101 ключевая идея: Астрономия - Джим Брейтот

См. также статьи "Темное вещество", "Галактики 3", "Сверхновая".

МОДЕЛИ ВСЕЛЕННОЙ

В 1929 году Элвин Хаббл обнаружил, что, чем дальше находится галактика, тем быстрее она отдаляется от нас. Этот феномен объясняется теорией о расширении Вселенной. За два века до открытия Хаббла Исаак Ньютон осознал, что если Вселенная конечна, то звезды не могут быть неподвижными, иначе они оказались бы притянутыми друг к другу силой своего тяготения и собрались в огромную массу, но у Ньютона не было доказательств такого движения, поэтому Ньютон считал, что Вселенная статична и бесконечна.

Ньютоновская модель Вселенной оставалась неизменной до появления так называемого парадокса Ольберса.[18] Он основан на очень простом наблюдении, а именно, что ночное небо темное, а не светлое! Это на первый взгляд тривиальное наблюдение было впервые проанализировано Генрихом Ольберсом в 1826 году. Он математически доказал, что если бы Вселенная состояла из бесконечного количества звезд, то небо постоянно оставалось бы ярким. Отсюда он заключил, что Вселенная конечна, так как ночью небо темное. Поскольку конечная и статичная Вселенная должна коллапсировать согласно законам Ньютона, Ольберс пришел к выводу, что Вселенная расширяется.

Эйнштейн воспользовался своей общей теорией относительности для предсказания того, что конечная и статичная Вселенная без границ возможна, подобно поверхности Земли, но только не в трех измерениях, а в четырех. Эйнштейну пришлось ввести в свои уравнения новый вид отталкивающей силы, действие которой проявлялось лишь в космологических масштабах. Эйнштейн считал эту отталкивающую силу необходимой для преодоления силы притяжения, возникающей в результате гравитации, которая в противном случае привела бы к коллапсу конечной и статичной Вселенной.

Однако в 1927 году Жорж Леметр, бельгийский священник и математик, обнаружил новые решения уравнений Эйнштейна, допускавшие расширение Вселенной без необходимости существования космологической силы. Леметр также узнал, что его решения были обнаружены на 5 лет раньше русским математиком Александром Фридманом, который умер в 1925 году. Наиболее интересным решением является то, в котором Вселенная сначала расширяется, а затем сжимается.

См. также статьи "Эйнштейн", "Закон Хаббла", "Ньютон".

НЕБЕСНАЯ СФЕРА 1: НЕБЕСНЫЙ ЭКВАТОР

В давние времена астрономы предполагали, что все звезды прикреплены к невидимой сфере, называемой небесной и окружающей Землю, как показано на рисунке внизу. Земля вращается вокруг своей оси с постоянной скоростью, совершая один оборот каждые 24 часа, что соответствует 15° в час, так как полный оборот Земли составляет 360°. Древние астрономы считали, что Земля закреплена в центре небесной сферы, которая, по их представлениям, совершала полный оборот с постоянной скоростью каждые 24 часа, увлекая за собой неподвижные звезды.

Полярная звезда расположена прямо над Северным полюсом Земли. Можно представить, что ось вращения небесной сферы проходит через Полярную звезду. Небесный экватор представляет собой проекцию земного экватора на небесную сферу. Большой круг небесной сферы — это круг, который проходит через оба ее полюса.

Положение звезды на небесной сфере определяется двумя координатами. Склонением называется угол между направлением из центра небесной сферы на данную звезду и плоскостью небесного экватора. Звезды, расположенные к северу от небесного экватора, имеют положительное склонение; звезды, расположенные к югу от небесного экватора, — отрицательное. Второй координатой является прямое восхождение — угол между определенной точкой на небесном экваторе, известной как первая точка Овна (Y),[19] и большим кругом склонения, проходящим через данную звезду. Эта координата соответствует земной долготе.

Прямое восхождение обычно обозначается в часах, соответствующих временному интервалу между прохождением первой точки Овна через меридиан наблюдателя (большой круг от севера на юг через точку, находящуюся непосредственно над наблюдателем, и Полярную звезду) и прохождением звезды, пересекающей меридиан наблюдателя с востока на запад. Другими словами, прямое восхождение отсчитывается в часовой мере в направлении, обратном направлению вращения звездного неба.

См. также статью "Звездное и солнечное время".

НЕБЕСНАЯ СФЕРА 2: ЭКЛИПТИКА

Земная ось наклонена по отношению к Полярной звезде. Северный полюс Земли наклонен к Солнцу в июне и от Солнца в декабре.

Если бы свет Солнца был гораздо более слабым, можно было бы наблюдать за его прохождением через созвездия, как показано на рисунке с. 138. Этот маршрут Солнца называется эклиптикой, то есть эклиптика — это воображаемая линия (большой круг) небесной сферы, по которой Солнце в течение года перемещается среди звезд. Угол наклона плоскости эклиптики к небесному экватору равен углу наклона плоскости экватора Земли к плоскости ее орбиты и составляет 23,5°.

В середине лета в Северном полушарии Солнце достигает своей наивысшей точки на эклиптике к северу от небесного экватора. Это происходит, когда Солнце находится в созвездии Тельца, близко к созвездию Близнецов.

В середине осени в Северном полушарии Солнце продвигается по эклиптике на 90° по отношению к своей позиции в середине лета. 3 это время года оно проходит с севера на юг через небесный экватор в созвездии Девы.

В середине зимы в Северном полушарии Солнце достигает своей наивысшей точки на маршруте эклиптики к югу от небесного экватора. В это время года Солнце находится в созвездии Стрельца. В полдень в середине зимы в Северном полушарии Солнце находится точно на юге и занимает самое низкое положение на небосводе.

В середине весны в Северном полушарии Солнце проходит через небесный экватор с юга на север в созвездии Рыб. Это время года называется весенним равноденствием. Место, где эклиптика пересекает небесный экватор, называется первой точкой Овна (Y).

Маршрут Солнца на небесной сфере

"Равноденствие" означает равную продолжительность дня и ночи. В середине весны и в середине осени периоды света и темноты в каждый из этих дней имеют равную продолжительность.

См. также статью "Небесная сфера 1".

НЕБЕСНАЯ СФЕРА 3: НЕЗАХОДЯЩИЕ ЗВЕЗДЫ

Полярную звезду можно видеть в любую ясную ночь в Северном полушарии в любое время года. Долгота Полярной звезды (то есть угол между направлением на нее и горизонтом) равна широте, на которой находится наблюдатель. К примеру, наблюдатель, который находится на Северном полюсе, будет видеть Полярную звезду прямо над головой. Околополярные звезды, окружающие Северный полюс небосвода, тоже можно видеть в любую ясную ночь. Из-за вращения Земли кажется, что эти звезды движутся по кругу, центром которого является Полярная звезда. На фотографии с длительным сроком экспозиции можно видеть светлые дуги вокруг Полярной звезды; каждая дуга образована отображением звезды на пленке, поскольку сама пленка движется по отношению к свету звезды вместе с вращением Земли. Угол возвышения такой звезды меняется по мере того, как она движется вокруг Полярной звезды. Если звезда никогда не опускается за горизонт, ее называют незаходящей, или циркумполярной. Для наблюдателя на широте L звезда, которая видна над самым горизонтом, должна находиться под углом равным L по отношению к Полярной звезде. Любая звезда, расположенная под большим углом к Полярной, не может быть незаходящей на этой широте. Наблюдатель на широте L в Южном полушарии тоже сможет видеть ряд незаходящих звезд, но все они будут другими.

Звезды, которые не являются незаходящими, восходят и заходят каждые 24 часа. К примеру, ранней зимой в Северном полушарии созвездие Ориона можно видеть в ясную ночь сразу же после того, как оно восходит над восточным горизонтом. Ранним утром перед восходом Солнца то же самое созвездие можно видеть над западным горизонтом перед его заходом. Все звезды, которые не являются незаходящими, восходят на востоке и заходят на западе, потому что Земля вращается в восточном направлении.

Звезда кульминирует, когда она находится в наивысшей точке над горизонтом. Это происходит, когда звезда проходит с востока на запад через меридиан наблюдателя — большой круг небесной сферы с севера на юг через Полярную звезду и точку, расположенную непосредственно над головой наблюдателя. Каждая звезда кульминирует примерно на 4 минуты раньше времени своей кульминации предыдущей ночью. Это происходит потому, что Земля поворачивается со скоростью 1° каждые 4 минуты, а орбитальное движение Земли вокруг Солнца составляет около 1° за каждые 24 часа.

См. также статью "Небесная сфера 1".