Джим Брейтот - 101 ключевая идея: Астрономия

Уран был открыт Уильямом Гертелем в 1781 году, хотя он и раньше обозначался на звездных картах как тусклая звезда. Гертель проследил за изменением положения Урана относительно других звезд и пришел к выводу, что это планета, расположенная за орбитой Сатурна, которая очень медленно движется через созвездия со скоростью около 4 градусов в год. Фактически Уран совершает полный оборот вокруг Солнца за 84 года на среднем расстоянии 19 астрономических единиц. Его диаметр в 4 раза превышает диаметр Земли, а средняя плотность примерно в 1,3 раза больше плотности воды. Сила тяготения на его поверхности составляет 0,9 земной, а температура 55К (-218 °C).

При наблюдении с Земли Уран виден как зеленовато-голубой диск, лишенный каких — либо характерных черт. Космический зонд "Вояджер -2" пролетел мимо Урана в 1986 году и зафиксировал, что атмосфера планеты состоит примерно из 6 частей водорода на 1 часть гелия с небольшой примесью тяжелых элементов и метана, придающего атмосфере голубоватый оттенок.

Гертель также наблюдал два спутника, обращающихся вокруг Урана под прямыми углами к орбите планеты. Это свидетельствовало о том, что ось вращения Урана наклонена на 90° по отношению к оси его орбиты. Ныне известно, что у планеты 15 спутников, которые обращаются вокруг нее в одной плоскости. Согласно данным "Вояджера-2", наклон оси вращения планеты к плоскости орбиты составляет 98°.

Поскольку ось вращения Урана всегда указывает в одном и том же направлении, на каждом из полюсов планеты десятилетия полной тьмы сменяются десятилетиями постоянного дневного света. Считается, что необычный наклон оси вращения Урана является результатом столкновения с крупным небесным телом. Сходное столкновение может объяснять фрагментарный вид поверхности Миранды, одного из спутников Урана.

"Вояджер-2" также подтвердил существование слабой кольцевой системы вокруг Урана, которая впервые была открыта на 10 лет раньше, когда астрономы наблюдали, как Уран затмевает звезду (то есть проходит перед ней и закрывает ее своим диском). Звезда неожиданно начала "мигать" незадолго до и после затмения, что указывало на присутствие колец вокруг Урана, которые закрывали свет звезды, когда проходили перед ней.

Цефеиды — это пульсирующие переменные звезды, блеск которых плавно меняется в определенных пределах за постоянный период, составляющий от 1 до 50 суток. Этот класс переменных звезд был открыт в 1784 году астрономом Джоном Гудрайком, который наблюдал за изменениями яркости звезды дельта Цефея в созвездии Цефея, блеск которой плавно изменялся за период 5,4 суток примерно на 1 звездную величину. В других частях небосвода были обнаружены новые звезды, блеск которых менялся за сходные периоды времени; их стали называть цефеидами. Изменения блеска цефеиды обусловлены физическими изменениями в недрах самой звезды, которые приводят к регулярному уменьшению и увеличению ее диаметра, что отражается на ее яркости.

Генриетта Ливитт измерила изменение блеска 25 цефеид в Малом Магеллановом Облаке, которое представляет собой маленькую галактику неправильной формы на окраине Млечного Пути. Сопоставив на графике среднюю звездную величину каждой звезды с периодом изменения ее блеска, Генриетта Ливитт обнаружила, что звездная величина неуклонно возрастает вместе с возрастанием периода изменения. Хотя в то время расстояние до Магелланова Облака не было известно, Ливитт знала, что все звезды в нем находятся примерно на одинаковом расстоянии от Солнца (сходным образом можно сказать, что каждый житель Нью — Йорка находится на примерно одинаковом расстоянии от наблюдателя в Англии). Отсюда Ливитт пришла к выводу, что средняя абсолютная светимость цефеиды возрастает вместе с увеличением периода изменения ее блеска.

Год спустя Эйнар Герцшпрунг смог воспользоваться методом параллакса для измерения расстояния до гораздо более близкой цефеиды, а затем вычислить разницу между средней абсолютной и видимой светимостью цефеиды, которую можно было применить к любой переменной звезде этого класса для определения ее абсолютной светимости, а следовательно, и расстояния до нее. После открытия Ливитт цефеиды использовались астрономами для определения расстояния до звезд, находившихся далеко за пределами измерений по методу параллакса, включая звезды в других галактиках.

См. также статьи "Дистанционные измерения 2", "Звездная величина", "Переменные звезды!"

Даже свет не может ускользнуть из черной дыры. Черная дыра является абсолютным поглотителем всех видов электромагнитного излучения (или любой другой формы излучения) точно так же, как черная поверхность полностью поглощает видимый свет. Идея черной дыры впервые была сформулирована Джоном Мичеллом еще в 1783 году *, хотя сам термин черная дыра имеет гораздо более позднее происхождение и впервые был применен американским физиком Джоном Уиллером. Хотя идея Мичелла в целом была правильной, в то время не существовало доказательств, что гравитация может влиять на распространение света. В 1916 году Альберт Эйнштейн предсказал в своей "Общей теории относительности", что сильное гравитационное поле искажает пространство — время и изгибает лучи света. По расчету Эйнштейна, свет звезд, проходящий мимо Солнца, отклоняется на одну двухтысячную долю градуса из-за силы солнечного тяготения. Это предсказание было подтверждено сэром Артуром Эддингтоном в 1919 году. Эддингтон возглавил экспедицию в Южную Америку для проверки теоретических выводов Эйнштейна с помощью фотографирования звезд, которые становились видимыми рядом с Солнцем во время полного солнечного затмения.

* В 1796 году независимо от Дж. Мичела идею чёрной дыры высказал и Лаплас.

Основы современной теории черных дыр были заложены немецким астрономом Карлом Шварцшильдом, который воспользовался выкладками Эйнштейна для доказательства того, что любой объект с достаточно сильным гравитационным полем может задерживать и поглощать свет. Шварцшильд доказал, что такой объект окружен горизонтом событий — сферической оболочкой, сферой Шварцшильда, через которую не может проникнуть ничего и никогда из того, что находится внутри. Любой предмет, попавший за горизонт событий, исчезает навеки, оставляя на нем свой тускнеющий образ. Радиус горизонта событий известен как гравитационный радиус Шварцшильда. Радиус Шварцшильда для черной дыры с массой т равен 2Gm/c 2, где G — постоянная гравитации из ньютоновской теории тяготения, а с равняется скорости света. Чтобы Земля превратилась в черную дыру, ее нужно сжать до диаметра менее 18 мм.