Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса
Шрифт:
Солнце — это умеренно переменная звезда. На его поверхности есть пятна, число которых время от времени начинает возрастать от минимума, при котором их почти не видно, до тревожащего максимума, на достижение которого уходит 5,5 года, а затем снова снижается до «спокойного» минимума — и так завершается 11-летний цикл, за которым мы следили в телескопы сотни лет. Даже те, кто жил до Рождества Христова и наблюдал за Солнцем невооруженным глазом, отмечали большие пятна и их постепенные изменения. Эти астрономы, еще до появления телескопов проводившие свои исследования в Китае, на Аравийском полуострове и в Европе, полагались на туманные атмосферные условия, которые достаточно затемняли Солнце и делали наблюдение за ним хотя бы минимально «безопасным».
Сегодня мы уже понимаем, что солнечные пятна очерчивают границы относительно
Рис. 5.5. Считается, что горячая солнечная корона получает энергию за счет внезапной перестройки магнитных полей. Слева солнечная вспышка, снятая в рентгеновском диапазоне, становится ярче, что отмечает особенно интенсивное высвобождение магнитной энергии. Справа эруптивный протуберанец вызывает огромный корональный выброс массы. (Материалы любезно предоставлены Обсерваторией солнечной динамики NASA.)
Солнце меняется и в других, более длительных временных масштабах. Его магнитное поле меняет знак раз в 11 лет, возвращаясь к первоначальной конфигурации каждые 22 года. Скорее всего, 22-летний цикл магнитного поля и 11-летний цикл солнечных пятен имеют причинно-следственную связь. Как гласит теоретическая модель, благосклонно воспринимаемая учеными, каждый максимум активности солнечных пятен сводит на нет общее магнитное поле. Затем появляется новое глобальное магнитное поле, ориентированное в противоположном направлении, а вслед за этим солнечных пятен становится меньше. В дальнейшем это обращение магнитного поля повторяется, как только активность солнечных пятен достигает нового максимума. В основе всей магнитной активности лежат сдвиговые течения проводящей плазмы, протекающие глубоко внутри Солнца. Относительные движения плазменных сгустков и последствия этих движений определяют конфигурацию магнитных полей, возникающих на солнечной поверхности. Астрофизики окрестили сдвиговые течения «солнечным динамо» и полагают, что подобные силы действуют в недрах большинства солнцеподобных звезд, где конвективные внешние слои являются нормой.
В масштабах столетий максимальное количество солнечных пятен может увеличиваться и уменьшаться. Особенно спокойный период продолжался с 1645 по 1715 год. Он назывался минимумом Маундера и ассоциировался с особенно холодной погодой в Европе и Северной Америке. Измерения различных показателей, свидетельствующих о температуре, скажем, толщины древесных колец и обилия углерода-14 в растениях, подтвердили что она снижалась по всему миру не только в годы минимума Маундера,
но и на протяжении других глобальных похолоданий, имевших место за последние 2000 лет и ассоциируемых с минимальным проявлением солнечных пятен. Могут ли эти колебания солнечной активности в такой степени влиять на климат Земли, остается спорным. Однако мы знаем, что высокая активность нашей звезды до сих пор крайне губительна для многих наших технологий. И неизвестно, как еще захочет «пошалить» Солнце в ближайшие годы, века и тысячелетия.
6. Звезды и планеты вне владений
Блаженны кроткие, ибо они наследуют землю.
Евангелие от Матфея, 5:5
За пределами Солнечной системы находится бесчисленное множество других систем из звезд, планет и «мусора», странствующих по диску Млечного Пути в орбитальной синхронности с гравитацией нашей Галактики. Больше всего мы знаем о ближайших к нам звездных системах, поскольку можем с уверенностью определить надежные расстояния до их звезд-хозяек. Мы уже говорили о том, что эти системы, расположенные в пределах примерно 100 световых лет от нашей звезды, составляют так называемые окрестности Солнца. Как оказалось, в них преобладают тусклые звезды с малой массой, и еще в них невероятно много планет.
Звездный рог изобилия
Как мы уже видели на рис. 3.9, в число звезд, составляющих внутреннюю область окрестностей Солнца, входят само Солнце (это очевидно), ? Центавра А и В, Процион и Сириус. В цветах этих местных звезд уже заметно разнообразие. Затем идут не столь узнаваемые светила — остаток из тридцати трех звезд, изображенных на упомянутом рисунке. Возможно, вы с ними не знакомы по очень простой причине: они намного тусклее, чем яркая четверка.
Кроме того, большую часть этих звезд без телескопа не увидеть, поскольку они занимают тот же локальный участок пространства, что и первые четыре, да и по природе своей светят не столь сильно. Значительные перемены в светимости и цвете звезд характерны для всех окрестностей Солнца. Нам это известно, поскольку астрономы смогли достоверно определить расстояния до большинства этих звезд, произвести количественные оценки их цветов и установить их спектральные классы.
Расстояния до звезд
В третьей главе мы говорили, что лучший способ рассчитать расстояние до звезды — это отследить ее годовое движение относительно более удаленных звезд, расположенных на фоне. На самом деле это «параллактическое» движение отражает бег нашей планеты вокруг Солнца — и выражено тем слабее, чем дальше от нас до звезды. Замерив угловой параллакс звезды и зная «базисную линию» Земли, идущей по орбите, астрономы могут при помощи триангуляции вычислить, насколько далеко на самом деле находится звезда. Для наблюдателей, находящихся на Земле, формула, связывающая годичный параллакс звезды (р) с расстоянием до нее (d), выглядит так:
d (парсеки) = 1/p (угловые секунды),
где р измеряется в угловых секундах (1? = 1/3600°), а d — в парсеках (1 пк = 3,26 св. года). Более того, единица измерения расстояния — парсек — формально определяется как «угловая секунда параллакса», а «парсек» — это сокращение. Например, ? Центавра А — самая яркая звезда в ближайшей к Солнцу звездной системе — два раза в год отклоняется от своего номинального положения на параллактический угол, равный 0,747?, так что расстояние от Солнца до нее составляет 1/0,747? = 1,338 парсека, или 4,36 светового года.
На сегодняшний день так были измерены расстояния до примерно 2000 звезд в пределах 50 световых лет от Солнца — и совсем недавно в этом начали помогать обсерватории, размещенные на борту космических аппаратов и способные точнее определять положение звезд без помех, вызванных атмосферным размытием.
Блеск и светимость звезд
Если ясной безлунной ночью, находясь вдали от искусственного освещения, вы посмотрите вверх, то сможете увидеть несколько тысяч звезд и, возможно, обнаружите, что некоторые из них кажутся намного ярче других. Например, Сириус в созвездии Большого Пса выглядит очень ярким; ? Кита имеет среднюю яркость, в то время как 61 Лебедя, первая звезда, расстояние до которой удалось определить достоверно, едва видна. Древнегреческий астроном Гиппарх заметил эти отличия около 135 года до нашей эры и разработал систему для их количественной оценки. В ней ярчайшим звездам присваивалась «первая величина», а самым тусклым, едва заметным — «шестая». Таким образом, полный диапазон яркости звезд охватывал величины от 1 до 6. Сириус тогда считался звездой первой величины, в то время как 61 Лебедя соответствовала бы звездной величине 5 или 6.