Астрономия

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

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

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

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

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

ЦЕФЕИДЫ

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

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

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

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

ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ