Зміст1. АСТРОНОМічна КАРТА СВІТА та її творці 2. ГАЛАКТИКИ 3. МЛЕЧНИЙ ШЛЯХ 4. ЩО ТАКЕ ЗІРКИ 5. НАРОДЖЕННЯ АСТРОНОМІЇ 6. КОМЕТИ ТА ЇХ ПРИРОДА 7. КАЛЕНДАРІ 8. СОЛНЦЕ ТА ЖИТТЯ ЗЕМЛІ 9. СОЛНЦЕ – НАЙБЛИЖЧЯ ЗІРКА Список литературы 1. Астрономічна карта світу і її творці Протягом століть людина прагнула розгадати таємницю великого світового «порядку» Всесвіту, який старогрецькі філософи і назвали Космосом (в перекладі з грецького - «порядок», «краса»), на відміну від Хаосу, що передував, як вони вважали, появі Космосу. Перші, дійшли до нас природничонаукові уявлення про навколишній нас Всесвіт сформулювали старогрецькі філософи в 7-5 вв. до н.е. Їх натурфілософскі навчання, спиралися на накопичені раніше астрономічні знання єгиптян, шумерів, вавілонян, арійців, але відрізнялися істотною роллю пояснюючих гіпотез, прагненням проникнути в прихований механізм явищ. Нагляд круглих дисків Сонця, Місяці, закруглюючої лінії горизонту, а так само межі тіні Землі, що наповзає на місяць при її затьмареннях, правильна повторюваність дня і ночі, пір року, сходу і заходів світил - все це наводило на думку, що в основі будови всесвіту лежить принцип кругових форм і рухів, «циклічності» і рівномірності змін. Але аж до 2 в. до н.е. не існувало окремого вчення про небо, яке об'єднало б всі знання в цій області в єдину систему. Уявлення про небесні явища, як і явищах «у верхньому повітрі» - буквально про «метеорні явища», довгий час входили в загальні умоглядні вчення про природу в цілому. Ці навчання дещо пізніше стали називати фізикою (від грецького слова «фюзіс» - природа - в значенні періоди, істоти речей і явищ). Головним змістом цієї стародавньої підлозі філософської «фізики», або в нашому розумінні - швидше за натурфілософію, що включала в якості навряд чи не головних елементів космологію і космогонію, були пошуки того незмінного початку, який, як думали, лежить в основі світу мінливих явищ. Всі накопичені століттями знання про природу аж до технічного і житейського досвіду були з'єднані, систематизовані, логічно гранично розвинені в першій універсальній картині світу, яку створив в 4 столітті до н.е. найбільший старогрецький філософ (і, по суті, перший фізик) Арістотель (384 - 322 рр. до н. э.) велику частину життя що провів в Афінах, де він заснував свою знамениту наукову школу. Це було вчення про структуру, властивості і рух всього, що входить в поняття природи. Разом з тим, Арістотель вперше відділив світ земних (вірніше, «підмісячних») явищ від світу небесного, від власне Космосу з його нібито особливими законами і природою об'єктів. В спеціальному тракті «про небо» Арістотель намалював свою натурфілософску картину світу. Під Всесвітом Арістотель мав на увазі всю існуючу матерію (полягаючу, по його теорії, з чотирьох звичайних елементів - землі, води, повітря, вогню і п'ятого - небесного - вічно ефіру, який від звичайної матерії відрізнявся ще і тим, що не мав не легкості, ні тяжкості, що рухається). Арістотель критикував Анаксагора за ототожнення ефіру із звичайним матеріальним елементом - вогнем. Таким чином, Всесвіт, по Арістотелю, існував в однині. В картині світу Арістотеля вперше була виказана ідея взаємозв'язаної властивостей матерії, простору і часу. Всесвіт представлявся кінцевим і обмежувався сферою, за межами якої не мислилося нічого матеріального, а тому не могло бути і самого простору, оскільки воно визначалося, як щось, що було (або могло бути заповнено матерією). За межами матеріального всесвіту не існувало і часу, який Арістотель з геніальною простотою і чіткістю визначив як міру руху і пов'язав з матерією, пояснивши, що «немає руху без тіла фізичного». За межами матеріального Всесвіту Арістотель поміщав нематеріальний, духовний світ божества, існування якого постулювалось. Великий старогрецький астроном Гиппарх (ок.190-125 р. до н. э.) першим спробував розкрити механізм спостережуваних рухів світил. З цією метою він вперше використовував в астрономії запропонований за сто років до нього знаменитим математиком Аполлонієм Пергськім геометричний метод опису нерівномірних періодичних рухів як результату складання більш простих - рівномірних кругових. Тим часом саме до розкриття простого єства спостережуваних складних астрономічних явищ закликав ще Платон. нерівномірний періодичний рух можна описати за допомогою кругового двома способами: або вводячи поняття ексцентрика – кола, по якому зміщений, щодо спостерігача, або розкладаючи спостережуваний рух на два рівномірних кругових, із спостерігачем в центрі кругового руху. В цій моделі по колу навкруги спостерігача рухається не саме тіло, а центр вторинного кола (епіцикла), по якому і рухається тіло. Перше коло називається деферентом (несучої). Надалі в старогрецькій астрономії використовувалися обидві моделі. Гиппарх же використовував першу для опису руху Сонця і Місяця. Для Сонця і Місяця він визначив положення центрів їх ексцентриків, і вперше в історії астрономії розробив метод і склав таблиці для передобчислювання моментів затьмарень (з точністю до 1-2 годин). Що з'явилася в 134 р. до н.е. нова зірка в сузір'ї Скорпіона навела Гиппарха на думку, що зміни відбуваються і в світі зірок. Щоб в майбутньому було легше помічати подібні зміни, Гиппарх склав каталог положень на небесній сфері 850 зірок, розбивши всі зірки на шість класів і назвавши найяскравіші зірками першої величини. Початий математичний опис астрономічних явищ через майже три століття досяг своєї вершини в системі світу знаменитого александрійського астронома, географа і оптика Клавдія Птолемея (? - 168 р.). Птолемей доповнив власними наглядами до 1022 зірок каталог Гиппарха. Він винайшов новий астрономічний інструмент – стінний круг, що зіграв згодом істотну роль в середньовічній астрономії Сходу і в європейській астрономії XVI в., особливо в наглядах Тихо Бразі. Його фундаментальна праця – «Велика математична побудова астрономії в XVI книгах», по-грецьки «Мег але Синтаксис», ще в старовині здобув широку популярність під назвою «Мгисте» («найбільше»). Європейці дізналися про нього від арабських астрономів – під спотвореною назвою «Яскраво-червоний Маджісті», або влатинізованої трактації, «Альмагест». В ньому була представлена вся сукупність астрономічних знань стародавнього світу. В цій праці Птолемей математичний апарат сферичної астрономії – тригонометрію. Протягом сторіч використовували обчислені їм таблиці синусів. Спираючись на досягнення Гиппарха, Птолемей пішов далі у вивченні головних тоді для астрономів рухомих світил. Він істотно доповнив і уточнив теорію Місяця, зновперевідкривши евекцію. Обчислені Птолемєєм на цій підставі більш точні таблиці положення Місяця дозволили йому удосконалити теорію затьмарень. Для визначення географічної довготи місця нагляду точний прогноз моменту настання затьмарень мав велике значення. Але справжнім науковим подвигом ученого стало створення ним першої математичної теорії складного видимого руху планет, чому присвячено п'ять з тринадцяти книг «Альмагеста». 2. Галактики Галактики сталі предметом космогонічних досліджень з 20-х років нашого століття, коли була надійно встановлена їх дійсна природа і виявилося, що це не туманності, тобто не хмари газу і пилу, що знаходяться недалеко від нас, а величезні зоряні світи, що лежать від нас на дуже великих відстанях від нас. В основі всієї сучасної космології лежить одна фундаментальна ідея - висхідна до Ньютона ідея гравітаційної нестійкості. Речовина не може залишатися однорідно розсіяною в просторі, бо взаємне тяжіння всіх частинок речовини прагнути створити в ньому згущування тих або інших масштабів і мас. В ранньому Всесвіті гравітаційна нестійкість усилювала спочатку дуже слабкі нерегулярності в розподілі і русі речовини і в певну епоху привела до виникнення сильних неоднорідностей: "млинців" - протоскоплений. Межами цих шарів ущільнення служили ударні хвилі, на фронтах яких первинне необертальне, безобертовий рух речовини набувзавіхреность. Розпад шарів на окремі згущування теж відбувався, мабуть, через гравітаційну нестійкість, і це дало початок протогалактикам. Багато хто з них виявлявся тими, що швидко обертаються завдяки завихреному стану речовини, з якої вони формувалися. Фрагментація протогалактичених хмар в результаті їх гравітаційної нестійкості вела до виникнення перших зірок, і хмари перетворювалися на зоряні системи - галактики. Ті з них, які володіли швидким обертанням, придбавали через це двокомпонентну структуру - в них формувалися гало більш менш сферичної форми і диск, в якому виникали спіральні рукави, де і дотепер продовжується народження зірок Протогалактіки, у яких обертання було повільніше або зовсім було відсутнє, перетворювалися на еліптичні або неправильні галактики. Паралельно з цим процесом відбувалося формування великомасштабної структури Вселеною - виникали надскоплення галактик, які, з'єднуючись своїми краями, утворювали подібність осередків або бджолиних стільників; їх вдалося розпізнати останніми роками. В 20-30 рр. XX століття Хаббл розробив основи структурної класифікації галактик - гігантських зоряних систем, згідно якої розрізняють три класи галактик: I. Спіральні галактики - характерні двома порівняно яскравими гілками, розташованими по спіралі. Гілки виходять або з яскравого ядра (такі галактики позначаються S), або з кінців світлої перемички, що перетинає ядро (позначаються - SB). II. Еліптичні галактики (позначаються Е) - мають форму еліпсоїдів. Представник - кільцева туманність в сузір'ї Ліри знаходиться на відстані 2100 світлових років від нас і складається з світиться газу, що оточує центральну зірку. Ця оболонка утворилася, коли постаріла зірка скинула газові покриви і вони спрямувалися в простір. Зірка стиснулася і перейшла в стан білого карлика, по масі порівнянного з нашим сонцем, а за розміром із Землею. III. Іррегулярні (неправильні) галактики (позначаються I) - володіючі неправильними формами. По ступеню клочковатості гілок спіральні галактики розділяються на підтипи а, в, з. У перших з них - гілки аморфні, у других - дещо клочковаті, у третіх - дуже клочковаты, а ядро завжди неяскраве і мале. Густина розподілу зірок в просторі росте з наближенням до екваторіальної площини спіральних галактик. Ця площина є площиною симетрії системи, і більшість зірок при своєму обертанні навкруги центру галактики залишається поблизу неї; періоди обігу складають 107 - 109 років. При цьому внутрішні частини обертаються як тверде тіло, а на периферії кутова і лінійна швидкості обігу убувають з видаленням від центру. Проте в деяких випадках те, що знаходиться, усередині ядра ще менше ядро ("керн") обертається швидше за все. Аналогічно обертаються і неправильні галактики, що є також плоскими зоряними системами. Еліптичні галактики складаються із зірок другого типу населення. Обертання знайдено лише у самих стислих з них. Космічного пилу в них, як правило, ні, ніж вони відрізняються від неправильних і особливо спіральних галактик, в яких поглинаюча світло пилова речовина є у великій кількості. В спіральних галактиках поглинаюча світло пилова речовина є в більшій кількості. Воно складає від декількох тисячних до сотої частки повної їх маси. Унаслідок концентрації пилової речовини до екваторіальної площини, воно утворює темну смугу у галактик, повернених до нас ребром і мають вид веретена. Подальші нагляди показали, що описана класифікація недостатня, щоб систематизувати все різноманіття форм і властивостей галактик. Так, були знайдені галактики, що займають в деякому розумінні проміжне положення між спіральними і еліптичними галактиками (позначаються Sо). Ці галактики мають величезне центральне згущування і навколишній його плоский диск, але спіральні гілки відсутні. В 60-х роках ХХ століття були відкрито численні пальцеподібні і дископодібні галактики зі всіма градаціями великої кількості гарячих зірок і пилу. Ще в 30-х роках ХХ століття були відкрито еліптичні карликові галактики в сузір'ях Печі і Скульптора з украй низькою поверхневою яскравістю, настільки малою, що ці, одні з найближчих до нас, галактик навіть в центральній своїй частині насилу видні на фоні неба. З другого боку, на початку 60-х років ХХ століття була відкрита безліч далеких компактних галактик, з яких найдальші по своєму виду не відрізнювані від зірок навіть в найсильніші телескопи. Від зірок вони відрізняються спектром, в якому видні яскраві лінії випромінювання з величезними червоними зсувами, відповідними таким великим відстаням, на яких навіть найяскравіші одиночні зірки не можуть бути видні. На відміну від звичайних далеких галактик в які, через поєднання істинного розподілу енергії в їх спектрі і червоного зсуву виглядають червонуватими, найкомпактніші галактики (що називаються також квазізірковими галактиками) мають голубуватий колір. Як правило, ці об'екти в сотні раз яскравіше за звичайні надгігантські галактики, але є і більш слабкі. У багатьох галактик знайдено радіовипромінювання нетеплової природи, що виникає, згідно теорії руського астронома І.С.Шкловського, при гальмуванні в магнітному полі електронів і важчих заряджених частинок, що рухаються з швидкостями, близькими до швидкості світла (так зване синхотроне випромінювання). Такі швидкості частинки одержують в результаті грандіозних вибухів усередині галактик. Компактні далекі галактики, що володіють могутнім нетепловим радіовипромінюванням, називаються N-галактиками. Зіркоподібні джерела з таким радіовипромінюванням, називаються квазарами (квазізірковими радіоджерелами), а галактики володіючі могутнім радіовипромінюванням і мають помітні кутові розміри, - радіогалактиками. Всі ці об'єкти надзвичайно далекі від нас, що утрудняє їх вивчення. радіогалактики, що мають особливо могутнє нетеплове радіовипромінювання, володіють переважно еліптичною формою, зустрічаються і спіральні. радіогалактики - це галактики, у яких ядра знаходяться в процесі розпаду. Викинуті щільні частини, продовжують дробитися, можливо, утворюють нові галактики - сестри, або супутники галактик меншої маси. При цьому швидкості розльоту осколків можуть досягати величезних значень. Дослідження показали, що багато груп і навіть скупчення галактик розпадаються : їх члени необмежено віддаляються один від одного, неначебто вони всі були породжено вибухом. Галактики – надгіганти мають світимості, в 10 разів перевищуючі світимість Сонця, квазари в середньому ще в 100 разів яскравіше; сама слабка ж з відомих галактик - карликів порівнянні із звичайними кульовими зоряними скупченнями в нашій галактиці. Їх світимість складає близько 10 світимості сонця. Розміри галактик вельми різноманітні і коливаються від десятків парсек до десятків тисяч парсек. Простір між галактиками, особливо усередині скупчень галактик, мабуть, містить іноді космічний пил. Радіотелескопи не знаходять в них відчутної кількості нейтрального водню, але космічне проміння, пронизують його наскрізь так само, як і в електромагнітне випромінювання. Галактика складається з безлічі зірок різних типів, а також зоряних скупчень і асоціацій, газових і пилових туманностей і окремих атомів і частинок, розсіяних в міжзоряному просторі. Велика частина їх займає об"ем лінзоподібної форми поперечником близько 30 і товщиною близько 4 кілопарсек (відповідно близько 100 тисяч і 12 тисяч світлових років). Менша частина заповнює майже сферичний об"ем з радіусом близько 15 кілопарсек (близько 50 тисяч світлових років). Всі компоненти галактики зв'язані в єдину динамічну систему, що обертається навкруги малої осі симетрії. Земному спостерігачу, що знаходиться усередині галактики, вона представляється у вигляді Чумацького Шляху (звідси і її назва - "Галактика") і всієї безлічі окремих зірок, видимих на небі. Зірки і міжзоряна газо-пилова матерія заповнюють об'єм галактики нерівномірно : найбільш зосереджені вони біля площини, перпендикулярної осі обертання галактики і площиною її симетрії, що складається (так званою галактичною площиною). Поблизу лінії перетину цієї площини з небесною сферою (галактичного екватора) і видний Чумацький Шлях, середня лінія якого є майже великим кругом, оскільки Сонячна система знаходиться недалеко від цієї площини. Чумацький Шлях є скупченням величезної кількості зірок, що зливаються в широку білясту смугу; однак зірки, що проектуються на небі поряд, видалені один від одного в просторі на величезні відстані, що виключають їх зіткнення, не дивлячись на те, що вони рухаються з великими швидкостями (десятки і сотні км/сек) у напрямі полюсів галактики (її північний полюс знаходиться в сузір'ї Волосся вероніки). Загальна кількість зірок в галактиці оцінюється в 100 мільярдів. Міжзоряна речовина розсіяна в просторі також не рівномірно, концентруючись переважно поблизу галактичної площини у вигляді глобул, окремих хмар і туманностей (від 5 до 20 - 30 парсек в поперечнику), їх комплексів або аморфних дифузних утворень. Особливо могутні, відносно близькі до нас темні туманності представляються неозброєному оку у вигляді темних прогалин неправильних форм на фоні смуги Чумацького Шляху; дефіцит зірок в них є результатом поглинання світла цими пиловими хмарами, що не світяться. Багато міжзіркових хмар освітлено близькими до них зірками великої світимості і представляються у вигляді світлих туманностей, оскільки світяться або відображеним світлом (якщо складаються з космічних порошинок) або в результаті збудження атомів і подальшого випуску ними енергії (якщо туманності газові). Наші дні з повною підставою називають золотим століттям астрофізики - чудові і частіше за все несподівані відкриття в світі зірок слідують зараз одне за іншим. Сонячна система стала останній час предметом прямих експериментальних, а не тільки наглядових досліджень. Польоти міжпланетних космічних станцій, орбітальних лабораторій, експедиції на Місяць принесли безліч нових конкретних знань про Землю, навколоземний простір, планети, Сонце. Ми живемо в епоху вражаючих наукових відкриттів і великих звершень. Найнеймовірніші фантазії несподівано швидко реалізуються. З давніх пір люди мріяли розгадати таємниці Галактик, розкиданих в безмежних просторах Всесвіту. Доводиться тільки вражатися, як швидко наука висуває різні гіпотези і тут же їх спростовує. Проте астрономія не стоїть на місці : з'являються нові способи нагляду, модернізуються старі. З винаходом радіотелескопів, наприклад, астрономи можуть «заглянуть» на відстані, які ще в 40-х. роках ХХ сторіччя здавалися неприступними. Проте треба собі ясно представити величезну величину цього шляху і ті колосальні труднощі, з якими ще належить зустрінеться на шляху до зірок.^ 3. Чумацький шлях Чумацький шлях (Греч. galaxias) - перетинаюча зоряне небо срібляста туманна смуга. В Чумацький Шлях входить величезна кількість візуально невиразних зірок, що концентруються до основної площини Галактики. Поблизу цієї площини розташовано Сонце, так що більшість зірок Галактики проектується на небесну сферу в межах вузької смуги - Чумацький Шлях. Думка про те, що Чумацький Шлях складається з незліченної безлічі зірок, першим виказав, мабуть, Демокріт. Він вважав, що Чумацький Шлях - це розсіяне світло безлічі зірок, яке, поза сумнівом, було б видне по всьому небу, але виявився малопомітним в сонячному промінні. Арістотель спростував останнє твердження і сформулював правильну концепцію, що враховує рух Землі і форму земної тіні, але потім відмовився від неї і виказав припущення, що Чумацький Шлях - це скупчення пари розжарених небесних тел. Ширина Чумацького Шляху різна: в найширших місцях - більше 15°, в найвужчих - всього декілька градусів. Чумацький Шлях проходить по наступних сузір'ях: Однорогий, Малий Пес, Оріон, близнюки, Телець, Візничий, Персей, Жираф, Касіопея, Андромеда, Цефей, Ящірка, Лебідь, Лисичка, Ліра, Стріла, Орел, Щит, Стрілець, Змієносець, Південна Корона, Скорпіон, Наугольник, Вовк, Південний Трикутник, Центавр, Циркуль, Південний Хрест, Муха, Кіль, Вітрила, Корми. неоднорідність будови Чумацького Шляху викликана, в основному, двома причинами: 1) дійсною нерівномірністю розподілу зірок в Галактиці, де зоряні хмари можна розглядати як своєрідні структурні деталі; 2) наявністю поглинаючого середовища, яке у вигляді темних туманностей самих різних форм і розмірів додає химерні контури. Клочковатость добре помітна в сузір'ї Лебедя. Але особливо чудова дуже яскрава і щільна зоряна хмара в сузір'ї Щита. Декілька зоряних хмар є в сузір'ї Стрільця. Починаючи від Денеба, Чумацький Шлях спадає до горизонту північної півкулі неба двома сяючими потоками. Темний проміжок між ними ("велика щілина"), мабуть, викликаний численними і порівняно близькими до нас темними туманностями, які затуляють області Чумацького Шляху. В південній півкулі неба, поблизу Південного Хреста, знаходиться Вугільний мішок - чорний провал в Чумацький Шлях, який спостерігачі XVII вважали справжнім отвором в небі. Середня лінія усередині Чумацького Шляху. - галактичний екватор. Китайці виділили Чумацький Шлях вже до VI в. до н.е. як якесь явище невідомої природи. Його називали "Молочним Шляхом", Срібною Річкою, Небесною річкою і т.д. ^ 4. Що таке зірки В астрономічному значенні: небесні світила, що є джерелом променистої енергії, яка створюється в їх надрах і випромінюється в космічний простір. В зірках зосереджена основна маса видимої речовини галактик. Зірки - могутні джерела енергії. Зокрема, життя на Землі зобов'язано своїм існуванням енергії випромінювання Сонця. Зірки в космічному просторі не розподілені рівномірно, вони утворюють зоряні системи. До них відносяться кратні зірки, зоряні скупчення і галактики. Більшість зірок знаходиться в стаціонарному стані, тобто змін їх фіз. характеристик не спостерігається. Це відповідає стану рівноваги. Але існують і такі зірки, властивості яких міняються видимим чином. Їх називають змінними зірками і нестаціонарними зірками. Слід зазначити зірки, в яких безперервно або час від часу відбуваються спалахи, зокрема - нові зірки. При спалахах т.наз. найновіших зірок речовина зірки в деяких випадках може бути повністю розсіяне в просторі. Характеристики зірок діляться на видимі (найважливіша - блиск, який прийнято виражати в логарифмічній шкалі видимих зоряних величин) і істинні (світимість, колір зірок, радіус, маса). Найважливішу інформацію про властивості зірки дають їх спектри. Далі, існує класифікація зірок по світимості. Найпростіший вид цієї класифікації полягає в розділенні зірок на гіганти і карлики. При більш докладній класифікації виділяють надгіганти, субгіганти, субкарлики і т.п. Як можливі джерела величезної енергії зірок сучасна фізика указує гравітаційне стиснення, що приводить до виділення гравітаційної енергії, і термоядерні реакції, в результаті яких з ядер легких елементів синтезуються ядра важчих елементів і виділяється велика кількість енергії. Енергії гравітаційного стиснення, як показують розрахунки, було б достатньо для підтримки світимості Сонця протягом всього лише 30 млн. років, тоді як з геологічних і ін. даних витікає, що світимість Сонця залишалася приблизно постійною протягом мільярдів років. Гравітаційне стиснення може служити джерелом енергії лише для дуже молодих зірок. З другого боку, термоядерні реакції протікають з достатньою швидкістю лише при температурах, в тисячі раз перевищуючих температуру поверхні зірки. В надрах зірок при температурах >10Е7 До і величезній густині газ володіє тиском в мільярди атмосфер. В цих умовах зірка може знаходитися в стаціонарному стані лише завдяки тому, що в кожному її шарі внутрішній тиск газу врівноважується дією сил тяжіння. Такий стан називається гідростатичною рівновагою. Отже, стаціонарна зірка є газовою (точніше, плазмовий) кулею, що знаходиться в стані гідростатичної рівноваги. Якщо усередині зірки температура з якої-небудь причини підвищиться, зірка повинна роздутися, оскільки зросте тиск в її надрах. Сили тяжіння не зможуть запобігти розширенню зірки, оскільки у поверхні зірки, що розширяється, вони зменшаться. Звідси витікає, що для збереження гідростатичної рівноваги зірки з великою температурою за інших рівних умов повинні мати менші розміри. Все сказане відноситься до хімічно однорідних (гомогенним) зоряних моделей, які цілком придатні для величезної більшості зірок. (такі зірки називаються зірками головної послідовності, до них відноситься і наше Сонце). Але існують зірки, процеси в яких описуються іншими моделями (напр., червоні гіганти). Стаціонарний стан зірки характеризується не тільки механічною, але і тепловою рівновагою: процеси виділення енергії в надрах зірок, процеси тепловідводу енергії з надр до поверхні і процеси випромінювання енергії з поверхні повинні бути збалансовані. Тому зірки - стійкі саморегульовані системи. Світимість зірки (за винятком наймасивніших) пропорційна масі в ступені, що перевищує одиницю. Запас же ядерної енергії в зірках просто пропорційний масі. Отже, чим більше маса зірки, тим швидше вона повинна витратити свої внутрішні джерела енергії. Терміни еволюції тим менше ніж більше маси зірок. Для наймасивніших зірок світимість пропорційна масі. Час життя таких зірок у міру збільшення їх маси перестає зменшуватися і прагне певної величини порядка 3.5 млн. років, дуже малої по космічних масштабах. Таким чином, зірки з великим сяянням - це або молоді зірки (голубі гіганти класу Про), або зірки, еволюції, що недавно вступили в ту або іншу стадію (червонінадгіганти). Відносну поширеність зірок різних типів в Галактиці можна охарактеризувати так: на 10 млн. червоних карликів доводиться близько 1 млн. білих карликів, приблизно 1000 гігантів і лише одна зірка-надгігант. ^ 5. Народження астрономіїАСТРОНОМІЯ (від астро... і грец. nomos — закон), наука про будову і розвиток космічних тіл, утворюваних ними систем і Всесвіту в цілому. Астрономія включає сферичну астрономію, практичну астрономію, астрофізику, небесну механіку, зоряну астрономію, позагалактичну астрономію, космогонію, космологію і ряд інших розділів. Астрономія — якнайдавніша наука, що виникла з практичних потреб людства (прогноз сезонних явищ, рахунок часу, визначення місцеположення на поверхні Землі і ін.). Народження сучасної астрономії було пов'язано з відмовою від геоцентричної системи світу (Птолемей, 2 в.) і заміною її геліоцентричною системою (Н. Коперник, сірий. 16 в.), з початком телескопічних досліджень небесних тіл (Р. Галілей, поч. 17 в.) і відкриттям закону всесвітнього тяжіння (І. Ньютон, кон. 17 в.). 18-19 ст. були для астрономії періодом накопичення даних про Сонячну систему, Галактику і фізичну природу зірок, Сонця, планет і інших космічних тел. В 20 в. у зв'язку з відкриттям світу галактик стала розвиватися позагалактична астрономія. Дослідження спектрів галактик дозволило Э. Хабблу (1929) знайти загальне розширення Всесвіту, передбачене А. А. Фридманом (1922) на основі теорії тяжіння, створеної А. Эйнштейном в 1915-16. Науково-технічна революція 20 в. надала те, що революціонізувало дію на розвиток астрономії в цілому і астрофізики особливо. Створення оптичних і радіотелескопів з високим дозволом, вживання ракет і штучних супутників Землі для позаатмосферних астрономічних наглядів привели до відкриття цілого ряду нових видів космічних тіл: радіогалактик, квазарів, пульсарів, джерел рентгенівського випромінювання і ін. Були розроблені основи теорії еволюції зірок і космогонії Сонячної системи. Найбільшим досягненням астрофізики 20 в. стала релятивістська космологія — теорія еволюції Всесвіту в цілому.^ 6. Комети і їх природа Комети (від грец. kometes [aster] - "волохата [зірка]") - малі тіла Сонячної системи (разом з астероїдами і метеорними тілами), що рухаються по сильно витягнутих орбітах і різко міняючі свій вигляд з наближенням до Сонця. Комети - тіла, що утворилися в зовнішній частині Сонячної системи (включаючи область вищих планет). Комети, знаходячись оддалік Сонця, виглядають як туманні, слабо світяться об'єкти (розмиті диски із згущуванням в центрі). З наближенням комет до Сонця у них утворюється "хвіст", звичайно направлений в протилежну від Сонця сторону. Усередині туманної плями, званої "головою" комети або комою, іноді видно порівняльне яскраве ядро, схоже на зірку, а навкруги голови - концентричні кільца-галоси. Ядро комети є великою глибою змерзлих газів, усередині якої знаходяться і тверді частинки, - від найдрібнішого пилу до крупних кам'янистих мас. Лід цей не зовсім звичайний, в ньому, окрім води, містяться аміак і Метан. Хімічний склад кометного льоду нагадує склад Юпітера. Поперечники ядер комети складають імовірно 0.5 - 20 км і мають масу порядка 1014 - 1019 р. Проте зрідка з'являються До. із значно великими ядрами. Численні ядра менше 0.5 км породжують слабкі комети, практично неприступні наглядам. Видимі поперечники голів До. складають звичайно від 10 тис. до 1 млн. км, змінюючись з відстанню від Сонця. У деяких комет максимальні розміри голови перевищували розміри Сонця. Ще більші розміри (понад 10 млн. км) мають оболонки з атомарного водню навкруги голови. Як правило, хвости бувають менш яскравими, ніж голова, і тому їх вдається спостерігати не у всіх комет. Довжина їх видимої частини складає 106 -107 км, тобто звичайно вони занурені у водневу оболонку. У деяких комет хвіст вдавалося прослідити до відстані понад 100 млн. км. В головах і хвостах До. речовина украй розріджений; не дивлячись на гігантський об'єм цих утворень, практично вся маса комети зосереджена в її твердому ядрі. Густина хвоста настільки нікчемна, що крізь нього просвічують слабкі зірки. Назва " комета " пояснюється тим, що яскраві комети схожі на голову з розбещеним волоссям. Щорічно відкривають 5-10 комет. Кожну з них привласнюють попереднє позначення, що включає прізвище відкрив комету, рік відкриття і букву латинського алфавіту в порядку відкриття. Потім його замінюють остаточним позначенням, що включає рік проходження через перигелій і римську цифру в порядку дат проходження через перигелій. Комети спостерігаються тоді, коли ядро комети наближається до Сонця ближче 4-6 а.о., нагрівається його промінням і починає виділяти газ і пилові частинки. Більшість комет, що спостерігалися, належить Сонячній системі і звертається навкруги Сонця по витягнутих еліптичних орбітах різних розмірів, довільно орієнтованим в просторі. Розміри орбіт більшості До. в тисячі раз більше поперечника планетної системи. Поблизу афеліїв своїх орбіт комети знаходяться найбільшу частину часу, так що на далеких околицях Сонячної системи існує хмара комет - т.наз. хмара Оорта (на ім'я данського астронома, що запропонував дану теорію). Походження даної хмари зв'язано, мабуть, з гравітаційним викидом крижаних тіл із зони планет-гігантів під час їх освіти. Хмара Оорта містить порядка 100 млрд. кометних ядер. У комет, що віддаляються до периферичних частин хмари Оорта (їх відстані від Сонця можуть досягати 100 тис. а.о., а періоди обігу навкруги Сонця - 1-10 млн. років), орбіти міняються під дією тяжіння найближчих зірок. При цьому деякі комети придбавають параболічну швидкість по відношенню до Сонця (для таких далеких відстаней - порядка 0.1 км/с) і назавжди втрачають зв'язок з Сонячною системою. Інші (дуже небагато) придбавають при цьому швидкості порядка 1 м/с, що приводить до їх руху по орбіті з перигелієм поблизу Сонця, і тоді вони стають доступними для наглядів. У всіх комет при їх русі в області, зайнятою планетою, орбіти змінюються під дією тяжіння планет. При цьому серед комет, що прийшли з периферії хмари Оорта, близько половини придбаває гіперболічні орбіти і втрачається в міжзоряному просторі, У інших, навпаки, розміри орбіт зменшуються, і вони починають частіше повертатися до Сонця. Комети, що належать Сонячній системі, час від часу (з періодами від 3.3 року, як у комети Енке, до декількох десятків тисяч років) проходять поблизу Сонця і називаються періодичними. Оддалік Сонця комета тьмяно освітлюється його промінням, не має хвоста і не доступна для наглядів. У міру наближення до Сонця, її освітлення посилюється, замерзлі гази ядра, що нагріваються сонячним промінням, випаровуються і закутують ядро газопиловою оболонкою, створюючою голову комети. Під дією світлового тиску з боку сонячного проміння і елементарних частинок, що викидаються Сонцем, газ і пил йдуть від голови комети, утворюючи хвіст, який в більшості випадків направлений убік від Сонця і, залежно від природи вхідних в нього частинок, може мати різну форму, від майже ідеально прямій (хвіст складається з іонізованих газових молекул) до різко викривленої (хвіст з важких пилових частинок). У деяких комет спостерігаються невеликі аномальні хвости, направлені до Сонця. Деякі комети мають два хвости: один викривлений, складався з частинок пилу; інший - прямий, газовий, витягнутий в напрямі, точно протилежному напряму на Сонці. У ряду комет було помічено по декілька пилових хвостів. Спостерігалися комети, хвости яких пнулися майже на півнеба. Форма хвоста описується наступною шкалою: 0 - хвіст прямий; 1 - злегка відхилюючий; 2 - помітно зігнутий; 3 - різко зігнутий; 4 - направлений до Сонця. Видима довжина кометного хвоста оцінюється в градусах дуги. Якщо видне ядро комети, то його блиск оцінюється подібно блиску змінних зірок. Чим частіше комета підходить до Сонця, тим швидше вона втрачає свою речовину. Тому періодичні До., які йдуть від Сонця порівняно недалеко (наприклад, до орбіти Юпітера або сатурна) і часто до нього повертаються (короткоперіодичні; їх відомо близько 100), не можуть бути яскравими. Вони не видні неозброєним оком. Навпаки, довгоперіодичні До. з великими періодами обігу навкруги Сонця поблизу нього звичайно вельми яскраві і видні неозброєним оком. 7. Календарі Календар (від лат. calendarium - "боргова книга": в римському місячному календарі перше число кожного місяця називалося "календами" - Calendae, і цього дня відбувалися сплати відсотків по боргах) - система, що дозволяє погоджувати тривалість середніх сонячних діб з іншими, більш тривалими періодичними явищами (зміною пір року, фазами Місяця і т.п.), і звичайно вживана для рахунку тривалих проміжків часу. Календар виник на зорі становлення цивілізації і генетично споріднений астрології. Вже в глибокій старовині люди помітили, що проміжки часу, сприятливі для тієї або іншої діяльності, повторюються з певною періодичністю. Наприклад, час, сприятливий для посіву, повторюється приблизно через 365 змін дня і ночі, а повний місяць, що сприяє нічному полюванню, повторюється кожні 29-30 діб. Не менше важливе значення мало точне визначення моментів часу, найсприятливіших для здійснення жертвопринесень богам, магічних дій і т.п. Подібні функції календарі схожі з функціями астрології. Підтвердженням цього є і те, що у деяких народів астрологія пов'язана з календарями не менше ніж з положеннями план, а іноді і зовсім заснована тільки на календарі. Основна проблема, з якою зіткнулися вже стародавні творці календаря, полягає в тому, що ні тривалість тропічного року, ні тривалість сінодичного місяця не рівні цілому числу доби. Більш того, неможливо підібрати яке-небудь ціле число тропічних років (або сінодичних місяців, в якому б містилося ціле число доби). В старовині ця проблема ускладнювалася ще і тим, що не були точно відомі тривалість тропічного року і сінодичного місяця. Календарі, в яких використовувався тропічний рік (сонячні календарі), складалися перш за все в сільськогосподарських цілях для визначення сезонів польових робіт. Ос