Астронет - зірки

Знання та уявлення про зорі в стародавньому світі і античності
(I тисячоліття до н.е. і I тисячоліття н.е.)

Зірки здавна і по-різному об'єднувалися різними народами в сузір'я. В даний час прийнято поділ неба на 88 ділянок-сузір'їв, назви яких дано, в основному, стародавніми греками, хоча поблизу південного полюса небесної сфери представлені і недавні "вигадки", тому що європейці заглянули "під" Земний Куля лише в останні століття (плавання Магеллана і т.п.).

Подальше вивчення зірок на якомусь етапі історії було пов'язано з успіхами наук в Середній Азії. Великий астрономічний трактат Птолемея був переведений на арабську мову, де і знайшов звичне нам назву - "Альмагест". Близько 1031 року з'явився "Канон Масуда", створений Абу Рейхана ал-Біруні з Хорезма. Він містив опис +1029 зірок. У 1437-1446 рр. Улугбек з Самарканда і його співробітниками було створено каталог 1018 зірок. Необхідно відзначити, що важливі не стільки кількість зірок в каталогах, скільки точність опису їх яскравості і розташування на небі. Каталог Улугбека був створений на великий обсерваторії, де були вчинені для тих днів кутомірні інструменти. З конкретних астрономічних відкриттів арабів важливо виявлення змінності зірки Алголь ( "Око Диявола"). Це перше в світі відкриття змінної зірки.

Наступні події в західноєвропейській астрономії, в основному, пов'язані з появою телескопа. Зорова труба була винайдена голландцем Г.Ліпперегеем 1608 р Цей винахід незабаром було повторено Галілеєм, який вперше застосував трубу для спостережень неба. У 1610 р він побачив Чумацький Шлях розділеним на безліч зірок, а також, як зазвичай вважається, відкрив сонячні плями. По крайней мере, європейська наука дізналася про ці плями саме від Галілея. У 1611 р І.Холдсмітом, І.Фабріціусом (сином) і тим же Галілеєм по переміщенню сонячних плям було виявлено обертання Сонця навколо своєї осі. Уже 1630 р Х.Шейнер (Німеччина), спостерігаючи сонячні плями, відкрив залежність періоду обертання Сонця від гелиографической широти: на екваторі Сонце обертається швидше, ніж в помірних широтах, тобто не може бути монолітним твердим тілом. Так почалося вивчення фізичної природи зірок, хоча довгий час єдиним об'єктом такого вивчення служило Сонце.

Спостереження за власним рухом зірок ознаменувалися в 1783 р одним з найбільших досягнень зоряної астрономії: відкривши розбіжність зірок в сузір'ях Ліри і Геркулеса, Вільям Гершель зробив висновок про рух Сонця в цьому напрямку [Дагаєв, 1955]. Вивчивши власний рух Сіріуса, Бессель в 1834 р передбачив наявність у нього супутника, який був відкритий американцем Кларком в 1862 р У 1840 р було виявлено загальне власний рух яскравих зірок скупчення Плеяди, що означало, що дана група зірок переміщається в просторі як одне ціле.

У 1785-1786 рр. Вільям Гершель для вивчення нерівномірності розподілу зірок по небу вперше застосував метод "зоряних черпков". Так вперше були оцінені розміри і форма Нашої Галактики, хоча уявлення про галактиці як однієї з зоряних систем прийшло значно пізніше. Суть методу полягала в тому, що в кожному з напрямків детально вивчався якийсь один "шматочок" неба.

Відстань до найближчих зірок вперше було визначено методом річного паралакса (див. Нижче). Річний паралакс зірки вперше було виміряно в 1835-1836 рр. українським астрономом Василем Яковичем Струве на Пулковської обсерваторії поблизу Харкова. Зроблено це було для Веги - найяскравішої зірки північного неба [Дагаєв, 1955]. У 1837 р річний паралакс був визначений Ф.Бесселя для зірки 61 Лебедя. Протягом десятиліття після цього були визначені паралакси для багатьох щодо близьких зірок.

В кінці 17 ст. був відкритий закон всесвітнього тяжіння (Бореллі, Гюйгенс, Гук, Ньютон), і з 18 в. даний закон став фігурувати у всіх космогонічних гіпотезах. Примітно, однак, що тяжіння до центру Землі було відомо ще Піфагору в V ст. до н.е. ( ". Земля теж кулястий і населена з усіх боків. Існують навіть антиподи, і наш низ - для них верх") [Діоген Лаертський, 1979, с.339]. Припускати всесвітнє значення тяжіння міг піфагорієць Аристарх в III в. до н.е. Він запропонував геліоцентричну систему і міг здогадуватися про подібність Сонця і зірок [ЕС, 1963; ін.]. Але, звичайно, ці здогадки не були сприйняті його сучасниками, а Ньютон зумів переконати світ у своїй правоті.

Важливим питанням протягом 19-20 ст. був пошук джерела енергії зірок. Були такі гіпотези [Масевич, тутук, 1988]:

Розвиток зоряної астрономії в 20 ст. навряд чи доцільно описувати в короткій вступній главі вже дуже детально, тому що відкриттів цього часу присвячений решта тексту рукопису. Згадаємо лише окремі "віхи" цього процесу.

У 1911-1914 рр. для скупчень Плеяди і Гіади була побудована діаграма "колір - зоряна величина", яка привела до діаграми "спектр - світність" ГерцшпрунганРесселла. Ця діаграма лягла в основу сучасної класифікації зірок. А в 1919-1923 рр. була встановлена ​​залежність "маса-світність", пов'язана з іменами Ейнара Герцшпрунга, Генрі Норісса Ресселла і Артура Стенлі Еддінгтона.

Протягом майже всього 20 ст. тривало відкриття принципово нових типів зоряних об'єктів. У 1915 році американець Адамсом був відкритий перший білий карлик. У 1932 р Л.Д.Ландау передбачив можливість існування нейтронних зірок. У 1933 р американці В.Бааде і Ф.Цвікі припустили, що спалахи наднових зірок обумовлені катастрофічним стисненням нормальних зірок, які перетворюються в нейтронні зірки. У 1967 р англійської дослідницею (аспіранткою) Дж.Белл і Е.Хьюішем (її керівником) були відкриті перші пульсари, що опинилися передбаченими нейтронними зірками. У 1970 р радянський фізик В.Ф.Шварцман передбачив рентгенівське випромінювання від пульсарів в подвійних системах, а в 1971 був відкритий перший рентгенівський пульсар. У 1939 р американці Р.Оппенгеймер і Х.Снайдер на рівні знань 20 в. знову передбачили можливість існування "чорних дір", про яких писав ще Лаплас. Ближче до кінця 20 ст. "Чорні діри" були знайдені і відносно добре вивчені.

В даний час ми досить добре уявляємо хімічний склад і внутрішню будову зірок, а також процеси, що йдуть в їхніх надрах і атмосферах. Ми знаємо, як народжуються, еволюціонують і вмирають зірки, причому нам відомі різні варіанти цих подій в залежності від початкової маси зірки. Ми знаємо, як змінюються покоління зірок і чим вони відрізняються. Сформувалося уявлення про зірку як гігантському термоядерному реакторі, за рахунок роботи якого виділяється енергія, що перешкоджає стисненню зірки і забезпечує її світіння. В останні десятиліття були вивчені багато об'єктів, які за масою близькі до зірок, але в формальному відношенні зірками не є через відсутність термоядерних реакцій. Це білі і коричневі карлики, нейтронні зірки і чорні діри, а також Протозірки.

<<Часть 1. Общие сведения о звёздах