К середине XIX столетия в результате астрономических исследований были хорошо изучены законы движения планет вокруг Солнца, размеры Солнца, Луны и планет. Основанная в 1839 году в России Пулковская обсерватория определила положения нескольких тысяч звезд и опубликовала первоклассные каталоги звезд, принесшие ей широкую известность и мировую славу.
Однако физическая природа небесных тел до второй половины XIX столетия почти совершенно не изучалась. Одной из первых к астрофизическим исследованиям приступила Московская университетская обсерватория. Особенно широкого размаха они достигли после 1873 года, когда директором обсерватории был назначен выдающийся русский астроном Федор Александрович Бредихин.
Основным методом изучения физических процессов в космосе является спектральный анализ. Луч белого света можно разложить на составные цвета. Для этого его нужно пропустить через стеклянную трехгранную призму. Различные цветные лучи выйдут из призмы под разными углами, и если на их пути поставить экран, на нем появится цветная полоска, напоминающая радугу, с постепенным переходом от красного цвета к фиолетовому — так называемый непрерывный спектр. Светящиеся разреженные пары и газы дают спектр, состоящий из отдельных ярких линий, — линейчатый спектр, или спектр излучения.
В тех случаях, когда свет от раскаленного твердого тела или больших масс раскаленных газов проходит через пары металла или разреженный газ, на фоне непрерывного спектра источника появляются темные линии — это спектр поглощения. Спектр излучения, так же как и поглощения, своеобразный паспорт светящегося или поглощающего свет вещества. Расположение спектральных линий указывает на химический состав источника излучения, а их яркость, ширина и некоторые другие характеристики — на его физические свойства. Так, в спектре раскаленных паров натрия хорошо заметны две очень тесно расположенные желтые линии, в спектре калия — фиолетовая и желтая, в спектре железа насчитывается несколько тысяч линий. Измеряя распределение энергии в спектре источника, например звезды, можно выяснить его температуру. Все звезды по этому признаку разделены на спектральные классы, обозначаемые латинскими буквами: О, В, F, G, К, М, S, N, R. Различные звезды, принадлежащие к одному и тому же спектральному классу, в большинстве своем имеют сходное строение и близкие физические характеристики. Хотя в некоторые спектральные классы одновременно входят и карлики и гиганты, то есть звезды, различающиеся и по массе, и по химическому составу, и по внутреннему строению.
Спектральные исследования позволяют не только изучать химический состав источников космического излучения и измерять их температуру, но и определять их физическое состояние, магнитные свойства, скорость движения в пространстве, находить ответ на многие другие вопросы.
Для спектральных астрономических исследований применяются так называемые спектрографы. Наиболее простые из них — призменные. Принцип устройства такого спектрографа довольно прост. Свет от источника проходит через коллиматор — трубку с объективом и щелью. Узкий пучок параллельных лучей попадает на призму, разлагается в спектр и фотографируется. К телескопу спектрограф прикрепляется таким образом, чтобы щель коллиматора находилась в фокусе объектива астрономического инструмента.
Еще один метод изучения светового излучения небесных тел — так называемая фотометрия. Фотометрия занимается измерением интенсивности светового потока космических объектов.
Оценивается интенсивность либо непосредственно на глаз — как говорят астрономы, визуально, либо с помощью специальных устройств и приборов — фотоэлементов, фотоаппаратуры, радиометров и т. п.
При фотометрических исследованиях или определяется, во сколько раз яркость одного источника превосходит яркость другого, или изучаемые яркости оцениваются в специально установленной системе единиц.
Для этой цели астрономы применяют особую шкалу так называемых звездных величин. Это понятие ввел во II веке до нашей эры древнегреческий ученый Гиппарх. Он предложил считать самые яркие звезды, обладающие наибольшим блеском, звездами 1-й величины, а самые слабые, которые еще можно при остром зрении и чистом небе увидеть невооруженным глазом, — звездами 6-й величины.
В настоящее время принимается, что блеск звезд 1-й величины в 2,5 раза превосходит блеск звезд 2-й величины, а блеск звезд 2-й величины, в свою очередь, в 2,5 раза превосходит блеск звезд 3-й величины и так далее. Для обозначения блеска некоторых наиболее ярких небесных светил приходится использовать нулевые и даже отрицательные звездные величины (чем меньше звездная величина, тем больше яркость). Так, звездная величина Веги и Капеллы равна 0, звездная величина Сириуса, самой яркой звезды земного неба, равна минус 1,46, Венеры — минус 4, полной Луны — минус 12,6, а Солнца — минус 26,7.
Эти данные могут служить эталонами для сравнения при определении звездных величин других космических объектов.
В самые крупные современные телескопы можно увидеть звезды до 10-й звездной величины, а сфотографировать на фотопластинку удается объекты до 24,5 звездной величины.
Звездные величины определены для очень многих звезд и сведены в специальные каталоги.
Как нетрудно сообразить, блеск той или иной звезды зависит не только от ее светимости, то есть излучаемого ею количества света, но и от того расстояния, на котором она от нас находится. Поэтому сравнение звездных величин различных космических объектов еще не дает нам правильного представления об их действительных светимостях. Для этого необходимо вычислить, какими были бы звездные величины интересующих нас светил, если бы они находились на одинаковых расстояниях, как говорят астрономы — «отнести их к одному расстоянию». За такое контрольное расстояние условно принято расстояние в 10 парсеков '. Соответствующую этому расстоянию звездную величину называют абсолютной.

Popularity: 25%