной.

Подумайте и ответьте:

1.Какие успехи достигнуты к настоящему моменту в непилотируемой космонавтике?

2.Какие космические объекты были исследованы при помощи беспилотных устройств?

3.Перечислите удивительные открытия, которые были сделаны благодаря беспилотной космонавтике.

62

5.КОСМОГОНИЯ

5.1.Звезды и их характеристики

Космогония – наука, изучающая происхождение и развитие (эволюцию) космических объектов и их систем. Выделяют космогонию планет (Солнечной системы), звезд, галактик и Вселенной (в рамках космологии). Эволюция – это процесс изменения со временем физических характеристик, внутреннего строения и химического состава объектов. Так как время существования объектов мегамира (планет, звезд и пр.) многократно превышает время жизни не только человека, но и все человеческой цивилизации, поэтому для описания процесса эволюции космических тел применяют понятие эргодической гипотезы – предположения, что процесс развития объекта можно рассматривать как последовательную смену отдельных стадий, которые наблюдаются непосредственно. Анализ этих стадий позволяет построить весь процесс эволюции. В качестве классического применения такого представления можно рассматривать процесс звездной эволюции.

Звезда представляет собой огромный газовый шар, в центре которого идут термоядерные реакции превращения водорода в гелий, в результате чего выделяется огромное количество энергии в виде света и тепла. У некоторых типов звезд происходят ядерные реакции, при которых выделяются другие элементы (углерод, кислород, азот и более тяжелые). Любая звезда существует благодаря тому, что в ней поддерживается равновесие между тяготением, стремящимся сжать звезду и газовым давлением, стремящимся расширить ее. Когда одна из этих сил побеждает, то звезда погибает, точнее, переходит в другое состояние. Подавляющее большинство звезд состоит из водорода на 78% и гелия на 21%.

В середине 19 в. французский философ О. Конт утверждал, что люди никогда не узнают состав и строение далеких звезд, но через два года после его смерти в 1859 г. немецкие ученые Густав Кирхгоф

63

и Роберт Бунзен создали новый метод изучения вещества. Спектральный анализ – качественные и количественные способы определения основных параметров и состава объектов, основанные на изучении их оптических спектров излучения или поглощения, спектров других типов электромагнитного излучения, звуковых волн, распределения по массам и энергиям элементарных частиц и др. В зависимости от целей анализа и типов спектров выделяют несколько методов спектрального анализа. В астрофизике звезд для определения большинства физических характеристик и химического состава обычно анализируют оптические спектры этих тел. Оказалось, что различные звезды имеют совершенно разные спектры, поэтому звезды делят на спектральные классы: W, O, B, A, F, G, K, M, L, T. Разнообразие спектров объясняется различием температур звезд. Самые горячие звезды – звезды класса W. Температура их поверхности достигает 100 000 К. Их цвет – голубой, также как у звезд класса O с температурами 30 000 ÷ 50 000 К. Белые звезды классов B и A имеют температуры 25 000 ÷ 10 000 К. У желтого цвета звезд классов F и G температуры находятся в диапазоне 10 000 ÷ 4 500 К. Красные звезды спектральных классов K и M имеют температуры поверхности от 4 500 до 3 000 K. Наконец, для самых холодных звезд – коричневых звезд классов L и T температуры составляют ниже 3 000 К. Спектральный класс Солнца – G2.

Основными характеристиками звезд, которые определяют по наблюдениям или теоретическим расчетам, являются: спектр излуче-

ния и поглощения, температура поверхности, светимость, размер,

масса, возраст. Существуют гиганты и сверхгиганты, которые в сотни и тысячи раз больше Солнца, и наоборот известны звезды-карлики размером с Землю. Самые массивные звезды в 100 раз тяжелее центра притяжения Солнечной системы. Известны холодные звезды с температурой поверхности 2 000 К, и очень горячие, поверхность которых разогревается до 100 000 К! Время жизни звезд может достигать нескольких десятков миллиардов лет, поэтому самые старые звезды должны быть ровесниками Галактики. В табл. 5.1 приведено сравне-

64

ние основных характеристик звезд и Солнца, из которой можно сделать вывод, что Солнце является типичной звездой.

Табл. 5.1: Сравнение характеристик звезд.

5.2. Внутреннее строение и магнитная активность звезд

Внутреннее строение Солнца и большинства звезд имеет большое сходство (рис. 5.1). Центральная часть Солнца радиусом примерно 150 000 километров (менее четверти всего радиуса звезды), температура которой достигает 15 млн. градусов, называется ядром. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³ (в 150 раз выше плотности воды). Именно в ядре происходят термоядерные ре-

65

акции, в результате которых из водорода образуется гелий. При этом каждую секунду в энергию превращаются 4,26 миллиона тонн вещества, но эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца.

Существуют три способа передачи энергии в зависимости от условий среды: теплопроводность – перенос тепла частицами вещества (молекулами, атомами и пр.), конвекция – перенос тепла в жидкостях и газах путем перемешивания самого вещества и тепловое излучение

– перенос энергии посредством инфракрасного электромагнитного излучения. Первый способ в звездах не играет большой роли из-за больших расстояний между частицами, поэтому важными являются лучистый и конвективный переносы энергии. Вокруг ядра находится небольшой слой лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом квантов света – фотонов. Плотность, температура и давление уменьшаются от ядра, в том же направлении идет поток энергии. Этот процесс крайне медленный, и занимает тысячи лет, так как идущие из центра кванты постоянно сталкиваются с частицами вещества и переизлучаются в различные стороны. Поэтому, если «вдруг» в ядре Солнца прекратятся ядерные реакции, оно все равно будет продолжать излучать свет и тепло в течение миллионов лет. В более высоких холодных слоях Солнца газ становится непрозрачным для излучения, и тепло из центра передается уже посредством конвекции, поэтому внешняя область, занимающая 0,7 радиуса Солнца, называется конвективной зоной. В этом слое огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, отдают свое тепло окружающей среде и более холодное вещество опускается вниз, так вещество перемешивается как рисовая каша на огне.

66

нения на Солнце являются сложными магнитно-гидродинамическими процессами в конвективной зоне звезды. Именно смена полюсов магнитной активности с периодом 22 года считается сейчас основным циклом солнечной активности. Также предполагается существование более длительных (87, 210, 2300, 6000 лет) циклов активности Солнца, которые обнаруживаются по изучению климатических изменений.

Солнечная активность оказывает значительное влияние на окружающее пространство, в частности на процессы в атмосфере (например, глобальные изменения климата), гидросфере (уровень морей

иледников), биосфере (изменение численности популяций животных

ирастений, рост численности сердечно-сосудистых и инфекционных заболеваний человека), магнитосфере (магнитные бури) Земли, также с ней связывают многие социальные процессы (войны, революции и др.) Часто прослеживаются корреляции между указанными процессами и солнечными циклами. Так еще в начале XIX в. В. Гершель заметил связь между количеством солнечных пятен и ценами на пшеницу. Прямым следствием солнечных вспышек являются магнитные бури – кратковременные нарушения магнитного поля Земли из-за попадания в него энергичных частиц солнечного ветра. Более длительные изменения в географических оболочках также имеют «солнечное» происхождение. Например, с 1645 по 1715 гг. Солнце проходило через период чрезвычайно малой активности (минимум Маундера), который соответствует «Малому ледниковому периоду» в истории Земли. Тогда происходило замерзание рек в низких широтах, необычно долго держался снежный покров в областях умеренного климата (интересно, что минимум Маундера почти совпадает со временем правления во Франции «Короля-Солнца» Людовика XIV).

Примерно 60% ÷ 80% звезд нашей Галактики образуют гравита- ционно-связанные пары звезд и называются двойными звездными системами. В двойных звездах происходят необычные процессы, вызванные гравитационным или электромагнитным взаимодействием между звездами. Например, звезды могут обмениваться веществом, «облучать» друг друга жесткими гамма- и рентгеновскими излуче-

69

ниями или вызывать «звездотрясения». Изучение двойных звезд дает наибольшую информацию о звездах, в первую очередь, интерес вызывают их массы, которые необходимы для определения других характеристик и выяснения эволюционного статуса звезд. Некоторые звезды могут менять свою яркость из-за пульсаций, взаимных затмений, вспышек и т. д., в этом случае они называются переменными звездами.

5.3. Эволюция звезд

Подавляющее большинство указанных в табл. 5.1 данных о звездах получают при наблюдениях на крупных наземных и космических телескопах и дальнейшем анализе спектров и различных физических характеристик звезд, находящихся на разных стадиях своей эволюции. Именно знание основных параметров звезд и процессов, обеспечивающих выделение энергии в звездах, позволяет создавать теоретические модели внутреннего строения и атмосфер звезд, на основе которых можно строить теорию звездной эволюции.

В 1910–1913 гг. голландский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский астрофизик Генри Рассел независимо друг от друга попробовали сопоставить яркости звезд и их спектральные классы и в результате построили знаменитую эмпирическую зависимость между основными параметрами звезд, названную их именами. Как видно из диаграммы Герцшпрунга-Рассела (рис. 5.3), спектральный класс звезды и ее светимость (абсолютная звездная величина) находятся в некоторой зависимости: точки, соответствующие различным звездам, группируются в несколько отдельных областей – главная последовательность, красные гиганты, сверхгиганты, белые карлики. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела позволила рассчитывать модели строения звезд и описывать их эволюцию.

90% звезд находится на главной последовательности, которая простирается от левого верхнего угла диаграммы к правому нижнему. Чем горячее звезда главной последовательности, тем большую све-

70