часть 1 - Физический факультет
advertisement
Государственный комитет Российской Федерации по высшему образованию РОСТОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ФАКУЛЬТЕТ ФИЗИКИ "АСТРОНОМИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ В ШКОЛЕ" методическая разработка для студентов педагогического отделения физического факультета Часть 3 Школьная обсерватория. Наблюдения звезд, звездных скоплений и галактик. Автор: зав.учебно.-методической лабораторией кафедры Физика космоса РГУ г. Ростов-на-Дону 2004 г Невский М.Ю. 4 ОГЛАВЛЕНИЕ Стр 1. Наблюдения Солнца. 1.1 Вид солнечной поверхности. 4 1.2 Определение скорости вращения Солнца. 5 1.3 Оценка прозрачности неба по солнечному ореолу. 6 2. Наблюдения звезд. 2.1 Оценка яркости звезд. 7 2.2 Определение прозрачности неба по СПР. 8 2.3 Наблюдение цвета звезд,их связь с температурой . 9 2.4 Наблюдение двойных звезд, состояние атмосферы. 2.5 Наблюдение переменных звезд. 10 3. Наблюдения составляющих галактик. 3.1 Рассеянные скопления. 12 3.2 Шаровые скопления. 3.3 Диффузная материя. 3.4 Далекие галактики. 13 3.5 Наша Галактика. 14 4. Список рекомендуемой литературы 15 5. Приложение 16 5 1. Наблюдения Солнца 1.1 Вид солнечной поверхности. Наблюдения Солнца легко доступны по времени, а большая яркость позволяет получить изображение больших размеров. Безопаснее всего и удобнее для группы наблюдателей рассматривать Солнце спроецированным телескопом (биноклем) на белый экран. Категорически запрещается заглядывать в телескоп и пытаться увидеть Солнце через темный светофильтр установленный после окуляра. Фильтры, как цветные так и нейтральные темные, лучше всего располагать перед объективом. Фильтр, установленный после окуляра, сильнее и неравномернее нагревается лучами Солнца, что может привести к его растрескиванию и ожогу глаза. Также не следует устанавливать фильтры в фокальной плоскости, т.к. в этом случае будут видны все царапины, пылинки и неоднородности стекла фильтра. Экран целесообразно защитить от прямого освещения Солнцем большим листом картона, надетым на телескоп или, еще лучше, поместив возле окуляра прямоугольную призму или зеркало, отбросить лучи Солнца на экран перпендикулярно трубе телескопа. И в этом случае объектив лучше задиафрагмировать пластинкой с отверстием 1 см, но не следует светосилу телескопа (отношение D к F) доводить до 1:100 и более, т.к. в этом случае изображение ухудшиться из-за дифракции света на краях диафрагмы. Обычно на экране хорошо видны темные пятна, окруженные полутенью, а на краю солнечного диска, где наблюдается потемнение поверхности от центра к краю, можно заметить светлые продолговатые участки-факелы. Факелы также можно заметить около крупных пятен. При хорошо подобранной яркости экрана и чистой ровной его поверхности, а также при хорошей прозрачности атмосферы, можно рассмотреть, что вся поверхность покрыта мелкими светлыми зернами-гранулами, которые исчезают и появляются в течении 5-10 минут. Более контрастно гранулы наблюдаются при использовании красного или оранжевого светофильтра, убирающего рассеяный голубой фон неба. Полученное на экране изображение можно сфотографировать обычным фотоаппаратом (удобнее зеркальным с дополнительными кольцами, чтобы снять с более близкого расстояния). Лучше использовать окулярную камеру с прикрепленным аппаратом, но делать это надо крайне осторожно, чтобы не перегреть и не сжечь прорезиненные шторки затвора. Аналогично при съемке Солнца различными телеобъективами надо предварительно убедиться, что в фокусе объектива солнечные лучи не принесут вреда фотоаппарату или видеокамере. Съемку следует производить на контрастном материале или обрабатывать в контрастно действующих проявителях. 1.2 Определение скорости вращения Солнца. Вращение Солнца легче всего определять по времени прохождения различных образований по диску Солнца. 6 Поскольку пятна, факелы, волокна располагаются на разных гелио-графических широтах, а вращение Солнца происходит не как твердого шара, то периоды их обращения отличаются. Самое быстрое вращение наблюдается на экваторе - 25 суток, а к полюсам скорость вращения уменьшается до 30 суток. Регулярно выполняя зарисовки поверхности Солнца, можно определить скорость его вращения и изменение скорости с широтой. В этом случае будут получены сино-дические периоды вращения Солнца, т.к. наблюдения производятся с движущейся вокруг Солнца Земли. Для зарисовки пятен вначале следует с помощью линейки определить в миллиметрах диаметр изображения Солнца на экране. Затем, нарисовав на листе бумаги циркулем окружность измеренным диаметром, закрепить этот шаблон на экране. После этого обвести тонко отточенным карандашом все имеющиеся на Солнце пятна, прорисовав видимые в них и рядом детали (тени, структуру полутени, окружающие поры). Яркие факелы на краях Солнца зарисовать штриховыми линиями или цветным карандашом, чтобы отличить впоследствии от пятен. Затем следует на рисунке провести направление суточной параллели. Для этого дать возможность изображению перемещаться по листу бумаги, остановив часовой механизм телескопа или перестав удерживать микрометрическими винтами изображение Солнца, отметить положение одного и того же пятна через 3-5 минуты в двух-трех точках и соединить эти точки прямой линией, которая и будет показывать направление суточной параллели. Повторив зарисовки через несколко дней, можно получить достаточный материал для определения скорости перемещения пятен и оценить скорость вращения Солнца на широте расположения пятна. Эти измерения необходимо повторить несколко раз для разных групп пятен и взять среднее значение. В противном случае мы можем попасть на пятна, имеющие значительное собственное движение (до 1 в сутки), и получить неверный результат. Естественно, что пятна должны быть взяты примерно на одной и той же широте и не иметь перспективных сокращений на краю диска. Измеряя размеры пятен в долях солнечного диска, можно определить размеры и площадь пятен, а также по несколким зарисовкам проследить за их изменениями. При этом следует иметь в виду, что при подходе пятна к краю диска его форма из круглой превращается в эллиптическую из-за перспективного искажения. 1.3. Оценка прозрачности неба по солнечному ореолу. В дневное время оценку состояния безоблачного неба можно делать по цвету неба и по величине ореола вокруг Солнца. При хорошей прозрачности небо должно быть насыщенно голубого (синего) цвета, диск Солнца (при кратковременном взгляде) резко очерчен, без заметного ореола. При крайне плохих условиях небо белесо-желтоватого цвета, диск Солнца не имеет резкой границы, а сразу переходит в яркий ореол, простирающийся со слабым спадом яркости на большое расстояние (15-20 диаметров Солнца). Удобно 7 выработать произвольную 5- балльную шкалу, по которой оценивать и записывать данные, соответствующие цвету неба и величине ореола. Например: - небо синее, ореол отсутствует - 0 баллов - голубое, ореол на расстоянии 1-2 диаметров - 1 - голубовато-белое, ореол 2-5 диаметров - 2 - бело-голубое, ореол на 5-10 диаметров - 3 - светло-желтое, ореол свыше 10 диаметров - 4 В зависимости от данных местности эту градацию можно изменить, подобрав более узкий рабочий диапазон изменения прозрачности. Оценки следует произ-водить в одно и тоже время суток, примерно на одной и той же высоте Солнца над горизонтом. При наблюдениях Солнца полезно помнить следующие приближенные данные: расстояние от Земли до Солнца - 1 а.е. = 150 млн. км, диаметр Солнца - 1.5 млн. км, в угловой мере диаметр Солнца - 0.5 градусов в центре диска Солнца 1" дуги соответствует 700 км. Задачи: 1. Зарисовать на солнечном экране солнечные пятна, факелы. Определить масштаб изображения Солнца. 2. Оценить в долях радиуса Солнца и в километрах размеры и площадь солнечных пятен, сравнить с размерами Земли. Сравнить в процентах общую площадь пятен по сравнению с общей поверхностью Солнца. 3. Повторить наблюдения через 0.5 - 1 часа, отметить перемещение пятен по суточной параллели. 4. При наличии хорошей группы пятен повторить наблюдения в течение нескольких дней для оценки скорости вращения Солнца и собственных движений пятен. 5. Регулярно проводить с записью в журнал наблюдений данные по прозрачности атмосферы. Проследить связь прозрачности с другими метеоусловиями (направ-ление и сила ветра, сухая или дождливая погода, влияние ТЭЦ, близлежащих заводов, и т.п.). 2. Наблюдения звезд. 2.1. Оценка яркости звезд. Звезды, в первую очередь, различаются по своей яркости, или как принято говорить, по блеску. Около 20 самых ярких звезд были отнесены к звездам первой величины, а самые слабые, но видимые невооруженным глазом, к шестой звездной величине. Блеск звезды каждой последующей величины примерно в 2.5 раза слабее предыдущей. Отношение блеска двух звезд при разности в 5 8 звездных величин было принято равным 100. С развитием техники измерения блеска звезд грубое разделение на классы звездных величин было заменено на более точное, учитывающее десятые и сотые доли звездных величин. Наиболее ярким объектам были присвоены нулевые и отрицательные звездные величины. На глаз легко заметить разницу в 0.1 звездных величины. В Приложении Таблица 1 дается список ярких звезд с указанием видимых и абсолютных звездных величин. Блеск звезды зависит не только от размеров и поверхностной яркости звезды, но и от ее удаленности. Для сравнения звезд между собой вводится абсолютная звездная величина, т.е. та величина, которую имела бы звезда, если бы она находилась от нас на стандартном расстоянии в 10 парсек. По абсолютным величинам таблицы можно судить об истинной светимости звезды. Наше Солнце, будучи удаленным на расстояние 10 парсек, выглядело бы звездочкой 5 величины, ничем не выделяясь среди множества других звезд. В сильный бинокль можно видеть звезды до 10 звездной величины, т.е. примерно на 5 величин более слабые, чем невооруженным глазом. Современный телескоп с крупнейшим в мире объективом 6-метровым зеркалом, установленный на Северном Кавказе в станице Зеленчукская, позволяет регистрировать звезды до 25 звездной величины. В качестве стандартов звездных величин вблизи северного полюса тщательно измерен ряд звезд, получивших название "Северного Полярного Ряда" (СПР). Выбор этих звезд обусловлен тем, что эта область всегда находится над горизонтом, причем практически на одной и той же высоте, что исключает необходимость учета изменения блеска звезд с изменением их высот. Список звезд и карта околополярной области приведена в Приложении Таблица 2 и Рис. 1. Звезды на картах пронумерованы, а в таблице указан их блеск и спектральный класс. Чтобы определить звездную светосилу оптического инструмента, надо заметить, какая из занумерованных звезд еще видима, и по таблице определить ее блеск. Оценку, насколько телескоп увеличивает возможности человеческого глаза, лучше делать в таком порядке: - оценка невооруженным глазом, - оценка в телескоп, - оценка невооруженным глазом, - оценка в телескоп и т. д. Наблюдения повторить 5-6 раз, или несколькими независимыми наблю-дателями, после этого найти среднее арифметическое из нечетных и четных наблюдений, а затем разность этих средних величин. Полученную предельную величину для телескопа сравнить с расчетной величиной. 9 Определение следует вести при наступлении полной темноты, не раздражая глаз посторонним светом. При необходимости карту подсвечивать слабым светом, давая глазу отдохнуть после этого. 2.2 Определение прозрачности неба по звездам Северного Полярного Ряда. На видимость звезд в значительной мере влияет прозрачность неба, особенно для звезд, находящихся у горизонта. Состояние неба несложно определить по наблюдениям предельной видимой звездной величины СПР. Предполагая, что в среднем чувствительность глаза в течение довольно длительного времени остается постоянной, следует систематически определять предельную видимую звездную величину. Наблюдение можно проводить как невооруженным глазом, так и с помощью оптики. Невооруженным глазом можно проводить массовые оценки, которые после усреднения по числу наблюдателей, дадут вполне уверенные оценки изменения прозрачности атмосферы либо в течение ночи, либо в зависимости от сезона года. В первом случае оценки видимости звезд СПР следует делать несколко раз за ночь. Во втором случае необходимо отдельно делать несколько вечерних или утренних наблюдений, усреднять отдельно вечерние и утренние результаты и строить графики изменения средних вечерних или утренних в течение года. Ряд ежегодных наблюдений в одной и той же местности с усреднением предельных звездных величин для каждой декады месяца, позволит установить, в какие месяцы в году воздух наиболее прозрачен. Наблюдения могут выполняться самостоятельно наиболее подготовленными наблюдателями независимо друг от друга. Следует иметь в виду, что эти наблюдения необходимо делать в одинаковых условиях: положение наблюдателя, фокусировка окуляра, посторонняя подсветка, адаптация наблюдателя и т. п. , так как все это влияет на видимость звезд. 2.3 Наблюдение цветов звезд и их связь с температурой. Помимо различия в блеске звезды отличаются между собой и по цвету, который меняется от голубоватого, белого до оранжевого и красного. Глазом хорошо различимы цвета ярких звезд, у более слабых цвета определить невозможно. Происходит это из-за того, что яркость слабых звезд находится за пределом цветового зрения, которое требует, чтобы на сетчатку глаза падал световой поток не ниже определенного уровня. При наблюдении в телескоп световой поток увеличивается пропорционально площади применяемого объектива и цвета становятся заметны и у слабых звезд. Особенное впечатление производят двойные звезды, компоненты которых имеют разные цвета (Приложение, Табл. 2). Установив перед объективом призму с малым преломляющим углом или дифракционную решетку, в фокальной плоскости телескопа мы получим спектры всех звезд, попадающих в поле зрения инструмента. В этом случае особенно наглядно 10 проявляются особенности цветового зрения человека - для ярких звезд мы увидим радужную полоску с переходами от фиолетового цвета к красному, а у слабых звезд сможем увидеть лишь серебристую светящуюся полоску без признаков цвета. Спектры звезд можно сфотографировать либо на цветную пленку, либо на черно-белую. Так как черно-белая фотопленка обычно более чувствительна к синей области спектра, то голубые и бело-голубые звезды дадут в случае применения дифракционной решетки два симметричных спектра, располагающиеся ближе к центральному изображению звезды, а оранжевые и красные звезды, у которых отсутствует или ослаблен синий участок спектра, образуют полоски более удаленные от изображения звезды. Таким образом, на черно? белом негативе изображения спектров будут разнесены тем больше, чем краснее, а следовательно и холоднее звезда. Для сравнения между собой звезд по цвету надо выбирать звезды близкие по яркости, т.к. из-за рассеяния света в эмульсии, передержанные концы спектров будут иметь бoльшую толщину и размеры. Для визуальных наблюдений в Приложении Таблица 1 приводится список звезд с различными температурами. 2.4. Наблюдения двойных звезд, состояние атмосферы. При рассмат-ривании звездного неба в телескоп оказывается, что некоторые звезды, кажущиеся невооруженному глазу одиночными, на самом деле являются двойными, т.е. представляют собой пару близко стоящих друг от друга звездочек. Способность телескопа разделить такие пары на составляющие зависит от его "разрешающей силы", которая определяется увеличением и качеством объектива, зоркости наблюдателя и состоянием атмосферы. В Таблице 3 Приложения дан список двойных звезд, применяемый обычно для исследования качества телескопа. Обычный глаз может разрешать объекты,расположенные на расстоянии 1 минуты дуги. При использовании 60-кратного увеличения мы должны разделить компоненты двойной звезды, находящиеся на расстоянии в 60 раз меньшем, т.е. на расстоянии 1 секунды дуги. Однако при плохой оптике и сильной турбуленции в атмосфере этот предел может быть не достигнут. Начать наблюдения следует со звезд, которые хорошо доступны для разрешения, и постепенно переходить все к более тесным объектам. Предельная пара звезд, которую сможет разрешить наблюдатель, определит разрешающую способность телескопа. Наблюдение следует делать каждому отдельно, не оповещая других о том, видит он раздельно или нет. Для достоверности наблюдений следует отмечать позиционный угол пары, т.е. определять как расположены звезды: вертикально, одна над другой, горизонтально, или под углом 30, 45 и т. д. Также следует отмечать, какая из звезд ярче, их цвет. Сравнивая несколько независимых наблюдений между собой, следует вывести среднее для телескопа и применяемого увеличения. 11 Проводя наблюдения в течение нескольких вечеров, можно заметить ухудшение или увеличение разрешающей способности в зависимости от состояния атмосферы. Здесь сказывается как общая запыленность атмосферы, так и величина турбуленции или скорость ветра не только в приземном слое, но также и в верхних слоях атмосферы. 2.5. Наблюдения переменных звезд. Существуют звезды, блеск которых систематически изменяется. Наблюдая в течение длительного времени такую звезду, можно построить график изменения блеска, так называемую "кривую блеска". По горизонтали обычно откладывается время, а по вертикали - звездные величины. По кривой блеска можно определить периоды и амплитуды изменения блеска, а по форме кривой - тип переменной звезды. Для определения изменений блеска переменной звезды v наиболее употребителен способ Аргеландера. Для таких измерений необходимо поблизости от переменной звезды выбрать две звезды сравнения, одна из которых немного ярче, другая слабее переменной. Должна быть уверенность, что сами звезды сравнения не испытывают колебаний блеска, т. е. являются постоянными, а также по цвету не должны значительно отличаться от исследуемой. Желательно, чтобы звездные величины звезд сравнения были известны. Одну из звезд, обычно более яркую, обозначают a , а другую, слабее, - b . Интервал блеска между звездами a и b делится по ощущению наблюдателя на столько частей, сколько наблюдатель может уловить. Малоопытный наблюдатель может разделить на 4-5 части, опытный - до 10 частей, или степеней. Затем оценивают на сколько степеней переменная слабее a и ярче b. Результат обычно записывают в виде а2v3b , что означает что переменная звезда v на 2 степени слабее звезды a и на 3 степени ярче b. По мере изменения блеска переменной звезды оценки степеней изменяются в ту или иную сторону, в случае необходимости, выбирают звезду c, более слабую чем b и производят оценки яркости между b и c. Зная разницу в звездных величинах между a и b и число степеней между ними для каждого наблюдения, находят значение степени для этого наблюдения, а затем вычисляют блеск переменной v в звездных величинах. Также поступают при оценках яркости между b и c , а затем строят график изменения блеска со временем. Измерения, проведенные несколькими независимыми наблюдателями, позволяют получить больше точек на кривой блеска и более уверенно провести сред-нюю кривую. Одной из наиболее подходящих переменных звезд для обучения наблюдениям является Цефея, имеющая амплитуду изменения блеска более одной звездной величины и период около 5.4 суток. 12 В Приложении (Таблица 4), приводится список переменных звезд, рекомендуемых для наблюдений. Задачи: 1. Выбрать из Таблицы 1 Приложения 5-6 ярких звезд, видимых в данное время, оценить на глаз их яркости и расположить в порядке возрастания звездных величин. 2. Выбрать из Таблицы 1 Приложения 5-6 звезд с различными температурами, видимые в данное время, оценить их цвет и расположить в порядке перехода цвета от голубого к красному. 3. Провести определение предельных звездных величин (невооруженным глазом или с помощью оптики) СПР в течение нескольких вечеров (ночей). 4. Оценить предел разрешения имеющейся оптики по наблюдениям двойных звезд (Таблица 3 Приложения). 5. Регулярно наблюдая в вечернее время одну из переменных звезд (Таблица 4 Приложения) отметить вечера, когда звезда имела минимальную яркость. Наблюдения проводить несколькими наблюдателями независимо, данные усреднить, сравнить результаты. 3. Наблюдения составляющих галактик. 3.1. Рассеянные скопления. Даже невооруженным глазом можно заметить на небе несколько мест, где звезды сгущаются и образуют как бы звездную кучу или скопление. Если звезды в таких сгущениях физически связаны друг с другом и движутся параллельными путями, то такие объекты называются рассеянными (или открытыми) звездными скоплениями. Наиболее заметны из рассеянных скоплений: Плеяды ("Стожары", или "Утиное гнездышко", или "Семь сестер"), Гиады в Тельце, Ясли в созвездии Рака, двойное скопление и h Персея, Волосы Вероники (Приложение, Таблица 5). Каждое скопление состоит из нескольких десятков или сотен звезд, заключенных в объеме диаметром от 5 до 40 парсек. Располагаются рассеянные скопления преимущественно в галактической плоскости. 3.2. Шаровые скопления. К шаровым скоплениям относятся скопления звезд сферической или эллиптической формы, состоящие из десятков или сотен тысяч звезд, скученных к центру скопления. Если средняя плотность звезд в окрестностях звезд составляет около одной звезды на 10 кубических парсек, то в среднем в шаровом скоплении плотность превосходит 1000 звезд на куб. парсек. Диаметры таких 13 скоплений заключены в пределах от 40 до 100 парсек. В нашей Галактике обнаружено около 250 шаровых скоплений. Наиболее яркие их них приведены в Таблице 5. 3.3. Диффузная материя. Во вселенной, кроме звезд, присутствует сравнительно разреженная, неоформленная диффузная материя, занимающая огромные объемы в виде светлых или темных туманных объектов. Темные туманности могут быть пылевыми или газовыми и обнаруживаются потому, что заслоняют собою свет находящихся за ними звезд. В том случае, если поблизости находится яркая звезда, то туманность будет светлой. При этом у пылевых туманностей свечение происходит за счет отражения на пылинках света близкой звезды, а у газовых происходит поглощение квантов света с возбуждением и переизлучением в узких спектральных интервалах. Диффузные пылевые туман-ности дают спектр поглощения, а газовые - эмиссионный линейчатый спектр. Излучение происходит в основном в линиях водорода, гелия и ионизованного гелия, а также ионизированных кислорода и азота. Разновидностью газовых туманностей являются так называемые планетарные туманности, расширяющиеся оболочки от взорвавшихся звезд. Примером служит легко наблюдаемая в 100 мм телескоп туманность "Кольцо" в созвездии Лиры М57 (NGC 6720). Для наблюдений туманностей наиболее полезен бинокль с большой светосилой или телескоп со средним или малым увеличением. Из-за малой поверх-ностной яркости при больших увеличениях происходит размазывание собираемого телескопом света по большей площади и слабые детали исчезают за порогом чувствительности глаза. Значительный выигрыш дает фотография, которая за счет большого времени накопления позволяет выявить структуру туманности. Для этой цели также малопригодны длиннофокусные рефракторы с малой светосилой (1:10; 1:16), хотя они и дают большее увеличение. Более предпочтительны зеркальные рефлекторы даже любительского изготовления со светосилой 1:6 или 1:4. Для съемок в телескоп наиболее пригодны Плеяды, звезды которых погружены в светящуюся туманность, либо туманность М42 в поясе Ориона. Для съемки обычным фотоаппаратом со светосильным, но длиннофокусным объективом, например, ТАИР-3, лучше всего подходят протяженные туманности - NGC 700 "Северная Америка" с поперечником 11.5, или NGC 6960 - "Рыбачья сеть" ("Циррус"). Фотографирование обязательно должно вестись с часовым механизмом или ручным гидированием с помощью микрометренных винтов с выдержкой от 30 до 60 минут в безлунную ночь. Желательно применение красного фильтра, повышающего контрастность за счет того, что газовые туманности наиболее сильно светят в красной линии водорода H . При съемке на цветную пленку хорошо выделяются красные области, содержащие водород, и зеленые - богатые кислородом. Таблица 6 Приложения содержит список наиболее ярких туманностей. 14 3.4. Далекие галактики. Кроме туманностей, действительно состоящих из облаков пыли и газа, к туманностям относятся скопления звезд, находящиеся вне пределов нашей галактики и представляющие такие же системы, как и наша галактика. В отличие от местных скоплений эти туманности не концентрируются к плоскости нашей галактики, поскольку физически не связаны с нею. Наиболее близкая к нам туманность Андромеды М31 со своим спутником М32 расположена на расстоянии 2 миллиона световых лет и хорошо заметна невооруженным глазом. Следующая по удаленности М33 в созвездии Треугольника видна нам такой, какой она была примерно 3 млн. лет назад. М31 легко видна на негативах, полученных также и малоформатными 35-мм камерами со штатными 50-мм объективами. При светосиле 1:4 и больше и чувствительности 130-250 ед. ГОСТа выдержка составляет примерно 60 минут, когда прорабатываются не только центральная часть, но и спиральные рукава. 3.5. Наша Галактика. Летом и осенью в ясную безлунную ночь все небо опоясано светлой полосой, носящей название Млечный Путь. Средняя линия Млечного Пути представляет собой большой круг, наклоненный к плоскости небесного экватора под углом 62 и пересекающийся с ним в созвездиях Орла и Единорога. В средних широтах видна часть Млечного Пути, проходящая по созвездиям Стрелец, Щит, Орел, Лира, Лебедь, Цефей, Кассиопея, Возничий, Телец, Орион. Наиболее яркая часть приходится на летние созвездия: от Стрельца до Цефея. В телескоп видно, что светящаяся полоса Млечного Пути распадается на множество слабых звезд, образующих в целом звездную систему - нашу Галактику (галактика по гречески "молочный"). Звезды Галактики (около 200 млрд) образуют в пространстве фигуру, которая выглядит как плоский диск диаметром 30 килопарсек (кпк) с шарообразным утолщением в центре размером 4 кпк. От центральной области к периферии отходят спиральные рукава, в которых концентрируются наиболее яркие звезды. Наше Солнце находится в Галактике на расстоянии 10 кпк от центра и лежит почти в плоскости симметрии. Центр Галактики находится в созвездии Стрельца в точке с координатами = 17 час 40 мин, 29 , однако само ядро Галактики не наблюдается из-за огромного скопления межзвездного газа и пыли в этом направлении. Вся Галактика вращается вокруг своей центральной области, делая полный оборот примерно за 200 млн лет, при этом Солнце с окружающими звездами движется в пространстве со скоростью 250 км/с . Солнце, как и другие звезды, имеет кроме того собст-венное движение и перемещается относительно общего движения звезд со скоро-стью 20 км/с по направлению к точке, которая находится в созвездии Геркулеса с координатами = 18 часов = 30 вблизи звезды Геркулеса. Общее число звезд в нашей Галактике оценивается в 1012 . 15 Кроме одиночных звезд в состав Галактики входят двойные и кратные системы, а также группы звезд, связанные силами тяготения и имеющие общее происхождение, называемые скоплениями: рассеянными или шаровыми. Рассеянные скопления содержат сотни-тысячи звезд в пределах 1.5-15 парсек. В шаровых скоплениях число звезд оценивается в несколько сотен тысяч, до миллиона звезд, котроые заключены в шаровом объеме диметром не более 100 парсек. Если средняя плотность звезд в окрестностях Солнца составляет около одной звезды на 10 кубических парсек, то в шаровом скоплении плотность превосходит 1000 на куб. парсек. Кроме звезд в Галактике присутствуют межвездные газ и пыль, которые образуют диффузные светлые или темные туманности. Если внутри такого облака находится горячая звезда, то она подсвечивает окружающее ее вещество, и мы наблюдаем светлую туманность. При отсутствии звезды облако только заслоняет находящиеся за ним звезды, и мы видим на этом месте темный провал. Задачи: 1. Отыскать на звездной карте, а затем на небе месторасположение ядра Галактики. 2. Отыскать на звездной карте, а затем на небе точку, по направлению к которой движется наше Солнце. 3. Отыскать визуально и в телескоп рассеянные скопления и h Персея, Плеяды, Ясли (Таблица 5). Оценить число звезд в поле зрения телескопа. 4. Отыскать в телескоп шаровые скопления в Геркулесе, Пегасе, Гончих Псах (Табл. 5). Оценить возможное число звезд в скоплении. 5. Отыскать в телескоп диффузную туманность М42 около Ориона (Таблица 6). 6. Отыскать по координатам и по карте планетарные туманности в созвездиях Лисички и Лиры (Таблица 6). 7. Отыскать визуально и в телескоп туманность Андромеды М31 (Таблица 6). 8. Отыскать в телескоп по координатам и звездной карте галактики М33 в Треугольнике, М81 и М101 в Б. Медведице, М51 в созвездии Гончих Псов. Список рекомендуемой литературы 16 Агекян Т. А. Звезды, галактики, Метагалактика. 3-е изд. , пераб. и доп. - М.: Наука, 1981. Астрономический календарь, ежегодник: Переменная часть (ВАГО), - М.: Гостехиздат, ред. Бакулин П. И. Астрономический календарь: Постоянная часть. 7-е изд. - М.: Наука, 1981. Дагаев М. М. Наблюдения звездного неба. - М. : Наука, 1988. Данлоп С. Азбука звездного неба. - М. : Наука, 1990. Климишин И. А. Элементарная астрономия. - М. : Наука, 1991. Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии. - М. : Наука, 1971. Михайлов А. А. Звездный атлас (до 8.5 зв. вел. ), - ГТТИ, 1953. Цесевич В. П. Что и как наблюдать на небе. - М. : Наука, 1988. Приложение Таблица 1 Список ярких звезд Звезда Б.Пса Сириус Волопаса, Арктур Лиры, Вега Возничего, Капелла Ориона, Ригель М. Пса, Процион Ориона, Бетельгейзе Орла, Альтаир Тельца, Альдебаран Скорпиона, Антарес Девы, Спика Близнецов, Поллукс Лебедя, Денеб Льва, Регул Близнецов, Кастор Ориона, Беллатрикс Прямое Склонение восхожде ние -1635' 6 h 43 m 14 13 19 27 18 35 38 44 5 13 45 57 5 12 -08 15 7 37 05 21 5 52 07 24 19 48 08 44 4 33 16 25 16 26 -26 19 13 23 -10 54 7 42 28 09 20 40 45 06 10 06 12 13 7 31 32 00 5 22 06 18 Видимая звездная величина -1.46 m -0.05 0.03 0.08 0.13 0.37 0.42 0.76 0.86 0.91 0.97 1.14 1.25 1.35 1.58 1.63 Спектр A1 K2 A0 G8 B8 F5 M2 A7 K5 M1 B1 K0 A2 B7 A1 B2 Абсолютная звездная величина 1.4 m -0.3 0.4 -0.7 -7.1 2.5 -6.1 2.2 -0.8 -4.8 -3.5 0.9 -7.4 -0.7 10.7 -3.4 17 Тельца, Нат Ориона, Алнилам Б.Медвед., Алиот Ориона, Алнитак Б.Медвед., Дубхе Персея, Мирфак Б.Медвед, Бенетнаш Возничий, Менкалинан Близнецов, Альхен Гидры, Альфард Кита, Мира Овна, Хамал М.Медвед., Полярная 5 23 5 34 12 52 5 38 11.01 3.21 13.46 5 56 6 35 9.25 2 17 2 04 1 49 28 34 -01 14 56 14 -01 58 62 01 49 41 49 34 44 57 16 27 -08 26 -03 12 23 14 89 02 1.65 1.70 1.78 1.79 1.79 1.80 1.86 1.90 1.93 1.99 2.00 2.02 2.02 B7 B0 A0 O9 K0 F5 B3 A2 A0 K4 M6 K2 F8 -2.1 -6.8 -0.3 -6.5 -0.8 -4.4 -1.7 -0.3 -0.05 -0.5 -1.0 0.1 -4.6 18 Рис. 1. Карта Северного Полярного Ряда. Таблица 2. Фотометрический стандарт Северного Полярного Ряда 19 Номер по карте 1s- UM1 1 2 3 4 5 2s 3s 1r 6 7 2r 8 9 3r 10 4r 11 12 5r 4s 13 6r 14 Звездная величина фотографическая фотовизуальная m 2. 56 2. m 07 4. 39 4. 39 5. 22 5. 30 5. 76 5. 58 5. 95 5. 82 6.46 6.46 6. 50 6. 30 6. 64 6. 33 6. 67 5. 08 7. 15 7. 08 7. 37 7. 56 7. 92 6. 35 8. 30 8. 13 8. 93 8. 84 8. 92 7. 54 9. 15 9. 05 9. 18 8. 28 9. 77 9. 57 10. 08 9. 79 10. 18 8. 63 10. 31 9. 82 10. 55 10. 35 10. 51 9. 25 10. 94 10. 53 Таблица 3. Список двойных звезд 20 Звезда Прямое восхождение Склонение Звездные величины m Угловое расстояние Примечание Андром. 2 h 00 m 4206' 2.3; 5.1 10.0" оранжевая+ голубая Кита Ориона Ориона Единор. Единор. Близнец. Льва Г.Псы 2 40 5 36 5 38 6 21 6 26 7 31 10 17 12 53 03 02 02 38 01 58 04 37 07 00 32 00 20 06 38 35 3.7; 6.4 3.9; 6.5 2.1; 4.2 4.5; 6.5 4.7; 5.2; 5.6 1.9; 2.9 2.6; 3.8 2.9; 5.4 3.0 12.8 2.4 13.2 7.4; 2.8 2.2 4.3 19.7 Б.Медвед. 13 21 55 11 2.2; 4.0 12(мин) Волопаса Волопаса Скорпион Скорпион 14 42 14 49 15 37 16 02 2717 19 18 36 48 19 40 2.7;5.1 4.8; 6.9 5.1; 6.0 2.9; 5.1 2.9 6.7 6.3 13.7 Скорпион Скорпион 16 09 16 28 19 20 26 23 4; 6; 7; 8 1.2; 5.0 41.4 2.9 Геркулес 17 12 14 27 3.4; 5.4 4.6 95Геркулес 70Змеи Лиры Лебедя 17 59 18 02 18 42 19 28 21 36 02 31 39 37 27 52 5.2; 5.1 4.3; 6.0 5; 6; 5; 5 3.2; 5.4 6.5 2.1 208.0 34.6 Лебедя Дельфина Геркулес 19 43 20 44 20 49 45 00 15 57 19 13 3.0; 6.5 4.5; 5.5 4.5; 5.5 2.1 10.4 11.0 тройная оранжевая+ лиловая невооруж. глазом белая+ зеленая четверная оранжевая+ голубая желтая+ голубая четверная желтая+ голубая красная+ зеленая 21 Таблица 4 Список переменных звезд Звезда RR Лиры XZ Лебедя VZ Рака Цефея Орла Близнецов RT Возничего T Лисички E Единорога S Стрелы SU Кассиопеи X Лебедя Кита R Гидры Лебедя R Кассиопеи Персея Лиры Тельца WW Возничего AR Возничего U Стрелы U Цефея Прямое восхождение Склонение Видимая звездная величина макс мин Лириды (короткопериодические цефеиды) 6.9 8.0 +4241' 19 h 24 m 19 31 +56 17 8.7 10.4 08 38 +10 00 7.2 7.9 Цефеиды 22 27 +58 10 3.7 4.4 19 50 +00 53 3.5 4.6 07 01 +20 39 3.7 4.2 06 25 +30 32 5.3 6.6 20 49 +28 04 5.4 6.1 06 23 +07 07 5.6 6.6 19 54 +16 30 5.9 7.0 02 48 +68 41 6.2 6.8 20 41 +35 24 6.5 8.2 Долгопериодические переменные 02 17 2.0 10.1 03 12 13 27 3.0 11.0 23 01 19 49 +32 47 3.3 14.2 23 56 +51 07 4.8 13.0 Затменные переменные 03 05 +40 46 2.2 3.5 18 48 +33 18 3.4 4.3 03 58 +12 21 3.5 4.0 06 29 +32 30 5.7 6.4 05 15 +33 43 5.8 6.5 19 17 +19 31 6.3 9.9 00 58 +81 36 6.6 9.8 Период дни 0.567 0.467 0.178 5.366 7.177 10.151 3.728 4.436 27.020 8.382 1.949 16.387 331.65 388.0 406.84 431.0 3.867 12.908 3.953 2.525 4.135 3.381 2.493 22 Таблица 5 Звездные скопления Скопление Гиады М 45 Плеяды М7 М 44 Ясли М 67 h Персея Персея М6 М 41 М 39 М 35 М 34 М 23 М 37 М 36 М 22 М 13 М 92 М5 М4 М 15 М2 М3 М 10 М 12 Созвездие Прямое восхождение Склонение Угловой диаметр Видимая звездная величина Телец Телец Скорпион Рак Рак Персей Персей Скорпион Б. Пес Лебедь Близнецы Персей Стрелец Возничий Возничий Рассеянные скопления +1535' 04 h 18 m 03 44 +23 58 17 51 34 48 08 38 +19 52 08 48 +12 00 02 16 +56 55 02 19 +56 53 17 37 32 11 06 45 20 42 21 30 +48 13 06 06 +24 20 02 39 +42 34 17 54 19 01 05 49 +32 33 05 32 +34 07 1200' 180 70 420 18 36 36 55 50 30 40 42 35 34 19 0.8 1.4 3.2 3.9 4.0 4.3 4.3 4.7 5.1 5.2 5.4 5.8 6.0 6.2 6.3 Стрелец Геркулес Геркулес Змея Скорпион Пегас Водолей Гонч. Псы Змееносец Змееносец Шаровые скопления 18 33 23 58 16 40 +36 33 17 16 +43 12 15 16 +02 16 16 21 26 24 21 28 +11 57 21 31 01 03 13 40 +28 38 16 45 04 02 16 47 01 52 24 18 11 14 24 12 12 24 14 14 5.0 5.7 6.4 5.8 5.8 6.3 6.3 6.4 6.7 6.8 23 Таблица 6 Туманности Номер в каталоге NGC или M М42 2237 2264 М8 6960 6992 7000 М57 М27 7009 7293 205 М32 М31 253 М33 М81 М94 М51 М83 М101 Созвездие Ориона Единорог S Единорог Стрелец Лебедь Лебедь Лебедь Лира Лисичка Водолей Водолей Андромеда Андромеда Андромеда Скульптор Треугольн Б. Медв. Гонч. Псы Гонч. Псы Гиады Б.Медвед. Прямое восхождение Склонение Угловые размеры Видимая звездная величина Диффузные туманности 0525' 5 h 33 m 6 30 +04 40 6 38 +09 57 18 02 24 20 20 44 +30 32 20 54 +31 30 20 27 +44 08 66'x60' 64 x61 60 x30 60 x35 70 x 6 78 x 8 120 x100 3.0 4.7 6.8 1.3 Планетарные туманности 18 52 +32 58 19 57 +22 35 21 01 11 34 22 27 21 06 1.4 x1 8x4 0.7 x0.4 15 x12 9.3 8.4 6.5 Галактики 0 38 +41 25 0 40 +40 36 0 40 +41 00 0 45 25 34 1 31 +30 24 9 51 +69 18 12 49 +41 23 13 28 +47 27 13 34 29 37 14 01 +54 35 26 x16 12 x 8 200 x90 22 x 6 83 x53 35 x14 15 x13 14 x10 11 x 9 28 x28 8.9 9.1 4.3 7.7 6.2 7.8 8.9 8.9 8.4 8.2 24