Вулканические процессы — это одно из характерных проявлений внутренней жизни нашей планеты. О масштабах земного вулканизма говорит хотя бы тот факт, что на Земле насчитывается около 540 действующих вулканов, то есть таких вулканов, которые хотя бы раз извергались на памяти

человечество. Из них 360 находятся в так называемом Вогненно­му поясе вокруг Тихого океана и 68 — на Камчатке и Курильских островах.

Еще больше вулканов, как выяснилось последними рока­ми, на дне океанов. Только в центральной части Тихого океана их не меньше 200 тысяч.

Одно среднее за мощностью вулканическое извержение сопровождается выделением такой энергии, какая виділяє­ться при сгорании 400 тыс. т условного топлива. Если же сравнить вулканическую энергию 8 энергией, которая содержится в каменном угле, то при больших
извержениях их «угольный эквивалент» достигает 5 млн. т.

Огромные количества твердых частиц, какие викида­ються из недр Земли во время извержений, поступают в ат­мосферу и, рассеивая солнечные лучи, оказывают по­мітний влияние на количество теплоты, которая приходит на Землю.

отдельная, даны, какие свидетельствуют о том, что некоторым периодам длительного похолодания в истории нашей планеты предшествовала большая вулканическая активность.

Изучение вулканизма способствует познанию закономірно­стей внутреннего строения Земли. Образно можно сказать, что действующие вулканы — это каналы, которыми поступает інфор­мація о процессах, которые происходят в недрах нашей планеты.

В последние годы при изучении земного вулканизма все большего значения приобретает сопоставление пов'яза­них с ним явлений с явлениями, которые происходят на других телах Солнечной системы. Да, например, явные следы вулканической деятельности обнаружены на Луне. На поверхности нашего естественного спутника весьма распространены базаль-ти вулканического происхождения, встречаются и выходы лавы.

Изучение снимков месячной поверхности, сделанных а борту искусственных спутников Луны, показало, что в ці­лому ряду мест месячной поверхности есть застывшие лавовые по­токи и озера. Но, как считают специалисты, активные вул­канічні процессы происходили на Луне на отмену од.

Земли в основном в первый полтора миллиарда лет после его образования.

Что же касается Венеры, то даны, какие свидетельствуют о том, что на этой планете вулканическая активность длится и теперь. Как известно, температура поверхности Венеры приближается до 500 °С. Не исключено, что на температуру влияют и вулканические процессы, в частности
выливание на поверхность планеты горячей лавы.

В результате радиолокационных наблюдений на Вене-ри обнаружены горные массивы, очень похожие на земные вулка­ни. Таким, например, есть массив Бета, которая имеет около 1000 км. в поперечнике. Над этой зоной зарегистрировано значительное возмущение гравитационного поля — явление, которое в зем­них условиях имеет место над районами расположения молодых, хоть и не обязательно действующих вулканов. Припу­скається также, что многочисленные лучи, которые расходятся в разные стороны от Беты, - это застывшие потоки лавы.

На панорамах, переданных советскими станциями «Венера-9» и «Венера-10», что осуществили посадку возле восточного склона Беты, хорошо видно нагромождение каме­нів, очевидно, выброшенных во время извержения.

При этом обращают на себя внимание острые края многих из них. Если бы эти камни были выброшены очень давно, то суровые умо­ви Венеры должны были бы привести к приглаживанию их об­рисів.

В интересах предположения о современном вулканизме на Венере свидетельствуют и электрические разряды в атмосфере пла­нети (типа земных молний), зарегистрированные радянськи­ми станциями «Венера-11», «Венера-12» и «Венера-13». Исходя из имеющихся данных, эти разряды связаны с вул­канічними массивами. Известно, также, что извержения вулканов на Земле достаточно часто сопровождаются по­тужними электрическими разрядами.

6 вулканы, правда угасшие, и на Марсе. Наибольший из них — гора Олимп высотой около 27 км. В том же районе расположены еще два гигантских угасших вулкана, высота которых кое-что более малая.

Согласно с оценками спеціа­лістів, извержения этой группы вулканов происходили десятки или сотни миллионов лет потому. Образование на Марсе таких высоких гор вулканического происхождения, мо­жливо, связанное с намного меньше, чем на Земле, силой притяжение.

Большой интерес составляет выявление американской космической станцией «Вояджер-1» на спутнике Юпіте­ра Ио десяти действующих вулканов, которые выбрасывающие пыль и роз­жарені газы на высоту до 200 км. Особенно интересно, что когда через несколько месяцев вблизи Юпитера пролетела станция
«Вояджер-2», то 6 из этих 9 вулканов все еще продолжали извергаться.

Земные недра разогреваются благодаря энергии, что ви­діляється при распаде радиоактивных элементов. В Ио основным источником разогрева, по-видимому, является приливные збу­рення со стороны гиганта Юпитера.

И не исключено, что потому недра Ио постоянно находятся в расплавленном состоянии. Отсюда и большая длительность извержений.

Изучение космического вулканизма — важен шаг в познании закономерностей вулканических процессов.

Методические рассуждения. В связи с явлениями вулка­нізму в Солнечной системе не излишне напомнить, что марно­вірні люди воспринимали извержение земных вулканов как наказание божью. А в древность вулканические кратеры казались им входом к аду, в страшное царство бога огня Вулкана.

В связи с этим мы рассмотрим вопрос, связанный с достоверностью тех научных данных о Вселенной, которые являются одними из самых существенных элементов современной научной картины мира. Эти данные играют также первостепенную роль и в формировании мировоззрения человека: ведь світо­гляд, как мы уже знаем, - это и есть отношение человека к миру, осознание своего места в нем. Пример этот особенно показателен еще и потому, что на первый взгляд из всей совокупности знаний, что их имеет наука, именно знание о космических объектах и космических процессах есть менее всего на­дійними. Действительно, почти все астрономические данные достижение путем исследования разных излучений, что надхо­дять к нам из космоса, анализа и интерпретации той ін­формації, которую вкладывает в них сама природа.

Но такое непрямое исследование является достаточно сложным заданием. Между физическим процессом, который происходит в косйоси, и ви­сновками ученых, которые этот процесс наблюдают из Земли, пролегает цепочка из многих звеньев. И при переходе от каждой с них до следующей возможны те или другие ошибки, неточности и неправильные умозаключения. А проверить что-то непосредственно так, как это делается, скажем, в физике или химии, нет возможности.

Кроме того, астроном часто наблюдает не именно явление, а лишь то изменение, которое это далекое космическое явление вызывает в приборе, который регистрирует, скажем, отклонение стрелки или почернение фотопластинки, кривую линию ли, начерченную на ленте самописца. И на основе этих изменений он должен, исходя из определенной модели, сделать выводы о характере явления, которое изучается.

Однако связь между показаниями астрономических приборов и природой того или другого космического процесса может оказаться совсем не однозначной. Такие же показатели могут быть, вза­галі говоря, вызванные совсем разными явлениями,
которые происходят во Вселенной.

Потому при истолковании результатов тех или других астрономических наблюдений нередко есть возможность разных объяснений одних и тех же фактов, а следовательно, и разных выводов об их природе.

Не означает ли все это, что выводам, которые основываются на астрономических исследованиях, нельзя доверять? И вопрос шире: способные ли вообще дистанционные до­слідження давать достоверные сведения об окружающем мире?

Чтобы достать ответы на эти вопросы, нужно иметь возможность проверять данные достижений. В последние годы завдя­ки быстрому развитию ракетно-космической техники и успешному освоению космического пространства такая можли­вість наконец появилась.

На наших глазах родилась «космическая астрономия»: с помощью космических аппаратов измерительная и теле­візійна аппаратура доставляется непосредственно в районы ближайших небесных тел и на их поверхность. Добыты в результате таких исследований данные дают возможность зіста­вити знания о планетах Солнечной системы, старательно накопленные многими поколениями астрономов, с новой «космической информацией».

Конечно, космические методы исследования дают можли­вість доставать сравнительно с наземной астрономией біль­ший объем дополнительной информации, особенно о деталях разных явлений в мире планет. Но в целом, как з'ясувало­ся, они не только не опровергли общей системы представлений о Солнечной системе, которая сложилась на основе астрономических исследований, но, напротив, подтвердили ее справедливость. Это чрезвычайно важен факт, значен­ня которого выходит далеко за пределы собственно планетной астрономии. Он свидетельствует о том, что, невзирая на дистанционный характер, астрономические исследования дают нам достоверные знания о Вселенной.

Необходимо также отметить, что какого-то принципиального отличия между процессом научного познания космических объектов и процессом познания в других естественных нау­ках, скажем, в физике элементарных частиц, не существует.

Конечно, космические методы исследования дают можли­вість доставать сравнительно с наземной астрономией біль­ший объем дополнительной информации, особенно о деталях разных явлений у мире планет. Но в целом, как з'ясувало­ся, они не только не опровергли общей системы представлен о Солнечной системе, которая сложилась на основе астрономических исследований, но, напротив, подтвердили ее справедливость. Это чрезвычайно важен факт, значен­ня которого выходит далеко за пределы собственно планетной астрономии. Вон свидетельствует о том, что, невзирая на дистанционный характер, астрономические исследования дают нам достоверные знания о Вселенной.

Необходимо также отметить, что какого-то принципиального отличия между процессом научного познания космических объектов и процессом познания во вторых естественных нау­ках, скажем, в физике элементарных частиц, не существует.

Часто ученики спрашивают, чем объяснить тот факт, что некоторые ученые на Западе, что хорошо известные своими научными открытиями, является религиозными людьми? Более того, некоторые религиозное настроени ученые утверждают, якобы изучение Вселенной доводит существование бога. Да, английский астрофизик Е. Мілн писал: «Вселенная в моем объяснении неотделимая от того, что мы пожелали бы изобразить как видимое человеку творение Божественного Творца... Мож­на сказать, когда хотите, чтобы мы открыли во Вселенной бога, поскольку Вселенная кажется прекрасным выражением тех поза­часових и позапростирних атрибутов, какие мы ассоциируем с Божественным» '.

К какой-то мере ответ на этот вопрос дал известный физик, один из творцов квантовой механики В. Гейзенберг в своей книжке «Физика и философия».

«Весь способ нашего мышления, - писал Гейзенберг, - формируется в нашей юности благодаря тем идеям, с которыми мы в это время сталкиваемся, благодаря тому ли, что мы всту­паємо в контакт с выдающимися личностями, в которых мы учимся. Этот способ мышления будет оказывать решающее влияние на всю нашу повседневную работу, и вследствие этого вполне возможны затруднения в процессе пристосу­вання к совсем другим идеям и системам мышления. Второе рассуждение заключается в том, что мы входим в состав общества или коллектива. Это общество связывают общие идеи... Эти общие идеи могут поддерживаться авторитетом церкви... государства ли и... очень тяжело отойти от общепринятых идей, не противопоставляя „себе обществу».

Следовательно, за идеалистическими, а иногда и откровенно релі­гійними высказываниями ученых буржуазного мира нужно уметь видеть не только их непосредственное світо­глядний содержание, но и социальное підґрунтя. Есть, конечно, среди этих людей откровенные, воинственно настроени идеалисты и мистика, которая ведет открытую борьбу с материализмом. Но в и ученые, которые стоят на стихийно материалистических позициях, а их высказывания подобны религиозно идеалистическим только внешне и по сути дела является лишь отображением господствующей в буржуазном обществе идеологии, а также распространенных на Западе философских суеверий.

В современных капиталистических государствах религия ли­шається существенным элементом общественной жизни, а ре­лігійність не только является многовековой традицией, но и активно поддерживается и насаждается. Такое положение вещей не может не оказать заметного влияния на ученых, которые живут и работают в условиях современного суспіль­ства. Следовательно, часто их религиозность — это религиозность, которая идет от традиции, от образа жизни, от общественного строя, в котором существует и формируется человек. Хоть безусловно, имеют значение и те гносеологические причина воссоздания религиозных представлений. При отсутствии последовательного диалектико материалистического подхода к пониманию явлений природы и общественных процессов они могут способствовать формированию религиозных взглядов.

Некоторые ученые на Западе, понимая несостоятельность и наивность традиционных религиозных представлений, однако не могут отказаться от идеи бога вообще и стремятся придать ей науковоподибной формы. Да, американский физик Ч. Таунс, один из творцов лазера, лауреат Нобе­лівської премии, называет богом «высшую целесообразную силу». Известен физик Р. Міллікен в свое время отождествлял бога с «рациональным порядком и впорядкованим развитием».

Наиболее решительно высказался относительно этого А. Ейн­штейн: «Я верю у бога Спинозы, который проявляется в гар­монії всего сущего, но не верю у бога, который занимается долями и деятельностью людей»!

Очень важно подчеркнуть, что, когда речь идет о религиозности буржуазных ученых, необходимо различать религиозные ошибки ученых и сознательно розроблювани философами-идеалистами и религиозными теоретиками откровенно религиозные и идеалистические концепции.

Природоведение и философия. «...Природознавство прогрессирует так быстро, - писал Циолковский еще на почат­ку нашего века, - переживает период такой глубокой революционной ломки во всех отраслях, что без философских выводов природоведению не обойтись ни в коем случае» .

В давние времена философия фактически сливалась из природо­знавством. Это была так называемая натурфилософия. Она роз­глядала природу как единственное целое, истолковывая ее при этом сугубо умозрительно.

В эпоху Возрождения натурфилософия противостояла средневековой схоластике и выдвинула ряд глубоких идей, по содержанию своим материалистических и диалектических, в том числе идею бесконечности мира и бесчисленности миров, а также идею сходимости проти­лежностей и представления о бесконечно большом и нескін­ченно малое.

Натурфилософия, писал Ф. Енгельс, «замещала неві­домі еще ей действительные связки явлений идеальными, фантастич­ними связками и наверстывала неизвестные еще факты выдумками, пополняя действительные пробелы лишь в воображении. При этом она выразила много гениальных мнений и пе­редбачила много более поздних открытий, но немало также наговорила и бессмыслиц. Иначе тогда и быть не могло. А теперь, когда нам достаточно глянуть на результаты ви­вчення природы диалектическое, то есть с точки зрения их влас­ного связку, чтобы достать удовлетворительную для нашего времени «систему природы», и когда сознание диалектического характера этой связи проникает даже в метафизическое вышколены председатели естествоиспытателей вопреки их воле, - теперь натурфилософии пришел.

Только естественные науки способны решать зав­дання, связанные с изучением тех или других конкретных свойств реального мира. Именно на таких позициях стоит диалектико материалистическая философия.

«Но философия не совпадает с природоведением и не подменивает его, - пишет академик П. Г. Федосеев.— Кож­на из естественных наук имеет своим предметом определенную сферу природы, свойственную ей форму движения, ее специфические связки и закономерности. Материалистическая философия від­криває общее в явлениях, общие закономерности и связки, свойственные разным Системам и структурам об'єк­тивного мира. Философия не создает новые теории относительно закономерностей ее строения и эволюции. Знание этих за­кономірностей е очень важным для научного прогно­зування практической деятельности современного человечества.

В астрономических исследованиях наших дней широко применяется «принцип сравнения». Если мы хотим выучить закономерности развития и строения какого-то ко­смічного объекта, в данном случае Земли, то один из наиболее эффективных методов решения этого зав­дання заключается в том, чтобы отыскать во Вселенной подобные объекты и постараться обнаружить их подобие и отличие относительно объекта, который нас интересует. Установив причины этого сходства и этих отличий, мы значительно просуне­мося в решении поставленного задания.

Подобие указывает на общность факторов, какие впли­вають на эволюцию исследуемых объектов; отличия помогают находить те причины, которые обусловили разные пути их развития.

Мы не раз отмечали, что при изучении даже най­більш абстрактных научных проблем конечной целью исследований является применение новых знаний на практике. Такая направленность обусловлена социальной природой науки как одной из форм человеческой деятельности. Не стано­вить исключению и астрономия. Изучая космические явления, астрономы думают прежде всего о Земле. Особенно это касается исследований других планет Солнечной систе­ми, что дают возможность лучше познать наш собственный косміч­ний дом.

"Рожденный ползать летать не может"
Народная мудрость

Все чаще человек опровергает эту знаменитую фразу. Человек покорил небо, космос и чем больше она открывает, познает, тем все труднее избежать катастроф. Но параллельно с открытием летательных аппаратов, человек изобретает спасательные...

Защита от падения.

Идея парашюта, пристрою для безопасного спуска из большой высоты, появилась задолго до полета первой воздушной пули, не говоря уже о самолете. Однако название "парашют" пришло в технику значительно более позднее рождение идеи.

Из древних переводов, легенд, рассказов путешественников средневековья известно об использовании устройств, которые напоминают парасоли, для прыжков из башен и обрывов. Жители Китая, Африки и юго-восточной Азии еще в далекой давности хорошо знали о тормозящих свойствах увигнутих поверхностей. Демонстрации прыжков с парасолями устраивались на праздниках и цирковых представлениях.

Вот как описывал один испанский путешественник такие прыжки, виденные им в одном из негритянских племен: "Нам разостлали на земле звериные кожи, и мы за приглашением вождя сели. Вождь сел рядом с нами, указывая жестом на холм и что-то быстро объяснять. Здесь мы увидели, как на этом холме появилось несколько людей с большими парасолями из пальмовых отраслей.

И вот, за знаком вождя, друг за другом из обрыва прыгали люди, держа в руках парасоли и опускались на зеленую опушку под громких одобрениях вождя и его свиты".

Описание благополучных прыжков из большой высоты можно найти в работах древнеримских писателей Апулея и Овидия. Однако лишь в конце 15 века появился первый технический проект парашюта. Предложил его большой итальянский ученый инженер и художник Леонардо да Винчи. Это изобретение явилось результатом многочисленных экспериментов и наблюдений ученого над поведением падающих картонных фигур разнообразной формы.

В сборнике рукописей Леонардо да Винчи "атлантическом кодексе" среди других конструкций приведен эскиз парашюта с куполом в форме четырехгранной пирамиды.

Ученый писал: "Если у человека есть палатка из прокрахмаленного холстины, шириной в 12 локтей и высотой в 12, он сможет бросаться из любой высоты без опасности для себя". Учитывая, что длина локтя приблизительно 0,6 м, площадь купола парашюта в основе составляет более 50 квадратных метров, то есть была и в самом деле достаточной для безопасного спуска. Проводил ли да Винчи какие-либо опыты со своим парашютом или ограничился лишь эскизом и коротким описанием его, неизвестно.

Следующий проект вполне работоспособного парашюта появился около 1617 года, когда в Венеции вышла книга "Новые машины..." епископа Фауста Веранцио. Среди разных технических новинок и прекрасных сооружений в книге даны описание и рисунок парашюта с куполом квадратной формы.

К краю купола ("паруса", по терминологии автора книги) были прикреплены до четырех одинаковых цепов, а к углам привязаны четыре бечевки, которые служили стропами. Художник изобразил парашют в момент спуска на нем человека, который сделал прыжок из высокой башни.

Практической потребности в парашюте во времена Веранцио и тем более Леонардо да Винчи еще не было.

Совсем в другой обстановке начал работать французский химик и механик Луи Себастьян Ленорман, который предложил в 1783 году свою конструкцию парашюта. В тот год в небо на воздушной пуле, наполненной теплым воздухом, монгольфъери, поднялись первые воздухоплаватели. Угроза воздушных катастроф (и они вскоре пошли) стала реальной.

О проектах парашютов Леонардо да Винчи и Фауста Веранцио Ленорман, скорее всего, не знал. Его парашют имел конусообразную форму, был сшит из холстины и для уменьшения воздухопроницаемости обклеенный с середины бумагой. Несколько десятков тонких строп
сходились к сидению, сплетенному из ивовых лозин.

Ленорман ввел также срок "парашют" (от французских слов para - предотвратить и chute - падение), до того не употреблялся.

Никто из воздухоплавателей так и не воспользовался изобретением Ленормана, хотя успешные опыты с животными (изобретатель сбрасывал их на своем парашюте из балкона обсерватории в Монпелье из высоты 26 метров) довели его надежность.

Первым из "людей воздуха", которые обратили внимание на парашют, был известен французский воздухоплаватель Жан Пьер Бланшар. В 1784 году он прибавил к воздушной пуле парашют, купол которого имел спицы и висел под пулей вполне раскрытым. На этой пуле Бланшар сделал прекрасный полет, при достижении высоты 4000 метров и, продержав в воздухе более часы, однако спусков со
своим твердым парашютом он не делал и вскоре от него отказался.

Но идея Бланшара оказалась очень плодотворной. Парашют стал достаточно удобным и надежным средством спасения, когда из него были изъяты спицы, совсем не нужные и только обременительные, что осложняли конструкцию. Этот важный шаг был сделан соотечественником Бланшара воздухоплавателем Андре Жаком Горнереном, который прославился смелыми полетами.

Мягкий купол парашюта, что сшили из шелковой ткани - тавти, он также подвесил внизу, под пулей. Корзина, в которой находился воздухоплаватель, прикреплялась к сторп парашюту. На четырех центральных стропах висел легкий деревянный обруч, который не позволял покромке купола смыкаться и облегчал процесс раскрытия парашюта. Для того, чтобы отделить парашют, выплывало перерезать бечевку, которая соединяла купол парашюта с баллоном пули.

Рискованный эксперимент был сделан самим Гарнереном 22 октября 1797 года в Париже на глазах многочисленных зрителей. "Это выглядело настолько ужасно, особенно все падение, которое ускорялось, - рассказывал очевидец академик Же. Лаланд, - что гамартрома пронеслась в толпе". Но парашют быстро раскрылся и отважный воздухоплаватель, размахивая национальным флагом, начал медленно приближаться к земле.

Это был первый прыжок воздухоплавателя с парашютом. Позже Гарнерен сделал множество прыжков. Для уменьшения раскачивания при спуске он сделал в центре купола парашюта полюсное отверстие и на практике довел его полезность. Парашют Гарнерена много десятилетий использовался воздухоплавателями разных стран почти без изменения.

Летом в 1803 году жителе Петербурга узнали о приезде в столицу знаменитого Гарнерена. Первый его поле 20 июня удался на славу. Через месяц Гарнерен начал в Петербурге второе воздушное путешествие (вместе с генералом С.Л.Львовим). Потом он отправился в Москву и там еще раз поднялся на воздушной пуле.

Сам Гарнерен в России с парашютом не прыгал. Сделал это его ученик воздухоплаватель Александр. 26 сентября 1804 года он сделал такой прыжок в Петербурге. Прыгал Александр и в Москве, поднимая в воздух из Нескучного сада.

После Александра в 1805 - 1806 годах в Петербурге и Москве делал прыжки француз Мишо. При этом он использовал так называемый двойной (двухкупольный) парашют своего учителя Е. Г. Робертсона. Прыжки удались.

Парашютизм развивалось как зрелище, как своеобразные цирковые представления под открытым небом. Вместе с тем постепенно закладывались и основы теории парашюта, а изобретатели искали пути его усовершенствования.

Весной в 1882 г. на одном из заседаний 7-го Повитроплавального отдела Российского технического общества поручик М. Кишень докладывал об изобретенном им "управляемый парашют".

В начале 90-х годов исследованием стойкости парашюта занимался талантливый ученый А. Х. Репман. Его парашют не имел полюсного отверстия, но был поставлен дополнительной поверхностью - отогнутыми наверх полями вокруг купола, что и делали снижение парашюта более стойким.

В те же годы парашют оригинальной конструкции предложил российский инженер Н. Ф. Ягн. Он также отказался от полюсного отверстия в парашюте, а пидкупольний пространство разделило вертикальными матерчатыми перегородками на четыре сектора. Эти перегородки служили своеобразным тормозом и быстро гасили колебание парашюта.

В 80-х годах прошлого века стал применяться новый способ подвески парашюта к воздушной пуле. Купол весел не внизу, а сбоку, на уровне экватора воздушной пули, прикрепленный к сетке с помощью простого пружинного зажима. Стропы парашюта шли к деревянному кольцу. К этому же кольцу привязывалась и примитивная "подвесная система" - веревочная петля, что воздухоплаватель, который сидел на трапеции, просмикував под мышки. Поднявшись с помощью воздушной пули на достаточную высоту, парашютист соскакивал из трапеции и силой своего веса срывал парашют. Через секунду - другую купол парашюта наполнялся воздухом, и начинался замедленный спуск.

Огромный вклад в развитие парашюта внес Глеб Евгеньевич Котельников. Он вошел в историю техники как изобретатель первого в мире авиационного ранцевого парашюта.

Век авиации.

Авиация била все новые рекорды высоты. Однако эти результаты достигались дорогой ценой: рядом с сообщениями о рекордных полетах часто печатались сообщение о трагической гибели авиаторов. Число авиационных катастроф росло вместе с достижениями авиации.

Хотя в авиационных кругах к парашюту относились с большим недоверием, конструкторы - энтузиасты работали. У Котельникова были предшественники, которые также мечтали дать авиаторам средство спасения. Купол их парашюта повинный был служить авиатору накидкой, а стропы - крепиться по пояс летчика на специальных крючках. Изобретатели рассчитывали что под напором воздушного потока накидка быстро превратится в раскрытый парашют.

Парижский портной Ф. Рейхельт спроектировал парашют в виде костюма и в июле 1910 года получил на него патент. Купол заключался многочисленными складками вокруг тела авиатора. В феврале 1912 года изобретатель сделал прыжок из Эйфелевой башни, парашют не раскрылся и Рейхельт погиб.

С 1909 года во Франции над созданием авиационного парашюта работал Г. Вассер. Его парашют являл собой большую парасоль со спицами. Вассер хотел разместить его на фюзеляже самолета, за летчиком. При аварии парашют следовало освободить, а наполненная воздухом парасоль должна была по идеи вытянуть из аэроплана пилота.

Но еще более курьезную конструкцию парашюта предложил американец А. К. Ульмер в 1910 году. Оригинальность конструкции парашюта заключалась в том, что купол его, изготовленный из легкой ткани, заключался в головной убор авиатора - шапку, - каскетку. Предпологалось, что при необходимости пилот сбросит шапку, воздушный поток "вытравит купол", а затем быстро наполнит его.
Однако и этот парашют не нашел на практике применения.

Котельников самостоятельно искал принципы построения авиационного парашюта. Он также твердо убедился, что парашют должен быть неотъемлемой частью экипировки летчика и постоянно находиться при нем. В то же время он не повинен сжимать авиатора, мешать ему управлять самолетом. Для купола он применил легкий, но крепкий шелк. Стропы разделил на две щепотки и каждый из них прикрепил к своей лямке. Подвесную систему Котельников изготовил из крепких ремней: поясного, нагрудне - наспинного, и двух плечевых. Подвесная система такого типу до той поры ни кем не применялась. Он прикрепил лямки к подвесной системе с помощью карабинов, то есть сделал купол что пристегивается. Это давало возможность при спуске на воду при сильном ветре быстро освободиться от купола.

Но купол диаметром возле семи метров не мог разместиться в шлеме. Тогда изобретатель пришел к мнению заключить купол в ранец. Котельников также разработал "ручной тип" раскрытия парашюта, которое было не мало важно.

Последние десятилетия.

В последние годы парашют сильно изменился. В 1936 году брать Доронини изобрели первый в мире прибор для автоматического раскрытия парашюта. Этот прибор сделал настоящую революцию в парашютном деле. С этими приборами парашютисты могли делать прыжки из любых высот в самих сложных погодных условиях. Как и парашют, прибор Дорониних испытал множество изменений. В настоящее время применяются электронные приборы, которые облегчают задачи парашютистов и их жизни, которые страхуют.

Парашюты получили огромное распространение. Существует несколько видов парашюта: стабилизирующие, тормозящие, грузовые, спасательные, военные, спортивные и т.д.

Круглые и овальные купола из спорта постепенно вытеснили купола нового поколения. Купола типа "крыли", что впервые появилось в 70-х годах, они имеют хорошую маневренность и стойкостью. Современные парашюты развивают горизонтальную скорость до 20 - 27 м/сек при весе, всего немного больше 5 кг, и площадью до 16 квадратных метров. Данные купола не имеют стабилизирующих парашютов и рассчитанные на более опытных спортсменов. Но в любом случае приходиться из чего-то начинать. Потому в наших парашютных клубах до сих пор можно встретить круглые Д-5, Д-1-5у, пивовальни и сильно порезаны Т-4 и УТ-15.

Парашютная техника развивается в направлении уменьшения веса, об’ема парашюта и увеличении маневренности, скорости и надежности.

Украина пытается не отставать от других стран. Но все чаще мы встречаемся с отечественными парашютами, которые просто "перемалевывают" из западных аналогов, с одним лишь отличием: намного хуже ткань купола, швы "лезут" после нескольких раскрытия и т.д. Ярким примером такого парашюта является "Радар".

Использована литература.

1) Г. Т. Черненко "Глеб Евгеньевич Котельников".

2) Ф. А. Лушников "Брать Доронини".

3) Генадий Черненко "Второе Призвание"

4) А. А. Войнов "Человек и Парашют".

Рождение звезды длится миллионы лет и спрятано от нас в недрах темных туч, так что этот процесс практически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики пытаются исследовать его теоретически, с помощью компьютерного моделирования. Превращение фрагмента тучи в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества растет приблизительно в 106 раз, а плотность - в 1020 раз. Колоссальные изменения всех характеристик звезды, которая формируется, составляют главную трудность теоретического рассмотрения ее эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не туча, но еще и не звезда. Потому его называют протозвездой).

В целом эволюцию протозвезды можно разделить на три этапа, или фазы. Первый этап - отделение фрагмента тучи и его уплотнения - мы уже проглядели. Следом за ним наступает этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозвезды приблизительно в миллион вместе больше солнечного. Она вполне непрозрачна для видимого света, но прозрачная для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение относит избытки тепла, которое выделяется при сжатии, так что температура не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру тучи.

Однако в меру сжатия протозвезда делается все меньше прозрачной, что затруднюе выход излучения и приводит к росту температуры газа. В определенный момент протозвезда становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро растут, сжатие замедляется.

Повышение температуры вызывает значительные изменения свойств вещества. При температуре в несколько тысяч градусов молекулы распадаются на отдельные атомы, а при температуре возле 10 тыс. градусов атомы ионизируются, то есть разрушаются их электронные оболочки. Эти энергоемкие процессы на время задерживают рост температуры, но потом он обновляется. Протозвезда быстро
достигает состояния, когда сила веса практически уравновешена внутренним давлением газа.

Но поскольку тепло все же понемногу идет наружу, а других источников энергии, кроме сжатия, в протозвезды нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура в ее недрах все увеличивается.

Наконец температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов и начинаются термоядерные реакции. При этом тепло, которое выделяется, вполне компенсирует охлаждение протозвезды из поверхности. Сжатие прекращается. Протозвезда становится звездой.

"Первый крик" новорожденной звезды

Звезды, которые формируются и очень молодые звезды часто окружены газовой оболочкой - остатками вещества, что не встигнули еще упасть на звезду. Оболочка не выпускает изнутри светло и вполне переделывает его в инфракрасное излучение. Потому самые молодые звезды обычно
обнаруживают себя лишь как инфракрасные источники.

На начальном этапе жизни «поведения» звезды очень сильно зависит от ее массы. Низкая свитнисть маломассивных звезд позволяет им надолго задержаться на стадии медленного сжатия, "питаясь" только гравитационной энергией. За это время оболочка успевает частично осесть на звезду, а также сформировать навкругизирковий газовый диск. Эволюция же массивной звезды протекает так быстро, что звезда проживает большую часть жизни, окруженная остатками своей протозирковой оболочки, которые часто называют газовым коконом.

Примером звезды-кокона служит объект Беклина - Нейгебауера в туманности Ориона. Он находится в центре компактного и очень плотного скопления протозвезд. Из них он больше всего массивный: звезда внутри кокона имеет массу порядка восьми солнечных. Ее свитнисть близкая до 2 тыс. солнечных, а температура излучения кокона возле 600 К. Тому объект Беклина - Нейгебауера был открыт двумя астрономами, имена которых он носит, в 1966 г. как мощный инфракрасный источник. Сейчас известно уже более 250 объектов такого типу. Температура их пристальных коконов 300 - 600 К. Деякі из них своим излучениям уже почти разрушили коконы: наблюдения показывают, что их вещество расширяется со скоростью 10 - 15 км/с. Классический пример такой звезды – понадгигант h Киля на расстоянии возле 3 кпк от нас, погруженный в плотную пылевую туманность Гомункулус.

Какие звезды рождаются

Молекулярные тучи, эти «фабрики по производству звезд», изготовляют звезды всевозможных типов. Диапазон масс новорожденных звезд простирается от нескольких сотых долей до 100 масс Солнца, причем маленькие звезды образуются значительно чаще, чем значительные. В среднем в Галактике ежегодно рождается
приблизительно десяток звезд с общей массой возле пяти масс Солнца.

Приблизительно половина звезд рождаются одиночными; другие образуют двойные, тройные и более сложные системы. Чем больше компонентов, тем реже встречаются такие системы. Известны звезды, которые содержат до семи компонентов, более сложные пока не обнаружены.

Причины появления двойных и кратных звезд вполне понятны: исходное вращение газовой тучи не позволяет ему сжаться в одну компактную звезду. Чем больше сжимается туча, тем быстрее оно вращается (известен «эффект фигуристки», которая является следствием закона сохранения момента количества движения). Нарастающие при сжатии центробежные силы сначала делают тучу плоской, как ватрушка, а затем вытягивают в «дыню» и разрывают пополам. Каждая из половин, сощуриваясь дальше, продолжает двигаться по орбите вокруг общего центра масс. Если последующее сжатие не разрывает ее на части, то образуется двойная звезда, а если деление продолжается - рождается более сложная кратная система.

Молодые звездные коллективы

Большой интерес подают не только индивидуальные и кратные молодые звезды, но и их коллективы. Молодые звезды сконцентрированы вблизи экваториальной плоскости Галактики, что совсем не удивительно: именно там находится прослойка межзвездного газа. На нашему небосводу молодые звезды большой свитности и нагреты ими газовые тучи расположились полосой Млечного Пути. Но если темной летней ночи внимательно посмотреть на небо, можно заметить, что в Млечном Пути выделяются отдельные «звездные тучи». Насколько они реальны и какую степень в эволюции вещества отображают? Эти большие группировки молодых звезд получили название звездные комплексы. Их характерные размеры - несколько сот парсек.

Исторически первыми были обнаруженные и исследуемые более компактные группы молодых звезд - рассеяны скопления подобные Плеядам. Эти сравнительно плотные группы из нескольких сотен или тысяч звезд, связанных взаимной гравитацией, успешно противостоят разрушающему влиянию гравитационного поля Галактики. Их происхождение не вызывает споров: предками таких скоплений являются плотные ядра межзвездных молекулярных туч. Рассеяны скопления понемногу теряют свои звезды, но все же живут достаточно долго: в среднем возле 500 млн лет, а иногда и несколько миллиардов.

Часто молодые плотные скопления окружены розридженой короной из таких же молодых звезд. Нередко подобные короны встречаются и сами по себе, без центрального скопления. Их называют звездными ассоциациями.

Обычно на фоне Млечного Пути выделяются лишь сами массивные и яркие члены ассоциации - звезды спектральных классов Об и В. Тому такие группировки именуются ОВ-ассоциациями. В некоторых из них замечены признаки расширения со скоростью 5 - 10 км/с, что началось из самого рождения звезд. Причина расширения, по-видимому, в потому, что массивные горячие звезды сразу после своего появления разогревают окружающий газ и выгоняют его из области зиркоутворення. С отходом газа эти области избавляются 70 - 95% своей массы и уже не могут удержать звезды, которые быстро двигаются, которые следом за газом побросал место своего рождения.

Ассоциации недолговечны: через 10 - 20 млн. лет они расширяются к размеру более 100 пк и их уже невозможно выделить среди звезд фона. Это создает иллюзию, что ассоциации - редкие группировки звезд.

Открытие межзвездного вещества

Газовые тучи выглядят на небе как туманные крапинки. Н. Пейреск в 1612 г. в первый раз вспомнил о Большой туманности Ориона. В меру усовершенствования телескопов были обнаружены и другие туманные пятна. В каталоге Шарля Мессье (в 1783 г.) они описаны 103, а в списках Вильяма Гершеля (в 1818 г.) отмечено уже 2500 объектов "не звездного вида". Наконец, в "Новом общем каталоге туманностей и звездных
скоплений" Джона Дрейера (в 1888 г.) значится 7840 незвездных объектов.

На протяжении трех столетий туманности, особенно спиральные, считались сравнительно близкими образованиями, связанными с формированием звезд и планет. Гершель, например, был абсолютно уверен, что он не только нашел множественное число туч дозирковой вещества, но даже собственными глазами видит, как это вещество под действием притяжения постепенно изменяет свою форму и конденсирующийся в звезды.

Как позже выяснилось, некоторые туманности действительно связаны с рождением звезд. Но в большинстве случаев светлые туманные пятна оказались не газовыми тучами, а очень далекими звездными системами. Так что оптимизм астрономов был преждевременным и путь к тайне рождения звезд стоял еще длинный.

В игру вступают физики

К середине XIX в. физики могли применить к звездам газовые законы и закон сохранения энергии. С одной стороны, они поняли, что звезды не могут светить вечно. Источник их энергии еще не был найден, но, которым бы оно не оказалось, все ровно возраст звезды видмирений и на смену старым должны рождаться новые звезды.

С другой стороны, те яркие и горячие тучи межзвездного газа, которые смогли обнаружить астрономы в свои телескопы, явно не устраивали физиков как мыслимое вещество будущих звезд. Ведь горячий газ стремится расширяться под действием внутреннего давления. И физики не были уверены, что гравитация сможет победить давление газа.

Следовательно, что же победит - давление или гравитация? В 1902 г. молодой английский физик Джеймс Джинс в первый раз исследовал уравнение движения газа с учетом гравитации и нашел, что они имеют два решения. Если масса газа имела и его притяжение слабо, а нагрет он достаточно сильно, то в нем распространяются волны сжатия и разжижения - обычные звуковые колебания. Но если тучка газа массивна и холодна, то притяжение побеждает газовое давление. Тогда туча начинает сжиматься как целое, превращаясь в плотную газовую пулю - звезду.

Критические значения массы (Мj) и размера (Кj) тучи, при которых оно теряет стойкость и начинает безудержно сжиматься, - коллапсувати, из тех пор называют джинсовскими.

Однако во времена Джинса и даже намного позже астрономы не могли указать тот газ, из которого формируются звезды. Пока они искали дозиркову вещество, физики наконец поняли, почему звезды светят. Исследования атомного ядра и открытия термоядерных реакций позволили объяснить причину длительного свечения звезд.

Найдены молодые звезды

Оказалось, что чем более массивная звезда, тем ярче она светит и, выходит, быстрее сжигает свое термоядерное горючее. Максимальный возраст массивных звезд спектральных классов Об и В составляет 10 - 30 млн. лет. Это очень имело по сравнению с возрастом других объектов Галактики. Следовательно, эти звезды родились совсем недавно и не могли далеко пойти от места своего рождения. Одно из таких мест - туманность Ориона - знакомо каждому любителю астрономии.

Большая туманность Ориона (М 42 по каталоге Мессье) - яркая эмиссионная туманность, то есть излучает светло, видимая невооруженным глазом как бледное пятно в Мече Ориона. Она удалена от Земли на 1500 светового лет и содержит скопление очень молодых звезд. У центральной, больше всего яркой ее части находятся четыре массивных горячих звезды спектрального класса О - известные Трапеция Ориона. Мощное ультрафиолетовое излучение молодых звезд вызывает свечение розридженого газа туманности.

Но самый этот газ слишком горяч, чтобы из него могли формироваться звезды. Поиски дозирковой вещества продолжались.

Из чего образуются звезды

Еще Гершель обнаружил на фоне Млечного Пути темные провалы, что он называл "дырами в небе". В конце XIX в. в Ликский обсерватории (США) астроном Эдуард Барнард начал систематическое фотографирование неба. До 1913 г. он нашел возле 200 темных туманностей. По его мнению, они являли собой тучи материи, которые поглощают светло, а совсем не промежутки между звездами, как считал Гершель.

Это предположение подтвердилось. Когда рядом с тучей межзвездного газа или внутри него нет горячей звезды, газ остается холодным и не светится. Если бы туча содержала только газ, его могли бы и не заметить. Но кроме газа в межзвездной среде в небольшом количестве (возле 1% по массе) есть мелкие твердые частицы - порошины размерами возле 1 мкм и меньше, что поглощают светло далеких звезд. Потому-то холодная туча и кажется темным «провалом в небе». Детальное изучение Млечного Пути показало, что очень часто такие «провалы» встречаются в областях зиркоутворень, подобных туманности Ориона.

В 1946 г. американский астроном Барт Бок обнаружил на фоне светлых туманностей NGC 2237 в Единорози и NGC 6611 в Щите маленькие черные пятна, который назвал глобулами.

Размер их от 0,01 до 1 пк. Они ослабляют светло лежащих за ними звезд в десятки и сотни раз. Значат, что вещество глобул в тысяче раз плотнее окружающего их газа. Их масса оценивается в границах от 0,01 до 100 масс Солнца.

После открытия глобул появилось убеждение, что тучи, что сжимаются дозирковой материи уже найденные, что они и являются непосредственными предшественниками звезд. Но вскоре стала очевидной торопливость такого вывода.

Дело в том, что оптические телескопы не дают полного представления о межзвездной среде: за их помощью мы видим лишь горячие тучи, нагретые массивными звездами (как туманность Ориона), или маленькие темные глобули на светлом фоне. И те и другие - достаточно редкие образования. Только созданы в 50-ые гг. радиотелескопы позволили обнаружить по излучению в линии 21 см атомарный водород, который заполняет почти все пространство между звездами.

Это очень разрежен газ: приблизительно один атом в кубическом сантиметре пространства (по меркам земных лабораторий - наивысший вакуум!) Но поскольку размер Галактики огромен, в ней набирается возле 8 млрд солнечных масс межзвездного газа, или приблизительно 5% от ее полной массы. Межзвездный газ более чем на 67% (по массе) состоит из водорода, на 28% из гелия, и меньше 5% приходится на все другие элементы сами исчисляемые среди которых - кислород, углерод и азот.

Межзвездного газа особенно много вблизи плоскости Галактики. Почти весь он сосредоточен в прослойке толщиной 600 световых лет и диаметром возле 30 кпк или 100 тыс. световых лет (это диаметр гапактичного диску). Но и в такой тонкой прослойке газ распределен неравномерно. Он концентрируется в спиральных рукавах Галактики, а там разбитый на отдельные значительные тучи протяжностью в парсеки и даже в десятки парсек, а массой в сотне и тысяче масс Солнца. Плотность газа в них порядку 100 атомов на кубический сантиметр, температура возле -200 С. Оказалось, что критические масса и радиус Джинса при таких условиях почти совпадают с массой и радиусом самих туч, а значат, что они готовы к коллапсу. Но главное открытие было еще впереди.

Астрономы подозревали, что при относительно высокой плотности и низкой температуре, которая царствует в межзвездных тучах, часть вещества должна объединяться в молекулы. В этом случае важнейшая часть межзвездной среды недоступна наблюдением в оптическом диапазоне.

Ультрафиолетовые наблюдения, которые начались в 1970 г., из ракет и спутников позволили открыть главную молекулу межзвездной среды - молекулу водорода (Н2). А при наблюдении межзвездного пространства радиотелескопами сантиметрового и миллиметрового диапазонов были обнаружены десятки других молекул, временами достаточно сложных, что содержат до 13 атомов. В их числе молекулы воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и даже аминокислоты глицирина.

Как выяснилось, возле половины межзвездного газа содержится в молекулярных тучах. Их плотность в сотне вместе больше, чем у туч атомарного водорода, а температура всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в туче массой порядка массы Солнца и становится возможным формирование звезд.

Большинство молекулярных туч зарегистрировано только по радиоизлучению. Некоторые, впрочем, давно известные астрономам, например темная туманность Угольный Мешок хорошо видимая глазом в южной части Млечного Пути. Диаметр этой тучи 12 пк, но оно выглядит большим, поскольку удаленно от нас всего на 150 пк. Его масса возле 5 тыс. солнечных масс, тогда как у некоторых туч масса достигает миллиона солнечных, а размер 60 пк. В таких гигантских молекулярных тучах (их в Галактике всего несколько тысяч) и располагаются главные ячейки формирования звезд.

Ближайшие к нам области зиркоутворень - это темные тучи в созвездиях Тельца и Змееносца. Подальше расположен огромный комплекс туч в Орионе.

Жизнь черной тучи

Молекулярные тучи устроены значительно сложнее, чем знакомые нам тучи водяной пары в земной атмосфере. Внешне молекулярная туча покрыта толстой прослойкой атомарного газа, поскольку проникающее туда излучение звезд разрушает хрупкие молекулы. Но пыль, которая находится во внешней прослойке, поглощает излучение, и глубже, в темных недрах тучи, газ почти вполне состоит из молекул.

Структура туч постоянно изменяется под действием взаимных столкновений, нагревания звездным излучением, давления межзвездных магнитных полей. В разных частях тучи плотность газа отличается в тысячу раз (в столько же раз вода плотнее комнатного воздуха). Когда плотность тучи (или отдельной его части) становится настолько большой, что гравитация преодолевает газовое давление, туча начинает безудержно колапсувати. Размер его уменьшается все быстрее и быстрее, а плотность растет. Небольшая неоднородность плотности в процессе коллапса усиливается, и в результате туча фрагментирует, то есть распадается на части, каждая из которых продолжает самостоятельное сжатие.

При коллапсе растут температура и давление газа, который препятствует последующему увеличению плотности. Но пока туча остается прозрачной для излучения, она легко охлаждается и сжатие не прекращается. Большую роль в дальнейшем играет космическая пыль. Хотя по массе она составляет всего 1% межзвездного вещества, это очень важен его компонент. В темных тучах порошины поглощают энергию газа и переделывают ее в инфракрасное излучение, которое легко побросал тучу, забирая избытки тепла. Наконец через увеличение плотности отдельных фрагментов тучи газ становится меньше прозрачным. Охлаждение затруднюеться, и растущее давление останавливает коллапс. В будущем из каждого фрагмента образуется звезда, а все вместе они составят группу молодых звезд в недрах молекулярной тучи.

Коллапс плотной части тучи в звезду, а чаще - в группу звезд продолжается несколько миллионов лет (сравнительно быстро по космическим масштабам). Новорожденные звезды разогревают окружающий газ, и под действием высокого давления остатки тучи разлетаются. Именно этот этап мы видим в туманности Ориона. Но по соседству с ей продолжается формирование будущих поколений звезд. Для света эти области вполне непрозрачны и наблюдаются только с помощью инфракрасных и радиотелескопов.

Обсерватории обычно специализируются на проведении определенных видов астрономических исследований. Потому они оснащены разными ти­пами телескопов и других приборов, назначенных, например, для определения точного положения зрение на небе, изучение Солнца или решение других научных заданий.

Часто для изучения небесных объектов их фотографируют с помощью специальных телескопов. Положение зрение на полученных негативах измеряют соответствующими приборами в лаборатории. Не­гативи, что сохраняются в обсерватории, образуют «стеклянную фото­теку». Исследуя астрономические фотографии, можно измерять медленные перемещения сравнительно близких зрение на фоне более від­далених, увидеть на негативе изображение очень слабых объектов. Измерять величину потоков излучения от зрение, планет и ін­ших космических объектов.

Для высокоточных измерений энергии РВИТЛОВИХ потоков используют фотоэлектрические фотометри. У них светло от зари, собранное объективом телескопа, спрямовуєть­ся на светочувствительный слой электронного вакуумного прибора — фотоумножителя, в котором возникает слабый ток, что его усиливают и регистрируют специальные электронные приборы. Про­пускаючи светло через специально дибрани цветные светофильтры, рстрономи количественно с большой точностью оценивают цвет объекта.

2. Радиотелескопы. После того как было обнаружено космическое радіо­випромінювання, для его принятия создали радиотелескопы разных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожи на обычные рефлекторы. Они собирают радиоволны в фокусе металлического вгну­того зеркала, которое можно сделать ґратчастим и величез­них размеров — диаметром в десятки метров.

Другие радиотелескопы — это огромные подвижные рамы, на которых параллельно друг другу закреплены металлические стержни или спирали. Радиоволны, которые поступают, возбуждают у них электромагнитные ко­ливання, которые после усиления попадают на очень чувствительную при­ймальну радиоаппаратуру для регистрации радиоизлучения объекта. Есть радиотелескопы, которые состоят из системы отдельных антенн, отдаленных одна от другой (иногда на многие сотни кіломет­рів), с помощью которых проводят одновременные спо­стереження космического ра-диоджерела.

Такой способ дает возможность узнать о структуре радиоисточники и измерять его угловой роз­мір, даже когда он у ба­гато раз меньше ку­тову секунды.

Наши представления о не­бесні телах и их системах чрезвычайно обогатились после того, как начали ви­вчати их радіовипромі­нювання.

3. Применение спект­рального анализа. Най­важливішим источником информации о большинстве небесных объектов является их випроміню­вання.

Достать наиболее ценные и разнообразные сведения о телах дает возможность спектральный анализ их излучения. При допо­могою этого метода можно установить качественный и количественный хіміч­ний состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения за лучом зрения и много другого.

Спектральный анализ, как вы знаете, основывается на явлении дис­персії света.

Если узкий пучок белого света направить на боковую грань трехгранной призмы, то, по-разному загибаясь назад в стекле, лучи, из которых состоит белый свет, дадут на экране радужную полоску, которая называется спектром. В спектре все цвета размещены всегда в определенном порядке.

Как известно, светло распространяется в виде электромагнитных волн.

Каждому цвету отвечает пев«а длина электромагнитной волны. Длина волны света уменьшается от красных проме­нів к фиолетовым приблизительно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми лучами в спектре лежат ультрафиолетовые лучи, какие 'невиди­мі для глаза, но действуют на фотопластинку. Еще меньшую длину хви­лі имеют рентгеновские лучи. За красными лучами знахо­диться область инфракрасных лучей. Они невидимы, но прий­маються приемниками инфракрасного излучения, например специальными фотопластинками.

Для получения спектров применяют приборы, которые назива­ються спектроскопом и спектрографом (рис. 38). В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фото-, графия спектра называется спектрограммой.

В настоящее время в астрофизике используют и более сложные приборы для спектрального анализа разных видов излучения.

Существуют такие виды спектров земных источников и небесных тел.

Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают непрозрачные накаленные тела (уголь, нить електро­лампи) и достаточно протяжные густые массы газа.

Линийчастий спектр излучения дают розриджени газы и пара при сильном нагревании. Каждый газ излучает светло строго определенных длин волн и дает характерный для данного химического элемента линийчастий спектр. Значительные изменения состояния газа или условий его свечения, например нагревание или ионизация, спри­чиняють определены изменения в спектре этого газа.

Составлены таблицы, в которых перечисляются линии каждого газа и отмечается яркость каждой линии. Например, в спектре пары натрия особенно яркие две желтых линии.

Линийчастий спектр поглощения дают газы и пара, если за ними содержится яркий источник, то дает непрерывный спектр. Спектр поглощения — это непрерывный спектр, перерезанный темни­ми линиями именно в тех местах, где должны быть яркие линии, власти­ві данному газу (рис. 39). Например, две темных линии поглощения пары натрия содержатся в желтой части спектра.

Изучение спектров дает возможность анализировать химический состав га­зів, что излучают или поглощают светло. Количество атомов или молекул, которые излучают или поглощают энергию, визначає­ться интенсивностью линий. Чем более заметная линия определенного элемента в спектре излучения или поглощения, тем более таких ато­мів (молекул) на пути луча света.

Солнце и зори окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности пересекается темными линиями поглощения, которые возникают, когда луч проходит через агмг-сферу зрение. Потому спектры Солнца и зрение — это спектры поглощения.

Скорости движения небесных светил относительно Земли за лучами зрения (лучевые скорости) определяют с помощью спектра

Рис. 40. Спектры: 1 — Солнца. 2 — водороду, 3 — гелию, 4 — Сириуса (белая заря), 5 — а Ориона (красная заря).

Достав спектрограмму светила, над ней и под ней вдруковують спектры -орівняння от земного источника излучения (рис. 41). Спектр сравнения для нас неподвижен, и относительно него можно определять смещение линий спектра зари на спектрограмме. На­віть скорости небесных тел (обычно десятки и сотни километров за секунду) предопределяют настолько малые смещения (сотые или десятые частицы миллиметра), что "их можно измерять на спектрограмме только под микроскопом. Чтобы выяснить, какому изменению длины волны это отвечает, нужно знать масштаб спектра — на сколько змінюєть­ся длина волны, если мы продвигаемся вдоль спектра на 1 мм Подставив в формулу значение величин l, l0 и с = 300 000 км/с, определяют лучевую скорость движения светила v.

За спектром можно найти и температуру светящегося объекта. Когда тело накалено к красному, в его сплошном спектре самая яркая красная часть. Если его нагревать дальше, участок наибольшей яркости в спектре смешивается в желтый, потом в зе­лену часть и т.д. Это явление описывается законом смещения Вена, который показывает зависимость положения максимума в спектре випро­мінювання от температуры тела. Зная эту зависимость, можно установить температуру Солнца и зрение. Температуру планет и темпе­ратуру зрение определяют также с помощью специально створе­них приемников инфракрасного излучения.

4. Позаатмосферна астрономия. Исследования с помощью космической техники занимают особенное место среди методов изучения небесных тел и космической среды. Начало этому было покла­дено запуском в СССР в 1957 г. первого в мире искусственного супут­ника Земли. Быстро развиваясь, космонавтика сделала можли­вим: 1) создание позаатмосферних искусственных спутников Земли; 2) создание искусственных спутников Луны и планет; 3) перелет и спуск управляемых из Земли приборов на Луну и планеты; 4) ство­рення управляемых из Земли автоматов, шо перемещаются по Міся­цю и доставляют из него пробы почвы и записи разных вимірю­вань; 5) полеты в космос лабораторий с людьми и высадку их на Луну. Космические аппараты дали возможность осуществлять исследование во всех диапазонах длин волн электромагнитного випроміню­вання.

Потому современную астрономию часто называют всехвилевой. Позаатмосферни наблюдения дают возможность принимать в космосе излучения, которые поглощает или очень изменяет земная атмосфера: далекие ультрафиолетовые, рентгеновские и инфракрасные лучи, радиоизлучения некоторых длин волн, которые не доходят к Земле, а также корпускулярные излучения Солнца и других тел. Исследование этих, ранее недоступных видов излучения зрение и туманностей, междупланетной и межзвездного среды очень обогатили наши знания о физических процессах во Вселенной. В частности, было открыто неизвестные ранее источники рентгеновского излучения.

Много информации о природе самых отдаленных от нас тел и их систем также достижение благодаря исследованиям, выполненным с помощью установленных на разных космических аппаратах приборов.

Результаты астрофизических исследований в последние десятилетия свидетельствуют, что в окружающем мире происходят значительные изменения, которые задевают не только отдельные объекты, но и Вселенную в целом.

hp = j.

2. Суточное движение светил на разных широтах. Теперь нам известно, что с изменением географической широты места наблюдения изменяется ориентация оси вращения небесной сферы относительно горизонта. Роз­глянемо, которыми будут видимые перемещения небесных светил в райо­ні Северного полюса, на экваторе и на средних широтах Земли.

На полюсе Земли полюс мира находится в зените, и зори двигаются по кругам, параллельным горизонту (рис. 14, а). Здесь зори не заходят и не всходят, их высота над горизонтом неизменна.

На средних географических широтах зори всходят и заходят, но есть и такие, что никогда не опускаются под горизонт (рис. 14, бы). Например, навколополярни созвездия (см. рис. 10) на географіч­них широтах СССР никогда не заходят. Созвездия, расположенные дальше от Северного полюса мира, ненадолго показываются над горизон­том, а созвездия, которые лежат возле Южного полюса мира, не всходят.

Но чем дальше на юг продвигается наблюдатель, тем более южных созвездий он может видеть. На земном экваторе, если бы днем не мешало Солнце, за сутки можно было бы увидеть созвездие всего звездного неба (рис. 14, в).

Для наблюдателя на экваторе все зори всходят и заходят перпендикулярно в плоскость горизонта. Каждая заря здесь про­ходить над горизонтом ровно половину своего пути. Северный полюс мира совпадает для наблюдателя с точкой севера, а Пів­денний полюс мира — с точкой полдня. Ось мира лежит у пло­щині горизонта (см. рис. 14, в).

3. Высота светил в кульминации. Полюс мира при позирному вращении неба, которое отображает вращение Земли вокруг оси, зай­має неизменное положение над горизонтом на данной широте (см. рис. 12). Зори за сутки описывают над горизонтом вокруг оси мира круги, параллельные небесному экватору. При этом каждое светило за сутки дважды пересекает небесный меридиан (рис. 15).

Явления прохождения светил через небесный меридиан назива­ються кульминациями. В верхней кульминации высота сві­тила максимальна, в нижній:— минимальная. Промежуток времени между к л ь,м и н а щям_и^д суданлие» Одсишши-а 66 к.

У светила M1, которое на данной широте ф не заходит (см. рис. 15), видно (над горизонтом) обе кульминации, в зрение, которые всходят и заходят (M1, М2, М3), нижняя кульминация відбу­вається под горизонтом, ниже от точки севера. В светила М4. какое находится далеко на пів­день от небесного экватора, обе кульминации могут быть невидимые (светило, что не схо­дить) .

Момент верхней кульміна­ції центра Солнца называется настоящим полуднем, а момент нижней кульминации — справж­ньою севером.

Найдем зависимость между высотой h светила М в верхней кульминации, его склонением 6 и широтой местности j. Для этого воспользуемся малюн­ком 16, на котором изображена отвесная линия ZZ', - ось мира РР' и проекции небесного экватора.

С 40-х годов нашего века радиотехника дала возможность визна­чати расстоянию к небесным телам с помощью радиолокации, о которой вы знаете из курса физики. Советские и американские ученые уточнили с помощью радиолокации расстояния к Меркурию. Венеры, Марса и Юпитера.

Классическим способом определения расстояний был и остается угломерный геометрический способ. Им определяют расстояния и к далеким зрение, к которым метод радиолокации применить нельзя. Геометрический способ основывается на явлении паралактичного смещения.

Паралактичним смещением называется изменение направления на пред­мет при смещении наблюдателя (рис. 1).

Посмотрите на вертикально поставленный карандаш сначала одним глазом, потом — вторым. Вы увидите, как он при этом изменил положение на фоне далеких предметов, направление на него изменилось. Чем дальше отодвинете карандаш, тем меньше будет паралактичне смещение. Но чем дальше будут одна от другой точки наблюдения, то есть чем больший базис, тем более паралактичне смещение при той же отдаленности предмета. В нашем примере базисом было расстояние между глазами.

Чтобы измерять расстояния к телам Солнечной системы, за базис зруч­но взять радиус Земли. Наблюдают положение светила, на­приклад Месяца, на фоне далеких зрение одновременно с двух обсервато­рій. Расстояние между обсерваториями может быть наибольшим, а отрезок, что их соединяет, должен образовывать с направлением на сві­тило угол, по возможности близкий за паралактичним смещением

к прямому, чтобы паралактичне смещение было максимальным. Определив из двух точек Но и В (рис. 32) направления на спостережу­ваний объект, нетрудно вычислить угол р, под которым из этого объекта было бы видно отрезок, который равняется радиусу Земли. Следовательно, чтобы определить расстояния к небесным телам, нужно знать значение базиса — радиуса нашей планеты.

2. Размер и форма Земли. На фотоснимках, сделанных из кос­мосу, Земля имеет вид пули, освещенной Солнцем, и показывает такие же фазы, как Луна (см. рис. 42 и 43).

Точный ответ о форме и размере Земли дают градусные измерения, то есть измерение в километрах длины дуги 1 ° в разных местах на поверхности Земли. Этот способ еще в III ст. до н.э. применял греческий ученый Ератосфен. Теперь этот способ засто­совують в геодезии — науке о форме Земли и об измерении на Земле с учетом ее кривизны.

На ровной местности выбирают два пункта, которые лежат на од­ному меридиане, и определяют длину дуги между ними в градусах и километрах. Потом вычисляют, скольким километрам отвечает длина дуги 1 °. Понятно, что длина дуги меридиана между избранными точками в градусах равняется разнице геогра­фічних широт этих точек: Dj = j1 - j2. Если длина этой дуги, измеренная в километрах, равняется l, то при шарообразности Земли 1 ° дуги будет отвечать длина в километрах: Тогда довжи­на круги земного меридиана и, выраженная в километрах, дорів­нює L = 360 °п.

Одну из наибольших дуг меридиана от Северного Ледовитого океана к Черному морю было измерено п России и Скандинавии в се­редині XIX ст. под руководством В. Я. Струве (1793—1864), директора Пулковской обсерватории. Большие геодезические вимі­рювання в нашей стране проведено после Большой Октябрьской социалистической революции.

Градусные измерения показали, что длина 1 ° дуги меридиана в кіломет­рах в полярной области наибольшая (111,7 км.), а на экваторе — наименьшая (110,6 км.). Следовательно, на еква­торі кривизна поверхности Земли больше, чем возле по­люсів, а это свидетельствует о том, что Земля не является пулей. Ек­ваторіальний радиус Земли больше от полярного на 21,4 км.
Потому Земля (как и другие планеты) в результате вращения сжата возле полюсов.

Пуля, равновеликая нашей планете, имеет радиус 6370 км. Это зна­чення принято считать радиусом Земли.

3. Параллакс. Значение астрономической единицы. Угол, под которым из светила видно радиус Земли, перпендикулярный к лучу зо­ру, называется горизонтальным параллаксом.

Чем большее расстояние к светилу, тем меньший угол г. Этот угол равняется паралактичному смещению светила для наблюдателей, которые находятся в точках Но и В (см. рис. 31), так же как Р САВ для наблюдателей в точках С и В (см. рис. 31). Р САВ удобно определять за ровным ему Р DСА, а они уровни как углы при пара­лельних прямых (DС || АВ за построением).

Горизонтальный параллакс Луны составляет 57'. Все плане­ти и Солнце значительно более отдаленные, и их параллакс составляет секун­ди дуги. Параллакс Солнца, например, рo = 8,8". Параллаксу Солнца отвечает среднее расстояние Земли от Солнца, что приблизительно до­рівнює 150000000 км. Это расстояние взято за одну астрономическую единицу (1 а. о.). В астрономических единицах часто измеряют расстояние между телами Солнечной системы.

Все они, как и Солнце, являются накаленными самосветящими газовыми пулями, в недрах которых выделяется колоссальная энергия. Однако зори даже в самые сильные телескопы видно как светящиеся точки, потому что они находятся очень вдалеке от нас.

1. Годовой параллакс и расстояния к зрение. Радиус Земли оказывается слишком малым, чтобы быть базисом для измерения паралактично­го смещения зрение и для определения расстояний к ним. Еще во времена Коперника было понятно, что когда Земля
действительно вращается вокруг Солнца, то видимые положения зрение на небе должны зміню­ватися.

За полгода Земля перемещается на величину диаметра своей орбиты. Направления на зарю из противоположных точек этой орбиты должны различаться. Иначе говоря, в зрение должен быть заметный годовой параллакс (рис. 72).

Годовым параллаксом зари р называется угол, под которым из зари можно было бы видеть большую пиввись земной орбиты (что дорів­нює 1 а. о.), перпендикулярную к лучу зрения.

Чем большее расстояние И) к заре, тем меньший ее параллакс. Паралактичне смещение положения зари на небе на протяжении года происходит по малому эллипсу или кругу, если заря находится в полюсе эклиптики (см. рис. 72).

Коперник пытался, но не смог обнаружить параллакс зрение. Он правильно твердил, что зори слишком вдалеке от Земли, чтобы існуючи­ми тогда приборами можно было заметить их паралактичне змі­щення.

Надежно измерять годовой па­ралакс зори Веги впервые вда­лося в 1837 г. российскому ака­деміку В. Я. Струве. Почти одновременно с ним в других краї­нах определили параллакс еще двух зрение, одной из которых была « Центавра. Эта заря, которую в СССР не видно, оказалась ближайшей к нам, ее годовой параллакс р = 0,75". Под таким углом невооруженному глазу видно проволочку толщиной 1 мм из від­стані 280 м. Не удивительно, что так долго не могли заметить в зрение настолько малые угловые смещения.

Расстояние к ближайшей заре а Центавра D = 206265": 0,75" = 270 000 а. о. Светло проходит это расстояние за 4 года, тогда как от Солнца к Земле оно идет лишь 8 хв, а от Луны — около 1, с.

'Расстояние, которое светло проходит на протяжении года, называется световым годом. Эту единицу используют для вимірю­вання расстояния рядом с п ар с е к о м (пк).

Парсек — расстояние, на какую большую пиввись земной орбиты, пер­пендикулярну к лучу зрения, видно под углом И".

Расстояние в парсеках равняется оберений величине годового пара­лакса, выраженного в секундах дуги. Например, расстояние к заре а Центавра
равняется 0,75" (3/4")> или 4/3 пк.

1 парсек = 3,26 светового года = 206265 а. о. = 3 • 1013 км.

В наше время измерение годового параллакса есть основным спосо­бом визначеъння расстояний к зрение. Параллакс измерен уже для очень многих зрение.

Измерениям годового параллакса можно надежно определить расстояния к зрение, что находятся не дальше 100 пк, или 300 световых лет.

2. Видимая и абсолютная звездная величина. Свитнисть зрение. После того как астрономы получили возможность определять расстояния к зрение, было установлено, что зори отличаются за видимой яркостью не только через разные L расстояния к ним, но и через разную свитнисть.

Свитнистю зари L называется мощность излучения світ­лової энергии сравнительно с мощностью излучения света Солнцем.

Если две зари одинаковой свитности, то заря, которая находится дальше от нас, имеет меньшую видимую яркость. Сравнивать зори за свитнистю можно лишь в том случае, если рассчитать их видимую яркость (звездную величину) для одного и той же стандартного расстояния. Таким расстоянием в астрономии принято считать 10 пк.

Видимая звездная вецичица, которую имела бы заря, если бы находилась от нас на стандартные видстан D0 = 10 пк, достала название абсо­лютної звездной величины Г.

Рассмотрим количественное соотношение видимой и абсолютной звездных величин зари при известном расстоянии О к ней (или ее параллаксе р). Вспомним сначала, что разница 5 звездных величин від­повідає отличия яркости ровно в раз. Следовательно, разница видимых звездных величин двух источников равняется единице, если одно из них ярче второго ровно в ^100 раз (эта величина приблизительно равняется 2,512). Чем ярче джере­ло, тем его видимая звездная величина считается более малой.

В за­гальному случае отношения видимой яркости двух любых зрение I1 : I2 связано с разницей их видимых звездных величин m1, и m1 простым соотношением:

І1 : І2 = 2,512

Пусть m — видимая звездная величина зари, которая находится на расстоянии D. Если бы она наблюдалась из расстояния D0 = 10 пк, ее видимая звездная величина m0 за определением равнялась бы абсо­лютній звездной величине М. Тоді ее позирна яркость зміни­лась бы.

Эти формулы дают абсолютную звездную величину M за известной видимой звездной величиной m при реальном расстоянии к зо­рі D. Наше Солнце из расстояния 10 пк имело бы вид приблизительно как заря
5-ї видимой звездной величины, то есть для Солнца M¤ » 5

Зная абсолютную звездную величину М любой зари, можно вычислить ее свитнисть L. Взяв свитнисть Солнца L© = 1, за озна­ченням свитности можно записать, что

L = 2,5125-M, или L = 0,4 (5 - M)

Величины M и L в разных единицах выражают мощность излучения зари.

Изучение зрение показывает, что за свитнистю они могут відрізня­йся в десятки миллиардов раз. В звездных величинах эта разница достигает 26 единиц.

Абсолютные величины зрение очень высокой свитности отрицательные и достигают М = - 9. Такие зори называются гигантами и сверхгигантами. Излучение зари 5 Золотой Рыбы мощнее излучения нашего Солнца в 500000 раз, ее свитнисть L = 500000; Наименьшую мощность излучения имеют карлики, М= + 17 (L = 0,000013).

Чтобы понять причины значительных отличий в свитности зрение, нужно рассмотреть и другие их характеристики, которые можно определить иа основе анализа излучения.

3. Цвет, спектры и температура зрение. Во время наблюдений вы обратили внимание на то, что зори имеют разный цвет, хорошо заметный / самых ярких из них. Цвет тела, которое нагревается,, в том числе и зари зависит от его температуры. Это дает возможность визна­чити температуру зрение делением энергии в их непрерывном спектре.

Цвет и спектр зрение связанные с их температурой. В порів­няно холодных зрение преобладает излучение в красном участке спектра, потому они и имеют красноватый цвет. Температура чер­воних зрение низкая. Она повышается последовательно с переходом от красных зрение к оранжевым, потом к желтым, желтоватым, белым и голубоватым. Спектры зрение очень разнообразные. Они разделены на
классы, которые помечают латинскими буквами и цифрами (см. задний форзац).

В спектрах холодных красных зрение класса М с температурой около 3000 К видно полосы поглощения найпро­стіших двухатомных молекул, чаще всего окислу титана. В спект­рах других красных зрение преобладают окислы углерода или цирко­нію. Красные зори первой величины класса М — Антарес, Бетельгейзе.

В спектрах желтых зрение класса О, к которым принадлежит и Солнце (с температурой 6000 К на поверхности),, преобладают тонкие линии металлов: железа, кальция, натрия и др. Зарей типа Солнца за спект­ром, цветом и температурой является яркая Капелла в созвездии Віз­ничого.

В спектрах белых зрение класса А, таких, как Сириус, Вега, Денеб, самые сильные линии водорода. Есть много слабых линий ионизированных металлов. Температура таких зрение около 10 000 К.

В спектрах самых горячих, голубоватых зрение с температурой около 30000 К видно линии нейтрального и ионизированного гелия.

Температуры большинства зрение находятся в границах от 3000 до 30000 К. В немногих зрение температура достигает около 100000 К.

Таким образом, спектры зрение очень отличаются один от одно­го и за ними можно определить химический состав атмосфер зрение. Вив­чення спектров показало, что в атмосферах всех зрение преобладают водород и гелий.

Отличия звездных спектров объясняются не столько різнома­нітністю их химического состава, сколько отличием температуры и других физических условий в звездных атмосферах. При высокой температуре молекулы распадаются на атомы. При еще высшей температуре разрушаются менее крепкие атомы, они превращаются в ионы, теряя электроны.

Ионизированы атомы многих химических элементов, как и нейтральные атомы, излучают и поглощают енер­гію определенных длин волн. Сравнениям интенсивности линий погли­нання атомов и ионов одного и того же химического элемента теоретически определяют их относительное количество. Она является функцией температуры. Да, за темными линиями спектров зрение можно визна­чити температуру их атмосфер.

В зрение одинаковых температуры и цвета, но разной свитности спектры в целом одинаковы, однако можно заметить отличия в относительных интенсивностях некоторых линий. Это происходит потому, что при одинаковой температуре давление в их атмосферах разное. Например, в атмосферах гигантов зрения давление меньше, они более разрежены. Если выразить эту зависимость графически, то при інтен­сивністю линиях можно найти абсолютную величину зари, а дальше за формулой (4) определить расстояние к ней.

Постепенно выяснилось, что зари Млечного Пути — светлой серебристой полосы, которая оперизуе все небо1, - это основная часть нашей очень сплющенной звездной системы — Галактики. Поскольку полоса Млечного Пути оперизуе небо по большому кругу, то мы находимся вблизи его плоскости, которую называют галактич­ною. Дальше всего Галактика протягивается вдоль этой плоскости. В перпендикулярном к ней направлении густота зрение быстро зменшу­ється, следовательно, Галактика в этом направлении протягивается не так далеко.

Наблюдаемая структура Млечного Пути (рис. 81) отчасти предопределена реальным розмищеням слабых (то есть далеких) зрение, из которых он состоит, отчасти тем, что местами их заступа­ють тучи космической пыли. Такую темную тучу можно заметить возле зари Денеб в созвездии Лебедя, где начинается разделение Мо­лочного Пути на две ветки, которые соединяются в южном полушарии неба. Это позирне раздвоение вызвано нагромождением косміч­ного пыли, которая заступает часть самых ярких мест Млечного Пути, в том числе и те, которые находятся в созвездиях Скорпиона и Стрелеца.

Иногда ошибочно говорят, что Млечный Путь — это и есть наша Галактика. Млечный Путь — видимое на небе светлое кольцо, а наша Галактика — это громадный звездный остров (рис. 83). Большинство ее зрение находится в полосе Млечного Пути, однако ими она не исчерпывается. В Галактику входят зори всех сузір'­їв.

Древние греки назвали ее «галаксиао, то есть молочный круг (от слова гал а — молоко).

Подсчитано, что на всем небе количество зрение 21-ї величины и более ярких составляет около 2-Ю9, но это лишь небольшая часть звездного «населения» нашей звездной системы — Галакти­ки.

Размеры Галактики определили за размещением зрение, которые видно на больших расстояниях. Это цефеиди и горячие сверхгиганты. Диаметр Галактики можно взять приблизительно на 30 000 пк, или 100 000 світло­вих лет, однако четкой границы у нее нет, поскольку звездная густота в Галактике постепенно сводится на нет.

В центре Галактики находится ядро диаметром 1000— 2000 пк— огромное плотнящее скопление зрение. Оно размещено от нас на расстоянии почти 10 000 пк (30 000 световых лет) чу направлении созвездия Стрелеца, но почти полностью спрятано от нас завесой туч космической пыли.

В состав ядра Галактики входят многие красные гиганты и короткопериодичних цефеид. Зори верхней части главной последовательности, особенно сверхгиганты и классические цефеиди, составляют младшее население. Оно размещается дальше от центра и образует сравнительно тонкий слой, или диск. Среди зрение этого диска содержатся пылевая материя и тучи газа. Субкарлики и гиганты образуют вокруг ядра и диска Галактики сферическую систему.

По аналогии к другим зоря­них систем, о которых будет идти речь в § 29, можно считать, что в диске нашей Галактики имеют існу­вати спиральные ветки, которые выходят из ядра и на концах всходят на­нівець (рис. 84). Для таких веток характерные горячие сверхгиганты и классические цефеиди. Однако точное по­ложення и форма спиральных веток в нашей Галактике еще не выяснена.

Связь между принадлежностью зрение к той или другой последовательности и размещением их в пространстве відо­бражає отличия условий и времени образования зрение.

2. Звездные скопления и асоціа­ції. В некоторых местах на небе в телескоп, а кое-где даже не­озброєним глазом можно различить тесные группы зрение, связанных взаєм­ним притяжением, - или звездные скуп­чення. Различают два вида звездных скоплений: рассеянные и кульо­ві. Сравним их свойства. Рассеянные скопления (рис. 85) состоят обычно из десятков или сотен зрение главной послі­довності и сверхгигантов со слабой концентрацией к центру.

Пулевые скопления (рис. 86) состоят из десятков или сотен ти­сяч зрение главной последовательности и красных гигантов. Иногда к ним входят короткопериодични цефеиди.

Размер рассеянных скоплений — несколько парсеков. Это, например, скопление Гиади и Плеяды из созвездия Тельца. Если на скопление Плеяды навести телескоп, то вместо группы из 6 зрение, видимых не­озброєним глазом, в поле зрения телескопа увидим брильянтовий россыпь зрение. Размер пулевых скоплений с сильной концентрацией зрение к центру — десятки парсеков. Все они далеки от нас и в слабый телескоп их видно как туманные пятна.

Диаграммы «цвет — свитнисть» для зрение пулевых и рассеянных скоплений разные. И помогают различать тип звездного скуп­чення. В состав рассеянных скоплений входят также газ и пил (см. рис. 85), которые не наблюдаются в пулевых звездных скуп­ченнях.

Расстояния к ближайшим пулевым скоплениям определяют за короткопериодичними цефеидами, что входят в их состав, порівню­ючи их видимую звездную величину с известной для них абсолютной звездной величиной.

Чтобы определить расстояния к рассеянным скоплениям, составляют для их зрение диаграмму «цвет — видимая звездная величина» и сравнивают ее с диаграммой «цвет — абсолютная звездная величина». Это дает возможность найти разницу между видимой и абсолютной величинами для зрение
одного и того же цвета, а отсюда — расстояние к зрение скопления.

Известно свыше 100 пулевых и сотни рассеянных скоплений, но в Галактике рассеянных скоплений должен быть десятки тысяч. Мы видим только ближайшие из них.

На небе наблюдаются рассеянные группы горячих сверхгигантов, которых советский ученый, академик В. А. Амбарцумян назвал 0-асоціаціями. их зори далеки одна от другой и не всегда утриму­ються взаимным притяжением, как в звездных скоплениях. 0-асоціації также характерные для населения спиральных веток.

3. Движения зрение в Галактике. В древности зори не случайно нази­вали «неподвижными». Лишь в XVIII ст. было обнаружено очень повіль­не перемещение Сириуса среди зрение, заметное при сравнении Точных измерений его положения, сделанных с промежутком времени несколько деся­тиліть.  Собственным движением зари  называется ее видимое угловое смещение по небу за один год на фоне слабых далеких зрение. Оно виражаєть­ся долями секунды дуги за год.

Лишь заря Барнарда проходит за год дугу 10", что за 200 лет будет составлять 0,5°, или видимый поперечник Луны. За это зорю Барнарда назвали «летучей».

Собственные движения зрение в наше время определяют, сравнивая фотографии выбранного участка неба, сделанные на одном и том же теле­скопі через годы и даже десятилетия.

В силу того, что заря двигается, ее положение на фоне более отдаленных зрение за это время несколько изменяется. Смещения зари на фотографиях измеряют с помощью специальных микроскопов. Его удается оценить лишь для сравнительно близких зрение.

Но если расстояние к заре неизвестно, то ее собственное движение мало что говорит о настоящей скорости зари. Например, пути, пройденные зорями за год (рис. 87), могут быть разными: S1A, S2С, а соответствующие им собственные движения (m) — одинаковыми. Скорость зари в пространстве можно рассматривать как векторную сумму двух компо­нентів, один из которых направлен вдоль луча зрения, второй — -перпендикулярний к нему. Первый компонент — это лучевая, Второй — тангенциальная скорость. Собственное движение зари визначаєть­ся лишь тангенциальной скоростью и не зависит от промене­вої.

Чтобы вычислить тангенциальную скорость ут в километрах за се­кунду, нужен ut в радианах за год умножить на расстояние к заре D в километрах и разделить на число секунд в году. Но поскольку на практике ц всегда определяют в секундах дуги, а О — в парсеках, то для обчи­слення ут в километрах имеем формулу

ut = 4,74 m D

Скорости зрение относительно Сон­ця (или Земли) обычно ста­новлять десятки километров за секунду.

4. Рух Солнечной системы. В начале XIX ст. В. Гершель за собственными движениями немногих близких зрение установило, что від­носно них Солнечная система ру­хається в направлении созвездия Лиры и Геркулеса. Направление, в котором двигается Солнечная система, на­зивається апексом движения. Впоследствии, когда за спектрами начали определять лучевые скорости зрение, вывод Гершеля подтвердился. В направлении апекса зори приближаются к нам в среднем со скоростью 20 км/с, а в противоположном направлении с такой же скоростью отдаляются от нас.

Следовательно, Солнечная система двигается в направлении созвездий Лиры и Геркулеса со скоростью 20 км/с относительно соседних зрение.

Зори, близкие друг к другу на небе, в пространстве могут размещаться далеко одна от другой и двигаться с разными швид­костями. Потому через тысячелетие вид созвездий имеет очень змінити­ся в результате собственных движений зрение (рис. 88).

5. Вращение Галактики. Все зори Галактики вращаются нав­коло ее центра. Угловая скорость вращения зрение во внутренней области Галактики приблизительно одинаковая, а внешние ее части вращаются медленнее. Этим вращение зрение в Галактике відріз­няється от вращения планет в Солнечной системе, где и угловая, и линейная скорости с увеличением радиуса орбиты быстро змен­шуються. Это отличие связано с тем, что ядро Галактики не превышает ее массы так, как Солнце в Солнечной системе.

Солнечная система делает полный оборот вокруг цент­ра Галактики примерно за 200 млн. лет со скоростью 250 км/с.