Самый интересный выпуск :)

                        Астрономический Вестник
                             -----------------
                          Выпуск 1 от 12/10/2002

                               Вступление
                                ---------
Привет Всем, Вы читаете первый выпуск Вестника. Мы находимся в начале большого
пути, надеюсь он будет удачный и интересный.
В этом выпуске много интересной информации.

                         Астрономические Новости
                              ---------------
Октябрь 11, 2002
Первая внесолнечная планета в тесной двойной звездной системе.

═══Астрономы, работающие в рамках проекта Поиска Планет Обсерватории Мак
Дональда (McDonald Observatory Planet Search project) открыли первую
планету, вращающуюся вокруг звезды в тесной двойной системе.
Из этого открытия следует, что в нашей Галактике может быть много планет,
так как, в отличие от Солнца, большинство звезд входит в двойные системы.
{Подробнее} >http://astronews.prao.psn.ru/newsvolumes/c_month.html

                   ------------------------------------
Октябрь 08, 2002
XI школа-семинар молодых радиоастрономов.

═══С 6 по 8 октября 2002 года в Пущинской Радиоастрономической Обсерватории
Астрокосмического Центра Физического института им. П.Н.Лебедева Российской
Академии Наук прошла XI школа-семинар молодых радиоастрономов:
"ТЕХНИКА И МЕТОДЫ РАДИОАСТРОНОМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ"
{Подробнее} >http://astronews.prao.psn.ru/newsvolumes/c_month.html


                  ------------------------------------
Октябрь 04, 2002
Виртуальный радиотелескоп размером с Землю.

═══Астрономы создали "виртуальный" радиотелескоп размером с Землю,
который имеет разрешение в 3,000 раз лучшее, чем
Космический Телескоп им. Хабла.
{Подробнее} >http://astronews.prao.psn.ru/newsvolumes/c_month.html

                  ------------------------------------
Октябрь 02, 2002
Секреты Крабовидной туманности.

═══Хотя считается, что летний видео-сезон уже закончился, две большие
обсерватории NASA создали свои собственные видео-фильмы.
Многочисленные наблюдения в течение нескольких месяцев на Рентгеновской
Обсерватории Chandra и Космическом Телескопе им. Хабла демонстрируют
захватывающее взаимодействие вещества и антивещества около пульсара в
Крабовидной туманности - быстро вращающейся нейтронной звезды размером с
Манхэттен (т.е. размером с Центральный округ г. Москвы).
{Подробнее} >http://astronews.prao.psn.ru/newsvolumes/c_month.html

                  ------------------------------------
Сентябрь 30, 2002
Черные дыры в неожиданных местах.

══Согласно самым последним новостям с Космического Телескопа им. Хабла,
черные дыры промежуточного размера действительно существуют,
но ученые обнаружили их в совершенно неожиданном месте.
{Подробнее} >http://astronews.prao.psn.ru/newsvolumes/c_month.html

                            Белые карлики
                           -----------------
                              В.В. Иванов
                           -----------------

Девятнадцатилетний индийский физик Субраманьян Чандрасекар, только что
окончивший Мадрасский университет, плыл на корабле в Европу, чтобы
продолжить образование в Англии. Незадолго до этого он прослушал у
себя в университете курс лекций по квантовой механике
знаменитого немецкого теоретика Арнольда Зоммерфельда.
Излагая новейшие результаты в области квантовой статистики, Зоммерфельд
упомянул и о том, что ее применение к особому типу звезд - белым карликам -
позволяет объяснить их удивительные свойства.
По дороге в Англию, размышляя над услышанным, Чандрасекар заметил, что в
изложенной в лекциях Зоммерфельда теории не было учтено одно обстоятельство,
существенно менявшее дело. Тут же на корабле Чандрасекар развил уточненную
теорию, записав ее в простой школьной тетради. Заключение, к которому
он пришел, казалось невероятным: массы белых карликов не могут превышать
массу Солнца более чем в 1.4 раза, тогда как среди обычных звезд встречаются
и в десятки раз более массивные. Молодой человек сразу же осознал значение
этого результата для понимания того, как звезды кончают свою долгую жизнь.
Через 53 года, в 1983 году, Чандрасекар стал Нобелевским лауреатом.
Главной жемчужиной, украшавшей многочисленные его достижения в изучении
звезд, был, несомненно, этот самый первый его результат. Однако до признания
было еще далеко, и поначалу величайшие астрофизики-теоретики сочли результат
молодого индуса абсурдным и отказались его публиковать...

Однако начнем по порядку. С наступлением XX века мир звезд впервые предстал
людям в своем поистине удивительном разнообразии. До этого молчаливо
предполагалось, что все звезды более или менее подобны нашему Солнцу,
 хотя и могут несколько отличаться от него в ту или другую сторону по своим
основным глобальным характеристикам - массе, светимости и радиусу. В начале
века было установлено, что для подавляющего большинства звезд их масса
практически однозначно определяет и светимость, и радиус. Это так называемые
звезды главной последовательности. К ним принадлежит и наше Солнце.
Кроме того, выяснилось, что в мире есть также звезды гигантских размеров,
хотя и обычных масс. Их радиусы зачастую во многие сотни раз превосходят
радиус Солнца. Это так называемые красные гиганты и сверхгиганты. Температуры
их наружных слоев - "поверхностей" - невелики, около 3000 градусов.
Поэтому цвет их красноватый. Все красно-желтые звезды, которые мы видим на
небе простым глазом, - это красные гиганты, все другие звезды, доступные
невооруженному глазу, - это звезды главной последовательности.

Открытие существования главной последовательности (термин, введенный в 20-е
годы А. Эддингтоном) и звезд-гигантов, сделанное Г. Ресселом (США) и
Э. Герцпрунгом (Дания), казалось, установило некий порядок в мире звезд.
Началось детальное статистическое исследование частоты встречаемости
звезд разных светимостей, масс и радиусов. В ходе этой работы в 1910 г.
случайно было сделано открытие, все значение которого было осознано
гораздо позже. Рессел описывает это событие так: "Я был у своего друга ...
профессора Э. Пиккеринга с деловым визитом. С характерной для него добротой
он предложил получить спектры всех звезд, которые Хинкс и я наблюдали ...
с целью определения их параллаксов. Эта часть казавшейся рутинной работы
оказалась весьма плодотворной - она привела к открытию того, что все звезды
очень малой абсолютной величины (то есть низкой светимости - В.В.И.) имеют
спектральный класс M (и потому очень низкую поверхностную температуру -
В.В.И.). Как мне помнится, обсуждая этот вопрос, я спросил у Пиккеринга
о некоторых других слабых звездах..., упомянув в частности 40 Эридана B.
Ведя себя характерным для него образом, он тут же отправил запрос в оффис
(Гарвардской - В.В.И.) обсерватории, и вскоре был получен ответ (я думаю,
от миссис Флеминг), что спектр этой звезды - A (так что она белая, а значит
горячая - В.В.И.). Даже в те палеозойские времена я знал об этих вещах
достаточно, чтобы сразу же осознать, что здесь имеется крайнее несоответствие
между тем, что мы тогда назвали бы "возможными" значениями поверхностной
яркости и плотности. Я, видимо, не скрыл, что не просто удивлен, а буквально
сражен этим исключением из того, что казалось вполне нормальным правилом для
характеристик звезд. Пиккеринг же улыбнулся мне и сказал: "Именно такие
исключения и ведут к расширению наших знаний" - и белые карлики вошли в
мир исследуемого".

Почему Рессел был так изумлен? Параллакс звезды 40 Эридана B, то есть
расстояние до нее, был ему известен, и потому по видимому блеску звезды
 он мог оценить светимость. Она была того же порядка, что и у изучавшихся
им холодных красных звезд спектрального класса M. Но спектр этой звезды,
сообщенный Флеминг, свидетельствовал о высокой поверхностной температуре.
Поскольку полный поток излучения с единицы поверхности растет как четвертая
степень температуры, то есть очень быстро, размер звезды должен быть очень
мал. Так как 40 Эридана B - компонент двойной звезды, ее масса была известна
(и не была аномально малой). Отсюда следовало, что плотность объекта должна
быть очень большой. Едва ли Рессел тут же в уме произвел соответствующий
расчет, но если бы он его все же сделал, то пришел бы к ошеломляющему выводу,
что средняя плотность вещества этой доселе ничем не казавшейся примечательной
слабенькой звездочки составляет около тонны в кубическом сантиметре! Ни с чем
подобным до того люди не сталкивались. Хотя сегодня такими плотностями ни
астрономов, ни физиков не удивишь - в нейтронных звездах плотности еще в сто
миллионов раз выше - в свое время существование столь плотного состояния
вещества представлялось совершенно загадочным.

Обычно открытие белых карликов связывают (судите сами, насколько верно) с
именем американского астронома У. Адамса, получившего и изучившего в 1914 г.
детальный спектр другого подобного объекта - спутника ярчайшей звезды неба
Сириуса, так называемого Сириуса B. Однако на самом деле за год до этого
Ван Мааненом был получен спектр еще одного белого карлика - звезды
Ван Маанен 2.

Эти три объекта иногда называют классическими белыми карликами.
После их открытия наступил долгий перерыв, и лишь в 30-е годы список
белых карликов пополнился новыми объектами. Так как белые карлики обладают
малой светимостью, до недавнего времени их открывали главным образом
неподалеку от Солнца. Однако в последнее время положение существенно
изменилось. С помощью космического телескопа им. Хаббла белые карлики
были открыты в далеком шаровом скоплении. Это открытие было только что
(сентябрь 2000 г.) окончательно подтверждено получением спектров этих объектов
 на 8-метровом телескопе Южной Европейской обсерватории.

Почему открытие белых карликов можно отнести к числу крупнейших достижений
астрономии XX века? Ведь можно без труда перечислить десятки новых типов
интереснейших астрономических объектов, существование которых было установлено
за последние сто лет. Но исследование лишь немногих из них - и белые карлики
в
их числе - позволило дать ответ сразу на несколько фундаментальных вопросов
астрономии, определяющих нашу сегодняшнюю картину мира звезд и путей эволюции
как самих звезд, так и вещества во Вселенной.

Основные характеристики белых карликов таковы. Это горячие (отсюда слово
"белый" в их названии) звезды небольших масс (в среднем около 0.6 массы Солнца)
и низких светимостей (10-2 - 10-3 светимости Солнца). Как уже говорилось, отличительная
их особенность - малые размеры, примерно с земной шар. Но в этом малом объеме
находится масса порядка солнечной, а потому средняя плотность вещества колоссальна
- порядка 106 г/см3. Другая замечательная особенность белых карликов - практически
полное отсутствие в их недрах водорода, этой основной составляющей вещества обычных
звезд. Теперь мы знаем, что белые карлики являются конечным продуктом эволюции
звезд с начальными массами вплоть до нескольких масс Солнца.

Первая "услуга", которую белые карлики оказали астрономам, теперь уже почти
всеми забыта. Они позволили установить, что обычные звезды главной
последовательности - газовые. Вплоть до середины 20-х годов большинство
астрономов (вслед за их именитым коллегой - Ресселом) считали, что красные
гиганты состоят из газа, звезды же главной последовательности - жидкие.
Правда, Джинс и независимо от него Эддингтон указали на то, что в звездах
размеры атома (порядка 10-8 см) из-за ионизации уменьшаются до размера
атомного ядра (порядка 10-13 см). Это должно приводить к тому, что
ионизованное вещество будет оставаться газом вплоть до гораздо больших
плотностей, чем обычный газ из молекул, а потому все обычные звезды должны
быть газовыми. Белые карлики, физическая природа которых вплоть до 1926 г.
оставалась загадочной, своей большой плотностью наглядно демонстрировали, что
вещество звезд может быть сжато значительно сильнее, чем в обычных звездах -
использованный Эддингтоном сильный дополнительный аргумент в пользу газовой
природы звезд главной последовательности.

В 1926 г. появилась квантовая статистика и понятие вырожденного газа.
Это дало ключ к пониманию природы белых карликов. Потребовалось всего
несколько месяцев, чтобы Р. Фаулер (Англия) применил эти новые идеи к белым
карликам и, казалось, окончательно решил проблему. В чем же здесь дело?

В обычном (невырожденном) газе давление, как хорошо известно, пропорционально
произведению плотности и температуры. Казалось бы, при абсолютном нуле
температуры давление должно обращаться в нуль. Однако если газ состоит из
частиц с полуцелым спином - фермионов, в частности, электронов - то при
достаточно низких температурах начинает проявляться действие одного из
фундаментальных законов микромира, так называемого запрета Паули.
Это приводит к тому, что давление сжатого электронного газа остается конечным
и при абсолютном нуле, причем величина давления зависит только от плотности,
быстро возрастая при ее увеличении (пропорционально плотности в степени 5/3).
Заметим важное для дальнейшего обстоятельство: такой быстрый рост давления с
увеличением плотности означает, что в вырожденном газе при его сжатии средние
скорости электронов должны возрастать.

На первый взгляд, все это не имеет никакого отношения к белым карликам,
температуры в недрах которых, как и у большинства обычных звезд, порядка
десятков миллионов кельвинов. Однако это не так. Чем выше плотность, тем выше
та температура, при которой газ становится вырожденным, т.е. начинает вести
себя так, как если бы температура была равна нулю. При плотности порядка
103 - 104 г/см3 электронный газ с температурой порядка 10 млн кельвинов
оказывается уже вырожденным, так что его давление практически перестает
зависеть от температуры и оказывается таким же, как и при абсолютном нуле!
Поскольку плотности в белых карликах гораздо выше, их температуру формально
можно считать равной нулю.

Фаулер первым понял, что в белых карликах давление создается вырожденным
электронным газом и установил, что поэтому они действительно должны иметь
размеры с земной шар и плотности порядка тонны в 1см3. Вскоре (находясь еще в
 Индии) Чандрасекар и независимо от него Э. Милн в Англии рассчитали модели
внутреннего строения белых карликов. Они установили, что из-за сравнительно
легкой сжимаемости вырожденного электронного газа их размеры должны быть
тем меньше, чем больше их масса. Казалось, все разъяснилось, и никакой
проблемы здесь больше нет.

Однако молодой Чандрасекар обратил внимание на то, что поскольку белые
карлики больших масс имеют меньший размер, плотность в белом карлике с ростом
массы возрастает. А как уже говорилось, рост плотности в вырожденном газе
сопровождается ростом средних скоростей электронов. Ясно, что это не может
продолжаться до бесконечности: в конце концов скорости все большей части
электронов будут становиться близки к скорости света, и дальнейший рост
скоростей невозможен. (Наступает, как говорят, релятивистское вырождение).
Это должно приводить к уменьшению скорости роста давления с плотностью.
Оказывается, что при плотностях, по порядку величины больших 106 г/см3,
этот рост должен происходить пропорционально плотности в степени 4/3.
Иначе говоря, по достижении плотности порядка 106 г/см3 газ должен становиться
более легко сжимаемым, а потому уменьшение радиуса с ростом массы должно
происходить быстрее, чем по первоначальной теории. Сравнительно простой
математический анализ показал, что при приближении массы к некоторому
критическому значению радиус белого карлика стремится к нулю!
Эта критическая масса, составляющая 1.46 массы Солнца (для белого карлика,
не содержащего водорода в недрах), получила название чандрасекаровского
предела. Формально по теории Чандрасекара белый карлик с массой, равной
критической, обладает бесконечной плотностью и нулевым радиусом.
Эти заключения казались абсурдными, и Чандрасекару пришлось выдержать нелегкую
борьбу за право их опубликовать. Несколько раз он получал отрицательные
рецензии, однако на конкретную ошибку ему указать не могли. Первая статья
Чандрасекара, содержащая не только утверждение о существовании критической
массы, но и расчет ее значения, все же увидела свет в 1931 г. Год спустя, в
1932 г., существование критической массы было физически объяснено Л.Д. Ландау
(СССР).

Дальнейший анализ показал, что есть две причины, по которым в действительности
радиус белого карлика критической массы остается конечным, так что бесконечная
плотность не достигается. Первая причина - отличие поля тяготения от ньютонова,
т.е. учет эффектов общей теории относительности (С.А. Каплан, 1949 г.) и
вторая -начало нейтронизации вещества. Здесь дело в следующем. По достижении
некоторой критической плотности, разной для вещества, состоящего из различных
ядер, электроны начинают поглощаются ядрами с превращением имеющихся в них
протонов в нейтроны. Как только начинается этот процесс, рост давления резко
замедляется. В результате механическое равновесие оказывается уже невозможным.
Оба эти эффекта (второй оказался важнее первого), снимая сингулярность,
приводят лишь к небольшому снижению критической массы.

Тот факт, что давление в белом карлике не зависит от температуры его недр,
имеет важные последствия. Механическое равновесие белого карлика определяется
балансом сил гравитации и давления вырожденной электронной компоненты газа и
полностью отделено от его тепловой структуры. Поэтому звезда может оставаться
в состоянии белого карлика сколь угодно долго. Постепенно высвечивая
запасенную в недрах тепловую энергию поступательного движения атомных ядер
(для них вырождения нет), белый карлик будет остывать, практически не меняя
своих размеров, примерно так же, как остывает булыжник. Так как светимости
белых карликов малы, запасенной в них тепловой энергии хватает надолго.
Теория остывания белых карликов была развита в 1952 г. независимо и
одновременно (и с абсолютно совпавшими результатами) С.А. Капланом (СССР) и
Л. Местелом (Англия). Когда белый карлик достаточно сильно остынет,
его ионы должны выстраиваться в кристаллическую решетку, так что такой белый
карлик и газовый, и кристаллический одновременно!

Основное предсказание теории Чандрасекара - зависимость радиуса белого карлика
от его массы - получило наблюдательное подтверждение, что одновременно
доказало отсутствие водорода в недрах белых карликов.

Теория строения белых карликов с очевидными в принципе, но трудно реализуемыми
модификациями - это одновременно и теория строения нейтронных звезд.
Трудность здесь в плохом знании вида зависимости давления от плотности для
вещества нейтронных звезд. Однако основное утверждение классической теории
белых карликов - существование предельной массы - переносится и на
нейтронные звезды.

Упомянем - к сожалению, на большее нет места - что понимание строения белых
карликов и прежде всего наличия у них предельной массы в конечном счете
определило всю современную картину того, как звезды различных масс заканчивают
 свой жизненный путь. Это одно из фундаментальных достижений естествознания XX
века.


25 октября 2000 г.

Примечание. Статья написана по заказу для сборника "Сто великих открытий XX
века", издание которого подготавливается Институтом прикладной астрономии РАН.


            Открытие звездных ассоциаций и определение возраста звезд
                                -----------------
                                 В.Г. Горбацкий
                                -----------------

Звезда, подобно Солнцу, является огромным газовым шаром и только вследствие
своей удаленности от Земли кажется точечным источником света. По мощности
излучения (светимости) звезды не одинаковы - существуют "гиганты",светимость
которых превышает солнечную в сотни раз, и "карлики" со значительно меньшей,
чем у Солнца, светимостью. В звездах заключена очень большая - может быть даже
преобладающая - доля всего доступного наблюдениям вещества Вселенной, и поэтому
 исследование звезд необходимо для создания научной картины мира.

Вплоть до XVIII века астрономы занимались определением положений звезд на небе
и их видимых движений, не задаваясь вопросом о том, из чего и как они
образовались. Тем более, не ставились вопросы о времени образования звезд и
причинах их свечения - если не принимать во внимание теологические воззрения
по этому поводу. После открытия Ньютоном универсального свойства природы -
всемирного тяготения, им было высказано (в частном письме) предположение о
том, что звезды образовались из некоторой разреженной среды, в которой
возникали сгущения, уплотнявшиеся под действием тяготения.

После того, как в XIX веке был сформулирован закон сохранения энергии, стало
ясным, что Солнце, а, значит, и звезды, не может все время терять теплоту
путем излучения, и когда-то источник энергии должен иссякнуть. Таким образом,
была установлена ограниченность времени существования Солнца как светила.
В то же время появились данные геологии о возрасте Земли, согласно которым он
не менее сотен миллионов лет. Так как планеты Солнечной системы не могут быть
старше центрального тела - Солнца, то его возраст должен быть порядка
миллиарда лет. Никакие из предполагавшихся тогда источников энергии не могли
обеспечить столь большую продолжительность свечения Солнца.

Решению вопроса о природе источников энергии, излучаемой звездами,
предшествовали теоретические исследования внутреннего строения звезд,
а также определение, по наблюдениям спектров излучения, химического состава
звездных атмосфер. Более ста лет тому назад было показано, что газовый шар
может находиться в равновесном состоянии - не опадать к центру под действием
 собственного тяготения - только в том случае, если давление газа в нем
 возрастает в направлении центра и, следовательно, в том же направлении
 увеличиваются температура и плотность газа. Из расчетов следовало, в
частности, что в центре Солнца температура газа должна быть порядка десяти
миллионов градусов. Анализ спектра излучения звезд показал, что в составе
звездного газа основным элементом является водород.

В первой половине XX века развитие ядерной физики достигло такого уровня, что
стало возможным рассчитывать эффективность различных термоядерных реакций.
Как было установлено в конце 30-х годов, при физических условиях,
существующих в центральной области Солнца и звезд, могут происходить реакции,
приводящие к объединению четырех протонов (ядер атома водорода) в ядро атома
гелия. В результате такого объединения освобождается энергия и, как следовало
из расчетов, этим путем обеспечивается свечение Солнца в течение миллиардов лет.
У звезд-гигантов, расходующих свое ядерное горючее (протоны) более
расточительно, время жизни должно быть гораздо короче, чем у Солнца -
всего десятки миллионов лет. Из этого был в те же годы сделан вывод о рождении
таких звезд и в наше время. Относительно звезд меньшей массы, подобных Солнцу,
 многие астрономы продолжали придерживаться мнения, что все они, как и Солнце,
образовались миллиарды лет тому назад.

В конце 40-х годов В.А. Амбарцумян использовал совершенно иной подход к
проблеме определения возраста звезд. Он основывался на имевшихся в то время
обширных наблюдательных данных о распределении звезд различных типов в
пространстве, а также на результатах собственных исследований динамики звезд,
то есть их движений в гравитационном поле, создаваемом всеми звездами
Галактики.

В.А. Амбарцумяном были сделаны на указанной основе два важнейших не только для
 астрофизики, но и для всего естествознания вывода:

Звездообразование в Галактике продолжается и в настоящее время.
Рождение звезд происходит группами.

Эти выводы не зависят ни от предположений о механизме образования звезд,
который в те годы не был установлен с уверенностью, ни от природы
 источников звездной энергии. Они базируются на сделанном В.А. Амбарцумяном
открытии нового вида звездных скоплений, названных им звездными ассоциациями.

До обнаружения звездных ассоциаций астрномам были известны в Галактике
звездные группировки двух типов - открытые (или рассеяные) скопления и шаровые
 скопления. В открытых скоплениях концентрация звезд не очень значительна, но
все же они выделяются на фоне звездного поля Галактики. Скопление другого
типа - шаровое - отличается высокой степенью концентрации звезд и при
недостаточно хорошем разрешении представляется единым телом.
Такое скопление состоит из сотен тысяч звезд, создающих достаточно сильное
гравитационное поле, которое удерживает его от быстрого распада.
Оно может существовать долгое время - порядка 10 миллиардов лет.
В открытом скоплении насчитывается несколько сотен звезд и, хотя оно
представляет собой гравитационо связанную систему, эта связь не очень прочная.
Скопление может распасться, как показали сделанные В.А. Амбарцумяном расчеты,
за несколько сотен миллионов лет.

Звездная ассоциация является пространственной группировкой звезд,
принадлежащих к определенному типу (относительно редких). Парциальная
плотность таких звезд (концентрация на единицу площади небесной сферы) в
ассоциации велика, но она меньше средней плотности всех звезд в данной области
 небесной сферы. В.А. Амбарцумян обратил внимание на распределение переменных
звезд типа Т Тельца, которых в то время насчитывалось всего несколько десятков.
Эти звезды, характеризующиеся необычными, крайне нерегулярными изменениями
 блеска и присутствием эмиссионных линий в спектрах, не свойственным их
спектральному классу (G или K), образуют несколько групп, занимающих небольшие
 участки небесной сферы. Вероятность того, что в такие группы, названные
Т-ассоциациями, звезды типа Т Тельца собрались случайно, совершенно ничтожна,
и поэтому следует считать, что все они образовались в этих группах.

Звезды - члены ассоциации практически не связаны друг с другом силой тяготения,
 но испытывают гравитационное воздействие других звезд, находящихся в этой
области, в результате которого ассоциация распадается. Составляющие ее звезды
рассеиваются среди звезд поля. Вычисление времени, за которое Т-ассоциация
должна распасться, привело к заключению о том, что оно не превосходит
нескольких миллионов лет. Следовательно, возраст наблюдаемых звезд типа
Т Тельца должен быть того же порядка, то есть они очень молоды по сравнению
с Солнцем.

Так как светимость звезд типа Т Тельца невелика, то в 40-е годы можно было
наблюдать только те из Т-ассоциаций, которые находятся достаточно близко
от Солнца. В.А. Амбарцумян нашел, что за время существования Галактики
могло образоваться около миллиона Т-ассоциаций. Точное количество звезд,
содержащихся в ассоциации, установить затруднительно, поскольку наряду со
звездами типа Т Тельца в ней могут быть звезды и других типов, например так
называемые объекты Хербига-Аро, "орионовы переменные" и другие.
Однако можно полагать, что в Т-ассоциациях образовались сотни миллионов
находящихся в Галактике звезд.

В.А. Амбарцумяном были выделены также группы звезд-гигантов высокой
температуры, относящихся к спектральному классу O, которые были названы им
О-ассоциациями. По своей численности в Галактике такие звезды сильно уступают
звездам типа Солнца и карликам. Они наблюдаются в значительном количестве лишь
 благодаря своей большой светимости, позволяющей увидеть даже те из них,
которые находятся на больших расстояниях от Земли. У них наблюдается
тенденция к группированию, хотя не столь отчетливо выраженная,
как у звезд типа Т Тельца. Тем не менее, В.А. Амбарцумян показал на основе тех
же соображений и расчетов, которые были использованы при изучении Т-ассоциаций,
 что они являются сравнительно молодыми объектами. Тем самым был подтвержден
аналогичный вывод о звездах класса O, полученный по расчетам энергетики
термоядерных реакций. Вместе с тем, В.А. Амбарцумяном было впервые
установлено, что и гиганты класса O рождаются группами - по-видимому,
вместе со звездами меньшей светимости. Последнее обстоятельство подтверждается
тем, что в некоторых из O-ассоциаций содержится значительное количество звезд
типа Т Тельца.

В.А. Амбарцумяном была отмечена связь Т-ассоциаций с диффузными газовыми
туманностями. Этот наблюдательный факт сыграл в дальнейшем существенную роль
в развитии теоретических представлений о том, как образуются звезды.

Открытия В.А. Амбарцумяна вначале были встречены некоторыми астрономами с
недоверием и вызвали ряд дискуссий. Однако исследования звездных ассоциаций и
процесса звездообразования в них, проводившиеся как отечественными, так и
зарубежными астрономами, подтвердили правильность основных выводов, к которым
пришел В.А. Амбарцумян, и большую ценность их для звездной космогонии.


18 декабря 2000 г.

Примечание. Статья написана по заказу для сборника "Сто великих открытий XX
века", издание которого подготавливается Институтом прикладной астрономии РАН.


                        Астрономические частные объявления
                             ----------------------------
Подать астрономическое объявление в этот раздел может каждый. Писать на
                    Е-Маил _sssa2000@izh.com_ С темой Объявление
           --------------------------------------------------------


                                   Глосарий
                                    --------
Среднее Солнце

Воображаемая точка, равномерно движущаяся с запада на восток по небесному
экватору, и совершающая полный оборот относительно точки весеннего
равноденствия в течение тропического года. Введено как вспомогательное
расчетное средство для установления однородной шкалы времени.

Автор: Сурдин В.Г.

                     ПРОЕКТ КОСМИЧЕСКОГО ТЕЛЕСКОПА ИМЕНИ ХАББЛА
                               --------------------------
В двадцатом веке астрономы сделали  много шагов в изучении вселенной.
Эти шаги были бы невозможны без испольования больших и сложных   телескопов,
 расположенных  на  высокогорных лабораториях и управляемых большим
количеством квалифицированных специалистов.

              С выводом на орбиту ТЕЛЕСКОПА ИМЕНИ ХАББЛА (HUBBLE SPACE
ТELESCOPE - HST), астрономия сделала гигантскии рывок вперед.Будучи
разположенным  за  пределами  земной  атмосферы, HST может фиксировать
такие  объекты и явления,которые не могут быть зафиксированы приборами
на земле.

 Проект   HST был разработан в НАСА при участии Европейского Космического
Агенства   (ESA).Этот телескоп-рефлектор,диаметром 2,4 м
(94,5 дюйма),выводится на низкую (610 километров или 330 морских миль)
орбиту с помощью американского корабля СПЕЙС ШАТТЛ (SPACE SHUTTLE).

Проект предусматривает периодическое техническое обслуживание и замену
оборудования на борту телескопа. Проектный срок эксплуатации телескопа -
15 и более лет.

              ИНСТИТУТ КОСМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ С ПОМОЩЬЮ ТЕЛЕСКОПОВ

НАСА основало институт космических исследований с помощью телескопов
(Space Telescope Science Institute - STScI) для проведения
широкого  спектра  глобальных научных исследований с помощью телескопа
имени  Хаббла.   STScI  -  большой исследовательский центр, где опытные
специалисты  постоянно наблюдают за работой телескопа. Эти специалисты
также  помогают  астрономам  в составлении планов наблюдений. В задачу
STScI также входит предоставление астрономам необходимого програмного
обеспечения и технических средств для наблюдений.

  Чтобы сделать наблюдения с помощью телескопа имени Эдвина П.
Хаббла  как можно более эффективными, STSiC модернизировал наземные системы
обслуживния наблюдений. Большая часть процесса планирования
наблюдений была автоматизирована с использованием "интеллектуального"
оборудавания и програмного обеспечения. STSiC составил каталог блоее 20
миллионов звезд для облегчения поиска объектов наблюдения, а также разработал
пакет прикладных программ, предназначенный помочь астроному в обработке данных,
 получаемых с борта HST. Каждый день STSiC получает расшифровывает,
обрабатывает    и накапливает огрмоное количество информации, поступающей с
борта HST, а также рассылает ее своим клиентам.

   STSiC подчиняется Ассоциации Университетов по Исследованиям в Области
Астрономии (the Association of Universities for Research in Astronomy,
Inc - AURA ) .Сам институт расположен в университетском городке Хомвуд
(университет имени Джона Хопкинса) в Балтиморе.

                            КТО ИСПОЛЬЗУЕТ ТЕЛЕСКОП ?

  В отличие от других научных проектов, HST не используется исключительно
отдельной группой специалистов, разработавших данный
телескоп, или группой астрономов из одной лаборатории или института; в
принципе, любой человек может провести свое наблюдение при помощи HST.

   Для проведения наблюдений с помощью HST, астроном должен прислать в STSiC
запрос  с изложением научного обоснования невозможности   проведения
данного  наблюдения  в  земных  условиях и описание предполагаемой программы
наблюдений. Запрос передается в одну из  комиссий  при  STSiC по разным
разделам астрономии. Каждый год эти комиссии   предоставляют   ранжированные
списки  с  предложениями  по проведению  наблюдений в Комитет Распределения
Времени исследований с помощью  телескопа  (Telescope   Allocation
Committee  -  TAC). Задача комитета  - составить проект сбалансированной
программы наблюдений для HST.Последнее слово в утверждении этой программы
принадлежит главе STScI.

 На каждом этапе рассмотрения проект оценивается по разным критериям.
Какова научная ценность знаний, которые будут получены в
результате   исследований,и   сколько  средств  и  времени  для  этого
необходимо  истратить?   Достигнуты  ли   пределы в исследовании данного
объекта наземными приборами? Насколько вероятен успех исследований?

 Кроме чисто научных вопросов, проверяется также физическая возможность HST
наблюдать данный объект/явление, временные и другие требования к телескопу и
его ресурсам.

              КОМПЬЮТЕРИЗИРОВАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ В КОСМИЧЕСКИЙ ВЕК.

 Вся наблюдения с использованием HST должны быть предварительно тщательно
и  точно  спланированы,  так  как все наблюдения проводятся автоматически
с   помощю   компьютеров  на  борту  телескопа.  После поступления   всех
команд   на   борт   HST,           телескоп   работает в автоматическом
 режиме,  без связи с Землей. Поиск объекта, подстройка приборов,  собственно
  наблюдения  и  др. осуществляются исключительно бортовыми  компьютерами.Так
 как HST делает один виток вокруг Земли за 95  минут,  объекты  наблюдения
слишком быстро появляются и исчезают, чтобы можно было применить дистанционное
управление с Земли без потери скорости  и  эффективности  наблюдений.
Для  увеличения эффективности сеансы  наблюдений  из разных   программ
чередуются между собой. Таким образом  подавляющее  большинство  программ
требуют не один виток для своего полного завершения.

                             ВОЗМОНЖНОСТИ ТЕЛЕСКОПА

 На борту HST находятся : две камеры, два спeктрографа, фотометр, астродатчики.
 Вследствие того, что телескоп находится за
пределами атмосферы эти приборы позволяют:

  1) Фиксировать изображения объектов с очень высоким разрешением. Наземные
телескопы редко дают разрешение, больше одной
угловой  секунды.  В любых условиях HST дает разрешение в одну десятую
угловой секунды.

   2) Обнаруживать объекты малой светимости. Самые большие наземные телескопы
редко обнаруживают объекты слабее 25 звездной величины.  HST   может
обнаруживать  объекты 28 звездной величины, что почти в 20 раз меньше.

   3) Наблюдать объекты в ультрафиолетовой части спектра. Ультрафиолетовый
диапазон составляют важнейшую часть спектра горячих звезд, туманностей  и
других мощных источников излучения. Атмосфера Земли поглощает большую часть
ультрафиолетового излучения и поэтому оно не доступно для наблюдения
( HST может также наблюдать объекты в инфракрасной части спектра, однако
чуствительность   в этой части спектра пока мала. После установки новых
приборов через несколько лет после запуска, она резко возрастет).

    4) Фиксировать быстрые изменения интенсивности света, что невозможно в
земных условиях из-за изменения прозрачности атмосферы в момент наблюдений.

                           ПРИБОРЫ И ОПТИЧЕСКИЕ СИСТЕМЫ

  HST  имеет на борту зеркало Ричи-Кретиена диаметром 94,5 дюйма
(2,4 м). Оптические датчики регистрируют излучение в диапазоне от 1160
A (ултрафиолетовое излучение) до 11000 A (инфракрасное излучение).
Все наблюдательные    приборы  телескопа  могут  регистрировать  излучение в
ултрафиолетовом  диапазоне.  Все  приборы, кроме спектрографа высокого разрешения,
могут  регистрировать  излучение в видимой части спектра. Первичные
инструменты,  установленные на  борту  телескопа, не могут регистрировать
излучение  в  инфракрасном диапазоне (хотя планетарная камера регистрирует
излучение в диапазоне, близком к инфракрасному).

  Все бортовое оборудование телескопа получает энергию от двух панелей
солнечных батарей или от аккумуляторов (только во время
нахождения в тени Земли).

    ЧЕГО НЕ МОЖЕТ КОСМИЧЕСКИЙ ТЕЛЕСКОП ИМЕНИ ХАББЛА

  1)HST  не  может наблюдать объекты и явления на Земле, так как
его  система  поиска  объектов  и  чуствительность  приборов расчитаны
только для наблюдений за космическими объектами.

   2)HST не может наблюдать за Солнцем и освещенной частью Луны, так как
они слишлом яркие.

   Специалисты, следящие за выполнением научной программы исследований, не
должны допускать таких наблюдений, которые могут "ослепить"  телескоп.
В  случае  ошибки комьютера или человека, когда
возникает   такая   угроза,   HST  автоматически  закрывает  отверстие
наблюдения специальной дверкой и выключает все наблюдательные приборы.

 Чтобы не повредить приборы на борту телескопа, уголовое расстояние до Солнца
во время наблюдений должно быть больше 50╠, а до Луны (в полной фазе) - 20╠.
Оборудование отключается также тогда, когда угловое      расстояние до
освещенной части диска Земли меньше 20╠ или 5╠ до неосвещенной части.
С помощью HST можно наблюдать лунные затмения, соблюдая необходимые меры предосторожности.
Затмения Солнца Землей позволяют наблюдать Венеру, Меркурий и другие объекты
с малым угловым расстоянием до Солнца, в течение нескольких минут.
Вышеперечисленные  ограничения  могут не учитываться закзчиком
при  составлении  своего  проекта  программы  наблюдений, т.к. все они
учитываются   автоматически   компьютером   при   составлении  общего
расписания наблюдений для HST.

              ПРИЛОЖЕНИЕ

ДИАМЕТР ЗЕРКАЛА.........94,5   дюйма       2,4  м
ДЛИНА АППАРАТА..........43,5   фута          13,3 м
ДИАМЕТР АППАРАТА........14,0 футов       4,3 м(без учета солнечных батарей) 
                                            40,0 футов             12,0 м(с учетом
солнечных батарей)
ВЕС.....................24.000 фунтов          11   тон
ВЫСОТА ОРБИТЫ...........380    миль              610 км
НАКЛОНЕНИЕ ОРБИТЫ.......28,5   градусов
БОРТОВЫЕ ИНСТРУМЕНТЫ... ПЛАНЕТАРНАЯ КАМЕРА
                        ВЫСОКОЧУСТВИТЕЛЬНАЯ КАМЕРА
                        СПЕКТРОГРАФ ВЫСОКОГО РАЗРЕШЕНИЯ
                        СПЕКТРОГРАФ ВЫСОКОЙ ЧУСТВИТЕЛЬНОСТИ
                        ФОТОМЕТР
                        АСТРОДАТЧИКИ(для фотометрии и ориентации)
СРОК ЭКСПЛУАТАЦИИ...... больше 15 лет (по мере надобности СПЕЙС ШАТЛ будет
                        'поднимать' HST ;все инструменты могут быть легко
                                         замены в случае надобности)



             *Ваши пожелания и замечания пишите на е-маил sssa2000@izh.com*
                             С уважением АСТРО