1. Предмет астрономии
Астрономия — это наука, изучающая кос­
мические тела: их происхождение, разви­
тие, расположение и движение. В переводе
с греческого слово «астрономия» означает
«закон о звездах».
Астрономия — одна из старейших наук.
Объектами ее изучения являются звезды,
планеты, кометы, галактики — все, что
находится за пределами земной атмосферы.
Астрономию интересуют северные сияния и
космические лучи, рождение, эволюция и
смерть звезд и галактик, наличие жизни на
иных планетах, строение нашей Вселенной
и существование иных вселенных.
Основными задачами астрономии я в ­
ляются: изучение местонахождений и дви­
жений небесных светил; исследования их
размеров, плотности, химического состава
и физических условий; решение космоло­
гических проблем происхождения Земли,
С олнечной системы , звезд, галактик и
Вселенной в целом.

3

О сновны е методы астроном ических
исследований: наблюдения (визуальные,
фотографические, фотометрические, спек­
троскопические и др.), измерения и косми­
ческие эксперименты.
Астрономия оказала огромное влияние
на развитие человеческой цивилизации. На
протяжении тысячелетий она была главной
наукой человечества, неразрывно связан­
ной как с религией, так и с математикой.
В Китае за 2 тысячи лет до новой эры
были созданы календарь и карты звездного
неба.
Индийские математики достигли боль­
ших успехов в создании геометрии и алге­
бры, что было связано с наблюдениями за­
кономерностей движения Луны и Солнца.
Индейцы майя на основе наблюдений
за небесным сводом создали оригинальный
календарь.
В Египте производились астроном и­
ческие исчисления для прогнозирования
ежегодных разливов Нила, что имело ре­
шающее значение для сельского хозяйства.
В Д ревней М есопотам ии на основе
астрономических наблюдений была создана
4

система угловых градусов, минут и секунд,
что дало начало практической астрономии.
Вавилонские математики знали теорему
Пифагора и умели решать квадратные урав­
нения, используя эти знания для описания
космических явлений.
Астрономия оказала огромное влияние
на формирование у человечества научного
м и р о в о ззр ен и я , что им ело н еоц ен и м ое
практическое значение для ж изни людей.
Астрономические методы ориентировки
на местности применялись и применяются
в мореплавании, авиации и космонавтике.
По координатам небесных объектов ори­
ентируются космические автоматические
аппараты. В связи с будущим освоением тел
Солнечной системы составляются подроб­
ные карты Луны, Марса, Венеры.

5

2. Связь астрономии
с другими науками
Астрономия неразры вно связана с фи­
лософией, так к ак эти науки отвечают на
главны е м и р о в о ззр ен ч еск и е вопросы : о
м атериальном единстве мира, неуничтох и м о с т и м атерии и движ ения, понятиях
п ространства и врем ени, познаваем ости
мира и месте человечества во Вселенной.
Астрономия неразры вно связана с фи­
зикой, так как обе эти науки, опираясь на
ф изически е законы , объясняю т состав и
строение небесны х объектов, их в озн и к ­
новение, эволю цию , движ ение и взаим о­
действие. А строномические наблю дения,
в свою очередь, п о м о гаю т ф и зи к е дл я
уточнения ф изических теорий и законов
и открытия новых закономерностей. Объ­
единенные в единую науку — астроф изи­
ку, — астроном ия и ф и зи ка изучаю т как
субъядерные взаимодействия, так и взрывы
звезд, процессы в н ейтронны х звездах и
черны х дырах, проблем ы скры той массы
и происхождение Вселенной.
6

Ф и зи к а , в свою о ч е р е д ь, и сп о л ьзу ет
данны е астрономических наблюдений для:
уточнения известны х ф изических законов
и теорий; откры тия новых ф изических яв­
л ен ий, процессов и законом ерностей; экс­
периментального подтверждения законов и
теорий; исследования п ри н ц и п и ал ьн о не
воспроизводим ы х или трудновоспроизво­
димых в земны х лабораториях физических
объектов, явлений и процессов, таких как
терм оядерны е реакции, поведение горячей
плазмы в м агнитном поле, эф ф екты реля­
тивистской теории и т. д.
Ф и зи к а и астрон ом и я совм естн о р а з­
рабаты ваю т теорию Великого объединения,
сводящ его все проц ессы во В селенной к
единому началу,
А строном ия неразры вно связан а с ма­
тематикой, п о ск о л ьк у в н ей ш и р о к о и с ­
п ользую тся м атем ати ч ески е м етоды для
определени я небесн ы х и географ и ческих
координат, расчетов светимости и звездных
величин, и зм ерения косм и ческих рассто­
ян и й и размеров космических тел и т. д.
Астрономия связана и с химией, посколь­
ку обе эти пауки изучают происхож дение и
7

распространение во Вселенной химических
элементов и их изотопов, строение косм и­
ческих тел, влияние космических явлений
к п роц ессов н а п ротек ан и е хим ических
реакци й. Д анны е астроном ии позволяю т
ответить на вопросы о протекании хим и­
ческих реакций в недрах звезд и реакциях
синтеза органических вещ еств в космосе.
А стр о н о м и ю и географию с в я зы в а е т
изучение Земли к ак одной из планет С ол­
нечной системы. Астрономические методы
позволяют ответить на вопросы, связанные
с ориентацией в пространстве и определе­
нием координат на местности. Благодаря
астрономическим наблюдениям возможно
точное определение долготы и шпроты места
на земной поверхности, т. е. географ иче­
ски х коорди н ат, и зм е р е н и е р а сс то я н и й
меж ду удаленны м и зем ны м и объектами.
И з-за движения Земли и смещ ения земных
полюсов приходится вносить поправки к о ­
ординат местностей, которые тоже возмож­
ны благодаря космическим наблюдениям.
Астрономия объясняет происхож дение
магнитны х бурь, изменений в атмосфере,
см ен у врем ен года, п р и л и вы и отли вы ,
8

ледниковы е периоды и периоды потеп л е­
н и я . К о с м и ч е с к о е зе м л е в е д е н и е и гр а е т
о гром н ую р о л ь в п р а к ти ч е ск о й д е я т е л ь ­
ности людей.
А строном ия и биология изучаю т п р о и с ­
х ож ден и е и р азв и ти е ж ивы х о р ган и зм о в
во В с ел е н н о й , п о с к о л ь к у эти п р о ц ес сы
обусловлены эволю цией неж ивой и ж ивой
п р и р о д ы и п р о и с х о ж д е н и е м ж и з н и на
Земле. К расота звездного неба несет в себе
м ощ ны й эм оц иональны й заряд, в осп и ты ­
вая чувство прекрасного и одн оврем ен но
способствуя развитию научного мыш ления.
Важной астроном ической задачей яв л я­
ется определение точного времени. Благода­
ря астрономическим расчетам вы числяется
т о ч н о е врем я восход а и захода С о л н ц а ,
п р о д о л ж и т ел ь н о с ти д н я , что в аж н о при
подсчете электроэнергии, необходимой для
освещ ения зем ны х объектов. Астрономиче­
ские методы позволяю т вы числять высоту
при ли вов и отливов, что необходим о для
б е зо п а с н о с т и м о р е п л а в а н и я и р а б о т на
м о рск ом п об ереж ье. Б л агодаря а с т р о н о ­
м ическим наблю дениям за п роц ессам и на
Солнце учены е предсказы ваю т м агнитны е
9

бури, и з -з а которы х н аруш аю тся р а д и о ­
связь и самочувствие людей.
О гром ную р о л ь и грает а с т р о н о м и я в
космонавтике. П олеты человека в космос
стали возмож ны исклю чительно благодаря
успехам астроном ии. А строном ия реш ает
многие проблемы космонавтики: позволяет
сделать оптим альны й вы бор и точны й рас­
чет орбит спутников и космических к ора­
блей, определить расстояния до небесных
тел, вы брать наиболее подходящ ее врем я
дл я м еж планетн ы х перелетов и и ссл ед о ­
вать влияние косм ического излучения на
космонавтов.

3. Эволюция взглядов человека
на Вселенную
А строн ом ия в о зн и к л а н а заре чел ове­
ческой ц и ви ли зац и и , что бы ло связан о с
п р а к ти ч е ск и м и п о тр еб н о стям и л ю дей, и
прежде всего земледелием, скотоводством
и мореплаванием.
10

В древних государствах — Китае, И ндии,
Египте — наблю дения за небесны ми свети­
лам и откры ли связь между сменой врем ен
года, п р и л и в а м и и отл и в ам и , р азл и вам и
рек с и зм ен ен и ем п о л о ж ен и я С о л н ц а на
небосводе. П одобны е наблю дения привели
к созданию к ал е н д а р я, в к о тором м ерой
отсчета врем ени стали сутки, м есяц и год.
П о зж е б ы л о о б н а р у ж е н о , что , к р о м е
С олнца и Л уны , есть планеты , названны е
М еркурием, Венерой, М арсом, Ю питером
и Сатурном.
Не пон и м ая природы небесных светил и
законов их движ ения, люди обож ествляли
их, п р и п и с ы в а я им в л и я н и е н а судьб ы
народов. Так возн и кли астрология и р ел и ­
гиозны е праздники.
Большую роль в ж изни государств Д рев­
него Востока — Египте, И н дии — играли
ж рецы , заинтересованн ы е в астроном ич е­
ски х н аб л ю д ен и ях для у с та н о в л ен и я дат
этих п р а зд н и к о в . Н о уж е тогда д р е в н и е
астроном ы следи ли за д ви ж ен и ем н е б е с ­
н ы х с в е т и л и н а у ч и л и сь п р е д с к а зы в а т ь
с о л н е ч н ы е за т м е н и я . А с т р о н о м и ч е с к и е
11

зн ан и я егип тян оказали больш ое влияние
н а развитие этой науки.
О громны й вклад в развитие астроном ии
внесли древние греки. Уже первые древне­
греческие учены е пы тались доказать, что
В селенная существует без участия бож ест­
венны х сил.
Ученый Фалес Милетский (VI век до н. э.)
первы м указал, что Л уна светит отраж ен­
ны м от Солнца светом. Он провел на небес­
н ой сф ере пять кругов: арктический круг,
летни й тропик, небесн ы й экватор, зи м н ий
троп и к и антаркти ческий круг. Обнаруж ил
н а к л о н э к л и п т и к и к экватору. И зм е р и л
угловые размеры Л уны и С олнца и вы чис­
л ил время солнцестояний и равноденствий.
Ввел календарь, в котором год состоит из
365 дн ей и делится н а 12 м есяцев.
У чены й Анаксагор (ок . 5 0 0 -4 2 8 гг. до
н. э.), опи раясь н а учение Ф алеса М и лет­
ского, вы сказал гипотезу, согласно которой
м ир в озн и к из вращ аю щ ейся смеси м ель­
чайш их частиц различны х вещ еств — «се­
м ян», — сф орм ировавш ей небесн ы й свод.
12

О н п ервы м д ал п р а в и л ь н о е о б ъ я с н е н и е
солн ечны м и лунны м затм ениям .
М атем атик Пифагор (570 г. до н. э.) пер­
вым назвал Вселенную косм осом и вы ска­
зал идею , что З е й л я имеет ф орм у ш ара.
Ф илософ Демокрит (370 г. д о н. э.) я в л я ­
ется основополож ником атомного строения
мира, согласно которому В селенная состо­
ит из совокупности мельчайш их неделимы х
частиц — атом ов, разделенны х пустотой.
Ф илософ Аристотель (384—322 гг. до н .э.)
п р и д ер ж и в а л ся г е о ц е н т р и ч е с к о й т ео р и и
строения мира. О н считал Землю центром
В сел енной, н о утверж дал, что о н а им еет
ф орм у ш ара, п о ск ол ьк у п ри лун н ы х за т ­
м ен иях тень, бросаем ая Зем лей н а Луну,
к р у гл а я . О н т а к ж е с ч и т а л , что и Л у н а
ш арообразна, к ак и другие небесны е тела.
В селенную он п редставл ял к а к ряд к о н ­
центрических сфер, движущ ихся с разны м и
скоростям и и приводим ы х в движ ение
к рай ней сф ерой неподвиж ны х звезд.
Астроном Аристарх Самосский (ок. 310—
230 гг. до н. э.) первы м вы двинул гел и о ­
13

цен три ческую си стем у м и ра, согл асн о
которой в центре В селенной находится
С олнце, вокруг к оторого вращ аю тся д р у ­
гие небесн ы е тела, за что был о б в и н ен в
безбож ии. О н первы м предлож ил научный
метод оп ред ел ен и я р а сс то я н и й от Зем ли
до Л уны и С ол н ц а, а такж е их разм еров.
П о его изм ерен и ям С олнце во столько раз
больш е Л уны , во сколько раз оно дальш е,
чем Л уна от Зем ли . О н поддерж ал идею ,
что все планеты вращ аю тся вокруг С олнца,
и считал, что С олнце во много раз больше
З е м л и , а зв е зд ы у д а л е н ы н а о г р о м н ы е
р а сс то я н и я . А ристарх р ассчи тал п р о д о л ­
ж ительность года в 365 + (1/4) + (1/1623)
д н ей . В честь А ри старха на Л уне н а зв а н
кратер, а такж е астероид.
М атематик и астроном Эратосфен Киренскпй (ок. 276—194 гг. до н .э .) предлож ил ме­
тод расчета диаметра Земли, основанны й на
одноврем енном измерении угловой высоты
С ол н ц а н а юге Е ги п та и в А л ексан дри и ,
леж ащ их на одном меридиане. И зм еренны й
им ди ам етр зем ного ш ара л и ш ь н а 80 км
отличается от настоящ его.
14

Один из основополож ников астрономии
Гиппарх (о к . 1 9 0 -1 2 5 гг. д о н. э.) создал

первую м атематическую теорию движ ения
и за т м е н и й Л у н ы и С о л н ц а , на о с н о в е
к о то р о й п рав и л ьн о вы числил расстоян и е
Л уны от Зем ли и ее диаметр. О н составил
о гр о м н ы й к ат а л о г зв езд , р азд ел и в их на
б с т е п е н е й по б л е ск у и р а с п р е д е л и в по
28 с о зв е зд и я м . Гиппарх п е р в ы м о т к р ы л
прецессию зем ной оси. Он построил эп и ­
центрическую м одель д в и ж е н и я С о л н ц а,
определил п род олж ительность лунного
м есяца и наклон плоскости лунной орбиты.
Указал на необходимость п ри м енять в гео­
графии при определении ш ироты и долготы
астроном ические методы.
А с тр о н о м Клавдий Птолемей (о к . 9 0 160 гг. д о н . э . ) н а п и с а л э н ц и к л о п е д и ю
«В еликое м атем ати ческое п о стр о ен и е по
астроном ии» в 30 книгах, известную под
названием «.Альмагест». В ней он излож ил
уж е и зве с тн ы е в то в р ем я а с т р о н о м и ч е ­
ские зн ан и я, сф орм улировав на их основе
сложную гелиоцентрическую модель Все­
ленной и вклю чив каталог звездного неба.
15

А строном ия П толем ея долгое время была
о б щ еп р и зн а н н о й в зап ад н о м и арабском
общ естве. П тол ем ей и зобрел астролябию
дл я наблю дения звездного неба — аналог
телескопа. В работе «П одручны е таблицы »
он привел астроном ические таблицы , удоб­
ны е для расчета полож ения планет и звезд.
Огромную роль в развити и астроном ии
к ак науки сы грали работы ученых и других
стран.
П ольский астроном эпохи Возрож дения
Николай Коперник (XV век) внес больш ой
вклад в науку о м ироздании. В своем труде
«О вращ ен ии небесны х тел» он теоретиче­
ски обосновал гелиоцентрическую систему,
утверждал о ш арообразности Зем ли и всего
м и р о зд а н и я , в ы вел п р а в и л а в ы ч и с л ен и я
р асп о л о ж ен и я звезд и планет, создав о с ­
н овы сф ер и ч е ск о й астр о н о м и и . Ц ерковь
о б ъ яви л а учени е К о п е р н и к а ересью и
запретила.
И т а л ь я н с к и й м о н а х Джордано Бруно
(1548-1600) вы двинул идею о бескон ечно­
сти Вселенной, в которой существует м но­
жество звезд, подобных Солнцу. О н считал,
16

что в С олнечной системе есть неизвестны е
планеты и что на других планетах возможна
ж изнь. За свои взгляды в 1600 г. Бруно был
сожж ен на костре как еретик.
И т а л ь я н с к и й у ч ен ы й Галилео Галилей
(1564—1642) сконструировал первы й теле­
скоп, с помощ ью которого откры л на Луне
горы, обнаруж ил, что М лечны й П уть со ­
стоит из отдельны х звезд и»что у Ю питера
4 спутн ика, получивш их н азван и е «гали­
леевы х спутников». Он откры л ф азы Вене­
ры , п ятна на С олнце и вращ ение С олнца
вокруг своей оси. Галилей утверж дал, что
звезды подобны Солнцу, что Вселенная бес­
конечна и что планеты и Луна притягивают
к себе тела подобно Земле. О н провозгла­
сил однородность пространства, отсутствие
центра м ира и равноправие инерциальны х
систем отсчета во В селенной. За это его
преследовала церковь, вы нудив отречься
от своего учения.
Д а т с к и й а ст р о н о м Тихо Браге (1546—
1601), наблю дая за созвездием К ассиопеи,
откры л сверхновую звезду. О н п о строи л
лучшую для своего времени обсерваторию .
17

Браге сформулировал собственную модель
Солнечной системы, представляющую со­
бой сочетание гео- и гелиоцентрической
систем.
Н емецкий математик и астроном Иоганн
Кеплер (XVII век) приш ел к выводу, что
орбита Марса не круг, а эллипс, в одном
из ф окусов которого находится С олнце.
Рассмотренные Кеплером закономерности
движ ения небесных тел п о луч и л и название
трех законов Кеплера, на основании кото­
рых базирую тся м ногие астрономические
расчеты.
Русски й у чен ы й Михаил Ломоносов в
1761 г., наблю дая за движ ением планеты
Венеры по солн еч н ом у диску, о ткры л у
Венеры атмосферу. О н усоверш енствовал
конструкцию телескопа, который получил
название телескопа Л ом оносова — Гершеля. Л ом оносов ввел в астроном ию такие
терм ины , как «атмосфера», «земная ось»,
«гори зон т», «пол н ол ун и е», «созвездия»
и др. Он поддерживал теорию Коперника и
учение о существовании множества миров,
подобных земному миру, которые подчини18

ются едины м законам . Труды Л ом оносова
отмечены присвоением его им ени одной из
малых планет и кратеров н а Л уне и М арсе.
Основы небесной механики были созда­
ны великим Исааком Ньютоном в XVII веке
н о в о й эры. В своем главн ом труде «М а­
тем а ти ч ес к и е н ачала н ату р ал ьн о й ф и л о ­
с о ф и и » (1687) Н ью то н , о с н о в ы в а я с ь н а
законах К еплера, вывел фундам ентальны й
за к о н всем и рн ого тяго тен и я. Этот закон
привел к созданию новой картин ы мира,
согл асн о к о торой все планеты , находясь
на огром н ы х р а сс то ян и ях друг от друга,
оказались связан н ы м и гравитацией, влияя
н е п о с р ед ст в ен н о на д в и ж ен и е друг др у ­
га. Н ью тон в ы числил м ассу и плотность
планет и С олнца, доказал, что плотность
планет, близких к светилу, наибольш ая, что
Зем ля п редставляет собой сп лю сн уты й у
полю сов ш ар — геоид. О н обосновал вли­
ян и е Л уны и С олнца н а зем ны е при ли вы
и отливы.
Успехи науки XIX и XX столетий и осо­
бенно теория относительности Эйнштейна и
квантовая теория Бора — Планка преобрази­
19

ли слож ивш ую ся к том у врем ени картину
м и р а . В н а ч а л е XX с т о л е т и я А. Фридман
со зд ал т ео р и ю р а с ш и р я ю щ е й с я В с е л е н ­
н о й , а Г. Гамов в ы д в и н ул идею Б ольш ого
взры ва. Герцшпрунгом, Эддингтоном, Зель­
довичем и другим и учены м и бы ла создана
тео р и я п р о и сх о ж д ен и я и эв о л ю ц и и звезд
и галактик.
З а п у с к в С о в е т с к о м С о ю зе п е р в о г о
и с к у с с т в е н н о г о с п у т н и к а З е м л и о т кр ы л
новую косм и ческую эпоху — выход ч ел о ­
вечества в просторы косм оса.

4. История развития отечественной
космонавтики
Отечественная косм онавтика берет н ача­
ло в XIX в. Русские учены е К. Э. Циолковский
и И. В. Мещерский в 1897—1903 гг. создали
теорию полета ракет и обосновали возмож ­
ность косм ических перелетов.
К н ачалу В торой м и р о во й вой н ы в
С о в етс ко м С ою зе б ы л и с о зд а н ы т в е р д о ­

го

топливны е двигатели, которы е и сп ол ьзо­
вались н а установке «Катюша* уже в боях
под М осквой.
В 1954 г под руководством генерального
к о н стр у к то р а Сергея Павловича Королева
началась работа над созданием советской
двухступ енчатой бал л и сти ч еск о й ракеты
Р -7 , н а базе к о т о р о й 4 о к т я б р я 1957 г.
впервые в истории человечества достигнута
первая косм и ческ ая скорость 7,9 к м /с —
в С оветском Союзе был вы веден н а орбиту
п е р в ы й и с к у с с т в е н н ы й с п у т н и к З ем л и
«С п утн и к-1».
В дальнейш ем к ракете Р-7 была добав­
лена третья ступень, что позволило достичь
второй косм ической скорости 11,2 км /с —
ракета покинула орбиту Земли.
В 1959 г. стан ц и я «Луна-1» в ы ш л а н а
орбиту Солнца. В октябре 1959 г. станция
«Луна-3» впервы е в истории человечества
сфотографировала обратную сторону Луны.
В 1966 г. с т а н ц и я «Л уна-9» с о в е р ш и л а
м ягкую посадку н а п оверхн ость Л уны и
передала на Землю первое изображ ение ее
поверхности.
21

12 апреля 1961 г. советский косм онавт
Юрий Гагарин на корабле «Восток» первым

совершил космический полет вокруг Земли.
В то м ж е году д ругой советск и й к о с ­
м онавт Герман Титов впервы е находился в
космосе целые сутки. В 1962 г. космические
корабли «Восток-3» и «Восток-4» соверш и­
ли первы й совм естны й полет.
В 1963 г. н а косм ическую орбиту была
п о сл ан а п ервая ж ен щ и н а-к о с м о н ав т Ва­
лентина Терешкова.

В том же 1963 г. советский косм он авт
Валерий Быковский установил рекорд д л и ­

тельности одиночного полета — 5 суток.
В 1964 г. был запущ ен в космос м ного­
м естны й косм ический корабль «Восток».
В 1965 г. б ы л а р а з р а б о т а н а с и с т е м а
м я гк о й п о с ад к и с п уск аем ы х а п п а р ат о в ,
используем ая до сих пор. В том ж е году
косм онавт Алексей Леонов через надувную
шлюзовую камеру впервые выш ел в откры ­
тый космос.
В 1966 г. корабль «Венера-3» соверш ил
жесткую посадку на планету Венеру, оста­
вив там глобус Зем ли и вы м пел с сим во­
л и к ой СССР.

гг

В 1970 г. н а п о в е р х н о с т ь Л у н ы бы л
доставлен первы й в м ире планетоход «Лу­
ноход-1», которы й д л и тел ь н о е врем я там
работал. В том же году советская станци я
« Л у н а -16» д о с т а в и л а н а З е м л ю л у н н ы й
грунт. В 1971 г. н а орбиту бы л а вы ведена
первая орбитальная станция «С алю т-1», где
бы ла п редусм отрена возм о ж н о сть п о п о л ­
н ять воздух, топливо и продукты пи тания
с к ораб лей снабж ения.
В 1975 г. в п е р в ы е б ы л и с о с т ы к о в а н ы
советский орби тальны й аппарат «Союз» и
ам ер и к ан ск и й «Аполлон».
В 1975 г. корабль «Венера-9» соверш ил
м ягкую посадку на Венеру, передав первое
и зображ ение ее поверхности.
П осле 1975 г. бы ла р а зр а б о та н а р а к е ­
т а -н о с и т е л ь «Э нерги я», к оторая в 1988 г.
вы вела н а орбиту первы й советски й м н о ­
горазовы й корабль «Буран».
В 1982 г. ап п арат « В е н ер а -13» передал
цветной панорам н ы й с н и м о к поверхности
Венеры и звукозапись.
В 1986 г. бы ла вы ведена н а орбиту п е р ­
вая м одульная станци я «М ир», на которой
п о б ы в а л и 104 к о с м о н а в т а из 12 с т р а н .
23

П остеп ен н о к ней бы ли п ри сты кованы
ещ е 6 модулей.
В 1988 г. на земную орбиту был вы веден
первы й советский м ногоразовы й кораб ль
«Буран», со вер ш и в ш и й 2 оборота вокруг
Зем ли и успеш но опустивш ийся на сп ец и ­
альны й аэродром.
В девяносты е годы XX столетия начала
работу косм ическая програм ма ГЛОНАСС.
В 1990 г. на корабле «Сою з Т М -11» бы ла
осущ ествлена первая ком м ерческая п ер е­
возка: в косм ос был отправлен яп о н ск и й
ж у р н а л и с т А к и я м а . В н а с т о я щ е е в р ем я
по количеству запусков ко см и ч еск и х а п ­
паратов Россия входит в тройку мировы х
лидеров.
В 2011 г. н а ч а л ас ь р а зр а б о т к а н ов ы х
к о см и ч е ск и х п ро екто в . В 2014 г. Р о с с и я
о с у щ е ст в и л а 38 к о с м и ч е с к и х за п у с к о в ,
вы ведя н а орбиту 80 ап п аратов для нуж д
науки и промыш ленности. В декабре 2014 г.
с косм одрома П лесецк была запущ ена н о ­
в ая ракета тяж елого кл асса «Ангара-А5».
Планируются создание на Луне постоянной
станции и полет на М арс.
24

5. Космические скорости
и космические аппараты
С к о р о сть, которую н еобходи м о с о о б ­
щ ить искусственном у спутнику Зем ли для
вы ведения его н а круговую орбиту, н азы ­
вается первой космической скоростью. Ее
мож но рассчитать по формуле
= Jg ~

=7,9 км /с.

Здесь G — гравитационная постоян ная,
М — масса Зем ли, R — радиус З ем ли , g
ускорение свободного падения н а Земле.
Е сл и ско р о сть, сообщ аем ую спутн ику
при его запуске, увеличить, то он станет
двигаться по элли п ти ч еской орбите. П ри
с к о р о с т и 11 к м /с к о с м и ч е с к и й а п п а р ат
удалится н а р а сс то ян и е, кото р о е больш е
п оловины пути до Л уны , а при скорости
11,1 к м /с он обогнет Луну и снова вернется
к Земле.
Второй космической скоростью н а зы в а ­
ется скорость косм ического аппарата, при
25

которой он начн ет двигаться по параболе
и п о к и н е т зем н ую орбиту. Вторую к о с ­
м ическую скорость м ож но рассчитать по
формуле
у, = ~j2gR = 11,2 км /с.
Если п р ев ы си ть вторую косм и ческую
скорость, косм ический аппарат полетит по
гиперболе и будет двигаться по эл л и п ти ­
ч е с к о й о р б и те в о к р у г С о л н ц а . П е р в ы м
и ск усствен н ы м с п у тн и к о м С о л н ц а стала
с о в е т ск а я р а к е т а «Л уна-1», за п у щ ен н ая
2 января 1959 г.
Д ля полета на планеты С олнечной с и ­
с тем ы н а и б о л е е о п т и м а л ь н о й я в л я е т с я
эл л и п ти ч ес к а я т р ае к то р и я ра ке ты , к а с а ­
тельн ая к орбите планеты . В этом случае
скорость старта с Земли будет наименьш ей.
Так, при старте с З ем ли к планете М арс
со скоростью 11,6 к м /с ракета подойдет
к М арсу со скоростью 5,7 к м /с. П ри этом
полет будет длиться 8,5 м есяца. Е сли же
увеличить скорость старта до 15,9 к м /с , то
на полет к М арсу потребуется 4 месяца.
26

Ещ е лучш е, если стартовать к планете
не с п о в е р х н о с ти З ем л и , а со с п у тн и к а,
тогда скорость старта и расход топ л и в а при
запуске м ож но значительно ум еньш ить.
П ри полете с планеты на Зем лю н е о б ­
ходи м о учи ты в ать и з м е н е н и е п о л о ж ен и я
З е м л и н а ее о к о л о с о л н е ч н о й о р б и те п о
о тн ош ен и ю к точк е старта. Л учш е зад ер ­
ж аться на планете до тех пор, пока Зем ля
не вернется в точку старта.
П ри полете ракеты к С олнцу о н а д ол ж ­
н а взлететь против д виж ения Зем ли по ее
орбите, чтобы погасить орбитальную с к о ­
рость. Е сли орбитальную скорость ракеты
свести к нулю , то р а к е т а п р и б л и зи т с я к
С о л н ц у по к р ат ч а й ш ем у пути и за н а и ­
м еньш ее время.
П р и с корости старта 16 к м /с , к оторая
назы вается третьей космической скоростью,
ракета п оки н ет С олнечную систему и уда­
л и тся в просторы Галактики.
Космическими аппаратами н азы ваю т р а з­
н ооб разн ы е устройства, п редн азн ач ен н ы е
д л я п р о в е д е н и я р а зн ы х и с с л е д о в а н и й и
27

работ в косм ическом пространстве и н а п о ­
верхности планет. И х доставляю т в косм ос
с пом ощ ью спец иальны х ракет-носи телей
и л и предназн аченн ы х для этого самолетов.
К о с м и ч е с к и е а п п а р а т ы д е л я т н а ор­
битальные и межпланетные, а т а к ж е н а
автоматические и пилотируемые. Н аиболее
сл о ж н ы м и по у стр о й ству я в л я ю т с я в о з ­
вращ аем ы е на Зем лю и м еж п л ан етн ы е
косм и ческие аппараты .
К орбитальны м косм и ческим аппаратам
отн о сятся метеорологические, навигацион­
ные, спутники связи, научно-исследователь­
ские, военные и д р у ги е . М н о ги е и з н и х

вы полняю т н есколько задач.
Б о л ь ш и н с т в о к о с м и ч е с к и х ап п а р ат о в
получаю т энергию от солнечный и химиче­
ских батарей, но у некоторы х источником
эн ергии являю тся радиоизотопные батареи
и ядерные реакторы.
У правляю т п олетом автом атических
к о см и ч е ск и х а п п а р ато в наземные службы
управления, а пилотируем ы х — сам и кос­
монавты, и м е ю щ и е с в я з ь с н а з е м н ы м и
с луж бам и с п о м о щ ь ю б о р то в ы х си стем .
28

Н а к о см и ч е ск и х ап п ар атах п р е д у см о тр е­
ны д в и га те л ьн ы е си стем ы , п о зво л яю щ и е
управлять полетом , а такж е систем ы ж и з­
необеспечения.

6. Телескопы
Д л я н аб л ю д ен и я за н е б есн ы м и телам и
и спользую т телескопы. В за в и си м о сти от
длин ы волны наблю даем ого и злучен ия
телескопы подразделяю тся на радиотелеско­
пы, телескопы для визуального наблюдения,
инфракрасные, ультрафиолетовые, рентге­
новские, гамма-телескопы. В за в и с и м о ст и
о т у с т р о й с т в а и х д е л я т н а рефракторы
(линзовы е), рефлекторы (зеркальны е) и ком­
бинированные зеркально-линзовые системы.
Т елескоп состоит и з объектива, зритель­
ной трубы, укрепленной н а опоре, и окуляра.

С вет от н аб л ю д аем о го с в е т и л а п р о х о д и т
через систем у л и н з — объектив, прел ом ля­
ется и п оп адает в глаз наблю дателя через
о к у л я р (р и с . 1). П р и ф о т о г р а ф и ч е с к и х
29

и с п е к т р а л ь н ы х н а б л ю д е н и я х о к у л я р не
н у ж ен , т а к к а к п р и е м н и к и к о см и ч е ск и х
лучей устанавливаю тся н епосредственн о в
ф окальн ой п л оскости объектива.
Объектив

Рис. 1

В с о в р е м ен н ы х т е л е с к о п а х м ож н о не
рассм атривать неб есн ы й объект в окуляр,
так как его и зображ ение передается н е п о ­
средственно н а м о н и тор ком пью тера.
П ервы м и бы ли п остроены линзовые те­
лескопы-рефракторы. О тдельная л и н за-о б ъ ­
е кт и в и з -з а д и с п е р с и и д а ет о к р а ш е н н о е
изображ ение. Ч тобы этого избеж ать, стали
30

делать объективы с н ескольки м и л инзам и
из стекла с различны м и коэф ф ициентам и
п рел ом лен и я. О дин и з к р у п н е й ш и х р е ф ­
ракторов им еет диам етр объектива 102 см
(СШ А , В исконсин). В больш их объективах
в о зн и к а ю т н е у с т р а н и м ы е п о г р е ш н о с т и
изображ ений.
Э тих н е д о статк о в л и ш ен ы зеркальные
телескопы-рефлекторы. П ер в ы й р е ф л е к ­
тор с ди ам етром зеркал а 2,5 см построил
сам Нью тон. В соврем енны х реф лекторах
д и а м е т р з е р к а л д о с т и г а е т 10 м , п ри их
работе не требуется п ри сутствия лю дей в
пом ещ ении , где установлен телескоп, они
управляю тся автом атически. С амо зеркало
рефлектора имеет параболическую форму и
изготовлено из стекла, покрытого серебром.
О дин из к р у п н е й ш и х в Е вроп е т е л е с к о ­
п о в -р е ф л е к т о р о в н а х о д и тс я н а К авк азе,
диаметр его зеркала 6 м.
Наземные телескопы и з-за вл и ян и я зем ­
ной атм осф еры даю т увели чение и зо б р а ­
ж ени я не более, чем в 500 раз, кром е того,
изображ ение и скаж ается и з-за воздуш ны х
течени й, п огл ощ ен и я и рассеи ван и я к о с ­
м и ч еск о го и зл у ч ен и я . Э тих н е д о статк о в
31

ли ш ен ы космические телескопы, у которы х
циф ровое изображ ение светила передается
на Землю с пом ощ ью ком пью тера, что п о ­
зволяет при н и м ать лучи лю бы х длин волн.
Н а в ы с о т е 30 км н а д у р о в н е м м о р я
зем ная атм осф ера пропускает косм ическое
электром агн итн ое излучение, поэтом у его
изу ч ен и е м ож н о п р о и зв о д и т ь с а э р о с т а ­
тов, бортов орбитальны х и меж планетны х
к о см и ч е ск и х с т а н ц и й . М н о ги е а с т р о н о ­
мические задачи реш аю т с помощ ью к ос­
мического телескопа «Хаббл» с диам етром
зе р к а л а 2,4 м, за п у щ ен н о го в 1990 г. н а
орбиту вы сотой 612 км.
И з л у ч е н и я от к о с м и ч е с к и х о б ъ ек т о в
в ди ап азо н е рад и о в о л н п ри н и м аю т с п о ­
м ощ ью радиотелескопов. И х о с н о в н ы м и
частям и являю тся антенна и очень чувстви­
тельн ы й приемник. А нтенны представляю т
собой параболические отражатели, подобные
зеркалам обы чны х оп ти ч ески х р еф л ек т о ­
ров. В фокусе отраж ателя устанавливается
облучатель — устройство, которое собирает
отраж ен ны е р а д и ои зл учен и я. О блучатель
передает собранны е излучения на вход п ри ­
ем н ика, где после усилен ия и вы деления
32

задан н ой частоты ради о си гн ал р е ги с тр и ­
руется на ленте сам опиш ущ его прибора.
В 2011 г. н а о р б и т у н а р а с с т о я н и е
190 тыс. км от Зем ли вы веден россий ский
телескоп «Радиоастрон» с угловым разреш е­
нием в 2000 раз больш им , чем у телескопа
«Хаббл». Н а с ег о д н я ш н и й д е н ь « Р а д и о ­
астрон» я в л я ет ся сам ы м чувствительны м
телескопом в мире.
В н а с т о я щ е е врем я в р а зн ы х стран ах
работает о к о л о 400 а стр о н о м и ч ес к и х о б ­
серваторий.

7. Небесная механика

7.1. Характеристики космических
объектов

А строн ом и чески е м етоды набл ю ден и я
В селенной основаны н а спектральном ана­
лизе электром агнитного излучен ия косм и ­
ческих объектов.
33

Б л а го д а р я с п е к т р а л ь н о м у а н а л и зу —
методу изучения светящ ихся объектов по
их спектру — человечество смогло узнать,
к ак о в х и м и ч еск и й состав звезд и планет,
установить наличие у них м агнитны х полей,
иссл ед ов ать п р о ц ес сы в а тм о с ф ер е и н а
поверхности. Так, ин ертны й газ гелий по
его спектру был сначала откры т на С олнце,
а позж е обнаруж ен и на Земле.
Благодаря спектральном у анали зу уче­
ны е узнали состав атм осф еры планет и их
температуру.
Спектрометры несут на себе космические
тел еско п ы , иссл ед ов ател ьски е сп у тн и к и ,
л у н о - и м арсоходы и м еж п л а н е тн ы е к о ­
рабли. Без сп ек тр ал ьн о го ан ал и за ны нче
не происходит ни одного астрономического
н аб л ю д ен и я. С его п ом ощ ью о ткры ваю т
новы е планеты и расш и ряю т грани цы
Вселенной.
До серед и н ы X IX в. астрон ом ы изучали
и склю чительно эл ектр о м агн и тн о е излуче­
н и е светового д и ап а зо н а, позж е изучалось
н еви ди м ое и н ф р а к р а с н о е и у л ьтр аф и о л е ­
товое излучение, а к середине XX столетия
34

благодаря изобретению спектрального а н а ­
л и за учен ы м с та л а п о д в л а с т н а в ся ш кал а
электром агн итн ы х волн, вклю чая тепловое
излучение и радиоволны .
П ри назем ном наблю дении за астрон о­
м и ч еск и м и объ ектам и зем н ая атм осф ера,
поглощ аю щ ая и рассеиваю щ ая их излуче­
ние, д ает в озм ож ность п р и н и м ать рад и о ­
волны д лин ой от 1 мм до 30 м и световы е
волны длин ой от 0,3 до 2 мкм.
Д л я о п и с а н и я м ас ш та б о в В с ел е н н о й
и з-за огромны х расстояний между звездами
и планетам и введены следую щ ие единицы
длины : астрономическая единица, световой
год и парсек.
Астрономическая единица (а.е.)— это
р а сс то я н и е от Зем ли д о С о л н ц а , р авн о е
1,5 • Ю8 км.
Световой год — это расстоян ие, которое
свет, дви гаясь со скоростью 3 • 105 к м /с ,
проходит за 1 год.
1 парсек (пк) равен 3,26 светового года.
П арсек — это р асстоян и е, с к оторого р а ­
диус зем н ой орбиты виден под углом в 1 с:
1 п к = 3 • 1013 км.
35

М етодами астрономической фотометрии
учены е определяю т эн ергетические харак­
тери сти к и звездн ого излуч ен и я. К так и м
характеристикам относятся световой поток,
светимость, звездная величина.
Световой поток Ф — это м ощ н ость излу­

чен и я небесн ого светила, т. е. отнош ение
эн ерги и света ко врем ени свечения.
Светимость L — это отнош ение светового
п отока к площ ади освещ аем ой п оверх­
ности.
Видимая звездная величина, или блеск т —
это характеристика яркости светила, за в и ­
с я щ а я от его с вети м о сти и р а с с то я н и я до
н его. Ч ем м ен ьш е зв е зд н ая в ел и ч и н а при
той ж е светим ости, тем ярче светило. К ата­
лог видим ы х звездны х величин, созданны й
учены м Гиппархом, вклю чает все видим ы е
глазом звезды. О ни разбиты н а 6 классов по
яркости . У звезды В еги звездн ая вели чин а
бы л а п р и н я т а за О". У сам ы х я р к и х зв езд
звездная в ели чин а отрицательна: у Сириуса
около —1,5"' (т. е. поток света от него в 4 раза
больш е, чем от Веги), а у Венеры в н ек о то ­
ры е м ом енты о н а почти достигает —5” , т. е.
почти в 100 раз больш е, чем от Веги.
36

Абсолютная звездная величина — это види­
мая звездн ая вели чин а, которую им ело бы
светило, если бы находилось на р асстоян ии
10 п к от С олнца.

7.2. Земные координаты

Б о л ьш и н с т во астр о н о м о в , изучаю щ их
звездное небо, располагаю тся на Зем ле, и
результаты их наблю дений зависят от места
их располож ения. П олож ение наблю дателя
на зем ной поверхности определяется с п о ­
мощ ью зем ны х координат.
Зем ной ш ар слегка сплю снут у полюсов,
поэтом у он им еет ф орму геоида, близкую к
ш арообразной. П рям ая PNPS, вокруг кото­
рой Земля вращ ается, проходит через центр
земного ш ара и назы вается осью вращ ения
Зем ли (рис. 2).
О сь в р а щ е н и я З е м л и п е р е с е к а е т ее
п оверхн ость в С еверн ом географ и ческ ом
полю се PN и Ю ж ном Ps. С еверны м геогра­
ф ическим полю сом является тот полю с, в
котором д л я н абл ю дател я, н аход ящ егося
37

на нем , Зем ля вращ ается п ротив часовой
стрелки.

Б о л ь ш а я о к р у ж н о с т ь н а п о в е р х н о с ти
Зем ли (д' G О д ), п л о ск о сть которой п е р ­
п е н д и к у л я р н а к о с и в р а щ е н и я зе м н о г о
38

ш ара, н азы вается экватором . Э кватор
д е л и т зе м н о й ш ар н а с е в е р н о е и ю ж ное
полуш ария.
М алы е окр уж н ости , п л о ск о сти к о то ­
ры х п а р а л л е л ь н ы п л о с к о с т и э к в а т о р а ,
н азы ваю тся парал л ел ям и . П араллель (ЪЬ),
отстоящ ая на 23 27 к северу о т экватора,
назы вается северны м тр о п и к о м , параллель
(сс), отстоящ ая на 23°27' к югу от эк в а то ­
ра, — ю ж ны м троп и ком .
П араллель (аа), о тстоящ ая на 23°27' от
С еверного п олю са Зем ли , н азы вается С е ­
верн ы м пол ярн ы м кругом. П араллель (dd),
о т с т о я щ а я н а 23°27' от Ю ж н ого п о л ю с а
Зем ли , н азы вается Ю ж ны м полярны м
кругом.
Больш ая полуокруж ность PN 0 0 'P S, проходящ ая через полю сы Зем ли и через
т о ч к у О н а ее п о в е р х н о с т и , н а з ы в а е т с я
м ери ди ан ом то ч ки О. М ери д и ан PNG(j PS,
п р о х о д ящ и й ч е р е з Г ринвичскую о б с е р в а ­
т о р и ю , н ах о д ящ у ю ся в А н гл и и , я в л яется
нулевым м еридианом . Н улевой м еридиан и
м ери ди ан , отстоящ и й от нулевого н а 180 ,
делят поверхность Зем ли на два полуш ария:
Восточное и Западное.
39

П олож ен ие наблю дателя на зем н ой
п о в е р х н о с т и о п р е д е л я е т с я д в ум я геогра­
ф ическим и к о о р д и н а т а м и : ш и р о т о й <р и
долготой X,
Ш и ротой ф н азы вается угол О' ТО меж ду
п л о ско стью зе м н о го эк в а то р а и о т весн о й
л и н и ей , проходящ ей через точку О, в к о то ­
рой находится наблю датель. С еверн ая ш и ­
рота отсчиты вается от экватора в пределах
от 0 до + 90 , есл и наблю датель находится
в С евер н о м п о л у ш ар и и , а ю ж ная ш и рота
отсчиты вается от 0 до —90 , есл и н аб л ю ­
датель находится в Ю ж ном полуш арии .
Д олготой X н азы вается д вугран ны й угол
G 'TO' м еж ду п л о ск о стям и н а чал ьн ого м е­
р и д и ан а и м ер и д и а н а , проход ящ его ч ер ез
точку О, в которой находится наблю датель.
В н а ш е й с тр а н е г ео гр аф и ч е ск у ю д олготу
отсчиты ваю т к востоку от нулевого м ер и ­
д и ан а , т. е. в с то р о н у в р ащ ен и я З е м л и , в
пределах от 0 до 360 . Географы, к ак п р а ­
вило, отсчиты ваю т долготу в пределах от 0°
д о + 180 к востоку (восточная долгота) и
от 0 до —180 к западу (западная долгота).

40

7.3. Небесная сфера. Звездные
координаты
Небесная сфера — сф ера небосвода про­
и з в о л ь н о г о р ад и у с а с ц е н т р о м в глазу
наблюдателя. Н а нее проецируются наблю ­
даемые небесные светила.
Отвесная линия — прям ая, проходящ ая
через центр небесной сферы и наблюдаемое
с зем ной поверхности светило.
Плоскость, перпендикулярная отвесной
ли н и и , назы вается горизонтальной плоско­
стью. Горизонтальную плоскость опреде­
ляю т при помощ и уровня.
Видимый горизонт — это л ини я, где небо
соединяется с земной поверхностью .
Математический горизонт — л ини я, огра­
н и ч и в а ю щ а я круг, п л о с к о с т ь к о то р о г о
перпендикулярна отвесной линии.
П оловина небесной сферы над матема­
тическим горизонтом назы вается видимой
полусферой, а половина ее под ним — неви­
дим ой полусферой.

41

Полюс мира — точка на небесной сфере,
вокруг которой происходит видимое суточ­
ное д в и ж ен и е звезд. Т очки п ер есеч ен и я
небесной сферы с осью мира являю тся по­
лю сами мира. Полярная звезда располож ена
вблизи Северного полюса мира. Южный полюс
мира находится в Ю жном полуш арии небес­
ной сферы. Вблизи него яркой звезды нет.
Высота полюса мира
he = 9>
где ф — земная широта местности.
Центр мира в геоцентрической системе
располагается в центре Земли.
Ось мира — воображ аемая л и н и я, п р о ­
ходящ ая через центр мира и пересекаю щ ая
небесную сферу в Северном и Южном полю­
сах. Вблизи Северного полюса м ира нахо­
ди тся Полярная звезда. Для наблю дателей
ось вращ ения Земли и ось мира совпадают.
Зенит — т о ч к а п е р ес е ч е н и я отвесн о й
л и н и и с н е б е с н о й сф ер о й н ад го ло в о й
наблюдателя.
Надир — то ч к а п е р ес е ч е н и я отвесн о й
л и н и и с н ебесн о й сф ерой под ногам и
наблюдателя.

42

Небесный экватор — круг, п л о с к о с т ь
к оторого п ерп ен д и ку л яр н а оси м ира. Н е ­
бесн ы й экв атор разделяет небесную сф еру
н а Северное и Южное полушария. Ось мира,
полюсы мира и небесный экватор аналогичны
оси, полюсам и экватору Земли.
В е р ти к а л ьн а я п л о с к о с т ь , п р о х о д ящ а я
через Полярную звезду и глаз наблю дателя,
явл яется плоскостью небесного меридиана.
Л и н и я п ересечения плоскости небесного
меридиана с небесной сферой н а зы в ае тс я
небесным меридианом. В лю бом месте Зем ли
плоскость небесного меридиана совп адает с
плоскостью географ и ческого м ери диана
этого же м еста. Н ебесн ы й м ери диан делит
небесн ую сф ер у н а Западное и Восточное
полушария.
Полуденной линией н а з ы в а е т с я л и н и я
пересечения плоскости меридиана с п л о ск о ­
стью , о гран и чен н ой горизонтом. Эта л и н и я

названа т а к потому, что в полдень н а н ей
ви дн ы т ен и от в ер т и к а л ьн ы х п ред м етов .
П р а к т и ч е с к и п ол уден н ую л и н и ю м ож но
п р оводи ть н а го р и зо н тал ь н о й п л о с к о ст и ,
о т м е ч а я в п о л д е н ь п о л о ж е н и е т е н и от
вертикального стерж ня.
43

Горизонт п е р е с е к а е т с я с небесным ме­
ридианом в т о ч к ах севера N и юга S, а с
небесным экватором — в точках востока Е
и запада W (рис. 3).

Рис. 3
Н а р и с . 3 о б о зн а ч е н ы : С — центр не­
бесной сферы, в к о то р о м н а х о д и тся глаз
наб л ю д ател я, ZQZ — отвесная линия, Z —
44

зенит, Z — надир (п ротивополож ная зениту
т о ч к а н е б е с н о й с ф е р ы ), РР — ось мира,
Р — Северный полюс мира, Р — Южный
полюс мира, EAWQ — небесный экватор,

п л оск ость к оторого п е р п е н д и ку л яр н а оси
м и р а , ESWN — горизонт, S — точка юга,
N — точка севера, Е — точка востока н и ­
точка запада. Л и н и я NS — эт о полуденная
линия, а бол ьш ой круг NPZASP' — небесный
меридиан.

Н ад го ри зон том видн ы р о в н о полови н а
н еб есн ой сф ер ы и п о л о в и н а н ебесн ого
эк в а то р а . В точ ках Е и W (о т ст о ящ и х от
т о ч е к S и Л' н а 90 ) г о р и зо н т и эк в а то р ,
п ересекаясь, делят друг друга пополам .
Эклиптика — о к р у ж н о с т ь , п о к о т о р о й
прои сходи т видим ое годовое дви ж ен и е
С олнца.
П л оск ость эк л и п ти к и н ак л о н ен а к п л о ­
скости небесного экватора под углом 23°26'.
Д и ам етр н е б есн о й сф еры , п ер п ен д и ку ­
л я р н ы й п л оскости эк л и п ти к и , назы вается
осью эклиптики.

Д ве то ч к и , в к оторы х неб есн ы й экватор
пересекает эклиптику, н азы ваю тся точками
весеннего и осеннего равноденствия. В точке
45

весеннего равн оденствия С олнце переходит
и з Ю ж н о го п о л у ш а р и я в С е в е р н о е , а в
точке осенн его р авн оден стви я — наоборот:
и з С еверного в Ю ж ное.
Т о ч к и эк л и п т и к и , л еж а щ и е н а к о н ц а х
д и ам е тр а эк л и п т и к и , п е р п е н д и к у л я р н о го
л и н и и , про ход ящ ей через точки р а в н о ­
д е н с т в и й , н а зы в а ю т с я точками зимнего и
летнего солнцестояния.

Д ля у к азан и я п о л о ж ен и я свети л на
н ебесн ой сф ере в эк в ато р и ал ьн о й систем е
к о о р д и н а т и с п о л ь зу ю тс я небесные коор­
динаты.
Экваториальной системой координат н а ­

зы в а е т с я с и с т е м а к о о р д и н а т , в к о т о р о й
п ол о ж ен и е свети л н а небе отсч и ты в ается
от п л оск ости зем н ого экватора.
М естонахож дение тела на Зем ле о п реде­
л яю т с п ом ощ ью географ и чески х к о о р д и ­
нат — ш ироты (р и долготы X. П ол ож ен и е
свети л а н а н е б е с н о й сф ере о п р е д е л яю т с
пом ощ ью экватори альн ы х коорди н ат —
с кл о н ен и я 5 и п рям ого восхож дения а.
Склонение 5 — это угол м еж ду п л о с к о ­
стью н е б е с н о го э к в а т о р а и н а п р а в л е н и ­
ем н а св е т и л о . С к л о н е н и е в ы р а ж а е т с я в
46

градусах, м и н у тах и секун д ах. Н еб е сн ы й
экватор д ел и т небесную сф еру на С еверное
и Ю ж ное полуш ария. К северу от экв атора
скл о н ен и е изм еняется в пределах от 0° до
+ 90°, а к югу от экватора оно м ен яется в
пределах от 0° до —90°. С клонение является
аналогом ш и роты н а Зем ле.
Прямое восхождение а — это угол между
п л о с к о с т ь ю круга, о к р у ж н о с т ь к о то р о го
п роход и т ч ер ез полю сы м и ра и св е т и л о ,
и п л о с к о стью круга, о к р у ж н о сть к о т о р о ­
го п р о х о д и т ч е р е з пол ю сы м и р а и точк у
в е с е н н е го р а в н о д е н с т в и я (ри с. 4). Т очка
весеннего р авн оден стви я леж ит н а эк в а то ­
ре. Отсчет п рям ого восхож дения ведется от
то ч ки весеннего равн оден стви я в сторону,
п р о т и в о п о л о ж н у ю с у то ч н о м у в р ащ ен и ю
небесн ой сф еры в пределах от 0° до 360°.
П рям ое восхож дение обы чно отсчиты ваю т
в часах, м инутах и секун д ах в р ем е н и , но
иногда и в градусах.
А строном ические наблю дени я за н ебес­
н ы м и светилам и им ею т свои особен ности.
О д н ой о с о б ен н о с ть ю я в л я е т с я то , что
н е б есн ы е я в л е н и я , п р ои сходящ и е со с ве ­
ти л ам и , протекаю т очень м едленно.
47

р

Рис. 4
Д ругая осо б ен н о сть состоит в том , что
н а б л ю д а т е л ь д в и ж е т с я в м ес те с З е м л е й
вокруг С ол н ц а и одн оврем ен н о вращ ается
вокруг зем н ой о с и , и з -з а чего пол ож ен и е
светила н а небосводе все врем я м еняется.
Ещ е одна особенность астрономических н а ­
блю дений состоит в том , что наблю датель
на глаз не м ож ет определить, какое светило
находится ближ е к Зем ле, а к ак ое дальш е.
48

П о э т о м у д л я о ц е н к и р а с с т о я н и я м еж ду
зв е зд а м и в в ед ен о угл о в о е р а с с т о я н и е —
угол, о б р а зо в а н н ы й л у ч ам и , и д ущ и м и от
звезд к наблю дателю . В ы сотой свети л а h
назы вается угловое расстоян ие меж ду гори­
зонтом и направлением на светило (рис. 5).
Светило

Рис. 5
П р и н яты следую щ ие еди н и ц ы угловы х
р а сс то я н и й : р а д и а н , градус, угловой час,
угловая м инута и угловая секунда.
1 рад и ан — цен трал ьн ы й угол, соответ­
ств у ю щ и й дуге, д л и н а к о т о р о й р а в н а ее
радиусу. В 1 р ади ан е 57° 1745".
49

1 угловой час ( I s) — ц ен трал ьн ы й угол,
соответствую щ ий 1/24 части окруж ности.
| h = J56( JO = 60, у = 60„
1 час в часовой м ере равен 15°, 1 минута
в часовой мере равн а 15 дуговы м м инутам
(1 5 '), 1 с ек у н д а в ч а со во й м ере р а в н а 15
дуговы м секундам (15").

7.4. Законы Кеплера, Стефана — Больцма­
на и Вина. Эффект Доплера. Красное
смещение. Закон Хаббла

Н е м е ц к и й а с т р о н о м К е п л ер в н а ч а л е
XVII века вы вел три зак он а д в и ж е н и я п л а­
нет С олн ечн ой системы .
Первый закон Кеплера: к аж д а я п л а н е та
С олн ечн ой си стем ы движ ется по эл л и п ти ­
ческой орбите, в одн ом и з ф окусов которой
находится С олнце.
Второй закон Кеплера, и ли закон равных
площадей: р а д и у с -в е к т о р , с о е д и н я ю щ и й
п ланету с С ол н ц ем , за оди н аковы е п ром е­
ж утки в р ем ен и опи сы в ает в п ространстве
равны е площ ад и (рис. 6).
50

И з второго зак он а К еплера следует, что
с к о р о сть п л ан еты п ри н а и б о л е е б л и зк о м
р а с с т о я н и и к С о л н ц у , т. е. в перигелии,
больш е, чем при рассто ян и и , н аиболее о т ­
д а л ен н ом от него, т. е. в афелии (апогелии).
Третий закон Кеплера: квадраты периодов
о б р а щ е н и й п л а н е т вокруг С о л н ц а п р ям о
п р о п о р ц и о н а л ь н ы ку б ам б о л ь ш и х п о л у ­
осей их эл л и п ти ч ески х орбит. Э то следует
из равенства
(.М 1+М С)Т,2

д,3

(м2+мс)т* 4
51

Здесь М х — м асса одной планеты , Т х —
п ер и о д ее о б р а щ е н и я вокруг С о л н ц а , а х —
д л и н а ее б о л ь ш о й п о л у о с и , М г — м ас с а
другой планеты , Т2 — период ее обращ ения
в о к р у г С о л н ц а , а 2 — д л и н а ее б о л ь ш о й
полуоси, М с — м асса С олнца.
Е сл и м ассы п л а н е т М х и М 2 во м н о го
раз м еньш е м ассы С ол н ц а М с , преды дущ ее
в ы раж ен ие м ож но упростить:
!L = £ т; <
Н а рис. 7 показан граф ик, связы ваю щ ий
среднее р ассто ян и е от п л ан еты до С о л н ц а
с периодом ее обращ ен и я вокруг нее.
М а с су п л а н е т ы м о ж н о в ы ч и с л и т ь и з
ф орм улы
а3

_ G

(М + М С) Т 2 ~ 4п2 '
Здесь а — д л и н а ее бол ьш о й п олуоси,
М — м асса планеты , М с — м асса С ол н ц а,
Т — пери од ее об ращ ен и я вокруг С ол н ц а,
G = 6,67 ■ 10"11 Н • м У кг2 — гравитационная
постоян ная.
52

Среднее расстояние
планеты от Солнца, а.е.

Плутон

40
35
30
25
20

15

10
5

0

0

50

100

150

200

250

Период обращения планеты, лет

Рис. 7

Закон Хаббла:

v = ffr ,
где v — скорость далекого небесн ого объ­
екта, Н = 67 к м /( М п к * с) — п о с то ян н а я
Хаббла, г — р ассто ян и е от З ем ли д о этого
объекта.

53

Ч ем сильнее нагрето тело, тем больш ая
эн ер ги я и злучается с ед и н и ц ы его поверх­
ности в едини цу врем ени.
Светимость звезды L (или м ощ н ость и з­
лучен и я), т. е. эн ер ги я, излучаем ая звездой
за е д и н и ц у в р е м е н и , т ес н о с в я з а н а с ее
разм ерам и и тем пературой и определяется
по закон у Стефана — Больцмана:
L = aST\
где о = 5,67 • 10"8 В т /(м 2 • К 4) — п о с то я н ­
н ая С теф а н а — Б о л ьц м ан а , S —- п л ощ ад ь
звезды , с к о то р о й прои сходи т излуч ен и е,
Т — ее тем пература.
М ассы звезд тесно связан ы с их свети ­
мостью соотн ош ен и ем

Здесь L — свети м о сть звезд ы , L & —
с в е т и м о с т ь С о л н ц а , М — м ас с а зв е зд ы ,
М в — м асса С ол н ц а. Э то со о тн о ш ен и е
н еп ри м ен и м о только к белым карликам.

54

Радиусы звезд связан ы с их светим остью
соотнош ен ием

Здесь L — светим ость звезды , £ е — све­
тим ость С о л н ц а, г — радиус звезды , г0 —
радиус С о л н ц а , 7’ — тем п ер ату р а звезды ,
Ге к 6000° К — тем пература С олнца.
Закон Вина: д л и н а волны X , соответ­
ствующ ая максим уму излучения абсолю тно
черного тела, обратно п роп орциональна его
тем пературе Т:

Здесь b = 2,9 ■ 10_3 м • К — п о сто ян н ая
Вина.
П о с п ек тр у С о л н ц а , з н а я , что м а к с и ­
м ал ь н а я д л и н а в о л н ы его и зл у ч ен и я с о ­
с т а в л я е т 4,8 • Н С 7 м , б л а г о д а р я з а к о н у
Вина бы ла установлен а средн яя солн ечная
температура. О на оказалась равн ой 6000 К.
П одобны м образом бы ли вы числен ы тем ­
пературы и других н ебесн ы х тел.
55

С к орости дв и ж ен и я н ебесн ы х тел бы ли
о п р е д е л е н ы б л а го д а р я эффекту Доплера,
с о гл а с н о к о т о р о м у д л и н а в о л н ы д в и ж у ­
щ е г о с я с в е т и л а X о т л и ч а е т с я от д л и н ы
волны н е п о д в и ж н о го Х(1. Э ти дл и н ы волн
связы вает ф орм ула

где и — ско р о сть д в и ж е н и я светила о тн о ­
сительн о Зем ли , с = 3 • 10я м /с — скорость
света в вакууме.
Е сли н еб есн о е тело удаляется от Зем ли,
д л и н а вол н ы его излуч ен и я увели чивается,
а частота у м ен ьш ается, и ц вет и зл у ч ен и я
п ри ближ ается к красной части спектра.
А е с л и о н о п р и б л и ж а е т с я к З е м л е , то
д л и н а в ол н ы его и злуч ен и я ум ен ьш ается,
а частота увели чивается, и цвет и злучен ия
при ближ ается к ф иолетовой части спектра.
Благодаря эф ф ек ту Д оп лера стало в о з­
м ож но изм ерить скорости косм и ческих
объектов и р ассчи тать их орбиты .
П о к р а с н о м у с м е щ е н и ю с п е к т р о в га ­
л ак ти к учены й Эдвин Пауэлл Хаббл откры л
56

чакон, с о гл а с н о кото р о м у р а с с т о я н и я до
галактик прям о пропорциональны скорости
их разбегания.
Эксцентриситетом орбиты звезды г. н а зы ­
вается числовая характеристика ее орбиты .
Э ксц ен триситет в ы числяется п о форм уле

где b — м ал ая полуось, а — б о л ь ш ая п о ­
луось орбиты .
Е сл и е = 0, о р б и та им еет вид о к р у ж ­
ности. Е сли 0 < е < 1, о рби та им еет вид
эллипса. Если е = 1, орбита превращ ается в
параболу. Е сли 1 < в < оо, орбита имеет вид
гиперболы . Е сли s = ао, траектория прямая.
В ы чи слив эксц ен три си тет, м ож н о у к а ­
чать вид траектории , по к о торой движ ется
та и л и и н ая звезда или планета.
П о вто р о м у зак о н у Н ью тон а п р о и з­
в ед ен и е м ас с ы п л а н е ты М и ее ц е н т р о ­
с тр е м и те л ь н о го у с к о р е н и я а р а в н о с и л е
при тяж ен ия планеты к Солнцу:
М а = F,
57

V

где а —— , и по закону всем ирного тяготег
р

с М-Мв

С учетом этих равенств:

Г

Г

V

г

Здесь v — скорость планеты , G — грави ­
т ац и о н н ая п о сто ян н ая, М в — м асса С о л н ­
ца, г — расстоян и е от планеты до С олнца,
с чи тая ее орбиту круговой.
Скорость планеты связана с ее периодом
Т, ч асто то й v и ц и к л и ч е с к о й (к ругов ой )
частотой со ф орм улам и:
2 кг
.
v = ----- , v = 2 n ty, v — cor.
Т

8. Время я календарь
Время — м ера быстроты протекания п ро­
цессов и собы тий. Время является одн ой из
координ ат единого простран ства-врем ен и ,
представлени е о котором рассм атривается

58

и теории отн оси тел ьн ости . Д ля и зм ер ен и я
времени лю ди использую т часы , а для д л и ­
тельных врем енны х процессов — календарь.
К аленд ари бы ваю т солн еч н ы м и , л у н н ы ­
ми и л у н н о -с о л н е ч н ы м и . В них мерой и з­
м ерения врем ен и являю тся сутки, недели,
м есяцы и годы.
В рем я п о л н о г о о б о р о та З е м л и вок руг
С ол н ц а по эк л и п т и к е н азы в ается солнеч­
ным тропическим, и л и календарным годом.
Он дл и тся 12 м есяцев, или 365 солн еч н ы х
суток 5 часов 48 м инут 46 секунд.
Л ю ди за свою и стори ю со зд ал и м ного
разны х кал ендарей. К алендарь, введенн ы й
is Риме Ю лием Ц езарем , н азван юлианским,
или календарем старого стиля. В н ем д л и ­
т ел ьн о ст ь года и с ч и с л я е тс я 365 суткам и .
Три года подряд с длительностью 365 суток
н азы ваю тся простыми годами, а следую щ ий
год д л и т е л ь н о с ть ю 366 с у то к с ф ев р ал е м
и 29 д н е й н а зы в а е т с я високосным годом.
Н омер в и со к о сн о го года д ел и тся н а 4 без
остатка.
В к ал е н д а р е старого сти л я год д л и л ся
365 суток 6 часов, т. е. он бы л на 11 м инут
дл и н н ее солн еч н ого года. П оэтом у каж ды е
59

400 л ет го д , о т с ч и т ы в а е м ы й п о стар о м у
с т и л ю , о т с т а в а л о т с о л н е ч н о г о го д а н а
трое суток.
Е сл и бы д л и т е л ь н о с т ь к а л е н д а р н о г о
года бы ла р авн а 365 суткам , то Н о в ы й год
п риходилось бы праздн овать в разн ы х се ­
зонах. Ч тобы этого не п рои сходи ло, ввели
в и со к о сн ы й год, в котором бы ло 366 дн ей.
К ал ен д ар ь , в к о то р о м к аж д ы й четверты й
год был ви со ко сн ы м , н азвали ю л и ан ски м .
С редняя продолж ительность ю лианского
года больш е т р о п и ч еск о го года н а 0,0078
с р ед н и х со л н еч н ы х суток. И з -за этого
происходила путаница в определениях дн ей
христи ан ских п раздн и к ов, поэтом у в бо л ь­
ш инстве стран м ира был введен солнечны й
к ал ен д ар ь, н а зв а н н ы й григорианским, или
календарем нового стиля.

В основе соврем ен н ого григори анского
к а л е н д а р я (н о в о г о с т и л я ) л е ж и т г о д , в
к о то р о м 365,24220 суток. В р а зн ы е годы
гр и го р и а н с к и й к ал е н д а р ь со д ер ж и т л и б о
365, л ибо 366 суток. Е сли год заканчивается
н а два нуля, н о п ри этом его чи сло без двух
последних нулей н е делится н а 4, то он не
60

является в и со к о сн ы м . Н ап ри м ер, 2000 год
является в и сок осн ы м , а 2100 год — нет.
Н овы й сти л ь был почти сразу введен в
1582 году в И с п а н и и , И т ал и и , Ф р ан ц и и ,
П ольш е, а в 1751 году — и в В ели кобрита­
нии. В С оветском С ою зе календарь нового
стиля бы л п р и н я т в 1918 году. П р и этом
счет д н ей бы л передвинут н а 13 суток в п е­
ред, поэтом у следую щ ий после 31 ян варя
день стали считать 14 ф евраля.
В XX веке разн и ц а во времени между н о ­
вым и стары м стилям и составляла 13 суток,
т. е. Н овы й год по старом у стилю наступал
на 13 суток п озж е, чем п о н овом у стилю .
В XXII веке разн и ц а между н овы м и старым
стилям и составит уже 14 суток.
С то л ет образую т век, а т ы с я ч а л ет —
тысячелетие. Эра — это н ачал ьн ы й м ом ен т
л етои счи сл ен и я. Х р и сти ан ск ая эр а — это
л е т о и с ч и сл е н и е от п р е д п о л а га е м о й даты
рож дения Х риста. Все годы д о это й даты
назы ваю тся «до нашей эры», а все п о с л е ­
дую щ ие даты — «нашей эры».
П р о м е ж у т о к в р е м е н и м еж д у в ер х н ей
и н и ж н е й к у л ь м и н а ц и е й С о л н ц а — его
61

наи вы сш и м л н аи н и зш и м полож ен иям и
н а н ебосводе — н азы в ается средними сол­
нечными сутками. Д л и тельн ость солн ечны х
с уток в т еч ен и е года не п о с т о я н н а и з -з а
н а к л о н а эк л и п т и к и к п л о с к о сти эк в атора
и п е р ем е н н о й с корости Зем ли.
П о л о ж е н и е о п р е д е л е н н о г о м е с т а на
поверхности Зем ли определяю т его ш ирота
и д о л г о т а . Э ти к о о р д и н а т ы и з м е р я ю т с я
в градусах (°), м ин утах (') и секундах (")•
Ш и р о т а п р и н и м а е т з н а ч е н и я от —90°
до + 90°. За 0° п р и н я та ш и рота эк в а то р а ,
—90° — ш и р о та Ю ж ного п о л ю с а, +90° —
ш ирота С евер н ого полю са.
П олож ительн ы е зн ач ен и я соответствуют
северной ш ироте, отрицательны е — ю ж ной
ш ироте.
Д олгота о тсч и ты вается от нулевого м е­
р и д и а н а и п р и н и м а е т зн а ч е н и я от —180°
до 180°. П о л о ж и т е л ь н ы е зн а ч е н и я с о о т ­
ветствую т в о сто ч н о й долготе, отр и ц ател ь­
ны е — зап ад н о й долготе.
С луж ба точн ого врем ени оп ределяет
то чн о е врем я с п ом ощ ью сп ец и альн ы х
а том н ы х ч асо в, ход к оторы х к о н т р о л и р у ­
ется колебательны м и п роц ессам и в атомах,
62

п р ои сходящ и м и с н е и зм е н н о й ч астотой .
С оответствую щ ие служ бы п ер ед аю т с и г ­
налы т о ч н о г о в р е м е н и т е м , к т о в этом
нуждается. Время в дан н ой местности н а­
зывается поясным временем. П оясное время
различается н а разны х меридианах.
Зем н ая поверхность разделена на 24 ча­
совых пояса. В каж дом из этих поясов по­
ясное время оди наково. Нулевой часовой
пояс находится в Гринвиче (В ели кобрита­
ния) — время этого пояса назы вается все­
мирны м. Д ля каж дого соседнего часового
пояса врем я увели чивается на 1 час. Д ля
удобства границы между часовы ми поясами
н бо л ьш и н ств е случаев п роведен ы не по
м ери ди ан ам , а вдоль гр ан и ц , р е к, дорог,
горных хребтов и т. п.
В качестве точки отсчета врем ени п р и ­
меняется Универсальное координированное
врем я (U T C ). Ч а с о в ы е п о я с а в ы р аж аю т
как п ол о ж и тел ьн о е, т а к и о т ри ц ател ьн ое
смещ ение от UTC.
Н а р и с . 8 и з о б р а ж е н а к ар т а ч асо вы х
поясов Р о с с и и и о б о зн ач ен ы в рем ен н ы е
часовы е п ояса относи тельно М осквы .
63

9. Солнечная система
С о л н е ч н а я си стем а входит в с о став Га­
лактики, которая назы вается «Млечный Путь».
О на является планетной системой и включа­
ет в себя звезду Солнце, 8 вращ аю щ ихся в о ­
круг нее планет, четыре карликовы е планеты
и м алы е тела: кометы, астероиды, метеоры.
А строном ы прош лого предлож или м н о ­
ж ес тв о т е о р и й о б р а з о в а н и я С о л н е ч н о й
системы . С оветский астроном Отто Ш м идт
вы двинул гипотезу, согласно которой м о ­
лодое С олнце в процессе своего вращ ения
вокруг центра Галактики при тянуло облако
пы ли, из которого в дал ьн ей ш ем сф орм и ­
ровались планеты .
М асса С о л н ц а в 740 раз бол ьш е массы
о с та л ьн ы х тел С о л н е ч н о й с и ст е м ы . С о л ­
нечная система сф орм ировалась вследствие
сж ати я газо п ы л ево го о б лака п р и м ер н о
4,75 м лрд лет назад.
С о л н ц е я в л я е т с я сам ы м к р у п н ы м н е ­
б е сн ы м т е л о м , в х о д я щ и м в С о л н е ч н у ю
систему.

65

П ланеты , входящ ие в С олнечную систе­
му по мере удален ия их от С олнца: М ер­
курий (1), В енера (2), Зем ля (3), М арс (4),
Ю п и тер (5 ), С атурн (6 ), У ран (7), Н е п ­
тун (8) (рис. 9).
П ланеты С олнечной систем ы разделяю т
на планеты земной группы и планеты-гиганты.
К п л а н е та м зе м н о й груп п ы о тн о сят с я
М е р к у р и й , В е н е р а , З е м л я и М ар с. О н и
располож ен ы ближ е к Солнцу, чем п л а н е ­
ты -гиганты , и плотность их породы больш е,
чем у планет-гигантов.
К п л а н е та м -ги ган та м о тн о сят с я Ю п и ­
тер, С атурн, Уран и Н ептун. Эти планеты
состоят в основном из газа, но имею т очень
м ного спутн и ков и больш ую гравитацию .
П лутон относится к к арли ковы м планетам.
С а м ая д а л ь н я я от С о л н ц а к а р л и к о в а я
планета П лутон с 2006 года перестала сч и ­
таться п л а н е то й . О н а у дал ен а от н его на
р асстоян и е 39,2 а. е. = 5,88 • 109 км. Н о это
ещ е не к р ай С о л н е ч н о й систем ы . П лутон
входит в пояс Койпера, п рости раю щ и й ся от
орбиты Н ептуна (30 а. е. от С олнца) д о р а с ­
стояни я около 55 а. е. Н о и это не предел.
66

Лю бое тело, на которое действует солнечное
при тяж ен и е, входит в С олнечную систему.
Все п л ан еты С о л н еч н о й систем ы д в и ­
ж утся п о эл л и п ти ч ес к и м орби там в одну
сторону — против движ ения стрелок часов.
Н екоторы е сп утн и ки планет вращ аю тся в
п ротивоп ол ож н ом направлени и.
В С ол н еч н о й систем е н аблю даю тся два
астероидны х кольца, состоящ их из огром н о­
го количества тверды х астероидов: главное
кольцо в р ай он е М арса и Ю пи тера и второе,
заверш аю щ ее С олнечную систему. В асте­
роидны е кольца входят и кометы , состоящ ие
изо льда и пы ли.
Конфигурация планеты — это ее р а с п о ­
лож ени е относи тельно Зем ли и С олнца.
Нижние, и л и внутренние, планеты — это
планеты , р асп ол ож ен н ы е к С олнцу ближ е
Земли. К н и м относятся М еркурий и В ене­
ра. С Зем ли эти планеты ночью не видны ,
а видны только утром и вечером.
Д ля н и ж н и х п л ан ет характерны нижнее
соединение, к о гд а п л а н е т а р а с п о л о ж е н а
ближ е всего к Зем ле, и элонгация, т. е. н а и ­
больш ее удаление от Земли. П ри элонгации
68

угол м еж ду п р я м ы м и , п р о в е д е н н ы м и от
Земли к планете и Солнцу, всегда остры й
и не превы ш ает некоторы й предельны й
угол, к оторы й назы вается наибольшим уда­
лением от С олнца. Д ля Венеры наибольш ее
удаление равн о 48°, а для М еркурия — 28°.
Венера ярче всех других планет С олнеч­
ной с и сте м ы . М еркури й о ч е н ь б л и з о к к
Солнцу, поэтом у увидеть его без тел ескоп а
крайне слож но. П ри за п а д н о й эл о н гац и и
эти п л ан еты ви дн ы утром , а п р и во сто ч ­
ной — вечером.
К огда Венера и М еркурий располагаю т­
ся меж ду Зем лей и С олнцем , то н а солн еч­
ном д и ск е о н и ви дн ы к ак черн ы е точки.
В зависим ости от полож ен ия относительно
Земли и С ол н ц а М еркурий и Венера бы ва­
ют п о-р азн о м у освещ ены С олнцем : иногда
частично, ин огда полностью , т. е. подобно
Луне у ни х бы ваю т разны е фазы.
Верхние планеты — это п ланеты , более
удаленны е от С о л н ц а, чем Зем ля. К н и м
о т н о ся т с я М ар с, Ю п и те р , С ату р н , У ран
и Н ептун.

69

К он ф игурация, которая назы вается про­
тивостоянием, — э т о п о л о ж е н и е в ерхн ей
планеты , когда Зем ля находится меж ду ней
и С олнцем (рис. 10).

Рис. 10
П ри этом планета лучш е всего видн а с
Зем ли около полуночи. К огда угол между
прям ы м и, соединяю щ им и планету с Землей
70

и С о л н ц ем , равен 90°, п л ан ета р асп о л ага­
ется в в осточн ой или за п а д н о й квадратуре.
В за п а д н о й к в ад р ату р е п л а н е та в осход и т
около пол ун оч и , а в в осточн ой - - заходит.
В ре м я п о л н о г о о б р а щ е н и я п л а н е т ы
покруг С о л н ц а н а зы в ае тс я звездным, или
сидерическим, периодом. П о м е р е п р и ­
бл и ж ен и я п ланеты к С о л н ц у ее зв езд н ы й
период ум ен ьш ается, а л и н е й н ая и угловая
скорости увели чиваю тся.
В рем я м еж ду двум я п о с л е д о в а т е л ь н ы ­
ми о д и н а к о в ы м и п о л о ж е н и я м и п л ан еты
отн оси тел ьн о Зем ли и С о л н ц а, т. е. о д и н а ­
ковы м и к он ф и гурац и ям и , назы вается сино­
дическим периодом. Зем ля движ ется вокруг
С о л н ц а бы стрее вн еш н и х планет, поэтом у
после п р о т и в о с то я н и я с к а к о й -н и б у д ь
внеш ней п л ан ето й о н а ее обгоняет. Ч ерез
полны й оборот Зем ли вокруг С ол н ц а снова
наступит п р о ти в о сто ян и е с это й планетой.
С ин одич еский период внеш ней планеты
р а ве н п р о м е ж у т к у в р е м е н и , з а к о т о р ы й
Зем ля о б го н и т в н еш н ю ю п л ан ету н а 360°
или вн утрен н яя п л ан ета о б го н и т Зем лю на
т ак о й ж е угол.
71

П усть Т+ — звездн ы й п ери од Зем ли , вы ­
р аж е н н ы й в сутках, а Т — зв езд н ы й период
в н еш н ей п л ан еты , тож е вы раж ен н ы й в сут3600
ках. Тогда —
угол, н а к о то р ы й за сутки
п о в е р н е тс я ради ус, с о ед и н яю щ и й Зем лю с
С о л н ц ем , а

угол, н а к оторы й за сут­

к и п овернется радиус, соеди н яю щ и й п л ан е­
ту с С о л н ц е м . О б о зн а ч и м S с и н о д и ч е ск и й
п ер и о д эт о й п л ан еты . Тогда, со гл а сн о д а н ­
н ы м о п редел ен и ям
f 360°
1 т+

360° V
---------5 = 360° или
Т J

откуда

1

1

Г,

Т

п
( 1
— — '
т)

1
= —.
S

П о с к о л ь к у в н у т р е н н и е п л а н е ты М е р ­
к у р и й и В е н ер а д в и ж у тся в округ С о л н ц а
бы стрее З е м л и , то д л я н и х п о л уч ен н ая
ф орм ула будет вы глядеть так:
т

s'
72

10. Планеты земной группы

10.1. Меркурий

М еркури й находится ближ е всех планет
С о л н е ч н о й си стем ы к С олнцу, н а р а с с т о я ­
н и и 5,791 ■ 107 км от н его , п о это м у пери од
его о б о р о т а в о к р у г С о л н ц а м е н ь ш е , чем у
д ругих п ланет, и с о ст ав л я е т 88 зе м н ы х с у ­
ток. Д и ам етр М еркури я 4 879 к м , его м асса
3,3 • 1023 кг.
М ер к у р и й м ед л ен н о в р ащ ае т ся вокруг
своей оси с пери одом 58,65 зем ны х суток.
Температура н а его поверхности изм еняется
от 93 К н а т е н е в о й с то р о н е д о 723 К н а
сторон е, обращ ен н о й к светилу.
У М е р к у р и я п р а к т и ч е с к и отсу тств у ет
атм осф ера.
П л ан ета со сто и т и з м еталл ов и к ам н я.
Ее поверхность покры та ударны м и кратера­
ми, образованны м и вследствие ударов асте­

73

рои д о в и к о м ет и р азд ел ен н ы м и лавовы м и
пов ерхностям и и скалам и вы сотой до 2 км.
У М еркурия им еется м агн и тн ое поле.

10.2. Венера

В енера — вторая по бл и зости к С олнцу
п ланета С о л н ечн ой систем ы . О на н ахо­
ди тся н а р а сс то я н и и 108 ■ 106 к м от него.
П ериод о бращ ени я Венеры вокруг С о л н ­
ца с о с т а в л я е т 225 з е м н ы х с у то к . П е р и о д
обращ ени я В енеры вокруг своей оси состав­
л я е т 243 зе м н ы х суток. В ен ер а в р ащ ае т ся
в о к р у г С о л н ц а п о э л л и п т и ч е с к о й ор б и те.
О сь в р а щ е н и я В ен еры не н а к л о н е н а к ее
о р б и те , п о это м у н а В ен ере н е п р о и сх о д и т
с м е н ы в р е м е н г о д а . Д и а м е т р В е н е р ы 12
103,6 км , ее м асса 4,86 • 1024 кг.
В енера — сам ая горячая и сам ая яр к ая
п л а н е та с о л н еч н о й систем ы . Т ем пература
на ее поверхн ости 753 К.
В ен ер а и м е ет пл отную атм осф еру, с о ­
стоящ ую и з у гл ек и сл о го газа и а зо та с
облакам и серн ой кислоты . Н едавн о учены е
74

о б н ар у ж и л и в а т м о с ф е р е п л а н е т ы следы
воды. А тм осф ерное давление на Венере в 90
раз больш е, чем на Зем ле. В атм осф ере п л а ­
неты дую т ураганны е ветры со скоростью
360 к м /ч , ее п р о н и зы в аю т ги ган тск и е м о л ­
н и и , вы зван н ы е облакам и с ер н о й кислоты .
П о в ер х н о сть В енеры тве р д а я, п о это м у
она отн оси тся к п л ан етам зе м н о й группы .
Ее поверхность покры та кратерам и и вулка­
нами. Треть поверхности Венеры заним аю т
горы, дости гаю щ и е 11,3 к м в высоту.
В ц е н т р е В ен еры н а х о д и т с я ж е л е зн о е
яд р о , о к р у ж е н н о е л и т о й с к а л и с т о й м а н ­
ти ей , к о то р а я , в свою очер ед ь, окр у ж ен а
базальтовой корой .
И з-за очень м едленного вращ ен и я Вене­
ры в округ своей оси о н а не им еет м агн и т­
ного пол я, п одобного земному.

10.3. Земля п Луна

Н аш а родная п ланета Зем ля является
т р ет ь е й п о б л и з о с т и к С о л н ц у п л а н е т о й
из п л а н е т С о л н е ч н о й с и с т е м ы . С р е д н е е
75

расстоян и е от Зем ли до С олн ц а со став­
л я е т 1,5 ■ 108 к м . Н а и б о л е е у д а л е н н а я
то ч к а ор б и ты Зем ли о т С о л н ц а — афелий
(и л и апогелий) — н а х о д и т с я н а р а с с т о я ­
н и и 152 098 232 к м от с в е т и л а , н а и б о л е е
бл и зк ая — п ер и гел и й — на р ассто ян и и
147 098 290 км . М асса Зем ли 5,97 • 1024 кг.
Зем ля в р ащ ается вокруг С о л н ц а по э л ­
л и п ти ч еско й орбите с л и н е й н о й скоростью
1 674 к м /ч и пери одом 1 год.
О сь в р ащ ен и я З ем л и о ткл о н ен а от оси
ор б и ты (т. е. п р я м о й , п е р п е н д и к у л я р н о й
п л о с к о ст и ор б и ты ) н а угол, р а в н ы й п р и ­
м ер н о 2 3 ,5 °. Б л а го д а р я это м у н а к л о н у и
вследствие д в и ж е н и я Зем ли вокруг С ол н ц а
н а Зем ле прои сходи т р егулярн ая см ена
врем ен года.
В р е м е н а го д а в Ю ж н о м и С е в е р н о м
полуш ариях всегда противополож ны . К огда
С евер н ы й п ол ю с З ем л и освещ ается С о л н ­
цем , а Ю ж н ы й ее полю с находи тся в тени ,
в С е в е р н о м п о л у ш а р и и З е м л и н а ст у п а ет
лето, а в Ю ж ном полуш арии — зим а. К огда
в С е в е р н о м п о л у ш а р и и в ес н а , т о в Ю ж ­
н о м — осен ь, и, наоборот, когда в С евер ­
ном п о л уш ари и осен ь, в Ю ж н ом — весна.
76

П ри м ер н о 21 м арта и 23 сен тяб р я день
равен н о ч и и прод олж ается 12 часов. Э ти
дни н азы в аю тся д н я м и в есен н его и о с е н ­
него равн о д ен ств и я. Л етом прод олж и тел ь­
ность светлого врем ени суток бол ьш е, чем
зимой, следовательно, С еверное полуш арие
Земли в т еч ен и е весн ы и л ет а с 21 м арта
гго 23 сен тября получает больш е тепла, чем
осенью и зи м о й с 23 сен тября по 21 марта.
23.09

Рис. 11

Л и н е й н а я скорость З ем л и н а ее орбите
вокруг С о л н ц а и з м е н я е тс я от 29,5 к м /с в
77

а ф ел и и (и ю л ь ) до 30,3 к м /с в п е р и гел и и
(январь) (рис. 11). П оэтом у р асс то ян и е от
осеннего до весеннего равн оденствия Земля
п р о х о д и т п о с в о е й о р б и т е б ы с т р е е , чем
п р о т и в о п о л о ж н у ю , л е т н ю ю ч а с ть . И з -з а
этого весна и лето в С еверном п олуш арии
н а 6 суток д л и н н ее осен и и зи м ы .
Зем л я дви ж ется в ок руг С о л н ц а по э л ­
л и п т и ч е с к о й о р б и те с э к с ц е н т р и с и т е т о м
(т. е. с м е щ е н и е м ф о к у с а о т н о с и т е л ь н о
ц е н т р а о р б и т ы ) 0,01.7. П о т о к с о л н е ч н о й
э н ер ги и , п адаю щ и й на Зем лю , изм ен яется
обратно п роп ор ц и о н ал ьн о квадрату рассто­
я н и я от З ем л и до С ол н ц а. П оэтом у зимы
в С еверном п о л уш ари и м ен ее суровы е, чем
в Ю ж н ом , а л ето в С е вер н о м п о л у ш ар и и
более прохладное.
22 и ю н я , в день летнего солнцестояния,
наи бол ее б л и зо к к С ол н ц у С евер н ы й тр о ­
пи к. П ри этом на С еверном полярном круге
н оч ь н е наступает, а н а Ю ж ном п ол ярн ом
круге о н а д л и тс я 24 ч.
В этот день в С еверном полуш арии
С олнце подним ается на наибольш ую высоту
над горизонтом , и н ачи нается астрон ом и ч е­
78

ское лето в С еверн ом п о л уш ари и и астро­
ном и ч еская зи м а — в Ю ж ном . В С еверн ом
п о л у ш ар и и на ш и р о тах в ы ш е С е в е р н о г о
пол ярн ого круга С ол н ц е в этот д ен ь не за ­
ходит з а горизонт, и ден ь длится сутки. П ри
этом над С еверны м полю сом З ем ли С олнце
сутки стои т на одн ой и той же вы соте. На
Ю ж ном полю се в это время п о л яр н ая ночь.
К о л и ч ес тв о с у то к , в т е ч е н и е к о то р ы х на
ш иротах вы ш е С еверн ого п о л яр н о го круга
С олнце не опускается под горизонт и длится
полярны й д ен ь, возрастает по мере п р и бл и ­
ж ения к полюсу, где д е н ь д л и тс я полгода.
2 0 -2 2 декабря — день зимнего солнцесто­
яния. В этот д е н ь в С е в е р н о м п ол у ш ар и и
С ол н ц е п од н и м ается на н аи м ен ьш ую в ы ­
соту над гори зон том , и тогда н аблю дается
сам ы й к о р о тк и й д ен ь и сам ая д л и н н ая
ночь. В этот д е н ь н а ч и н ае тся а с т р о н о м и ­
ческая зи м а дл я С е в е р н о го п о л у ш ар и я и
а стр о н о м и ч ес к о е лето д л я Ю ж ного п о л у ­
ш ария. В С еверном пол уш ари и н а ш иротах
выше С еверного п ол ярн ого круга С олнце в
этот д ен ь не п од н и м ается н ад гори зон том ,
и н о ч ь д л и т с я с утк и . К о л и ч е с т в о с у то к ,
79

в теч ен и е ко то р ы х н а ш и ротах в ы ш е С е ­
верного пол ярн ого круга С олнце не п о д н и ­
м ается над го ри зон том и длится п о л яр н ая
н о ч ь, в о зр а стае т п о м ере п р и б л и ж ен и я к
полюсу, где ночь дл и тся полгода.
21 м арта — день весеннего равноденствия,
а 23 с е н т я б р я — день осеннего равноден­
ствия. В э т и д н и б л и ж е в с е г о к С о л н ц у
находится эк ватор. П ри этом и в С еверном
и в Ю ж ном п олуш ариях день равен ночи.
З ем ля сам ая п л о тн а я из всех п ланет
с о лн еч н ой систем ы . Д и ам етр зем ного ш ара
12 742 км . И з -з а в р ащ ен и я З ем л и вокруг
с в о е й н а к л о н н о й о с и с п е р и о д о м 24 ч
зе м н о й ш ар сл е гк а с п л ю сн у т у п ол ю сов ,
п о этом у Зем ля им еет ф орм у геоида.
Зем н о й ш ар окруж ен газовой атм о с ф е ­
р о й , с о с т о я щ е й и з 5 сл о ев : тропосферы,
стратосферы, мезосферы, термосферы и
экзосферы. П о м ер е у д а л е н и я от зе м н о й
п о вер х н о сти в атм о сф ер е у м ен ьш аю тся
п л отн ость газа и его давлени е.
Т р о п о сф ер а п р о с ти р ае тс я до вы соты
12 км от зе м н о й поверхн ости . О н а состоит
и з азота и к и сл о р о д а с при м есью в о д ян о ­
80

го п ар а и у глек и сл ого газа, а такж е и н ы х
молекул.
С тр ато сф ер а р а сп о л агается над т р о п о ­
сф ерой , п рости раясь до вы соты 50 км. Она
с о стои т из о зон ового слоя. З десь нет ветра
и облаков.
М езосф ера простирается от стратосферы
на вы соту 80 км. Здесь тем пература п о н и ­
ж ается д о - 8 5 °С.
И о н о сф ер а располагается над м езо сф е ­
рой и простирается до вы соты 550 км. Здесь
ф орм ирую тся северны е с и ян и я.
Э к зосф ера явл яется вн еш н и м атм о ­
сф ерн ы м слоем , переходя в косм ос. В ней
им ею тся в о с н овн ом м олекулы водорода и
гелия с очен ь н и зк о й плотностью . В э к з о ­
сф ер е д в и ж у тся и с к у сс тв е н н ы е сп у тн и к и
Зем ли.
С редн яя тем пература н а Зем ле п р и м е р ­
н о 14 °С . М а к с и м а л ь н а я т е м п е р ат у р а на
п оверхности Зем ли — +71° — наблю дается
в б л и зи экватора, м и н и м ал ь н ая —91 °С — в
А нтарктиде.
З ем н о й ш ар окруж ен м агн и тн ы м и и
р а д и а ц и о н н ы м и п о л я м и и сам п р е д с та в ­
81

ляет собой ги ган тск и й магнит. В близи гео­
граф и ческого полю са Зем ли находи тся ее
ю ж ны й м агни тны й полю с, а вблизи ю жного
геогр аф и ческого — сев ер н ы й м агн и тн ы й .
Ауна — е д и н с т в е н н ы й е с т е с т в е н н ы й
сп утн и к Зем ли . Ее ди ам етр 3474 к м , м асса
7,36 • 1022 кг.
Л уна почти л и ш ен а атм осф еры , поэтом у
тем пература на ее поверхности оч ен ь н и з­
кая (от —173 °С д о +123 °С).
У Л уны н е т м а гн и тн о го и р а д и а ц и о н ­
ного п олей.
П ер и о д в р ащ ен и я Л уны вок руг З ем л и
Г = 27,3 зем н ы х суток. С т ак и м же п е р и ­
од о м Л у н а в р а щ а е т с я в о к р у г с в о е й о с и ,
поэтом у с Зем ли не в и д н а ее о братн ая сто­
рон а. В первы е л ю ди ее увидели 7 октяб ря
1959 г., когда советская с тан ц и я «Луна-3»
сф отограф ировала обратную сторону Л уны .
С ол н ц е о свещ ает одн у п о л о в и н у Л уны , а
другая п о л о в и н а остается тем н ой .
Л у н а св е т и т о тр аж ен н ы м с в е т о м , п о э ­
том у с З ем ли обы ч но о дн оврем ен н о ви дн ы
и светлая, и т ем н а я ее части. Фазы Луны - это п ери о д и ч еск и и зм ен яю щ и еся видим ы е
ч а с ти Л у н ы , о с в е щ е н н о й С о л н ц е м , п р и
82

ее д в и ж е н и и по орби те. С м ен а ф аз Л уны
о б ъ я с н я е т с я и з м е н е н и е м ее о с в е щ е н и я
С олнцем вследствие и зм е н е н и я в заим ного
полож ен ия Зем ли , Л уны и С ол н ц а. О све­
щ ен н ая сто р о н а Л уны всегда п овер н у та к
Солнцу.
Фазы Луны (рис. 12):
1) новол ун и е — состо ян и е, когд а Л уна не
видна;
2) м олодая л ун а — первое п оявл ен и е Л уны
н а небе после н ово л у н и я в виде узкого
серпа;
3) п е р в а я ч е т в е р т ь — с о с т о я н и е , к о гд а
освещ ен а п о л о в и н а Л уны ;
4) п ри бы ваю щ ая Л уна;
5) п ол н ол ун и е — состоян и е, когда о свещ е­
н а в ся Л уна целиком ;
6) убы ваю щ ая Л уна;
7) п о сл ед н яя четверть — состоян и е, когда
сн ова освещ ен а п о л о в и н а Л уны ;
8) старая Л уна.
В рем я п ол н ой см ен ы ф а з луны н азы ва­
ется с и н о д и ч еск и м м есяцем . Его д л и тель­
н о с т ь в с р е д н е м с о с т а в л я е т 29 сут. 12 ч
44 м и н 2,82 с.
83

лучи Солнца

У

У

у

у

у

Новолуние

1

Первая
четверть \

Л

7 ^

3

^

Земля

в 4

а

Третья
/ четверть

W

5

О

Полнолуние

Последовательное изменение фаз Луны на небе

•О €
1

2

3

0

0

4

0
5

Рис. 12
84

6

®

3
7

8

Лунное затмение — явл ен и е, когда Л уна с
Земли не видна — наступает при попадании
Луны в зем ную тень.
Солнечное затмение, части ч н о е или п о л ­
ное — я в л е н и е , к о гд а с З е м л и не в и д н о
С о л н ц а, — н аступает, когд а Л у н а о к а з ы ­
вается м еж ду Зем лей и С ол н ц ем . За оди н
земной год прои сходят от 0 д о 3 лун н ы х и
от 2 до 5 со лн еч н ы х затм ений .
Земные приливы и отливы в м орях и о к е ­
анах п рои сходят и з-за взаи м н о го п р и тяж е­
ния Зем ли и Л уны . В том м есте, где водная
масса ближ е всего к Зем ле, на нее действует
приливная сила, н а п р ав л ен н ая к Л уне.
П ри ли в наступает, когда Л уна вы ш е все­
го находи тся н ад го ри зон том и ни ж е в се ­
го — под горизонтом . К огда Л уна всходит и
заходит, наступает отлив. М акси м ум ы п р и ­
л и вов в о к еа н е п р о и сх о д ят через каж ды е
12 ч 26 м и н , поэтом у п ри м ерн о за сутки на
берегу о к еан о в бы ваю т два п ри ли ва и два
отли ва, к о гд а в о л н а п л а в н о п о д н и м а ет ся
на м аксим альную вы соту и п лавно опадает.
И з-за в р ащ ен и я З ем л и м еста п р и л и в о в и
отливов изм еняю тся.
85

И з -з а в за и м н о го п р и тяж ен и я Зем ли и
С о л н ц а н а Зем ле н абл ю даю тся и солнеч­
ные приливы и отливы, к оторы е в 2,5 раза
слабее л унны х. И н огда о н и совпадаю т, и
тогда вы сота пргш ивной в ол н ы достигает
м ак си м ал ьн ой величины .

10.4, Марс

М арс — п о с л ед н яя от С о л н ц а планета
зем н о й группы . О н а н азван а в честь бога
в о й н ы М а р с а. Ц вет М а р с а с зе м л и в ы ­
гл яд и т к р а с н о в а т ы м , п о э то м у М ар с ещ е
назы ваю т К расной планетой.
П о р азм ер ам М арс м ен ьш е В енеры
и З е м л и , н о б о л ь ш е М е р к у р и я . Е го д и ­
а м е т р с о с т а в л я е т 6 793 ,8 к м , его м ас с а
6 ,4 1 8 - 1023 кг.
Э л л и п т и ч ес к ая о р б и та М ар са п ри его
д в и ж ен и и вокруг С ол н ц а им еет перигелий
2,07 • 10s к м , а аф ел и й 2,49 • 10s км.
У М арса отсутствуют м агни тное и ради­
а ц и он н ое поля.
86

М арс вращ ается вокруг своей оси с пе­
риодом 24 ч 39 м ин 35 с, т. е. м ар си ан ск и е
сутки н а 2,7% д л и н н ее зем ны х.
О сь в р а щ е н и я М ар са н а к л о н е н а к его
орбите, поэтом у на М арсе есть см ена времен
года. Годна М арсе длится 668,6 м арсианских
суток. К огда М арс находится в перигелии , а
его ю ж ное полуш арие о б р а щ е н о к Солнцу,
и а н е м наступает короткое, н о о ч е н ь ж а р к о е
лето. П ри этом в сев ер н о м п о л у ш ар и и н а ­
ступает ко р о тк ая, но холодная зим а. К огда
М арс н а х о д и т с я в а ф е л и и и н а п р а в л е н к
нему северны м п олуш арием , там наступает
долгое и м ягк ое лето. В ю ж ном полуш арии
при этом наступает п род олж и тел ьн ая зима.
У М арса, к ак и у других планет зем ной
группы , им ею тся три слоя: к о р а, м ан ти я
и ядро.
А тм осф ера М арса т о н к ая , разреж ен н ая
и с остои т в о сн о в н о м из углекислого газа.
Там очен ь м ало к и сл орода и других газов.
Д авление атм осф еры н а поверхности М арса
о ч е н ь н и зк о е и с о с т а в л я е т 0,01 зе м н о г о
атм осф ерн ого д авл ен и я. Н а М арсе и м ею т­
ся п о л яр н ы е ш ап к и , содерж ащ ие воду, но
87

в ж и д к о м с о с т о я н и и в оды н а М а р с е нет
и з -з а очен ь н и зк и х тем ператур. Н а Марсе
наблю даю тся п ы льн ы е бури и туманы .
П о в е р х н о с т ь М а р с а м е с т а м и п окры та
кратерам и, горам и и вулканам и. Там им е­
ю тся к руп н ы е д о л и н ы и кан ал ы , которы е,
п о м н е н и ю н е к о т о р ы х у ч е н ы х , к о гд а-то
бы ли рекам и.
У М а р с а е с т ь д в а с п у т н и к а : Ф обос и
Д ейм ос. О н и н а х о д я т с я о ч е н ь б л и з к о от
его п оверхности. Ф обос вращ ается вокруг
М арса вдвое бы стрее, чем с ам М арс, п о ­
э т о м у о н д в а ж д ы за м а р с и а н с к и е сутки
всходит и заходит.
Ж и зн ь н а М арсе п о к а не обнаруж ена.
И з всех п л ан ет С о л н е ч н о й систем ы
М арс с ч и тается н аи б о л ее п р и го д н ы м для
обустрой ства там человеч еских поселений .

88

11. Планеты-гиганты

11.1. Юпитер

Ю п и те р — следую щ ая п о сл е М арса по
мере удаления от С ол н ц а планета. Это самая
к р у п н ая п л а н е та С о л н е ч н о й с и ст е м ы . Ее
ди ам етр 1,39 - 10s км , а м асса 1, 989 • 1027 кг.
П ериод вращ ения Ю питера вокруг своей
оси составляет 9 ч 55 м ин 30 с.
П ериод обращ ени я Ю питера вокруг
С о л н ц а , т. е. 1 год, д л и т с я 10 475,8 с о л ­
нечны х д н ей
Н а и м е н ь ш е е р а с с т о я н и е Ю п и те р а от
С о л н ц а (п е р и г е л и й ) — 740 550 000 к м ,
наибольш ее (аф ел и й ) — 816 040 000 км.
Ю п и т е р с о с т о и т и з г аза и ж и д к о с ти .
Этот газовы й гигант разделен на внеш ню ю
атмосферу, состоящ ую из водорода и гелия,
а так ж е н е б о л ь ш о го к о л и ч е с т в а м е т а н а ,
водяного пара, кисл орода, сероводорода и
других вещ еств. О блака н а Ю питере состо­
ят и з ам м и ак а и гидросульф ита ам м он и я, а
89

такж е им ею тся в одяны е обл ака. В нутрен­
н яя часть п л ан еты с остои т и з водорода и
гелия больш ей п лотн ости . В атм осф ере
Ю питера ду ют сильны е ветры со скоростью
д о 100 м /с . Н а п о в е р х н о с ти э т о й п л а н е ­
ты о б н ар у ж ен о Б о л ьш о е К р а сн о е п ят н о ,
п ред став л яю щ ее собой сам ы й б ол ьш ой в
С ол н ечн ой систем е атм осф ерн ы й вихрь, в
котором скорость ветра достигает 500 км /ч.
Я д р о Ю п и тера — см есь из м етал л и ч е­
ского водорода и гелия.
Т ем п ература н а п о в е р х н о с ти Ю пи тера
п р и м ер н о 67 °С , а возле яд ра — 35 700 °С.
Н а полю сах Ю питера наблю даю тся п о­
сто ян н ы е п ол ярн ы е си ян и я и з -з а м ощ н ого
м агни тного поля.
У Ю п и тера и м еется 67 сп утн и ков, 4 из
н и х кр у п н ы е — это По, Европа, Ганимед и
Каллисто. С ам ы й кр у п н ы й из н и х Ганимед.
С п у тн и к И о п о к р ы т д ействую щ им и вулка­
нами. П од поверхностью спутн иков Европа
и К алли сто им еется о гром н ы й океан.

90

11.2. Сатурн

С а т у р н — с л е д у ю щ а я за Ю п и т е р о м
по м е р е у д а л е н и я от С о л н ц а п л а н е т а и
вторая п о в ел и ч и н е п о сл е Ю п и тер а. О н
в и д е н с З е м л и н е в о о р у ж е н н ы м г л а зо м .
Среднее расстоян и е от С атурна до С олнца
1,43 • 10? км.
С ред н и й ди ам етр С атурна 120 420 км ,
его м асса составляет 5,68 • 10м кг, т. е. п о ч ­
ти в 100 раз больш е массы Земли. О днако
из-за огром ного объема плотность Сатурна
меньш е плотности воды — это сам ая н и з­
кая плотность среди планет С олнечной с и ­
стемы. Сатурн сильно сплю снут у полю сов
и к а к бы раздут у экватора.
П ол н ы й оборот вокруг С олнца Сатурн
делает за 29,46 года. П ериод вращ ен ия С а­
турна вокруг его оси равен 10 ч 34 м ин 13 с.
С атурн, к ак и Ю питер, тоже в основном
состоит из газов: водорода с примесью ге­
л ия, м етана, ам м и ака и других элем ентов.
По м ере углубления в атм осф еру С атурна
растут давлени е и тем пература, а водород
стан о ви тся ж и дки м . Н а глубине около
91

30 тыс. км водород переходит в м еталли­
ческое состоян и е (давление там достигает
окол о 3 м л н атм осф ер).
С корость вращ ен ия атм осф еры Сатурна
изм еняется н е только по ш ироте, но и во
в р ем е н и . П од п о л я р н ы м с и я н и е м на с е ­
верн ом полю се С атурна им еется крупное
ш ести у го л ьн о е о б л ак о . В а тм о с ф ер е С а ­
турна дуют сильны е ветры со скоростью до
500 м /с, а такж е наблю дается сверхмощ ный
ураган — Б ол ьш ой белы й овал. Во время
ш торм ов в атм осф ере С атурна возни каю т
м о щ н ы е э л е к т р и ч е с к и е р а зр я д ы в виде
м олний.
С атурн им еет твердое ядро, состоящ ее
из ж елеза, льда и металлического водорода.
Т ем п е р а ту р а я д р а С а т у р н а д о с т и га е т
11 700 °С , а тем пература в верхней части
атм осф ерны х облаков —150 °С.
У С атурна им еется м агни тное поле.
Главное отличие С атурна от других п л а ­
нет С олнечной системы — наличие системы
колец. Его кол ьц а не явл яю тся сплош ны м
тверды м тел ом , а со ст о ят и з м и л л и ард ов
м ельчайш их частиц.
92

Вокруг С атурна вращ ается 62 спутника.
Спутник Титан по разм ерам больш е планеты
М еркурий и им еет сам ую плотную а тм о ­
сферу по сравнению с другими спутникам и
планет С олнечной системы .

11.3. Уран

Уран — следую щ ая за Сатурном по мере
удаления от С ол н ц а п л ан ета и третья по
размеру после Ю питера и Сатурна.
Расстояние от Урана до С ол н ц а в п е р и ­
гелии составляет 2,735 • 109 км , а в аф елии
3,006 • 109 км.
Д и а м е т р п л а н е т ы 50 720 к м , м а с с а
8,68 • 102S кг.
П ер и о д вращ ен и я У рана вокруг своей
оси составляет в среднем 17 ч 14 м ин, но
на некоторы х ш иротах У рана атм осф ерны е
слои движ утся быстрее. П ериод оборота во­
круг С олнца в среднем составляет 84,01 год.
У Урана им еется очен ь больш ой наклон
его оси к орбите, он почти леж ит «на боку»,
поэтому у него есть см ена времен года.
93

А тм о сф ер а У рана со сто и т в основном
из в одорода, гелия и эт а н а. Там им еется
н е б о л ь ш о е к о л и ч е с тв о м ет а н о в о го льда,
поэтом у Уран им еет голубой окрас. В атмо­
сф ере наблю даю тся такж е л ед яны е облака
водяного п ара и ам м и ак с сероводородом,
поэтом у Уран назы ваю т ледяны м гигантом.
В а т м о с ф е р е У рана в о зн и к а ю т м ощ н ы е
ш тормы , где ветер разгоняется до 900 км/ч:
Т ем ное п я т н о в а тм о с ф ер е У рана — это
гиган тски й вихрь, зан и м аю щ и й огромную
площ адь.
Т ем пература в верхней части атм осф е­
ры У рана —220 °С, а его ядро, состоящ ее
в о сн о в н о м из ж елеза, им еет температуру
5 ООО К.
В системе У рана откры то 27 спутников.
С ам ы й крупны й из них Титания, н а котором
предполагаю т наличие между ядром и м ан ­
тией ж идкого водяного океана.
Уран им еет кольца, состоящ ие изо льда
и м елки х пы левы х частиц.

94

11.4. Нептун

Н ептун находится н а 8-м м есте по м ере
удаления планет от С олнца. О рбита Н епту­
на в п ер и гел и и с о став л яет п р и м е р н о 4,45I09 к м , а в а ф ел и и — 4,55 • 101) км. Р а с ст о ­
яние его о т С о л н ц а с о с т а в л я е т в с р ед н ем
4,5 • 109 к м . Э то т а к д а л е к о , ч т о н а э т о й
планете ц ар и т веч н ая н о ч ь. И з-за у д а л ен ­
ности Н ептуна от наш ей звезды он с Зем ли
невооруж енны м глазом не виден.
М асса Н ептуна 1,0243 ■ 102(> кг, его д и а ­
метр — 49 244 км.
П ери од обращ ени я Н ептуна вокруг
С олнца составляет 164,79 года.
А тм о сф ер а Н еп тун а с о ст о и т в о с н о в ­
ном и з водорода, гелия и м етана. П ериод
вращ ения газовой атм осф еры Н ептуна на
экваторе составляет 18 часов, а н а полю сах
12 ч асо в. И з -з а эт о го в а т м о с ф е р е дую т
сильны е ветры и возникаю т ш тормы в виде
темных пятен.
Я дро Н ептуна вклю чает м еталлы и с и ­
л и к аты , он о п о к р ы то м етан о в ы м л ьд ом ,
водой и ам м и ак ам и . Т ем пература ядра
достигает 5 400 К.
95

Н ептун им еет слож ное м агни тное полг
с 4 полю сами.
О сь Н еп ту н а н а к л о н е н а к его орбите,
поэтом у на нем происходит см ена времен
года, н о очень м едленно, ведь год н а Hen
туне дл и тся 40 зем ны х лет.
У Н ептуна им еется 5 к о л ец , состоящ их
из органи ческих соеди н ен и й и пы ли, а
такж е 14 спутн иков — крупнейш ие из них
Тритон и Нереид.

11.5. Карликовая планета Плутон

П лутон явл яется к арл и ковой планетов
С ол н ечн ой систем ы , наи бол ее удаленной
от С олнца. Его орбита вы тянута т ак силь­
н о, что в п еригелии он подходит к Солнцу
ближ е Н ептуна. О н и был откры т послед­
н и м , с р а в н и т е л ь н о н е д а в н о — в 1930 г.
Н евооруж енны м глазом увидеть его с Земли
невозм ож но.
П ериод о борота П лутона вокруг Солнца
с о с т а в л я е т п р и м е р н о 250 з е м н ы х лет, а
его с р ед н я я л и н е й н а я с ко р о сть 4,7 км /с.
96

П ериод в ращ ен и я П лутона вокруг его оси
составляет 366,8 суток.
Э кв ато р и ал ьн ы й ди ам етр П лутона п р и ­
мерно равен 2 300 км , а м асса — 1,29 ■1022 кг.
Плотность П лутона вдвое больш е плотности
ноды.

А тм осф ера П лутона состоит из м етана
и и н ертны х газов.
Тем пература поверхности - 2 3 3 °С.
П ов ер х н о сть П л утон а п о к р ы та сн егом
из зам ерзш его м етана.
У П л у т о н а м а г н и т н о е п о л е п о к а не
обнаруж ено.
П л у т о н и м е е т о д и н с п у т н и к Х арон,
располож ен ны й от него очен ь близко, на
расстоян и и п ри м ер н о 2 ООО км . Х арон —
сам ы й м а с с и в н ы й с п у т н и к в С о л н е ч н о й
системе.

12. Малые тела Солнечной системы
К ром е планет в С ол н ечн ой системе н а ­
блю даю тся м алы е тела: ком еты , астероиды
97

(м алы е п ланеты ), м етеороиды , метеориты,
болиды , м етеоры , м етеорны е потоки, меж
п л ан етн ая пыль.

12.1. К о м еты
Кометы — огромны е тверды е куски, СО'
стоящ ие из м елких кам н ей , металлических
и песчаны х частиц, водяного и аммиачного
льда и м етана. К ом еты видятся с зем ли как
с в е т л о е п я т н ы ш к о с д л и н н ы м хвостом ,
п о в е р н у т ы м в с то р о н у от С о л н ц а из-за
д а в л ен и я с о л н еч н о го света. У некоторы х
ком ет им еется н есколько хвостов.
О с о б о к р у п н ы е к о м е т ы в и д н ы н ев о
оруж ейны м глазом. Сверхгигантская комета
Холмса им ела хвост дл ин ой 300 м лн кило
метров. Светлое пятны ш ко в голове кометы
я в л я ет ся ее ядром ди ам етр о м д о десятка
килом етров. М ассы ком ет поряд ка 1018 кг.
Н а зн ач и тел ьн ы х р а сс то ян и ях от Солнца
ком еты н е им ею т хвоста, а представляю !
собой одн и голы е ядра.

98

12.2. Астероиды
А с т е р о и д , и л и м алая п л а н е та — м ал о е
небесное тел о д и ам е тр о м более 30 м, к о ­
торое, под обн о п л ан етам , дви ж ется вокруг
С о л н ц а , н о з н а ч и т е л ь н о уступ ает им по
разм ерам и м ассе.
А с те р о и д н е и м е ет а т м о с ф е р ы . У н е ­
к оторы х а с т е р о и д о в е ст ь с п у т н и к и . П ри
наблю дении в телескоп астероиды вы глядят
к ак к р о ш е ч н ы е з в е з д о ч к и в С о л н е ч н о й
систем е, тогда к а к п л ан еты ви дн ы в виде
дисков. Н о астероиды светят отраж ен н ы м
солн еч н ы м светом.
П редполож ительно, в С олнечной с и ­
стеме им еется более м и л л и о н а астероидов.
Б ольш инство из н и х д ви ж ется по орби там ,
расп ол ож ен н ы м меж ду о р б и там и М арса и
Ю пи тера, о б р а зу я т ак н а зы в а е м ы й «пояс
астерои дов». С ам ы й к р у п н ы й астеро и д
С о л н е ч н о й с и с т е м ы Ц е р е р а — е го е щ е
н азы ваю т к а р л и к о в о й п л а н е то й . Д и а ­
метр Ц е р ер ы п р и м е р н о 975 к м , м ас с а
9,5 • 10м кг. Н евооруж енны м глазом м ож но
видеть тольк о а ст е р о и д Весту.

99

Н еко то р ы е астерои ды состоят из х и м и ­
ч ески чи сты х м еталлов — ж ел еза, н и кел я,
п л ати н ы . Е сть у глеродн ы е и п есчан ы е
астерои ды .

12.3. Метеороиды и метеориты
Метеороидами н а зы в а ю т с я н е б о л ь ш и е
а с т е р о и д ы д и а м е т р о м о т 30 м и д о к р о ­
ш ечны х части ц , влетаю щ их в зем ную атм о­
сф еру со скоростью д есят к о в к и л ом етров в
секунду. П ри сгоран и и в атм осф ере м етео­
р о и д ы вы гл яд ят к а к м етеоры .
М етеорои д ы бы ваю т м еталл и чески м и и
к ам ен н ы м и .
О собо к р у п н ы е и л и б ы стры е м ете о р о ­
иды могут упасть н а Землю , в этом случае
о н и н а з ы в а ю т с я метеоритами. Н а и б о л е е
известн ы метеорит Гоба м ассо й 60 т и Тун­
гусский метеорит м ас с о й 106 т.

100

12.4. Болиды
Болидами н а зы в а ю т с я я р к и е м ет е о р ы ,
н ем н о го н е д о л е т е в ш и е д о з е м н о й п о ­
верхн ости и с г о р е в ш и е в н и ж н и х с л о я х
атмосферы.

12.5. Метеоры и метеорные потоки
Метеорами н а зы в аю т в и д и м о е с зе м л и
чвление, к о гд а вл етаю щ и е и з м еж п л а н е т ­
ной среды в зем ную атм осф еру крош ечн ы е
твердые к ам е н н ы е и л и м еталл и ческ и е ч а гтицы сго р аю т в атм о с ф ер е и з -з а т р е н и я
п воздух. О н и влетаю т с о гр о м н о й с к о р о ­
стью — д о 40 к м /с . С г о р а я , о н и п р е в р а ­
щаются в р а ск а л е н н ы й газ, р а зл и ч и м ы й с
1емли в виде м етеора. М етео р н ы е ч асти ц ы
никогда не п адаю т н а Зем лю .
И н о г д а с З е м л и в и д н ы метеорные по­
гони — с г о р а ю щ и е в з е м н о й а т м о с ф е р е
иерен ицы п ы л и н о к и м е л к и х к а м н е й ,
образовавш ихся п р и расп аде ядра ком еты .

101

12.6. Астероидная опасность

В зем н ую атм о сф ер у н е п р е р ы в н о про
н и к а ю т и з к о с м о с а к а м н и и л ьд и н к и . Ни
зе м н о й п о в е р х н о с т и и м е е т с я м н ож ество
к р ат е р о в , о б р азо в авш и х ся в сл едстви е па
д е н и я ком ет. Б о л ь ш и н с т в о т ак и х небес
н ы х г о с т е й с г о р а е т от т р е н и я о воздух
О п асн о сть п редставл яю т к а м н и размерами
5 0 -1 0 0 м и более, способны е упасть н а зем
ную поверхн ость и вы звать больш ие разру
ш е н и я , а уп ав в о к еа н , со зд ать огромную
волну. Н о такие н еб есн ы е объ екты падакп
р а з в ты сячу лет.
Е сли же разм ер астероида более килом е­
тра, то стол кн овен и е с ним оп асн о для ж ш
н и , п о с к о л ьк у п о д н я в ш а я ся п ы л ь изм енш
климат, за сл о н и т С ол н ц е, и н аступ и т дол
гая зи м а, что при ведет к в ы м и р ан и ю всегм
ж и вого. А если разм ер уп авш его астероида
8 к м , то м о ж ет п р о и з о й т и с д в и г земном
к о р ы , а гл у б и н а о б р азо в авш его ся кратерм
будет л и ш ь вдвое м ен ьш е т о л щ и н ы земном
коры . Н о с то л к н о в е н и е с п од о б н ы м и кам
н я м и п р о и сходи т очен ь редко. Н а сегодня

102

известно окол о 500 таки х астерои дов. С а ­
мый кр у п н ы й и з них им еет ди ам етр 40 км ,
но в ероятность с тол к н овен и я с ни м край н е
мала, п о р яд ка м и л л и о н н о й до л и проц ента,
С огласн о с о вр ем ен н о й науке за посл ед­
ние 250 м и л л и о н о в л ет и з -з а п а д е н и я н а
Зем лю огром н ы х к о см и ч е ск и х тел ж ивы е
о р ган и зм ы м а с с о в о п о г и б а л и 9 раз. И з ­
вестно, что 65 м и л л и он ов л ет назад н а п о­
бережье н ы н еш н ей М ек си к и упал астероид
диам етром д о 300 км . П ри этом обр азо в а­
лось огр о м н о е об л ако п ы л и , и н асту п и ла
ночь, которая д л и л ась полгода. В ероятно,
и м ен н о то гд а и з -з а р е зк о го п о х о л о д а н и я
вы м ерли ди нозавры .
Н а севере С и б и ри и м еется кратер д и а ­
м етром 100 км и возрастом 3 6 -3 7 м и л л и ­
онов лет. Н а зем л е сущ ествует П учеж -Катунски й к р а те р д и ам е тр о м 80 к м , в о зр а ст
к о т о р о г о о ц е н и в а е т с я в 167 м и л л и о н о в
лет, и Кар ски й к р а те р д и ам е тр о м 65 км и
возрастом 70 м и л л и о н о в лет.
Уже в XX веке н а т ер р и т о р и ю Р о с с и и
упало 2 к р у п н ы х н е б е с н ы х т ел а . Тунгус­
ский м ет е о р и т в 1908 году в зо р в ал с я над
103

с и б и р с к о й тай го й . М о щ н о с ть его взрыва
с о с т а в и л а 20 м е г а т о н н , что с р а в н и м о пи
р азр у ш аю щ ем у воздей стви ю н а окруж аю
щ ую среду со взры вом в о дородн ой бомбы
В р ади усе 30 км бы л и п о в а л ен ы деревья,
в о зн и к огром ны й пож ар, долгое врем я ночи
б ы л и очен ь светлы м и. Е сли бы этот мете
ори т упал н а город, от города не осталось
бы ничего.
В 1947 году н а д У с с у р и й с к о й тайгой
в зо р в а л с я Спхотэ-Алиньский железный ме
теорит м ассой в д е сятк и т о н н . В результате
этого в зры ва н а земле об разовалось множ е
ство в о р о н о к , сам ая к руп н ая и з н и х имела
ди ам етр 26,5 м и глубину 6 м.
К счастью , оба этих н ебесн ы х тела упали
в безл ю дн ой м естности.
С о в р ем е н н а я наука п о зво л яет заметит!,
о п а с н ы е н е б е с н ы е о б ъ е к т ы з а д о л г о до
и х п р и б л и ж е н и я к З е м л е . Т ак, в 2001 г
м и м о Зем ли н а б л и зк о м от нее расстоянии
7,8 м лн к м п р о л е те л а ст ер о и д диам етром
1,2 км . Е сл и бы о н с то л к н у л с я с Землей,
п осл ед ств и я бы л и бы катастроф и ч ески м и .
А в 2002 г. со сторон ы С о л н ц а к Зем ле при
104

близилась н а р а сс то ян и е всего 460 ты с. км
малая планета ди ам етром 50 км. О на за сл о ­
няла собой С о л н ц е и потом у долгое врем я
бы ла н еви ди м а, ее зам ети л и , когд а она уже
пролетела м им о Зем ли .
О чен ь оп асн ы с то л к н о в ен и я даж е с
небольш им и н ебесн ы м и объектам и для
косм ических аппаратов. Д ля защ иты от р а з­
руш и тел ьн ы х встреч с н е б е сн ы м и тел ам и
учены е р а зн ы х стр а н со зд а л и всем и р н у ю
сеть м о н и то р и н га а стер о и д н о й о п асн о сти
N A SA . А с т р о н о м ы п о с т о я н н о с л е д я т за
н е б е сн ы м и о б ъ е к т а м и с п о м о щ ью р о б о т о в-тел еск о л о в . Все новы е д а н н ы е о п р и ­
ближ аю щ ихся к Зем ле астероидах и кометах
посы лаю т в ед и н ы й центр.
С оврем енны е телескоп ы позволяю т
обнаруж ить о п асн ы е к о см и ч е ск и е тела на
р а с с т о я н и и д о м и л л и о н а к и л о м е т р о в от
Земли. Разрабаты ваю тся различн ы е в ар и ан ­
ты защ иты : от п о п ы т о к разр у ш и ть опасн ое
небесное тело д о и зм е н е н и я его орбиты .

105

12.7. Межпланетная пыль

В м е ж п л а н е т н о м п р о с т р а н с т в е и з -з а
сто л к н о в ен и я м елки х астерои дов и р а з­
р у ш ен и я к о м ет об р азу ется м еж п л а н е тн ая
п ы л ь. М а с са м еж п л а н е т н о й п ы л и меж ду
орби той Зем ли и С ол н ц ем п р и м е р н о равна
1018 кг, то есть окол о м ассы астероида.
Д о к а за те л ьс тв о м н ал и ч и я п ы л и в к о с ­
м и ч еск о м п р о стр ан стве я в л я ется зоди а­
кальны й с в е т — с в е т л а я о б л а с т ь н а н ебе,
вы тян утая вдоль эк л и п ти к и и наблю даемая
в э к в а т о р и а л ь н ы х ш и р о т а х З е м л и п осл е
зах о д а С о л н ц а и л и п е р е д с а м ы м в о с х о ­
дом . З о д и а к а л ь н ы й с в е т в о зн и к а е т и з-за
р а с с е я н и я с о л н е ч н о г о св е т а н а ч а с ти ц ах
м еж п л ан етн ой пы ли.
Р азм еры м еж п лан етн ы х п ы л и н о к с о ­
ставляю т 0,1 —10 мкм. М ал ен ьк и е пы линки
удаляю тся и з С ол н еч н о й си стем ы д ав л ен и ­
ем со л н еч н о го ветра. Б олее к руп н ы е п ы ­
л и н к и м огут упасть н а С ол н ц е вследствие
п р и тяж ен и я к нему.

106

13. Внесолнечные планеты
В несолиечны е планеты — это планеты ,
н е в х о д я щ и е в С о л н е ч н у ю си стем у. П о
изм ен ен и ю света, излучаем ого звездой, во­
круг которой вращ ается планета, астрон о­
мы судят о ее сущ ествовании и хим ическом
составе ее атм осф еры .
П ервая такая планета бы ла обнаруж ена
о к о л о звезды 51 Пегаса, н а х о д я щ е й с я от
З ем ли в 50 световы х годах. Затем последо­
вали откры тия других внесолнечны х планет.
Б ольш инство внесолнечны х планет д ви ­
ж ется п о эл л и п ти ч ески м орбитам . М н огие
п л а н е ты н а ст о л ьк о т у ск л ы е, что их свет
затм евается светом звезды , вокруг которой
о н и в ращ аю тся, п о это м у по о тд ел ьн о сти
наблю дать их не получается.
Сущ ествую т планеты , н азван н ы е Супер­
землями, м асса которы х н ам н ого превосхо­
ди т массу Земли. Н екоторы е и з них имею т
твердую ледяную поверхность.

107

14. Солнце
Солнце — о д н а и з м н о ж е с т в а з в е з д
В сел ен н о й . С о гласн о с о в р е м е н н о й науке
С ол н ц е о бразовалось 4,57 м л рд л ет назад
вследствие гр ав и тац и о н н о го сж ати я газо ­
пы левого облака.
М асса С ол н ц а 2 ■ 10м кг, о н а в 740 раз
больш е массы всех планет солнечной систе­
мы . Д и ам етр солн ечного ш ара 1,4 • 106 км.
Т ем п е р а ту р а н а п о в е р х н о с т и С о л н ц а
6 000 К.
С о л н ц е н а 71% с о с т о и т и з в о д о р о д а ,
н а 27% и з г е л и я , а н а д о л ю о с т а л ь н ы х
2% п ри ход ятся другие эл е м ен ты табл и ц ы
М енделеева.
В ер х н и й с л о й С о л н ц а н а зы в а е т с я ат­
мосферой, более глуб окий — фотосферой.
Солнечные гранулы — зер н и с т ая структура
ф отосф еры . И х разм еры составляю т 1 000
и более к и л о м е тр о в . К аж д ая гран ул а су­
щ е с т в у е т 5 —10 м и н , з а т е м н а ее м ес т е
п о я в л я е т с я н о в а я гран ул а. С м е н а гранул
п рои сходи т за счет к о н в е к ц и и солн ечной

108

щ ергии, поступаю щ ей из глубинны х слоев
фотосферы.
Солнечные пятна — тем ны е п ятна на п о ­
верхности С олнца, представляю щ ие собой
ченее нагреты е участк и , где тем пература
порядка 4 000 К и и м еется с и л ь н о е м а г ­
нитное поле.
Светимость С о л н ц а — э т о с о л н е ч н а я
ж ергия, излучаем ая им за 1 с. О н а равна
!,8 ■ 10м Вт.
Солнечная корона — вн еш н яя часть с о л ­
нечной атм осф еры , состоящ ая из и о н и зи ­
рованной плазм ы с тем пературой 2 ООО К.
Протуберанцы — струи солн еч н о го в е ­
щества д л и н ой до 105 км , вы летаю щ ие из
солнечных недр и бы стро возвращ аю щ иеся
обратно.
Солнечный ветер — испускаем ы й С о л н ­
цем в к о с м и ч е с к о е п р о с т р а н с т в о п о т о к
шементарных частиц — ядер гелия, п рото1
нов, и он ов, электрон ов, — вы летаю щ их со
скоростью порядка 800 к м /с . В близи Земли
скорость солн ечного ветра ум еньш ается в
1,6 раза.

109

Солнечная активно сть — периодическое
и зм ен ен и я количества солнечны х пятен на
поверхности С олнца от м аксим ального до
м ин и м ал ьн ого. П ериод со л н еч н о й акти в­
ности п о р яд ка 11 лет. П ри м аксим альной
солн еч н ой активности вы деляется энергия
п оряд ка 1025 Д ж /с.
С олн ечны е ко см и ч е с к и е лучи —- потоки
ядер гелия, п ротонов, эл ектрон ов, а также
у л ьтр аф и о л ето в о е, р е н тге н о в ск о е и гам
м а-и злучение. С корость части ц в солн еч­
ны х косм и ческих лучах поряд ка 105 км /с.
Солнечная постоянная — эн ергия Солнца,
падаю щ ая ежесекундно на I м 2 поверхности
Зем ли. О н а равн а 1367 Д ж /(м 2 • с).
С ол н ц е состоит из трех областей: ядра,
изотермической и конвективной областей.
Я д р о з а н и м а е т п р и м е р н о четвертую
часть радиуса С ол н ц а и представл яет со
бой очень сильно сжатое вещ ество. Масса
ядра составляет п ракти чески половищ
массы С олнца. И м ен н о здесь и протекаю!
терм оядерны е р еак ц и и синтеза элементов
Д а л ее следует н а и б о л е е п ро тяж ен н ая
и зо те р м и ч е с к а я обл асть, где вы деленная

110

в ходе этих реакц и й эн ер ги я п ерен оси тся
путем и зл у ч ен и я. П о м ере п р о д в и ж е н и я
к поверхн ости в и зотерм и ческ ой области
уменьш аю тся тем пература и давление.
В озн и каю т ко нв екц ио н ны е пр о ц е ссы —
начинается кон векти вн ая область светила.
З д есь п е р е н о с э н е р г и и о с у щ е с т в л я е т с я
с ам и м с о л н е ч н ы м в е щ е с т в о м . К о н в е к ­
тивная область у С о л н ц а гораздо м еньш е
изотерм ической.
С ол н ц е им еет м агн и тн ое поле, н а п р я ­
ж ен н ость к о то р о го п р и м е р н о в два р а за
вы ш е, чем у поля Зем ли. В обл асти с о л ­
нечн ы х п я т е н м а г н и т н о е п о л е в ты с яч у
раз с и л ьн ее, чем в других областях. При
этом к о н в е к ц и о н н ы е п о т о к и из глубины
С олнца торм озятся, и з-за чего температура
в области пятна пон иж ается.
Там, где м агни тное поле слабее, в о зн и ­
кает вертикальны й п оток плазм ы — факел.
М а гн и т н ы е п о л я н а С о л н ц е образую т
мощ ны е п ото ки п л азм ы , которы е вы б р а­
сываю т огром н ы е м ассы газа в к о р о н у и
формирую т протуберанцы — гигантские об ­
лака газа, простираю щ иеся далеко в корону.
111

Т ам , где м а г н и т н о е п о л е п р и в о д и т к
сж атию п л азм ы , резко п овы ш ается тем п е­
ратура и в о зн и к ае т кромосферная вспышка.
И зм ен яю щ ееся м агн и тн о е поле вы бра­
сы вает в к осм и ческое п ространство потоки
п л азм ы , дв и ж у щ и еся со с ко р о стью около
1 ООО к м /с , о б р азу я с о л н е ч н ы е к о с м и ч е ­
с к и е л у ч и , с о с т о я щ и е и з г а м м а -к в а н т о в ,
зар яж ен н ы х части ц и нейтронов.
С олнечная активность является п е­
р и о д и ч е с к о й , п о в т о р я я с ь к аж д ы е 11 лет.
В т р и о д ы с о лн еч н ой акти в н о сти в о зн и к а­
ют си л ьн ы е во зм у щ ен и я м агн и тн ого поля
З ем л и — м агн и тн ы е бури , о к азы в аю щ и е
вл и ян и е н а работу эл ек тр о н н ы х приборов
и здоровье зем лян.
Ч а с т ь з а р я ж е н н ы х с о л н е ч н ы х части ц
п р о н и к ае т в м агн и тн ое п ол е Зем ли и, дв и ­
гаясь п о с п и р а л я м вдоль с и л овы х л и н и й ,
о к азы в ается к а к бы в ловуш ке. Т ак о б р а­
зую тся земные радиационные пояса.
В обл асти п ол ю сов зем н о го ш ар а кос
м и ч еск и е ч асти ц ы п рон и каю т в атмосферу,
вы зы вая п о л яр н ы е си ян и я.

112

С олнце оказы вает реш аю щ ее влияние на
ж и зн ь на Зем ле, без н его ее бы не сущ е­
ствовало. Земляне получают от С олнца т еп ­
ло и свет, на их ж и зн ь влияю т солнечны е
вспы ш ки, солнечная радиация и солнечны й
ветер. С олнечны е вспы ш ки приводят к в ы ­
бросу в направлении Зем ли облаков плазмы,
которы е, двигаясь со скоростью 100 к м /с ,
д о с т и г а ю т зе м н о й а т м о с ф е р ы , в ы зы в а я
м а г н и т н ы е бури , р а зв и т и е а тм о с ф ер н ы х
ц и клон ов и неж елательны е проц ессы в
б и о сф ер е: в о зн и к н о в е н и е эп и д е м и й , и з ­
м ен ен и я в ж ивотн ом м ире, увели чение
сердечн о-сосудисты х заболеваний.
С олнце сущ ествует около 5 м лрд лет и
ещ е столько же будет излучать практически
н е и зм ен н ы й п о то к эн ер ги и вследствие
п р отек аю щ и х в его недрах терм оядерн ы х
реакци й. Затем , в соответствии с законам и
звездн ой эволю ци и, С олнце превратится в
красны й гигант, и его радиус зн ач и те л ьн о
увеличится, превы си в радиус орбиты З ем ­
л и . П ри это м тем п ература на Зем ле уве­
л и ч и тся до 10 ООО °С. П осле этого газовая
обол оч ка со лн еч н ого вещ ества р ассеется,
113

и н а м есте С олнца останется белый карлик.
Этот остаток наш его бы вш его светила бу­
дет продолж ать излучать остатки тепловой
эн ерги и в течение м иллиардов лет, п осте­
п енно превращ аясь в невидим ы й небесны й
объект, к оторы й окон ч ател ьн о осты нет до
тем пературы окруж аю щ его косм оса.

15. Маша Вселенная
Н аш ей В с ел ен н ой н азы в ается область
косм оса, доступ ная наблю дениям и и с­
следованиям .
П о со вр ем ен н ы м п ред став л ен и ям , п о ­
л учен н ы м в результате м н ого в еко в ы х н а ­
б л ю д ен и й и и с сл ед о в ан и й к о см и ч е ск о го
п р о с тр а н с тв а и св е т и л , н а ш а В с ел ен н ая
зап ол н ен а огром н ы м количеством звезд и
п ланет — н ебесн ы х тел, подобны х наш ему
С олнцу и н аш ей Земле.
Звезды р а сп р о с тр ан е н ы в косм осе н е ­
равном ерно. Их скопления образую т систе­
мы , назы ваем ы е галактиками. Больш инство
114

гал акти к им ею т эллипсоидальную и сп л ю с­
нутую, чечевицеобразную форму. Их разм е­
ры огромны . Расчеты показы ваю т, что свет,
распространяясь со скоростью 300000 к м /с,
проходит р асстоян и е от одн ого края гал ак ­
ти к и до другого за сотн и ты сяч лет.
К о с м и ч е с к о е п р о с т р а н с т в о м еж ду о т ­
д ел ьн ы м и гал акти к ам и во м н о го раз п р е ­
восход ит разм еры сам их галактик.
В каж дой галактике содерж ится огр о м ­
ное количество звезд — от сотен м и л л и о­
н о в д о сотен м ил л и ардов. Н абл ю дая их с
повер хн ости З ем л и , мы види м отдельны е
г ал а к т и к и к а к слабы е ту м ан н ы е п ятн а, и
поэтом у их прежде назы вали туманностям и.
Отдельны е звезды м ож но наблю дать л и ш ь в
бли зки х к нам галактиках и л и н а ф отогра­
ф иях, полученны х с и л ьн ы м и тел ескопам и.
Нашу Галактику, которая назы вается Млеч­
ный Путь, мы наблю даем на ночном небе в
виде белесой полосы , похож ей на разлитое
м о л о к о . Б л и ж е к ее к р а ю р а с п о л а га е т с я
и наш е С олн ц е с С о л н еч н о й систем ой ,
яв л яясь одн ой и з м и л л и ардов звезд наш ей
Г ал а к ти к и . С о г л а с н о н а у ч н ы м д а н н ы м ,
другие звезды н аш ей Галактики тоже имею т
115

свои п л ан етн ы е си стем ы , н а н ек о то р ы х и з
них возм ож на ж изнь. П ои скам и ее активно
зан и м аю тся астр о н о м ы разн ы х стран.
К о см и ч еско е п ространство меж ду зв е з­
д ам и в галактиках и меж ду гал акти кам и за­
п ол н ен о м атерией в виде разреженного газа,
пыли, элементарных частиц, электромагнитных
волн и гравитационных полей.

Н аука р асп о л а га е т д а н н ы м и , п о з в о л я ­
ю щ и м и утверж дать, что м н о ги е зв езд ы о
н аш ей Галактике и звезды в других гал ак ­
тиках им ею т планетны е систем ы , подобны е
С олнечной .
Все г а л а к т и к и н а х о д я т с я в в е ч н о м и
н еп р ек р ащ аю щ ем ся дви ж ен и и .

16. Созвездия
С озв езд и я — группы звезд, п о стоян н ы х
по взаи м н ом у п ол ож ен и ю на небосводе.
Н а ч и н ая от то ч к и в есен н его р а вн о д е н ­
стви я, С ол н ц е п роходит через три н адц ать
созвездий: Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев,
116

Дева, Весы, Скорпион, Змееносец, Стрелец,
Козерог, Водолей, Рыбы. Д в ен ад ц ать из них
назы ваю тся зодиакальными. П ояс из двенад­

цати зо д и ак а л ьн ы х с о зв езд и й н а зы в ае тс я
зодиаком.

В каж дом зодиакальном созвездии С о л н ­
це проводи т п р и м ер н о м есяц.
Н ебо разделено на 88 созвездий. В 1603 г.
астроном Байер начал об озн ач ать звезды в
п оряд ке у б ы в а н и я их б л еска буквам и гр е ­
ческого алф авита: а , р, у> 5 и т. д. Э ти об о ­
зн ачени я и спользую тся д о сих пор. С ам ы е
яркие звезды им ею т собствен ны е н азв ан и я.
С ам ое бо л ьш о е к о л и ч е с тв о я р к и х звезд —
ярче четвертой звездн ой вел и чи н ы 5 — с о ­
держ ит созвезд ие Б ол ьш ая М едведица.
Н а р и с . 13 п о к а з а н а з в е з д н а я к а р т а
С еверного полуш ария с н аиболее я р к и м и
созвездиям и.
Д ля наблю дателя, н аходящ егося на
С еверн ом полю се Зем ли , в и д и м ы то л ь к о
звезды С еверн ого п о л у ш ар и я неба. И з -за
суточного вр ащ ен и я З ем ли все звезды д в и ­
жутся с восток а н а зап ад п о параллельны м
окруж ностям , делая за сутки п о л н ы й круг,
117

за и с к л ю ч е н и е м н е п о д в и ж н о й Полярной
звезды, к о т о р а я р а с п о л а г а е т с я в ц е н т р е
н ебосвода С еверного п олуш ария и в хвосте
созвезд и я Малая Медведица (см. рис. 13).
12

Н а р и с . 14 п о к а з а н а з в е з д н а я к а р т а
Ю ж н ого п о л у ш а р и я с н а и б о л е е я р к и м и
созвезд иям и.
1 ф евраля

Рис. 14
119

Н аиболее круп н ы е созвездия С еверного
полуш ария — созвездия Большая Медведица,
Малая Медведица, Дракой и Кассиопея —
м ож но увидеть н а чи стом от туч небосводе
в л ю бое врем я, так к а к о н и явл яю тся не­
заходящ им и.
И з -за в р ащ ен и я зем н ого ш ара все звез­
ды соверш аю т пол ны й оборот. Д ля наблю ­
дателя н а С евер н о м полю се Зем ли полюсм ира находится в зените, а звезды движутся
по окруж н остям , парал л ел ьн ы м л и н и и го­
ри зо н та. П ри этом их вы сота н ад лини ей
го р и зо н та п остоян н а.
Д л я наб л ю д ател я н а С евер н о м полю се
Зем ли созвездия, близкие к П олярной зв е з­
де, не заходят за лини ю горизонта, поэтому
о н и всегд а в и д н ы н а н еб е в я с н ы е ночи.
Б о л ее у д а л ен н ы е от п о л ю с а м и ра звезды
восходят и заходят за л и н и ю горизонта.
Н а б л ю д а т е л ь на э к в а т о р е м ог бы в и ­
деть, к а к в течени е суток все созвезд и я на
небе восходят и заходят п ерпенди кулярн о
п л о с к о с т и г о р и зо н т а , е сл и бы н е меш ал
д н ев н о й свет.

120

Д ля наблю дателя, находящ егося н а Ю ж ­
ном полю се, види м ы только звезды ю ж ного
полуш ария.

17. Звездные кульминации.
Параллактическое смещение
и годичный параллакс
М о м ен т, к о гд а зв е з д а п р о х о д и т ч е р е з
небесн ы й м ери диан, назы вается ее верхней
и нижней кульминациями. М еж ду верхней и
н и ж н е й к у л ь м и н ац и я м и звезды проходит
12 часов.
В верхн ей к у л ьм и н ац и и вы сота звезды
h м а к с и м а л ь н а и м ож ет бы ть р а с с ч и т а н а
по форм уле
h = 90° - ф + 5.
В ы сота звезды h в н и ж н ей кульм ин аци и
h = (р + 5 — 90°.
Здесь ф — ш ирота, н а к о торой н аблю да­
ется звезда, 6 — скл о н ен и е звезды .
121

Д и ам етр З ем ли бы л определен по ф о р ­
муле

т
где / — д л и н а дуги меж ду двум я точкам и ,
леж ащ им и на одн ом м еридиане и на разны х
ш иротах, п — разн о сть м еж ду ш иротам и.
Д л я о п р е д е л е н и я д и а м е т р а н е б е с н о го
тела и спользую т форм улу
d = 2 D sin р,
где D — р ассто ян и е до светила, р — угол,
под к о то р ы м с З е м л и ви ден его радиус R
(рис. 15).
Н априм ер, расстоян ие от Зем ли д о Луны
D - 384 ООО км , а угол р = 16'. Значит, ради­
ус Л уны R = 384 ООО к м • sin 16' = 1737 км.

Е с л и о т м е т и т ь п о л о ж е н и е зв е зд ы на
небосводе, к огд а З ем л я находи тся в одной
122

точке своей орбиты вокруг С ол н ц а, а затем
о тм ети ть ее п о л о ж е н и е , когд а З ем л я н а ­
ходится в другой точк е орби ты , то м ож но
зам ети ть, что ее п ол о ж ен и е на небосводе
и з м е н и л о с ь . Э то и з м е н е н и е п о л о ж е н и я
зв езд ы н а зы в ае тс я параллактическим сме­
щением.

Угол р , под к оторы м со звезды м ож но
бы ло бы видеть больш ую полуось зем ной
орбиты вокруг С о л н ц а , н азы вается годич­
ным параллаксом. Зная годичны й параллакс
звезды , м ож но определить расстоян ие D p о
нее п о формуле
sin р

Здесь а — д л и н а больш ой полуоси зе м ­
ной орбиты .
Если длину больш ой полуоси а вы разить
в а. е., а м ал ы й угол р — в р а д и а н а х , то
р а с с т о я н и е от З ем л и д о звезды D м о ж н о
определить по ф орм уле
_ 206265"
Р

123

П а р а л л а к с б л и ж а й ш е й к н а м зв е зд ы
а л ь ф а Ц е н т а в р а с о с т а в л я е т в с е г о 0 ,7 5 ".
Р ассто ян и е д о нее р авн о 270 ООО а. е.
Р ассто ян и е от звезды до З ем л и D с в я за ­
но с р а ссто ян и ем от Зем ли д о С ол н ц а £>0
с оотн ош ен и ем
А»

р ’

где р в — п арал л акс С о л н ц а, р — параллакс
звезды .
Парсек (пк) — это т ак о е р а сс то я н и е д о
зв е з д ы , н а к о т о р о м ее п а р а л л а к с р а в е н
о дн ой секунде. Значит, р асс то ян и е в п а р ­
секах о б р атн о год и ч н ом у параллаксу. Н а ­
п р и м ер , р асс то ян и е до звезды а л ь ф а Ц ен ­

тавра D = — ^— = 1,3 пк.
0,75"
Р а с ст о я н и е , ко то р о е свет в вакуум е
проход и т за о д и н зе м н о й год, н азы в ается
световым годом.

1 п к = 3,2 световы х л ет = 206265 а.е. =
= 3 • 1013 км .
Я ркость звезды обратно п роп о р ц и о н ал ь­
н а квадрату р а сс то я н и я д о нее.

124

18. Образование звезд и их виды
Н аукой установлено, что звезды образу­
ются и з облаков к осм и ческого газа, в к о то ­
рых при определенны х условиях возни каю т
сгустки вещ ества. Звезды всегда рож даю тся
гр у п п а м и ( с к о п л е н и я м и , к о м п л е к с а м и ).
О бласти звезд о о б р азо в ан и я — это м олеку­
лярны е облака с м ассам и, больш им и 105Мв .
Температура при переходе от молекулярны х
облаков к звездам возрастает в м иллионы
раз, а п л отн ость — в Ю20 раз.
С начала образование звезды происходит
из холодного м ол екул ярн ого обл ака в сл ед­
ствие его сж ати я д о о б р а зо в а н и я сгустка.
Такая звезда назы вается протозвездой (греч.
протос «первый»). Вещ ество в этих сгустках
под д е й с тв и е м гр ав и т ац и о н н ы х си л п р о ­
долж ает сж им аться и сильно разогревается.
Сгусток при тяги вает остал ьн ой газ облака,
и его м ас с а растет, а с н ей р астут д а в л е ­
ние в сгустке и его тем пература, дости гая
десятков м и л л и о н о в градусов. П ри этом в
центре образовавш ей ся звезды начи наю тся
125

т ер м о яд ер н ы е р е ак ц и и , у си л и в аю щ и еся с
ро сто м ее м ассы . Э ти р е ак ц и и п р ев р ащ е­
н и я водорода в гелий м огут поддерж ивать
с т а б и л ь н о е с о с т о я н и е зв е зд ы в т е ч е н и е
д есятков м и ллиардов лет.
М и н и м ал ьн ая м асса, которая необходи­
м а для этого, со ставл яет о к о л о 1/12 массы
С ол н ц а. П ри м ен ьш и х м ассах в реакц и ях
т ер м о я д ер н о го с и н т еза участвует очень
м ал ая д о л я яд ер водорода. И злу ч ен и е т а ­
к и х о б ъ е к т о в н а м н о г о с л а б е е и зл у ч ен и я
о б ы ч н ы х з в е зд . Э т и о б ъ е к т ы н а зы в а ю т
коричневы ми карликами. П о-видим ом у, они
составляю т больш ин ство звездн ого населе­
н и я гал акти к и .
Н а рис. 16 п о к а за н гр аф и к зависим ости
светим ости звезды от ее м ассы . И з графика
следует, что чем больш е м асса звезды , тем
б о л ь ш е ее с в е т и м о с т ь , п о т о м у ч т о при
б о л ь ш ей м ассе в сл е д с тв и е терм ояд ерн ы х
р е а к ц и й д о сти гаю тся более в ы со к и е тем ­
пературы. П ри этом возрастает вероятность
р е ак ц и й си н теза эл ем ен тов в недрах звез­
ды и, с о о тв етств ен н о , вы деляется больше
эн ерги и .
126

С а м ы е д о л г о ж и в у щ и е зв е з д ы и м е ю т
массу, близкую к м ассе С олнца.
Б о л е е м а с с и в н ы е и г о р я ч и е зв е зд ы с
м ассой до 70 м асс С ол н ц а бы стрее расхо­
дую т свое терм оядерное топ л и во и «живут»
о т н о си те л ьн о недол го — н е с к о л ь к о м и л ­
л и о н о в лет.
К огда в недрах звезды вы горает больш ая
часть водорода, ее ядро с тан ови тся гелие­
вы м и под д ей стви ем гр ави тац и и начи нает
с ж и м а т ь с я , а о с т а л ь н а я ч а с т ь зв е зд н о го
вещ ества — расш иряться. П ри этом тем п е­
ратура п оверхности звезды падает, и звезда
п ревращ ается в красного гиганта.
Гелий в яд р е зв е зд ы горит, вследствие
ч его там о б р а зу ю т ся тяж е л ы е эл ем ен ты .
К о г д а р е а к ц и я с г о р а н и я г е л и я затухает,
эти тяж елы е элем ен ты под действием гра­
в и т ац и и сж и м аю тся. П ри этом остальное
вещ ество зв езд ы п р и тя ги в ае тс я к ядру —
в о зн и к а е т звездный коллапс. В н у тр ен н яя
ч а с т ь о б р а зу е т о с т а т о к зв е зд ы с м ассой
м енее со л н еч н о й и ч р е зв ы ч а й н о вы сокой
п лотностью — м ед л ен н о осты ваю щ ий б е ­
лый карлпк, а больш ая часть звездного вещ е­
128

ства с огром н ой скоростью вы брасы вается
в к осм и ческ ое п ространство — происходит
к ол оссальны й взры в сверхновой звезды.
Е сл и м а с с а о с т а т к а зв е зд ы п р и м е р н о
в 2,5 р а за больш е с о л н еч н о й , и з н его о б ­
р азу ется н е й т р о н н а я зв е зд а . Е сл и м асса
остатка ещ е больш е, образуется бесконечно
сж им аю щ аяся черная дыра.
В ы брош ен ное в к о см о с звездное в ещ е­
с тв о , с о д ер ж а щ е е п р а к т и ч е с к и все п р и ­
родн ы е хи м и ч ески е эл ем ен ты до урана
вклю чительно, см еш ивается с косм ическим
газом. И з его сгустков образую тся планеты .
Звезды , подобны е Солнцу, находятся на
с р е д н и х э т а п ах э в о л ю ц и и . О т н о с и т ел ь н о
бл и зки к своем у к о н ц у красны е сверхги­
ганты .
К о с н о в н ы м ф и з и к о -х и м и ч е с к и м х а ­
р а к т е р и ст и к а м звезд о т н о сят их разм ер ы ,
массу, тем пературу, с вети м ость, звездную
вели чин у и спектр и злучен ия.
Н а сегод н яш н ем этапе р азв и ти я науки
д о с т о в е р н о о п р е д е л е н ы м ас с ы л и ш ь н е ­
с к о л ь к и х д е с я т к о в зв е зд . И з в е с т н о , ч т о
зв езд с м ас с о й более 40 с о л н еч н ы х м асс
129

и звезд с м ассо й м ен ее ОД м ассы С ол н ц а
к р а й н е м а л о , б о л ь ш и н с т в о з в е зд и м еет
массу м ен ьш е м ассы С олнца.
З в е зд ы , м ас с а к о то р ы х м е н ь ш е п о л о ­
в и н ы с о л н е ч н о й , н а з ы в а ю т с я красными
карликами.

К ни м относи тся и сам ая б л и зк ая к нам
после С олнца звезда — П роксим а Ц ентавра
(от лат. proximo — бл и ж ай ш ая), расстоян ие
до к о торой составляет 4,22 световы х года.
Ее ди ам етр п ри м ерн о в 7 раз м ен ьш е сол­
нечн ого.
Б о л ь ш и н с т в о звезд и м е ет свети м о сть,
п ри м ер н о равн ую свети м ости С ол н ц а или
м еньш е солн еч ной. Н о сущ ествую т звезды
со светим остью , превосходящ ей солнечную
в д е с я т к и т ы с я ч р а з. Н а п р и м е р , с в е т и ­
м ость звезды Ригель бо л ьш е с о л н е ч н о й в
80 тыс. раз.
П о ра зм ер а м звезды д е л я т н а карлики,
субкарлики, нормальные звезды, гиганты,
субгиганты и сверкгиганты.

С олнце — ж елты й карлик. И м еется м но­
ж ество звезд больш его и меньш его размера.
Ч е р е з 5—7 м л р д л е т С о л н ц е у в ел и ч и т ся
130

в т р и с т а р а з , п р е в р а т и в ш и с ь в красного
гиганта. П ри это м о н о п о г л о т и т о р б и ты

б л и ж а й ш и х к нем у п л а н е т — М е р к у р и я ,
Венеры и Зем ли.
К звездам н а и б о л ь ш е го р а зм ер а о т н о ­
сится голубой сверхгигант, расп о л о ж ен н ы й
в созвездии Ориона. Е го об ъ ем в 62 раза
больш е солнечного объема. Разм еры сверх­
ги ган та - - звезды Бетельгейзе и з то го ж е
созвезд и я — в 1 ты с. раз больш е разм еров
С олнца. Е сли бы разм ер С ол н ц а был таким
же, оно поглотило бы п л ан еты С олн ечн ой
с и с т е м ы в п л о т ь д о Ю п и т е р а . Н о с ам о й
больш ой звездой из и звестн ы х звезд я в л я ­
ется звезда VY Большого Пса. Э тот к расн ы й
с в е р х г и га н т в 1 800 р а з б о л ь ш е С о л н ц а .
Будь С ол н ц е так о го же разм ера, его край
дости г бы С атурна.
Т е м п е р а т у р а н а п о в е р х н о с т и зв е з д ы
всегда м ен ьш е тем пературы в ее в н у тр ен ­
н ей части. О на си л ьн о с вязан а с потоком
звездн ого излучен ия и характером частиц,
с оставляю щ их атм осф еру звезды . П оэтом у
д л я х ар ак т ер и с т и к и зв е зд в в ед ен а эффек­
тивная температура — в ел и ч и н а , п р о п о р ­
131

ц и о н а л ь н а я п о л н о й э н е р г и и , излучаем ой
зв е зд о й с е д и н и ц ы п л о щ а д и ее п о в е р х ­
н о с ти . Э ф ф е к т и в н а я т ем п е р ат у р а звезды
оп редел яется через тем пературу абсолю тно
черн ого тел а, кото р о е излуч ал о бы такую
ж е м ощ н ость н а е ди н и ц у пл ощ ад и поверх­
н ости , к а к и звезда.

19.
Звездная величина
и классификация звезд. Диаграмма
Герцшпрунга — Рассела
Видимая звездная величина — это м ера ее
я р к о с т и , в и д и м ая ч е л о в еч ес к и м глазом с
зем ной поверхности. Н о о н а не дает исти н ­
ного представл ен и я о м о щ н о сти звездного
и злуч ен и я, т а к к а к более бл и зк и е к Земле,
н о м е н е е м о щ н ы е в и з л у ч е н и и зв е зд ы ,
могут вы глядеть ярче, чем более удаленные
и м ощ н ы е.
Абсолютная звездная величина — это
м ера ее яр к о ст и , которую звезда им ела бы,
н а х о д я с ь н а р а с с т о я н и и 10 п к от Зем ли.
П о систем е Гиппарха сам ы е я р к и е звезды
132

н а з ы в а ю т звездами l -й величины, с а м ы е
тусклы е — звездами 6-й величины. Зв езд ы
1-й вели чин ы в 100 раз ярче звезд 6 -й в е ­
личины . П о мере точности изм ерений были
обн аруж ен ы звезды ярче звезд 1-й в ел и ч и ­
н ы , а некоторы м звездам бы ли п р и п и сан ы
отрицательны е звездн ы е вели чин ы .
С п ектр и злуч ен и я звезды , а значит, ее
ц в е т за в и с я т от т е м п е р а т у р ы , д а в л е н и я ,
п лотн ости газа ф о то сф ер ы , м агн и тн ого
п о л я и хим и ч еского состава звезды . К л ас ­
с и ф и к а ц и я звезд по их сп ек тр ам бы ла
впервы е введена астрономом Анджело Секки.
К аж дой звезде в зави си м ости от ее тем п е ­
ратуры бы ла п р и св о ен а о п ред ел ен н ая бук­
ва. В с оврем ен н ой к л ас си ф и к а ц и и звезды
в б у к в е н н о м о б о з н а ч е н и и р а сп о л а га ю т в
п о р я д к е у б ы в а н и я их тем п ературы : О, В,
A, F, G, К, М.
Звезды класса О им ею т голубоватый цвет

и очен ь вы сокую температуру, от 30 ты с. К
до 60 тыс. К.
Ц вет звезд класса В г о луб овато-бел ы й ,
их тем пература кол еб лется от 10 тыс. К до
30 ты с. К.
133

Звезды класса А белого цвета, их тем п е ­
ратура колеблется от 7,5 тыс. К до 10 тыс. К.
Ц вет звезд класса F ярко-ж ел ты й , имею т
тем пературу от б тыс. К д о 7,5 тыс. К.
Звезды класса <3 ж елтого цвета, их т ем ­
пература заклю чена в пределах от 5 тыс. К
до 6 тьгс. К. Н аш е С олнце является звездой
кл асса G .
Звезды класса К им ею т цвет светло-крас­
н ы й , их тем п е р ат у р а — от 3,5 ты с. К до
5 тыс. К.
Звезды класса М или я р к о -к р ас н ы е, или
т е м н о -о р а н ж е в ы е , их т ем п е р а т у р а — от
2 тыс. К до 3,5 тыс. К.
И м е ю тс я дополнительные классы: Q, Р,
W. Б уквой Q о бозн ач аю т к л ас сы спектров
новы х (м олоды х) звезд, буквой Р — классы
сп ектров планетарных туманностей, буквой
W — спектры очень горячих звезд, тем пера­
тура которы х превы ш ает тем пературу звезд
кл асса О и дости гает 105 тыс. К.
Р азл и ч н ы е к л ассы звезд и соответству­
ю щ и е и м ц вет и тем п ер ату р а п р и вед ен ы
в таблице.

134

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (рис.
17) — эт о г р а ф и к , н а к о т о р о м п о в е р т и ­
к ал ь н о й о с и о т л о ж е н а с в е т и м о с т ь зв езд ,
а п о г о р и зо н т ал ь н о й — их тем п е р ат у р а в
о б ратн ом п оряд ке: чем ж арч е зв е зд а , тем
левее о н а н аходи тся. И з этого гр аф и ка
м ож но определ ить харак тер и сти к и звезд.
ТЕМПЕРАТУРА

СПЕКТРАЛЬНЫЕ

КЛАССЫ

Рис. 17
137

С ам ы е го р яч и е зв езд ы р а сп о л о ж ен ы в
л е в о й ч а с т и д и а г р а м м ы , а зв езд ы с н а и ­
б о л ь ш е й с в е т и м о с т ь ю — в ее в е р х н е й
части. О т верхнего л евого угла к ни ж нем у
правом у проходит главн ая п о сл ед о ва­
т ел ь н о ст ь , о т р аж аю щ ая и з м е н е н и я звезд
и за к а н ч и в а ю щ а я с я зв е зд а м и -к ар л и к а м и .
Б о л ьш и н ство звезд п ри н ад л еж и т этой п о ­
следовательности. С ол н ц е отн о си тся такж е
к э т о й п о с л е д о в а т е л ь н о с т и . В ы ш е это й
п осл ед овател ьн ости расп о л агаю тся сверх­
гиганты и гиганты , ниж е — белы е карлики.
Р асстояние до звезды определяю т радио­
локационным методом, и л и методом лазерной
локации. В н ап р а в л е н и и звезды с р ад и о л о ­
к ац и о н н о й стан ц и и посы лаю т эл ектром аг­
н и тны й импульс и при ним аю т отраж енны й.
П р о и зв ед ен и е п о л о в и н ы в р ем ен и t между
этим и им пульсам и, ум нож енное на с к о ­
ро сть света в вакууме с = 3 ■ 10* м /с , равно
р асстоян и ю S до звезды:
S = Q ,5tc.
П о ч ти п о л о в и н а звезд н а небосводе
яв л яю тся двойными звездами, рож денны м и
в оди н и то т же м ом ен т в р ем ен и и с в язан ­
138

н ы м и в за и м н ы м п р и т я ж е н и е м . Д в о й н ы е
звезды движ утся по эл л и п ти ч еск и м о р б и ­
там вокруг общ его ц ен тр а м асс, р а сп о л о ­
ж ен н о го ближ е к более м асси в н ой звезде.
П ри этом более м асси в н ая звезда движ ется
с м ен ьш ей скоростью и по больш ей орбите.
Н е все визуально б л и зк и е звезды , в и д и ­
м ы е в т ел е ск о п , яв л яю тся д в о й н ы м и , т ак
к а к н а сам ом деле р а сс то ян и я меж ду н и м и
м огут бы ть очен ь в ел и ки . У становить, что
зв е зд ы я в л я ю т с я д в о й н ы м и , м о ж н о п р и
изучении их спектра: в них л и н и и спектров
п огл ощ ен и я п ери о д и ческ и см ещ аю тся с
о д и н ак о в ы м и п ери одам и .
О п ределить м ассы двой н ы х звезд легче,
ч ем о д и н о к и х . Е сл и и зв е с тн о п о л о ж ен и е
и х ц ен тр а м асс и п ер и о д об ращ ен и я Т, то
определить м ассы звезд т ] и и , в д в ой н ой
звезде м ож н о, р еш и в систем у уравн ен ий:
А1
Щ+ т 2= ^ т в

1

т,

а,

и - L = - 2 ..

Щ

«1

Здесь А — р асс то ян и е от звезды с м ен ь­
ш е й м а с с о й д о их о б щ е г о ц е н т р а м а с с ,
a j — д л и н а б о л ь ш о й п о л у о с и зв е з д ы с
139

м а с с о й m v а 2 — д л и н а б о л ь ш о й пол уоси
звезды с м ассой т 2, т & — м ас с а С олнца.
Е сл и я р к о с т ь д в о й н ы х звезд п е р и о д и ­
ч еск и ум ен ьш ается, то о н и пооч ередн о
за го р а ж и в аю т друг друга. Т акие д в о й н ы е
звезды назы ваю тся алголями.
Кратными звездами н а зы в а ю т гр у п п ы ,
состоящ ие и з трех или более звезд. Тройные
кратны е звезды состоят обы чно из близкой
п ары звезд и третьей звезды , вращ аю щ ейся
в о к р у г э т о й п ар ы . Т ак и е зв е зд ы н а б л ю ­
даю тся в 20 р а з реж е двой н ы х. Е щ е реж е
в с т р е ч а ю тс я к р а т н ы е зв е зд ы , с о с т о я щ и е
и з 4 зв е зд . Ч а с т о т а к и е с и с т е м ы з в е з д ,
особен но м олоды е, являю тся неустойчивы ­
ми. П я т и - и ш ести кратн ы е систем ы звезд
наблю даю тся к р ай н е редко, а сем и кратн ы е
си стем ы н е н айдены . Звездны е с к о п л ен и я
подверж ены разруш аю щ ем у воздействию со
стороны гигантских м олекулярны х облаков,
которы е встречаю тся в галактиках.
Переменные звезды — зв е зд ы , я р к о с т ь
к о то р ы х с т е ч е н и е м в р ем е н и и з м е н я е т с я
и з -з а п р о ц е с с о в в н утри зв е зд и л и р яд о м
с ни м и .
140

П ерем енны е звезды делят на:
1) звезды, яркость которы х м ен яется и з -з а
того, что одна звезда перекры вает дру­
гую;
2) пульсирую щ ие звезды и з-за внутренних
п р о ц е с с о в . П у л ь си р у ю щ и е п е р е м е н ­
н ы е звезды , период и зм е н е н и я блеска
которы х возрастает с их светим остью ,
н а зы в а ю т с я цеф еидам и. Н аб л ю д ая за
изменениям и их светимости, астрономы
о п р е д е л я ю т р а с с т о я н и я до с о с е д н и х
галактик;
3) нестабильны е взры ваю щ иеся или всп ы ­
хиваю щ ие звезды;
4) вр ащ аю щ и еся зв езд ы с н ео д и н ако в о й
яр костью их поверхности. К таким
звездам относится и наш е С олнце.
Коричневые карлики — звезды, у которых
и з-за малого запаса ядер легких элем ентов
термоядерная реакция прекращ ается, после
чего звезды осты ваю т и п ревращ аю тся в
т ел а , п о д о б н ы е п л а н е та м . Т акие зв езд ы
отсутствую т в ди аграм м е Герцщ прунга —
Р а с се л а. С п ектр и з л у ч е н и я к о р и ч н е в ы х
карли ков инф ракрасн ы й .

141

Красные гиганты и сверхгиганты — звезды,
у которых термоядерные реакции протека­
ют в тонких слоях вокруг ядра, причем в
каждом слое идет своя реакция. В верхних
слоях с низш ей температурой из водорода
образуется гелий, в более глубоких слоях
с более вы сокой температурой образуется
углерод, затем к ислород, а в н и зш и х —
железо.
Белые карлики — н еб о л ьш и е зв езд ы ,
которые вначале были обнаружены белого
цвета, а позже — желтого и других цветов.
Нейтронные звезды — небольш ие звезды,
с остоящ ие из п лотно уп ако в ан н ы х н е й ­
тронов. П лотность этих звезд огром н а и
достигает 2 ■ 1017 к г/м 3, а масса сравнима
с массой С олнца при их размерах порядка
10 км.
Пульсары — нейтронны е вращ аю щ иеся
звезды , исп ускаю щ и е р а д и ои зл учен и е с
ч ас то т о й п о р я д к а 1 ты с. Гц. О ни бы ли
обнаружены при помощ и радиотелескопов.
Черные дыры — зв е зд ы , п р и т я ж е н и е
которы х столь вели ко, что даж е свет не
может их покинуть, поэтому они невидимы.
О бнаруж иваю т черны е ды ры по р ен тге­
142

новскому излучению , которое испускает
нагретый диск, вращ аю щ ийся вокруг них.
Этот д и ск состоит из вещ ества, которое
черная дыра своим тяготением вытягивает
из ближайшей к ней другой яркой звезды.

20. Химические элементы
и гравитационные волны
во Вселенной
О бразование химических элем ентов во
Вселенной началось с момента ее возникно­
вения. Сначала, еще до образования звезд,
появились атомы начала таблицы М енде­
леева: водород, дей тери й , гелий. Затем в
недрах звезд возникли ядра более тяжелых
элементов.
Наиболее распространены во Вселенной
водород и гелий. Кроме них в межзвездном
вещ естве содерж атся углерод, кислород,
неон, магний, ж елезо и другие элементы.
Обнаружены скопления молекул водорода
и даже молекулы воды.
143

П од д е й с тв и е м к о с м и ч е с к и х л учей в
м еж звездном вещ естве непреры вно п рои с­
ходят разнообразн ы е хим ические реакци и,
в результате которых образуются и сложные
органические молекулы , что могло при ве­
сти к появлению н а планетах ж изни. Так,
атм осф ера молодой Зем ли сначала содер­
ж ала в основном водород, водяны е пары,
ам м и ак, соеди н ен и я углерода и инертны е
газы. Затем из атмосферы вследствие грави­
тации бы ла притянута вода — образовалась
гидросфера, в которой растворился аммиак.
Водород п очти улетучился в косм ос, а ат­
мосф ера стала преимущ ественно насы щ ена
азотом и кислородом.
Ученые считают, что некоторы е органи­
ческие соеди нения могли бы ть при несены
н а Зем лю и з к осм оса м етеоритам и и к о ­
метами. Э ксперим енты показы ваю т, что из
простых вещ еств в определенны х условиях,
наприм ер под воздействием электрических
разрядов, облучения и тепла, могут образо­
вы ваться слож ны е органи ческие соеди не­
ни я, из которы х состоят клетки растен ий
и ж ивотных.
144

В аж н ей ш и е с в е д е н и я о состав е звезд,
п л ан ет и ин ы х объ ек тов к о см о са даю т
учены м космические лучи. Главной состав­
л яю щ ей к осм и ческих лучей являю тся п р о ­
тоны вы соких эн ерги й , скорости которы х
б л и з к и к с к о р о с т и с в е т а. К р о м е н и х , в
состав косм ических лучей входят альф а-ча­
сти ц ы , тяж ел ы е яд р а эл ем ен то в табли цы
М енделеева, эл ек тр о н ы , рен тген овски е
лучи, нейтроны , нейтрино и антинейтрино.
М ногие из них в озн и к ли вследствие в заи ­
м одействия протон ов и ядер, излученны х
звезд ам и , с м еж звездн ы м вещ еством и
атм осф ерам и планет.
П лотность косм и ческих лучей п р и м ер ­
но р а в н а п л о т н о с т и м е ж зв е зд н о го газа.
П оскольку косм и ческое п ространство
охвачено м агни тны м и пол ям и , откл он яю ­
щ им и траектории заряж енн ы х частиц под
действием сил Л орен ц а, косм и ческие лучи
движ утся к р и в о л и н ей н о . П о частиц ам ,
содерж ащ им ся в косм и чески х лучах, и их
энергиям мож но судить о составе меж звезд­
ного газа, к о то р ы й о н и п р о н и зы в аю т на
пути к н аш ей планете.
145

П р и в зр ы в а х м а с с и в н ы х з в е з д и з -з а
и зм е н е н и я их м ассы в м еж звездн ом п р о ­
странстве образуются гравитационные воины.
Г р ави тац и он н ы е в ол н ы и сп уск аю т такж е
пульсирую щ ие и двой н ы е н ей трон н ы е
зв е зд ы , а т а к ж е д в о й н ы е ч е р н ы е д ы р ы ,
и м е ю щ и е о гр о м н у ю п е р е м е н н у ю массу.
Г равитационны е волны п ок а не обнаруж е­
ны эксп ери м ен тал ьн о, н о есть м ного ины х
свидетельств их сущ ествования.
В м о м ен т ро ж д е н и я В с ел е н н о й п л о т ­
н ость и тем пература п рам атери и б ы ли
ч р е зв ы ч а й н о в е л и к и , и ее в зр ы в в ы звал
д в и ж е н и е р а зл е т а ю щ и х с я ч а с те й с о к о л о св е то в ы м и с к о р о с т я м и , что п р и вел о к
в озн и к н ов ен и ю реликтовых гравитационных
волн.

В селенная п розрачна для грави тац и он ­
ны х в олн, поэтому, если удастся их заре­
ги стри ровать, о н и станут важ ны м и с то ч ­
н и к о м п олучени я сведений о ее строении:
обнаруж ить гравитац ионны е волны мож но
по кол еб ан и ям м ассивны х тел, меж ду к о ­
торы м и о н и проходят. Успехи науки дают
о сн о в ан и я пол агать, что эти волны будут
обнаруж ены в ближ айш и е десятилетия.
146

21. Наша Галактика
Наша Галактика представляет собой с п и ­
ралевидн ы й д и ск с четы рьм я изогнуты м и
«рукавам и» и ц ен тр ал ь н ы м ш арови дн ы м
утолщ ением — ядром Галактики.
С лово «галактика» озн ачает «молочное
кольцо», так как наш а Галактика им еет вид
разл и того н а небе м олока. Р асстоян и е от
сам ой б л и зк ой звезды Проксимы Центавра
до н аш ей С о л н еч н о й си стем ы п ри м ер н о
равн о 1,3 пк.
Н аш а Галактика состоит и з скоп лени я
звезд и тум анностей, в ее составе примерно
2 ■ 10" различны х звезд, а ее ядро ди ам е­
тром 1 п к содерж ит н есколько м иллионов
звезд. Э то скоп лени е мы видим в ночном
небе к ак полосу М лечного Пути. Галактика
не им еет четко о ч е р ч ен н о й гр ан и ц ы , эта
граница размыта. Вблизи центра Галактики
плотн ость звезд в м и л л и он ы раз больш е,
чем поб ли зости от н аш ей С олн ечн ой с и ­
стемы.
В сам ом ц ен тре н а ш е й Г алактики о б ­
наруж ен и сто ч н и к разм ером с наш у С о л ­
нечную си стем у с а н о м ал ь н о больш ой
147

эн ергией излучения. Его м асса составляет
м и ллион солнечны х масс. П о предполож е­
нию современной науки в центре Галактики
находится м ассивная черная дыра.
М еж ду отдельны м и звездам и находится
м еж звездны й газ чрезвы чайно малой плот­
ности и пы левая м атерия в виде отдельных
облаков. В составе м еж звездного газа с п о ­
мощ ью спектрального анализа обнаруж ены
атом ы кальция, н атри я, кислорода, калия,
ти тан а и других элем ентов, а такж е н е к о ­
торы х м ол екул ярн ы х соед и н ен и й : ц и ана,
углеводорода и других элем ентов.
Д и ам е тр н а ш е й Г ал акти ки с о став л яет
около 100 тыс. световы х лет. Звезды и ту­
м ан н ости Галактики вращ аю тся вокруг ее
центра с разн ы м и скоростям и . С корость
в р а щ е н и я зв е зд в о к р у г г а л а к т и ч е с к о г о
центра определяю т по см ещ ени ю л и н и й в
спектрах их излучения, пользуясь эффектом
Д оплера.
С олнечная система располагается б л и ­
ж е к краю н аш ей Галактики — М лечного
П ути — и составляет очень малую ее часть.
С олнце соверш ает оди н оборот вокруг
ц е н т р а Г ал ак ти к и п р и м е р н о за 200 млн
148

лет, двигаясь по своей орбите с л и н ей н ой
скоростью 240 к м /с . У становлен о, что за
врем я его сущ ествовани я оно обернулось
вокруг галактического ядра около 25 раз.
Р а с с т о я н и е от С о л н ц а до ц е н т р а н а ш е й
галактики при м ерн о 26 ООО световых лет.

22. Иные галактики и их виды
В начале XX столетия астроном ы Ричи
и Кертис в ы числили р ассто ян и е д о вновь
отрытых им и перем енны х звезд в Туманно­
сти Андромеды. Оно оказалось прим ерно в
15 раз больш е ди ам етра наш ей Галактики.
Т ак б ы л с д е л а н в ы в о д , ч то Т у м ан н о сть
А ндромеды не входит в наш у Галактику.
Н аш а В селенная состоит не м енее чем
и з 200 м л рд гал акти к . Е д и н и ч н ы е г ал а к ­
ти к и редки. С очетание галактик и пустот
образует ячеистую структуру В селенной.
Ближ айш ие к наш ей Галактике звездные
систем ы назы ваю тся Магеллановы Облака,
видимы е в Ю ж ном полуш арии Земли. О ни
отстоят от н аш ей Галактики на расстоянии
около 200 ты с. световы х лет. Другая о тн о ­
149

с и тел ьн о бл и зк ая к н ам гал акти к а — это
Т ум ан н ость А н дром ед ы , н а х о д я щ ая с я от
Зем ли н а расстоян и и 2,5 м лн световы х лет
и в 20 р а з превы ш аю щ ая р азм еры наш ей
Галактики.
Разглядеть невооруж енны м глазом м ож ­
н о в се го л и ш ь т р и г а л а к т и к и : галактику
Андромеды (в и д н а в С е в е р н о м п о л у ш а ­
р и и ), Большое Магелланово Облако и Ма­
лое Магелланово Облако (ви дн ы в Ю ж ном
полуш арии).
В к о н ц е X V III с т о л е т и я ф р а н ц у з с к и й
астроном Шарль Мессье создал первы й к ата­
лог 45 галактик. В конце XIX и начале XX в е ­
к о в бы л с о с т а в л е н « Н о в ы й г е н е р а л ь н ы й
каталог тум анн остей и звездны х скоп л ен и й
(N G C )» , в кото р ы й вош л и 7 840 звездн ы х
с к о п л е н и й . П осле за п у с к а к о с м и ч е с к о г о
т ел е ск о п а «Хаббл» и в вода в строй 10-м етровы х назем ны х тел ескоп ов чи сло н аб л ю ­
даем ы х галактик р езко возросло.
Г а л а к т и к и —■ о ч е н ь д а л е к и е о т н а с
астр о н о м и ч еск и е объекты . Р ассто ян и е до
ближ айш и х из н и х изм еряю т в м егапарсе­
ках, а д о далеких — в едини цах красного
150

смещ ения. В пространстве галактики р ас­
пределены неравн ом ерно: в одной области
м ож но обнаруж ить целую группу близких
галактик, в другой же м ож но не обнаруж ить
ни одной.
К основны м характеристикам галактик
относятся их ф орм а, разм еры , м асса, с к о ­
рость вращ ения и спектр излучения.
П о ф орм е галактики дел ят на сферопо­
добные, эллиптические, дисковые спираль­
ные, с перемычкой (баром), линзовидные,
карликовые, неправильные и т. д.

Иногда среди галактик попадаю тся у ди ­
вительны е объекты , наприм ер радиогалак­
тики. Это такие звездны е систем ы , которы е
излучаю т огром н ое кол и чество эн ер ги и в
р а д и о в о л н о в о м д и а п а зо н е . У н е к о то р ы х
р ад и о гал акти к поток ради ои злучен и я в
несколько раз превы ш ает поток светового
и злучен ия, хотя их светим ость очень вели­
к а — в несколько раз превосходит полную
светим ость н аш ей Галактики. П ри м ер р а ­
д и о га л ак т и к и — об ъ ек т Л ебедь А. П о т о к
р а д и о и зл у ч е н и я от Л еб ед я А п р ев ы ш ает
даж е п о то к радиоизлучения от С олнца.
151

М ассы гал а к т и к с о став л яю т от 107 до
1012м асс С олнца.
Д иам етры галактик — от 5 до 600 кпк.
Д иаметр наш ей Галактики составляет около
30 к п к (100 ты сяч световы х лет).
Галактики вращ аю тся со скоростью до
300 к м /с . У края галактического д и ск а звез­
ды вращ аю тся бы стрее, чем вблизи ядра.
С пектр излуч ен и я гал акти к зави си т от
всех входящ и х в нее зв езд н ы х объектов.
Так, м еж звездн ы е пы ль и газ излучаю т в
основном в и н ф ракрасн ой части спектра,
я д р а н е к о т о р ы х г а л а к т и к (н е й т р о н н ы е
звезды , черны е ды ры ), даю щ ие одиночны е
всплески, излучают гам м а-кванты , двойные
с и с т е м ы , я д р а и г о р я ч и й м е ж зв е зд н ы й
газ — рен тген о в ск и е лучи , отдельны е га­
л ак т и к и и злучаю т свет в о п ти ч еск о м д и ­
апазоне. Н екоторы е гал акти ч ески е ди ски
и их ядра испускаю т радиоволны . С пектр
н еко то р ы х гал а к т и к с т еч ен и ем врем ен и
м ож ет и зм е н я т ь с я от р а д и о д и ап азо н а до
рен тге н о в ск о го . В рем я так и х и з м е н е н и й
м ож ет составлять от 10 м инут до 10 лет.

152

Квазары — это и н те н с и в н ы е и сто ч н и к и
р а д и о и з л у ч е н и я , р а с с т о я н и я д о к о то р ы х
о ц е н и в а ю т с я в м и л л и а р д ы с ве то вы х лет.
О н и п редставляю т собой активны е ядра
д ал ек и х гал актик.
Галактики о б ъ ед и н яю т с я в кластеры —
груп п ы , вклю чаю щ ие в себя с к о п л ен и я
г а л а к т и к , к о т о р ы е вх о д ят в суперкласте­
ры — с ве р х с к о п л ен и я к о см и ч е ск и х зв е зд ­
ны х объ ектов. М еж ду н и м и н абл ю даю тся
о б ш и р н ы е п у сто ты , з а п о л н е н н ы е с и л ь н о
р а з о г р е т ы м м е ж з в е з д н ы м га зо м н и з к о й
пл отности.
Р асш и р ен и ю В селенной препятствует
гравитационное притяжение гал акти к друг к
другу. Н е к о то р ы е м а с с и в н ы е с п и р а л ьн ы е
г а л а к т и к и за с ч е т г р а в и т а ц и о н н ы х си л
разруш аю т соседние, погл ощ ая их. В 2006 г.
т е л е с к о п «Х аббл» с ф о т о г р а ф и р о в а л , к а к
д в е соседн и е гал а к т и к и разо р в ал и третью ,
п о г л о ти в ее. Д о в о л ь н о ч а с то п р о и сх о д и т
столкн овен и е галактик. Е сть п р ед п о л о ­
ж ен и е, что п р и м ер н о 2 м лрд лет н азад
н а ш М л е ч н ы й П уть с то л к н у л с я с д ругой
гал акти к ой .

153

23. Темная материя и темная энергия
Д о л я «обы чной» м атер и и , к о то р а я и з ­
лучает эл ек тром агн и тн ы е вол н ы сам а или
отраж ает и з л у ч е н и е других источ ников, по
с о вр е м ен н ы м п р ед став л ен и ям , н е п р ев ы ­
ш ает 5% того, что зап о л н яет к осм и ческое
п ространство. Еще одной ком понентой
является тем н ая м атерия, которая п р о ­
явл яет себя только в гр ави тац и о н н о м
в за и м о д е й с тв и и . К п р е д п о л о ж е н и ю о ее
сущ ествовании привело изучение движ ения
и и зл у ч ен и я г а л а к т и к ~ м ас с ы о б ы ч н о й
м атери и недостаточ н о дл я об ъ ясн ен и я н а­
блю даемы х зн ач ен и й скоростей вращ ен ия
г а л а к т и к и т е м п е р а т у р ы г о р я ч е г о газа.
Темную м атерию назы ваю т такж е «небарио н н ы м вещ еством », п о д ч ер ки в ая, что она
состоит н е из атомов. Атомы удерживаю тся
в с та б и л ь н о м с о с т о я н и и э л е к т р о м а г н и т ­
н ы м взаи м одей стви ем эл е к тр о н о в и ядер;
п о сл ед н и е у стой ч и вы , в свою очередь,
благодаря а д ер н ы м силам . Я дра состоят из
б ари он ов — протон ов и н ейтронов. Вместе
с эл ектрон ам и (не я в л яю щ и м и с я бариона154

ми) ядра составляю т барионную материю.
К а к и х -л и б о п р о я в л е н и й эл е к т р о м а гн и т ­
ного, слабого и ядерного взаим одействий
тем ная материя не обнаруживает.
К концу XX в. вы яснилось, что и темная
м а т е р и я — не е д и н с т в е н н о е н е д о с т а ю ­
щ ее звено. О на со ставл яет не более 25%
о т з а п о л н е н и я к о с м о с а . В 1999 г. бы ло
обнаруж ено ускоренное разбегание галак­
т и к , что в о зм о ж н о т о л ь к о п ри н а л и ч и и
ан ти гр ав и тац и и . Эту третью к о м п о н ен ту
(оставш иеся 70%) назвали «темной эн ерги­
ей». П редполагается, что она представляет
собой п роявление косм и ческого вакуума,
обладаю щ его отрицательны м давлением и,
как следствие, антигравитацией. Плотность
вакуум а (о к о л о 7 • 1(Н27 к г /м 3) б л и зк а к
средней по наблю даемой части Вселенной
плотности обы чного и тем ного вещ ества,
но, в отличие от н ее, п о с то ян н а всю ду в
пространстве, что приводит к «накопитель­
ному эффекту» — на масш табах в десятки
м егапарсек силы оттал ки в ан и я начи н аю т
превы ш ать гравитацию , что и приводит к
ускоренному расш ирению В селенной.

155

24. Космология. Большой взрыв
Космология — это область астроном ии,
изучаю щ ая Вселенную в целостности : ее
в озни кновени е и наиболее общ ие законы
сущ ествования и развития.
Во В селенной непреры вн о происходят
и зм ен ен и я, носящ ие необрати м ы й харак­
тер, н а п р и м е р ее р а с ш и р е н и е . П о н яти е
р а зм е р о в В с е л е н н о й усло в н о : р е ал ьн ая
Вселенная безгранична и нигде не конч а­
ется. М н огол етн и е н аб л ю д ен и я вы явили
два косм ологических постулата:
— В сел ен н ая о д н о р о д н а в больш их
объемах;
- В сел ен н ая и зо т р о п н а в больш их
объемах.
И зотропность В селенной доказы вается
н абл ю ден и ям и за реликтовым излучением
Реликтовое излучение одинаково по всем
направлениям .
С оврем енны е наблю дения показывают,
что планетны е системы имею тся у многих
других звезд. Согласно соврем енны м пред
ставлениям, когда м асса планеты составит
156

1 - 2 масс Земли, вокруг планеты образуется
п р и тян утая к ней и з газоп ы левого облака
атм осф ера.
П оявл ение в начале XX столетия р ел я­
ти в и стск о й и кван товой ф и зи к и и зм ени ло
взгляд ы учены х н а сво й ства п р о с тр а н ­
с т в а -в р е м е н и , что п р и в е л о к п о я в л е н и ю
соврем ен ной косм ологии. В 1922 г. русский
учены й Александр Фридман вы двинул идею,
что н аш а В сел ен н ая эволю ци онирует,
и з м е н я е тс я . Ф р и д м ан п р е д с к аза л р а с ш и ­
р е н и е В с ел е н н о й , а ч е р е з н е с к о л ь к о л ет
Э. Хаббл написал зак он этого расш и рен и я,
по котором у возраст В селенной п ри м ерно
1,4 • 1010 лет.
С огласно с о вр ем ен н о й к осм ол оги и гдето 13-15 млрд лет назад в начальны й момент
врем ени В селенная представляла собой точ­
ку, в которой бы ла сосредоточена в ся м асса
В с е л е н н о й и ее эн е р г и я . В 1946 г. Георгий
Гамов и его к о л л еги р а зр а б о т а л и ф и з и ч е ­
скую теорию начального этап а р асш и рен и я
В с е л е н н о й , к о т о р у ю н а з в а л и «Большим
взрывом». В эт о т м о м е н т В с е л е н н а я стал а
157

р а с ш и р я т ь с я со с к о р о с т ь ю , зн а ч и те л ь н о
п р е в ы ш а ю щ е й с к о р о с т ь света. Э тот ф ак т
не п ротиворечит теори и относи тельности ,
согласно которой скорость света в вакууме
н е м о ж ет бы ть п р е в ы ш е н а. Ведь с т а к о й
с ко р о с т ью р а с ш и р я л о с ь н е в ещ ес т в о , но
само пространство.
В п р о ц ессе Б ольш ого в зр ы в а си л ьн ое
я д е р н о е в з а и м о д е й с т в и е о т д е л и л о с ь от
электром агнитного и слабого. За ничтож но
малы й пром еж уток врем ен и в 10-33 с В се­
л ен н а я увеличилась о т точки д о разм еров
С о л н е ч н о й систем ы . И в это м п роц ессе
в о з н и к л и все э л е м е н т а р н ы е ч а с т и ц ы и
античастицы .
Ч ерез несколько секунд после Больш ого
взры ва в горячей и п л о тн о й В селенной в
результате терм оядерны х р еак ц и й синтеза
стали образовы ваться ядра тяж елого водо­
рода и гелия. Затем началось расш ирение
и осты вание Вселенной.

158

25.
Реликтовое излучение.
Космологические модели.
Мультиленная (Мультивселенная)
Примерно через 380 тыс. л ет после Боль­
ш ого взры ва начали образовы ваться атомы,
а излучение стало проходить через вещество
к а к через прозрач н ую среду. И м ен н о это
излучение назвали реликтовым, его тем п е­
ратура была около 3 тыс. К. Реликтовое и з­
лучение одинаково по всем направлениям.
Это означает, что в пространстве нет точки,
в которой произош ел Больш ой взрыв.
Позже из-за различной плотности перво­
начального вещ ества оно стало разделяться
на отдельные галактики и их скопления.
В настоящ ее врем я теория «Больш ого
взрыва», т. е. теория рож дения Вселенной
из сингулярности, считается общ епризнан­
ной. В кл асси ческой к осм ол оги и с и н гу ­
л яр н о с ть озн ач ает б е ск о н еч н о больш ую
плотность, температуру и давление.

159

П осле Больш ого взрыва Вселенная стала
р а сш и р я ть ся , а п л о тн о сть и тем п ература
ее вещ ества пон иж аться. П ри м ерн о через
10~4i с после Больш ого взрыва во Вселенной
н а ст у п и л а стадия инфляции, п ри к о то р о й
масш табы Вселенной начали быстро расти
вследствие гравитационного отталкивания.
Далее наступила эпоха образования во­
д о р о д а и з горячей плазмы, с о сто яв ш ей и з
ча с ти ц т ем н о й м атери и , п р о то н о в , э л е к ­
тронов, ф отонов и некоторого количества
легких ядер. П ротоны и электроны объеди­
нялись, образуя водород — сам ы й расп ро­
с тр а н е н н ы й элемент во В селенной. В это
врем я п л азм а и счезл а, и В селенная стала
прозрачной.
Н аб лю д ая сего д н я звезды , м ы видим
их таким и, каки м и они бы ли в прошлом,
ведь свет от них доходит до Зем ли через
длительное время. Все галактики удаляются
от нас, причем скорость «разлета» по мерс
удал ен и я гал ак ти к растет. Так, скорость
уд ал ен и я от нас р а д и о гал а к ти к и Л ебедь
огром на и составляет 138 тыс. к м /с , т. е.
почти половину скорости света!
160

Благодаря успехам космологии установ­
лено, что расш ирение Вселенной происхо­
дит с ускорением. По меркам космологии
эпоха ускоренного расш ирения началась
относительно недавно — примерно 5 млрд
лет назад.
Хаббл установил , что чем дальш е от н а ­
шей Солнечной системы находится галакти­
ка, тем быстрее она удаляется. На графике
зависимости скорости удаления галактики
от расстояния до нее (рис. 18) тангенс угла
наклона гр аф и ка к оси расстоян и й равен
постоянной Хаббла.
X —Я.п
В ели чи н а Z = —-— назы вается крас­
но

ным смещением удаляю щ егося н ебесн ого

объекта.
Здесь X — длина волны излучения, испу­
скаемой движущ имся объектом, A.ft — длина
волны, испускаемой этим объектом, когда
он неподвижен.

161

Скорость удаления, 106 м/с

Расстояние, 1Q8 парсек

Рис. 18
В спектрах и злучен ия дал ек и х г а л а к т
X > Х0> т. е. л и н и и в с п ек тр ах излучения
см ещ ен ы в красную сторону. З н а я красное
см ещ ен и е Z и используя ф орм улу Доплера
м о ж н о о п р е д е л и т ь с к о р о с т ь разбеган и а
гал акти к v. В ели чин а красн о го смещ ения
Z с в я з а н а с о т н о ш е н и е м v /c следующ им
образом :

162

В к о н ц е XX стол етия астроном ы н аучи ­
л и с ь и з м е р я т ь н е т о л ь к о с к о р о с т ь р а зб е гани я гал акти к , но и уско р ен и е этого п р о ­
ц е сс а . Р а с ш и р е н и е В с е л е н н о й п о з в о л я е т
предполож ить сущ ествовани е объектов с
антигравитацией, состоящ их из антивещества.
Д о начал а 80-х годов XX столетия с ч и ­
т ал о сь, что г а л а к т и к и я в л я ю т с я сам ы м и
кр у п н ы м и о б ъ ек там и В сел ен н о й . Н о о т ­
кры тие сверхгалактик п р и вел о к созданию
кру п н о м асш таб н о й структуры В с ел ен н ой
и к п остроен и ю в к осм ол оги и Стандартной
космологической модели.

В н астоящ ее врем я эта модель достаточ­
но р а зр аб о та н а и охваты вает уже десятк и
ты сяч галактик.
В п ром еж утк е м еж ду эп охой р е к о м б и ­
н ации водорода и н аш и м врем енем леж ит
ещ е о д н а в а ж н а я э п о х а — о б р а з о в а н и е

к р у п н ом асш табн ой структуры Вселенной.,
ф о рм и рован и е галактик и других объектов.
П роц ессы в простран ствен н о раздел ен ­
ны х галактиках оказал и сь не зав и сящ и м и
друг от друга.
Н аш а В сел ен н ая — обл асть небесн ого
пространства, доступ ная зем ны м наблю де­
ни ям . П о соврем ен ны м научны м представ­
л е н и я м разм ер наблю даем ой В селенной —
4,6 • 1010 световы х лет.
П р и ч и н о й у с к о р е н и я р а зл е т а ю щ и х с я
г а л а к т и к учен ы е с ч и таю т су щ еств о ван и е
темной энергии, которая проявляется только
в том , что влияет н а и з м е н е н и е скорости
р асш и р е н и я В селенной. Э та эн ер ги я р а с ­
п ределена равн ом ерн о в пространственны х
м ас ш та б а х , п р е в ы ш а ю щ и х р а зм е р ы всех
и звестн ы х н еоднород ностей во Вселенной.
Е сл и врем я сущ еств о ван и я В селенной
ум нож ить н а скорость света, то мы получим
величину, которая в косм ологии называется
горизонтом событий. П о ско л ьк у в соответ­
с тв и и с тео р и е й о т н о с и т е л ь н о с т и н е в о з­
м о ж н а п ер ед ач а с и гн ал о в со скоростью ,
превы ш аю щ ей световую , н и как о е событие.
164

находящ ееся за пределам и этого горизонта,
не м ож ет бы ть н ам и обн аруж ен о. Горизонт
собы ти й — это ф ак ти ч еск ая грани ца н аш ей
р асш и ряю щ ей ся В сел енной.
Е сли о ран н ей м олодости В селенной мы
зн аем дов о л ьн о м н о го , то о последую щ ей
эв о л ю ц и и и зв е с тн о зн а ч и те л ь н о м ен ьш е.
М ы не зн аем , есть л и у В селенной к о н ец
и л и о н а будет с у щ е с т в о в а т ь б е с к о н е ч н о
д о л ю . Д о к а за н о , что если п л отн ость в ещ е­
ства во В сел ен н ой стан ет вы ш е н е к оторой
кр и ти ч еско й в ел и ч и н ы , то В сел ен н ая под
действием сил тяго тен и я снова долж на
начать сж и м аться. В это м случае через
м иллиарды л ет ее ж дет гибель в к атастр о ­
ф и ч е с к о м к о л л а п с е — в Большом хлопке.
Если ж е п л о т н о с ть в ещ е с т в а будет о с т а ­
ваться м ен ьш е к р и ти ч еско й , то В селенную
ож идает вечное расш и р ен и е.
С о гл а с н о со в р е м ен н ы м о ц е н к а м п л о т ­
н о с ть в е щ е с т в а в о В с е л е н н о й б л и з к а к
кр и ти ч еско й — с л е д о в а те л ь н о , ее судьбу
на соврем ен ном этапе разви ти я косм ологии
предсказать н евозм ож н о.

165

За горизонтом собы тия сущ ествую т ины е
всел ен н ы е, недоступ ны е нам , н о доступ ны е
н а б л ю д а т е л я м , н а х о д я щ и м с я в н у т р и них.
С о в о к у п н о с т ь всех в се л ен н ы х н а зы в ае тс я
Мультиленной. или Мультпвселенной. С оглас­
н о кв ан тов ой м ехани ке в м и ре им еется б ес­
к о н еч н о е м нож ество в сел ен н ы х, в которы х
действую т о д и н ак о в ы е ф и зи ч е с к и е законы
и им ею тся те же ф и зи ч еск и е кон стан ты ,
что и в н аш ей В сел енной. В к аж д ой из них
и м е е т с я свое п р о с т р а н с т в о -в р е м я . В этих
вселен ны х могут прои сходи ть и одинаковы е
с о б ы ти я, н о и м ею щ и е р а зн ы й исход.
М еж ду р а зн ы м и в с е л е н н ы м и н ет п р и ­
ч и н н о -с л е д с т в е н н о й с в я з и , п о э т о м у и с ­
ч е з н о в е н и е о д н о й и з н и х не п р и в е д е т к
и сче зн о в е н и ю другой. В М ультивселенной
ид ет н е п р е р ы в н ы й п р о ц ес с ро ж д ен и я н о ­
вы х вселенны х, не связан н ы х друг с другом.

I

166