Астрономический вестник

                Астрономический Вестник
                             -----------------
                 Выпуск 4 от 23/11/2002

                         Астрономические Новости
                              ---------------
Ноябрь 20, 2002
 Телескоп им. Ловелла представил Вселенной своё новое "лицо".

  После многих месяцев невидимой работы гигантский радиотелескоп им. Ловелла
в обсерватории
Джодрел Бэнк (Jodrell Bank Observatory, University of Manchester) снова смотрит
на небо, но уже с новой, полностью
модернизированной поверхностью.

--------------------------------------------------------------------------------
Ноябрь 12, 2002
Марс в рентгеновских лучах!

   Это замечательное изображение, полученное Орбитальной Рентгеновской Обсерваторией
Chandra, позволило учёным впервые увидеть Марс в рентгеновских лучах. Эти рентгеновские
лучи образуются посредством флуоресцентного излучения атомов кислорода в разреженной
верхней атмосфере Марса на высоте около 120 километров.



--------------------------------------------------------------------------------
Ноябрь 04, 2002
Магнетизм создаёт красоту на небесах.

   С помощью методики, основанной на работах лауреата Нобелевской премии 1902
года Питера Зеемана (Pieter Zeeman), интернациональная группа астрономов впервые
получила убедительные доказательства того, что магнитные поля некоторых старых
звёзд в 10 - 100 раз сильнее магнитного поля нашего Солнца.



                       Частные объявления!
Подать    частное   объявление   можно   бесплатно    по    адресу
sssa2000@izh.com с темой Объявление
                                ***
Юрий Николаевич artsch@aport2000.ru
Уважаемые  коллеги, готовимся к сбору юных астрономов в Артеке.  С
удовольствием познакомлюсь с опытом проведения таких мероприятий в
вашем регионе. Прошу вас подсказать, предложить и т.д. Жду ответа.
Возможно у вас есть и программы проведения сборов
                                ***
From:    Ринат <rinats@inbox.ru>
To:      All <talk.ru.asronomy.talk@talk.ru>
Date:    Sunday, October 13, 2002, 2:14:18 PM
Subject: Help! - talk.ru.asronomy.talk
--====----====----====----====----====----====----====----====----
====----===--
Нужен реферат на тему: "Влияние Космоса на жизнь на Земле."
Помогите,пожалуйста.

Астрофизика черных дыр
Образование черных дыр звездных масс
Образование сверхмассивных черных дыр
Формирование миниатюрных черных дыр
Кандидаты в черные дыры в рентгеновских двойных
Свидетельства существования свермассивных черных дыр в ядрах галактик
Разрушение звезд
То, что общая теория относительности предсказывает существование черных дыр и
в то же время является заслуживающей доверия теорией гравитации, еще само по
себе не доказывает существования черных дыр во вселенной, так как эта теория
не описывает астрофизические процессы, в которых черные дыры образуются.

Таким образом, астрофизическая состоятельность идеи черных дыр существенно зависит
от хорошего понимания гравитационного коллапса звезд и их скоплений.

В этом разделе мы сначала кратко обсудим астрофизические условия для формирования
черных дыр, а затем расскажем, в каких астрономических ситуациях следует ожидать
их наличия.

Образование черных дыр звездных масс

Основной процесс звездной эволюции - это гравитационное сжатие с темпом, определяемым
светимостью. Ключевой параметр - начальная масса. В зависимости от ее величины
звезда эволюционирует через различные стадии ядерного горения и оканчивает свои
дни как белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра. Любой звездный остаток
(холодная равновесная конфигурация) с массой, большей примерно , не может поддерживаться
давлением вырожденного газа и обречен сколлапсировать в черную дыру.


Рисунок 19. Диаграмма "плотность-масса" для астрономических объектов.
На рисунке 19 показаны траектории звезд на диаграмме "масса -- средняя плотность"
в соответствии с последними наблюдательными и теоретическими данными. Звезды
с массой меньше  оканчивают жизнь как белые карлики, между  и  - как нейтронные
звезды; черные дыры образуются только из звезд массивнее  (для звезд с массами
между  и  существенна потеря массы на стадии горения гелия). Принимая во внимание
начальное распределение звезд по массам, мы получаем примерно 1 черную дыру на
100 взрывов сверхновых. Другим вариантом образования черной дыры звездной массы
является аккреция газа на нейтронную звезду в двойной системе до тех пор, пока
масса последней не превзойдет предела Оппенгеймера-Волкова - максимально возможной
массы нейтронной звезды; тогда она коллапсирует в маломассивную черную дыру.

Учитывая все эти процессы, мы получаем, что в типичной галактике типа нашей должно
быть порядка  черных дыр звездных масс.

Образование сверхмассивных черных дыр
Массивные черные дыры могут возникать в результате постепенного роста "затравочной"
дыры звездной массы, гравитационного коллапса большого звездного скопления или
коллапса больших флюктуаций плотность в ранней вселенной (см. следующий раздел).
Маленькая черная дыра при соответствующей "подкормке" может дорасти до сверхмассивной
за время меньше хаббловского. Это требует большого количества вещества в ее окрестности,
что может иметь место в некоторых галактических ядрах.

Эволюция компактного скопления обычных звезд с дисперсией скоростей , где  км/с
- типичная скорость убегания для звезды главной последовательности, вначале проходит
стадию ядерного горения отдельных звезд; во взрывах сверхновых образуются звездные
остатки - нейтронные звезды и маломассивные черные дыры. Скопление компактных
звезд, как было показано Зельдовичем и Подурецом, подвержено релятивистской неустойчивости
при достаточно больших центральных красных смещениях  (Zeldovich, Podurets, 1965).
Численное моделирование (см. работы Shapiro и Teukolsky, 1987, Bisnovatyi-Kogan,
1988) подтверждают такое развитие событий. Начиная с  компактных звезд с массами
 в скоплении с радиусом  парсек и дисперсией скоростей км/с, эволюция проходит
через три стадии:

постепенный коллапс ядра из-за гравитепловой катастрофы (большие времена)
короткая эпоха доминирования столкновений и слияний компактных объектов, в результате
которой формируются черные дыры массы
развитие релятивистской неустойчивости, приводящее к формированию массивной черной
дыры, окруженной гало из звезд.
Формирование миниатюрных черных дыр
Зельдович в 1967 и Хокинг в 1971 годах показали, что в принципе возможно создание
черной дыры малой массы (меньше предела Чандрасекара) при приложении достаточно
сильного внешнего давления. Нужные для этого условия могли иметь место, однако,
только в очень ранней вселенной. Силы притяжения могут локально остановить расширение
части вещества и обратить его в коллапс, если самогравитация вещества превышает
его внутреннюю энергию:


В эру доминирования излучения , потому вышеприведенное условие равносильно ,
где  - размер неоднородности. Тогда формируется первичная черная дыра массы .
Из-за зависимости плотности от времени в модели ранней вселенной Эйнштейна-де
Ситтера как  максимальный размер коллапсирующей неоднородности связан с возрастом
вселенной как , где время выражено в секундах. Потому на возрасте порядка планковского
времени с. могли сформироваться только черные дыры планковской массы г, на времени
с. массы черных дыр могут достигать , а в эпоху нуклеосинтеза  могли сформироваться
сверхмассивные черные дыры с . Наблюдательный статус первичных черных дыр неясен.
С одной стороны, миниатюрные черные дыры с массой  грамм могли бы быть зафиксированы
по вспышкам гамма-излучения на последних стадиях квантового испарения. Ничего
подобного до сих пор не наблюдалось, что позволяет получить некоторые верхние
пределы на их среднюю плотность во вселенной. С другой стороны, тот факт, что
в большинстве галактических ядер, похоже, находятся массивные черные дыры (см.
ниже) и что сверхмассивные черные дыры, как полагают, обеспечивают энергетику
квазаров на больших красных смещениях, говорит в пользу гипотезы о быстром образовании
первичных черных дыр в ранней вселенной.

Кандидаты в черные дыры в рентгеновских двойных системах
Даже свет не может покинуть (классические) черные дыры, но можно надеяться обнаружить
их косвенно, по излучению, выделяющемуся в процессе аккреции на них.

Аккреция газа на компактную звезду генерирует излучение в рентгеновском диапазоне,
потому поиск черных дыр звездных масс состоит в отборе быстропеременных рентгеновских
источников, которые не являлись бы ни периодическими (соответствующие рентгеновские
пульсары интерпретируются как вращающиеся нейтронные звезды), ни вспыхивающими
время от времени (соответствующие рентгеновские барстеры интерпретируются как
термоядерные взрывы на твердой поверхности нейтронной звезды). В спектральных
двойных кривая лучевых скоростей главной (видимой) компоненты определяет орбитальный
период  двойной системы и амплитуду лучевой скорости главной компоненты . Используя
законы Кеплера, можно построить функцию масс, связывающую наблюдательные величины
с неизвестными массами:


где  и  - массы компактного объекта и оптической звезды,  - угол наклона плоскости
орбиты. Замечательно то, что  не может быть меньше значения этой функции масс
(и равна ему в пределе нормальной компоненты нулевой массы на максимально возможном
угле наклона орбиты). Поэтому наилучшими кандидатами в черные дыры будут те,
для которых функция масс превосходит  -- так как, согласно современным теоретическим
представлениям масса нейтронной звезды не может превышать этот предел. Иначе
для оценки  требуется дополнительная информация: спектральный тип оптической
звезды дает ее примерную массу, наличие или отсутствие рентгеновских затмений
позволяет оценить . Таким образом получаются некоторые ограничения на . Объект
считается кандидатом в черные дыры, только если ограничение снизу превышает .
На сегодняшний день известно около десятка хороших кандидатов в рентгеновских
двойных системах. Их можно разделить на две группы: массивные рентгеновские двойные
(high--mass X--ray binaries, HMXB) с массивной оптической компонентой и маломассивные
двойные (low--mass X--ray binaries, LMXB), для которых типичная масса оптического
компонента меньше солнечной. Маломассивные рентгеновские двойные называют также
рентгеновскими транзиентами (X-ray transients), так как они изредка вспыхивают
до очень больших светимостей. Их параметры суммированы в таблице 1.

Таблица 1. Кандидаты в черные дыры звездных масс    функция масс
массивные рентгеновские двойные
Cygnus X-1  0.25  11-21  24-42
LMC X-3 2.3  5.6 -7.8  20
LMC X-1  0.14   4  4-8
маломассивные рентгеновские двойные (рентгеновские транзиенты)
V 404 Cyg  6.07  10--15   0.6
A 0620-00  2.91  5--17  0.2--0.7
GS 1124-68 (Nova Musc)  3.01  4.2--6.5  0.5--0.8
GS 2000+25 (Nova Vul 88)  5.01  6-14   0.7
H 1705-25 (Nova Oph 77)  4.65  5--9   0.4
GRO J 1655-40  3.24  4.5 -- 6.5   1.2
J 04224+32  1.21  6--14   0.3 -- 0.6

Другие рентгеновские источники в нашей галактике считаются черными дырами на
основании иных - например, спектроскопических - аргументов. К примеру, полагают,
что гамма-излучение (с энергиями более  кэВ) внутренних частей аккреционного
диска могло бы свидетельствовать о наличии черной дыры, а не нейтронной звезды,
так как жесткое излучение отражалось бы поверхностью нейтронной звезды и охлаждало
диск. Если это действительно так, то многие "гамма - новые", в которых измерение
массы невозможно (из-за отсутствия оптической компоненты или иных сложностей),
могут быть также хорошими кандидатами в черные дыры. Особенно это относится к
Новой Орла 1992 года (Nova Aquila 1992) и источнику 1 E 17407-2942, у которых
наблюдаются также радиовыбросы - "джеты". Эти "микроквазары", в которых идет
как аккреция, так и выброс вещества, демонстрируют интересную связь высокоэнергичных
явлений на масштабах звезд и галактик.

Свидетельства существования сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик
После оригинальных рассуждений Митчелла и Лапласа идея гигантских черных дыр
была вновь привлечена в 60-е годы прошлого века для объяснения огромного энерговыделения
активных галактических ядер (active galactic nuclei, AGNs). Это - общее название
для огромного семейства галактик, включающего в себя квазары, радиогалактики,
сейфертовские галактики, блазары и так далее. Основным процессом в них является
аккреция газа на массивную черную дыру. Предельная светимость для источника массой
, называемая эддингтоновской светимостью, определяется из равенства сил гравитационного
притяжения и давления излучения на элемент газа и равна


Наблюдаемые светимости активных галактических ядер варьируются от  до  Ватт,
где последняя величина соответствует наиболее мощным квазарам. Соответствующие
значения масс лежат в пределах .

Благодаря постоянному улучшению наблюдательных данных, в 90-х годах стало ясно,
что в большинстве галактических ядер (как активных, так и нет) сконцентрированы
большие массы вещества. Сегодня обнаружение этих масс - одна из главных задач
внегалактической астрономии. Наиболее успешным методом является анализ динамики
окружающего ядро вещества: газ или звезды вблизи невидимой центральной массы
имеют большую дисперсию скоростей, что может быть измерено спектроскопически.
Похоже, что массивные черные дыры сидят в центрах почти всех галактик, а энергетика
их определяется имеющимся объемом газа. Наилучшие кандидаты суммированы в таблице
2.

К примеру, центр нашей галактики наблюдается в радио. инфракрасном и рентгеновском
диапазонах (на других длинах волн слишком велико поглощение пылевыми облаками
в галактическом диске). Необычный радиоисточник был обнаружен в динамическом
центре, что можно интерпретировать как среднемассивную черную дыру с малым темпом
аккреции. Однако однозначного доказательства этому пока нет, так как наблюдаемые
движения газа трудно интерпретировать. Недавно Экартом и Гензелом (Eckart, Genzel,
1996) было получено полное трехмерное распределение звездных скоростей в центральных
0.1 пк нашей галактики. Значения и распределение их хорошо согласуются с гипотезой
наличия там черной дыры с массой .

Ядро гигантской эллиптической галактики  в скоплении Девы также давно привлекает
внимание как кандидат в сверхмассивные черные дыры. Независимые наблюдения согласуются
с моделью черной дыры с массой , аккрецирующей в медленном неэффективном режиме.
Газовый диск вращается в плоскости, перпендикулярной наблюдаемому выбросу; недавние
наблюдения на космическом телескопе имени Хаббла показывают компоненты диска
с красным и синим смещением, что можно интерпретировать как эффект Доплера при
приближении и удалении от нас частей диска.

Ядро спиральной галактики NGC 4258 (M 106) является, пожалуй, самым надежным
кандидатом в массивные черные дыры. Движения газа там промерены с большой точностью
по мазерной линии излучения см . Скорости известны с точностью до  км/с. По их
пространственному распределению виден диск с кеплеровским вращением вокруг массивного
компактного объекта, причем радиус внутреннего края диска, где орбитальная скорость
газа составляет  км/с, слишком мал, чтобы внутри него могло находиться устойчивое
скопление звезд массой .

Таблица 2. Кандидаты в массивные черные дыры  динамика галактика тип галактики
мазер M 106  с баром
газ  M 87  эллиптическая
газ  M 84  эллиптическая
газ  NGC 4261  эллиптическая
звезды  M 31  спиральная
звезды  M 32  эллиптическая
звезды  M 104  спиральная (с баром?)
звезды  NGC 3115  линзовидная
звезды  NGC 3377  эллиптическая
звезды  NGC 3379  эллиптическая
звезды  NGC 4486B  эллиптическая
звезды  Milky Way  спиральная

Массивные черные дыры в нашей и соседних галактиках должны быть уменьшенными
версиями тех сильно нестационарных явлений, что наблюдаются в активных галактических
ядрах. Но последние слишком далеки, чтобы можно было проводить спектроскопическое
исследование их динамики. Однако, оценки их светимости и теоретические ограничения
на эффективность энерговыделения в сильных гравитационных полях показывают, что
центральные темные массы там заключены в пределах . Переменность излучения на
малых временах также свидетельствует о малых размах излучающих областей; многие
активные ядра сильнопеременны на временных шкалах порядка часа, что ограничивает
область излучения масштабом светового часа. А такие большие массы в таких малых
объемах не могут быть скоплениями звезд, потому аккрецирующие массивные черные
дыры остаются единственным приемлемым объяснением.

Разрушение звезд

Светимость при аккреции газа с темпом  и типичной эффективностью  есть


Сравнивая светимость этой модели аккреции с наблюдаемыми для активных галактических
ядер, мы получаем пределы на темп аккреции . Дальше встает вопрос, какой именно
механизм способен его обеспечить для гигантской черной дыры. Достаточно эффективна,
например, потеря массы пролетающими рядом звездами. Современные модели галактических
ядер предполагают массивную черную дыру, окруженную плотным звездным облаком.
Из-за диффузии орбит некоторые звезды залетают достаточно глубоко в гравитационных
потенциал черной дыры по сильно вытянутым орбитам. Звезды могут разрушаться либо
под действием приливных сил, либо за счет столкновений с другими звездами (см.
рисунок 20). Радиус столкновений  см для солнцеподобных звезд определяется как
расстояние, на котором скорость свободного падения сравнивается со скоростью
убегания на поверхности звезды  (порядка  км/с для нормальных звезд); при столкновении
двух звезд внутри  они частично или полностью разрушаются.


Рисунок 20. Приливной радиус и радиус столкновений.
Кроме того, звезды, попавшие внутрь критического приливного радиуса  см. для
солнцеподобных звезд, будут неизбежно разрушены приливными силами, примем порядка
 их газа будет захвачено черной дырой. В некотором смысле такое разрушение можно
рассматривать как столкновение звезды с самой собой...

В случае столкновения величина  играет ту же роль, что и фактор  в случае разрушения
приливными силами (где  - высота периастра). Как только выполняется условие ,
звезда разрушается, а когда , звезды сильно деформируются при столкновении, то
есть в обоих случаях  является фактором разрушения, величина которого определяет
судьбу звезды.

Впервые приливное разрушение звезды массивной черной дырой было промоделировано
в 80-х годах мной с сотрудниками (см. работу Luminet и Carter, 1986, и ссылки
в ней). Мы установили, что звезда, попавшая внутрь сферы приливного радиуса,
сдавливается приливными силами в короткоживущий очень горячую блиноподобную конфигурацию.
Рисунок 21 показывает процесс деформации звезды (размер ее значительно увеличен
для выразительности). Слева показана деформация звезды в плоскости ее орбиты,
а справа - в перпендикулярном направлении. От  до  приливные силы слабы, и звезда
остается почти сферической. В точке  звезда проходит приливной радиус и становится
сигарообразной. От  до  становится все более важным "эффект катка", и звезда
уплощается в орбитальной плоскости до формы изогнутого "блина". Когда звезда
покидает сферу приливного радиуса, пролетев вблизи черной дыры, она вновь расширяется,
вновь становится сигарообразной. Чуть позже звезда наконец разваливается на куски.

Если же звезда пролетает достаточно близко от черной дыры (скажем, на ), ее центральная
температура за долю секунды возрастает до миллиарда градусов, сильно увеличивается
скорость термоядерных реакций, такие элементы, как гелий, азот и кислород мгновенно
переходят в более тяжелые за счет захвата протонов или альфа-частиц. В "звездном
блине" происходит термоядерный взрыв, давая в результате "случайную сверхновую".
Этот взрыв имеет далеко идущие последствия: порядка  звездных "обломков" выбрасываются
(за счет энергии взрыва) с огромной скоростью прочь от черной дыры горячим газовым
облаком, остальное вещество падает на черную дыру, вызывая вспышку излучения.
Как и сверхновые, "звездные блины" являются теми тиглями, в которых рождаются
тяжелые элементы, потом рассеиваемые по всей галактике. Таким образом, наблюдения
высокоскоростных облаком и необычно высокого обилия редких изотопов в окрестностях
галактических ядер могло бы послужить аргументом в пользу наличия там черных
дыр.


Рисунок 21. Разрушение звезды приливными силами вблизи черной дыры.
Сопровождаемое взрывом или нет, приливное разрушение звезды должно вызывать вспышку
излучения на шкале нескольких месяцев (столько требуется веществу звезды, чтобы
полностью исчезнуть в черной дыре). Для описания эволюции звезды нами была разработана
приближенная "аффинная модель", предполагающая эллипсоидальность слоев постоянной
плотности. Многие астрофизики сомневались в предсказаниях такой модели до тех
пор, пока по всему миру не были проведены детальные трехмерные расчеты, подтвердившие
ее основные свойства и предсказания (хотя формирование ударных волн и может немного
понизить центральную плотность "блина").

В промежутке между 1991 и 1993 годами ультрафиолетовая светимость ядра эллиптической
галактики NGC 4552 возросла до  на шкале времени, согласующейся с предсказаниями
теории приливного разрушения звезды, хотя светимость и оказалась примерно на
4 порядка ниже, чем ожидалось, что может свидетельствовать о неполном разрушении
звезды.



                           Небо месяца
                               -----
                         Ноябрь 2002

3 16 Спика (Альфа Девы) 5.7° южнее Луны 19 4 Стояние Венеры
4 2 Луна в перигее 20 2 Полнолуние
- 8 Меркурий 5.8° севернее Венеры 21 2 Альдебаран (Альфа Тельца) 5.5° южнее Луны
- 11 Меркурий 1.9° южнее Луны 22 2 Марс 3° севернее Спики (Альфа Девы)
- 12 Стояние Урана - 13 Сатурн 3° южнее Луны
- 21 Новолуние 24 13 Поллукс (Бета Близнецов) 3° севернее Луны
6 18 Антарес (Альфа Скорпиона) 4.6° южнее Луны 25 19 Меркурий 3.3° севернее Антареса
(Альфа Скорпиона)
11 1 Нептун 4.6° севернее Луны 26 10 Юпитер 4.3° южнее Луны
- 22 Первая четверть Луны 27 7 Регул (Альфа Льва) 4.7° южнее Луны
12 8 Уран 4.4° севернее Луны - 16 Последняя четверть Луны
14 6 Меркурий в верхнем соединении




СОЗВЕЗДИЯ МЕСЯЦА



Северную часть неба украшают созвездия Большой Медведицы (к востоку) и Дракона.
Созвездие Лиры (с яркой Вегой) низко над горизонтом на северо-западе. К югу от
Лиры заходит Лебедь. Фигура созвездия направлено к западу - туда парит мифическая
птица с Денебом (Альфа) в хвосте. К востоку от Лебедя северное созвездие Цефея.
Ковш Малой Медведицы указывает на северный горизонт, а Полярная (Альфа Малой
Медведицы) отмечает Северный Полюс Мира. На северо-востоке восходит созвездие
Льва, к западу от него созвездие Малого Льва и Рыси.



Восточный горизонт заняли Рак и Единорог. Созвездие Рака содержит красивую россыпь
звезд - Ясли (рассеянное звездное скопление М44). Угловые размеры скопления более
1 град., оно содержит звезды ок. 6m, прекрасно разрешимые даже в небольшой бинокль.
Скопление расположено между Гамма и Дельта Рака. Высоко на востоке созвездие
Близнецов и почти в зените - Возничий (с яркой желтой Капелла). Созвездие Близнецов
украшает оранжевый Поллукс (Бета) и белый Кастор (Альфа), Поллукс, а иначе Hercules,
входит в двадцатку ярчайших звезд неба, и ярче первой звезды в созвездии (Альфа).
К югу от Возничего располагается Телец, известный яркой оранжевой Альдебаран
(Альфа). Созвездие Телеца, кроме того, содержит два "близлежайших" крупных рассеянных
звездных скоплений - Плеяды (горстка звезд во главе с ярчайшей звездой этого
скопления - Альциона, Эта Тельца) и Гиады (массив слабых звездочек в районе Альфа
Тельца). Юго-восток украшает красивейшее именитое созвездие - Орион, место жительства
ярчайших звезд неба - две звезды (голубоватый Ригель, Бета и красный Бетельгейзе,
Альфа) в десятке и пять в числе пятидесяти ярчайших звезд неба. "Ниже" известного
Пояса Ориона (Зета-Эпсилон-Дельта) расположена крупнейшая газо-пылевая туманность
М42 (NGC1977) так и называемая - Туманность Ориона. Даже в бинокль туманность
видна оч. отчетливо. Это место активного звездообразования в Галактике.



На юге мы не увидим ярких звезд, т. к. созвездие Эридана (северная его часть,
видимая в России) не содержит таковых. К западу высоко расположено созвездие
Кита, а к востоку - созвездие Зайца. В созвездии Кита имеется достопримечательность
- родоначальница типа переменных звезд, в атмосферах которых регулярно происходят
катаклизмы (долгопериодические переменные звезды или просто мириды) - это Мира
(Омикрон Кита). Ее блеск изменяется в оч. широких пределах: в максимуме блеска
она ярка (2m), а в минимуме с трудом можно отыскать в телескоп. Период переменности
333,8 дней (!) Но низко над юго - восточным горизонтом уже восходит знаменитый
Большой Пес с ярчайшей звездой неба - Сириус (Альфа).



Запад украшают не менее именитые созвездия - Андромеды и Пегаса. Звезды Альферац
(Альфа Андромеды), Шеат, Маркаб и Альгениб (соответственно Бета, Альфа и Гамма
Пегаса) составляют т. н. Квадрат Пегаса. Низко над горизонтом заходят от юго-запада
к северо-западу созвездия Водолея, Малого Коня, Дельфина, Стрелы и Лисички, не
содержащие ярких звезд. Южнее Пегаса пока что видны Рыбы.

В самом зените - красивейшее созвездие Персея с яркими звездами Мирфак (Альфа)
и Алголь (Бета). Последняя, известная затменно-переменная звезда, родоначальница
типа (ЕА). К западу от Персея - созвездие Андромеды, известное тем, что именно
в нем находится ближайшая к нашей Галактике, такая же огромная звездная система
(М31), в просторечьи называемая Туманностью Андромеды. К северо-западу от Персея
созвездие Кассиопеи, а юго-западнее небольшие созвездия Овна и Треугольника.



ПЛАНЕТЫ МЕСЯЦА


В ноябре вечерами еще можно наблюдать Уран и Нептун - оба находятся в одном и
том же созвездии - Козерога. Последний 8 ноября пройдет в близи (2,3' южнее)
достаточно яркой (для бинокля или телескопа) звезды РРМ 237812 (7,3m). Наблюдению
Нептуна в этот день будет способствовать незначительная фаза Луны (16%, Стрелец).
Луна пройдет около Урана и Нептуна 12 (50%) и 10 (30%) ноября соответственно.
Однако, эти планеты вы не сможете наблюдать невооруженным глазом - только в бинокль
(Уран) или телескоп (Нептун), ввиду слабости их блеска (6m и 8m соответственно).

Если для Урана и Нептуна лучшие времена позади, то для Властелина Колец (Сатурна)
и Царя Планет (Юпитера) все только начинается. В ноябре Сатурн (-0,3m) в гуще
ярких звезд, восходит достаточно рано по вечерам (в 21 ч. - Сатурн уже высоко
над восточным горизонтом), его окружают фигуры известнейших созвездий месяца
- Близнецы, Орион, Телец и Возничий, а виден он всю ночь. В течение месяца высота
Сатурна по вечерам будет возрастать, растут ее и видимые размеры (до 20",40).

Юпитер (-2,2m), имея ошеломляющий блеск восходит около полуночи (созвездие Рака),
тогда же над горизонтом (юго-восток) покажется и ярчайшая звезда всего неба -
Сириус (Альфа Большого Пса, -1,46m), однако, не в присутствии Юпитера :-). Условия
наблюдения Юпитера день от дня улучшаются, но непоздно вечером он будет наблюдаться
только в декабре.

Луна пройдет рядом с Юпитером и Сатурном 26 ноября (70%) и 22 ноября (100%) соотв.
Кстати, 26 ноября Луна будет находится вблизи Ясли (Рак).

Остальные планеты являют утренний показ. Первым по утрам появляется Красная Планета
- Марс (Дева, 1,8m). Следом за Марсом - Венера (-4m). Но Венера в начале месяца
видна очень непродолжительное время (а в первых числах и вовсе не видна), ввиду
близости к Солнцу. И только к середине месяца Венера уверенно - Утренняя Звезда
(-4,4m) и перекрывает блеск и Юпитера, и Сириуса вместе взятые. Жаль, что к этому
времени по утрам (7 час.) весьма холодно. Выходя на наблюдения одевайтесь, пожалуйста,
теплее :-).

В коннце месяца встретятся сразу три светила Венера (-4,7m), Марс (1,7m) и Спика
(Альфа Девы, 1m). В ноябре Венера имеет такие грандиозные размеры, что станет
доступна для наблюдения в бинокль, особенно в середине месяца, когда условия
ее наблюдения будут благоприятными (57"). Я имею ввиду ее огромный серп.

А как же Меркурий, спросите вы? К сожалению, находясь весь месяц вблизи Солнца,
эта планета не видна в продолжении всего ноября. Луна пройдет рядом с Венерой
и Марсом 4 ноября (0%) и 2 ноября (10%) соотв.

Вечером 7/8 ноября Луна в Змееносце/Стрельце на юго-западе в фазе 8%/16% появится
впервые после новолуния тонким серпом.

Напомню так же, что в ноябре мы наблюдаем мощный метеорный поток - Леониды. По
последним предсказаниям первый пик активности потока прийдется на 19 ноября в
4 часа всемирного времени (UT), второй (главный) пик в этот же день на 12 часов
(весьма благоприятно для дальневосточных наблюдателей). Зенитное число может
достичь 6000 метеоров в час! Не пропустите это явление.



Лучшее в ноябре


Дата Явление Когда выходить? Где смотреть?
19 ноября Метеорный поток Леониды max 12:00
21 ноября Альдебаран (0,85m) + Сатурн (-0,3m) + Луна (100%) 19:00
22 ноября Марс (1,7m) + Венера (-4.6m) + Спика (1m) 5:30 - 7:00  Юго - Восток
25/26 ноября Юпитер (-2,3m) + Луна (70%) + Ясли (М44, 3,1m) 23:00





--------------------------------------------------------------------------------


Обзор предоставлен Сахалинским астрономическим обществом
[http://fomalhaut.metastock.ru/]
Автор обзора: Фомин Андрей, star_zone@sakhgu.sakhalin.ru
*Все время всемирное.


                      Адрес для писем: sssa2000@izh.com
                           Разработка © 2002 "ASTRO"