Как ориентироваться по звездам — FURFUR

 

Полярная звезда

Самым главным ориентиром на ночном небе является Полярная звезда. Она единственная не «путешествует» по небосводу, в то время как остальные звезды и созвездия меняют свое местоположение на небе.

Полярная звезда всегда указывает на север, отклоняясь в течение ночи всего на полтора градуса. Это, конечно, существенно для точной навигации, но для заблудившегося туриста не так важно.

Прежде чем найти Полярную звезду, нужно отыскать на небе два самых знаменитых созвездия — Большую и Малую Медведицу. В Большой Медведице нам нужны две самые правые звезды, образующие как бы «стенку» ковша. Проводим от верхней звезды прямую линию, равную четырем расстояниям от двух «крайних» звезд Большой Медведицы и… видим Полярную звезду, пристроившуюся в ручке ковша Малой Медведицы.

Конечно, проще было бы сразу найти Малую Медведицу, но, как показывает практика, Большая Медведица сразу бросается в глаза, а вот Малую порой видно не очень хорошо.

 

Если же Большая Медведица скрыта облаками или увидеть ее мешает густая растительность, Полярную звезду можно отыскать с помощью созвездия Кассиопеи. Это созвездие, хорошо видимое на фоне Млечного Пути, напоминает букву «М» или «W», кому как нравится. Полярная звезда расположена на прямой линии слева от центральной звезды Кассиопеи.

Итак, когда мы отыскали Полярную звезду, определить стороны света остается делом техники: когда вы смотрите прямо на звезду, с правой стороны будет восток, с левой — запад, а за спиной — юг. 

Южное полушарие

В Южном полушарии Полярная звезда не видна, поэтому звездным ориентиром здесь служит Южный Крест, указывающий на юг. Южный Крест — это четыре яркие звезды, расположенные в форме креста. Важно не спутать его с Ложным Крестом, который находится правее, звезды его менее яркие и расположены дальше друг от друга. Кроме того, левее Южного Креста располагаются две звезды-ориентира.

Направление на юг определяют, проводя воображаемую линию через вертикальную ось Южного Креста. Здесь нам понадобятся те самые звезды-ориентиры. Мысленно проводим между ними линию, и из центра этой линии проводим перпендикуляр. Там, где линии исходящие из Южного Креста и звезд-ориентиров пересекутся, и будет расположен Южный Полюс.

Положение созвездий

Если вы хорошо разбираетесь в созвездиях, определить стороны света в ясную ночь для вас не составит большого труда. Созвездия меняют свое положение на небе не только в течение ночи, но и в течение всего года. Нужно запомнить, что в полночь на юге можно увидеть следующие созвездия: в январе — Большого и Малого Пса, в марте — Льва, в мае — Волопаса, в ноябре — Тельца, в декабре — Орион. Кроме того, Млечный Путь простирается примерно с юга на север, но эти направления очень и очень приблизительны, а потому использовать Млечный Путь в качестве ориентира следует лишь для дополнительной подстраховки.

Примитивная обсерватория 

Этот способ потребует небольшой подготовки. Нужно закопать в землю две палки разной длины. По движению любой звезды, кроме Полярной, относительно этих палок можно легко определить, в каком направлении вы смотрите.

Если звезда поднимается вверх — вы смотрите на восток. Если опускается вниз — вы смотрите в западном направлении. Если звезда совершает петлеобразные движения вправо — вы смотрите на север, а если влево — на юг.

Следует помнить, что этот способ показывает лишь приблизительные направления и применять его нужно лишь в самых крайних случаях.

 

Как ориентироваться по звездам — ПоискПути

Как ориентироваться на местности по звездам? Какие созвездия помогут определить местоположение? Млечный путь как еще один ориентир.

Даже бывалые туристы могут заблудиться в лесу. В этом нет ничего страшного, если человек владеет действенными способами ориентирования. Помощниками становятся как природные признаки, солнце и звезды, так специальные приборы. Но задолго до того, как люди научились ориентироваться на местности по компасу, основным методом определения сторон света являлось звездное небо.

Такая альтернатива современным технологиями интересна и познавательна. Не исключены ситуации, когда подобные знания могут пригодиться.

Если понять, как находить несколько созвездий на небосводе, по ним удастся найти север, юг, запад и восток.

Ориентирование по звездам в южном полушарии

Традиционно распространен способ поиска севера по Полярной звезде. Правда, в Южном полушарии ее не видно. Главным ориентиром становится Южный Крест. Из его названия понятно, на какую сторону света он указывает. 4 яркие звезды расположены в форме креста. Совсем рядом виднеется другое созвездие, способное ввести путника в заблуждение. Ложный крест включает менее яркие звезды, лежащие дальше друг от друга. Он находится правее Южного, главное не перепутать. У Южного Креста слева видны 2 звезды-ориентира. Между ними нужно провести воображаемую линию, а из ее центра — перпендикуляр. Через вертикальную ось Южного Креста тоже проводим мысленно линии. В точке их пересечения и найдется Южный Полюс.

Положение созвездий

Ясная ночь и взгляд на небосвод — вот, что нужно для определения сторон света туристу, который хорошо разбирается в созвездиях. Они перемещаются не только на протяжении ночи, но и в течение всего года. В полночь на юге заметны следующие объекты: в январе созвездия Большого и Малого Пса, в марте — Льва, в мае — Волопаса, в ноябре — Тельца, в декабре — Ориона.

Еще один способ — наблюдение за Млечным Путем. Но его направления только примерные. Поэтому такой ориентир используется только для подстраховки. Ясной ночью отчетливо видна серебристая полоска. Это огромное количество звезд образуют нашу Галактику. К ней относится и Солнце, и Земля, и отдельные звездочки, видные невооруженным глазом. В июле с 23:00 до часу ночи Млечный Путь разветвляющимся концом указывает на юг. В январе и начале февраля в этот же период он показывает на север.

Примитивная обсерватория

Для подобного метода нужна небольшая подготовка. В землю закапываются 2 палки разной длины.

По тому, как относительно них движутся звезды за исключением Полярной, определяется направление. Когда звезда поднимается, это означает, что вы смотрите на восток, когда опускается — на запад. Если звезда петляет вправо, значит там северное направление, если влево — то южное. Направления довольно приблизительные, поэтому доверять этому способу можно только в крайнем случае, когда других вариантов нет.

 

Автор изображения «Карта созвездия Южного Креста» Денис Ибаев

Ориентирование с помощью полярной звезды

Древнейший способ ориентирования! Полярная звезда, спасла не мало человеческих жизней в те времена, когда ещё и картографии не было!

Надёжный, проверенный способ. Для его осуществления нам понадобится подходящее время суток — ночь и звёздное небо. Главную роль впрочем играет погода, ведь если звёзд не видно ничего не получится. 

Нам нужна всего одна звезда «полярная» та что всегда находится на севере. Найти её не сложно, особенно если хорошо разбираеться в созвездиях, а также требуется немножко памяти чтобы раз и навсегда запомнить, как это делается! Обязательно научитесь этому если, до сих пор не умеете!

Всё просто, первым делом нужно найти созвездие «большая медведица». Наиболее яркие семь звёзд этого созвездия образую большой ковш, который нам и нужен. Если говорить о территории России, то он виден практически во всех регионах, исключая осенние месяцы в южных областях, когда созвездие находится ниже горизонта. 

Найдя большой ковш, нужно найти и малый так называемую «малую медведицу». Возьмите две первых звезды ковша большой медведицы и проведите между ними мысленную прямую вверх, длинна которой равна примерно пяти расстояниям между взятыми звёздами. Мысленная линия уткнётся в край ручки малого ковша (малой медведицы), прямо в полярную звезду!

Развернитесь лицом к полярной звезде и расставьте руки в стороны, перед вами направление на север, сзади вас юг, запад находится по левую руку, а по правую лежит восток.

Данный способ применим только для северного полушария, на южном же пользуются созвездием «южный крест».

© ВЫЖИВАЙ.РУ

5 1 голос

Рейтинг статьи

Post Views: 13 908

Ориентирование на местности по Солнцу, Луне и звездам.

Каждый охотник, грибник и турист знает, что компас это основной прибор для определения направления в незнакомой местности. Но бывает, что в силу каких-то обстоятельств его при себе не оказывается. В этом случае в незнакомой местности охотник должен уметь определять направление сторон горизонта по различным окружающим его объектам: небесным светилам, деревьям, муравейникам, бабочкам и т.д.

Наиболее точно установить стороны света позволяют космические ориентиры: солнце, луна и звезды.

Ориентирование по солнцу

Когда на небе видно светило очень удобно его использовать для ориентирования. Если при себе имеются часы, то задача облегчается. При определении сторон горизонта часовую стрелку направляем на солнце. Чтобы более точно провести эту операцию ставим перпендикулярно часам спичку в центр циферблата и добиваемся того, чтобы тень от нее совпала с часовой стрелкой. Проделав это, делим пополам угол между стрелкой и цифрой 1. Продолжив мысленно линию, разделяющую угол получим направление на юг.

Следует знать, что до полудня делить угол нужно до 13 часов, а после полудня тот угол, по которому пройдет стрелка после 13 часов.

1

При отсутствии часов по солнцу можно определить примерное направление. Для этого нужно запомнить, что весной оно на юге бывает около 13 часов, на востоке — около 7 часов и на западе — около 19 часов.

Восход и заход светила точно на востоке и западе бывает только два раза в год — 21 марта и 23 сентября. Летом солнце восходит на северо-востоке, а заходит на северо-западе. Зимой восходит на юго-востоке, а заходит на юго-западе. Также учитываем, что в зимнее время оно никогда не бывает на западе и на востоке.

Ориентирование по луне

Луна совершает полный оборот вокруг Земли за 27,3 суток, в процессе прохождения она занимает различные положения относительно Земли и Солнца. В связи с этим ее вид постоянно изменяется, происходит смена так называемых лунных фаз.

Различают четыре основные фазы Луны:

1) Новолуние — на небе не видна.

2) Первая четверть- форма полукруга обращенного выпуклой стороной вправо (рождающийся месяц), видна после захода солнца в западной стороне неба.

3) Полнолуние — полный диск луны, виден с момента захода солнца до утра.

4) Последняя четверть — форма полукруга обращенного выпуклой стороной влево (старая Луна), появляется примерно за 6 часов до восхода солнца в восточной стороне неба.

2

Для ориентирования по Луне необходимо запомнить следующее: в первой четверти она на юге бывает около 19 часов, в фазе полной луны в 22 часа — на юго-востоке, а в 4 часа утра на юге-западе, в последнюю четверть она бывает на юге примерно в 7 часов утра.

Ищем север по Полярной звезде

Этот ориентир известен практически всем, его используют в безоблачную ночь. Полярная звезда всегда находится на севере, ее лишь нужно отыскать. Для этого необходимо, прежде всего, найти созвездие Большой Медведицы (имеет форму ковша).

Это созвездие состоит из семи звезд, на территории нашей страны оно видно круглый год. Обнаружив ковш, по двум его крайним звездам определяем направление на Полярную звезду, которая входит в созвездие Малой медведицы, оно в свою очередь имеет такую же форму, только меньше в размерах.

3

Весной Большая Медведица находится в зените, летом — ручка ковша направлена на запад, осенью — созвездие находится низко над горизонтом в северной части неба, зимой — на северо-востоке, низко над горизонтом.

Определяем стороны горизонта по Млечному пути

В ясную ночь на небе отчетливо виден Млечный путь, он образован огромным количеством звезд и представляет собой полосу серебристого цвета.

4

Для того, чтобы с его помощью определить стороны света нужно запомнить, что он всегда проходит с севера на юг.

всё про ориентирование по ней

Ориентирование по Полярной звезде является наиболее известным способом ориентирования в северном полушарии Земли. Сама Полярная звезда является поляриссимой, то есть из всех видимых невооруженным глазом звезд располагается ближе всего к оси вращения Земли, а ее видимое положение в течение ночи меняется незначительно по сравнению с другими небесными телами.

За счет расположения возле оси вращения Земли Полярная звезда всегда находится в направлении на север и достаточно точно «указывает» на него, поэтому ориентирование по ней остается одним из лучших способов, когда под рукой нет специальных приборов, таких, как компас или GPS.

Кроме того, в отличие от магнитного компаса, работа которого связана с магнитными полюсами Земли, по Полярной звезде можно определить направление именно на северный географический полюс. Магнитный компас указывает на магнитный полюс, находящийся примерно в 500 км от полюса географического, и потому его показания менее точны, чем направление на север, определяемое по Полярной звезде.

Кроме того, Полярная звезда в течение суток «отклоняется» от направления на географический север примерно на ±45 угловых минут. Такая погрешность вполне приемлема для выполнения задач, связанных с ориентированием.

Тем не менее, ориентирование по звездам (в том числе и по Полярной) чаще всего рассматривается в качестве аварийного варианта, когда приборы навигации вышли из строя или были утеряны.

Как определить стороны горизонта по Полярной звезде?

Если стать лицом к Полярной звезде, то впереди будет север, за спиной — юг, справа — восток, а слева — запад. Таким способом получается определить стороны горизонта с точностью, достаточной для большинства целей туристов и путешественников.

На картинке показана схема такого ориентирования:

Для движения в нужном направлении нет необходимости постоянно сверяться с Полярной звездой. В лунную светлую ночь для этого достаточно один раз сориентироваться по ней, определить нужное направление движения, найти заметный ориентир (высокое дерево, вершину горы) в этом направлении, и впоследствии двигаться на него. Достигнув ориентира, нужно стать за ним, снова сориентироваться по Полярной звезде, выбрать новый ориентир, соответствующий заданному направлению, и двигаться на него. Чем дальше от путешественника будут находиться ориентиры, тем точнее будет выдержано направление движения.

Преимущество такого способа заключается в том, что ориентир поможет двигаться в нужном направлении, даже если Полярная звезда на небе закрывается облаками и ветвями деревьев, либо теряется в тумане.

Кроме сторон света по Полярной звезде можно определить широту той местности, в которой находится наблюдатель. Для этого достаточно вычислить угловую высоту Полярной звезды над уровнем горизонта — количество градусов будет соответствовать северной широте.

Обычно для определения широты местности по высоте Полярной звезды используют секстант, однако с этим справляются и некоторые компасы. Тем не менее, если под рукой не оказалось, ни того, ни другого, можно воспользоваться транспортиром с отвесом. Кратко этот способ можно описать так: к центру транспортира привязывается нитка или леска, на другом конце которой висит небольшой груз. Транспортир подносится к глазу, переворачивается шкалой вниз и наклоняется до тех пор, пока Полярная звезда не окажется на прямой, проходящей через линейку транспортира и глаз. В этот момент нитка указывает на шкале транспортира угол α. Высота Полярной звезды над горизонтом будет равна 90°–α.

Нужно понимать, что определение широты, проведенное таким образом, будет менее точным по сравнению с измерениями, проведенными секстантом.

Наиболее точно данный метод работает в океане или море, но и здесь ошибка составит чуть более 80 км, что связано с некоторым удалением Полярной звезды от точки северного полюса. Такой способ малопригоден для пеших туристов, но полезен для моряков или летчиков, потерпевших аварию: вместе с определением долготы он поможет вычислить квадрат своего местонахождения.

Как найти Полярную звезду на небе?

Для нахождения Полярной звезды чаще всего пользуются двумя созвездиями — Большой Медведицы и Кассиопеи — хорошо заметными на ночном небе. Однако бывают ситуации, когда ни одно из них не видно на небосводе (например, закрывают деревья в лесу или облака). В этом случае можно воспользоваться созвездиями Лебедя и Ориона, который появляется над горизонтом в южной части неба в холодное время года. Кратко схемы поиска звезды можно описать так:

• По созвездию Большой Медведицы. В её «ковше» через две крайние звезды — Мерак и Дубхе — проводится воображаемый луч. На расстоянии, равном примерно пяти отрезкам Мерак—Дубхе, отмеренным от Дубхе, будет находится Полярная звезда, которая выделяется среди близлежащих звезд более ярким светом. Схема поиска показана на картинке:
• По созвездию Кассиопеи. Через две крайние звезды с одной стороны созвездия и через аналогичные две звезды с другой проводят два отрезка. От точки их пересечения через среднюю звезду Кассиопеи проводят луч, который указывает на Полярную звезду. Она будет находиться на расстоянии приблизительно двух отрезков между крайними звездами Кассиопеи;
• По созвездию Лебедя. От Гиены (эпсилон Лебедя) через Денеб (альфа Лебедя) проводится воображаемый луч, который всегда показывает на Полярную звезду. Она находится на нём на расстоянии, равном примерно четырем отрезкам Гиена—Денеб, отмеренным от Денеба;
• По созвездию Ориона. От средней звезды «пояса» Ориона через Меиссу проводится луч. Этот луч лежит вблизи Капеллы. Полярная звезда находится на этом луче примерно на таком же расстоянии от Капеллы, на каком Капелла находится от Меиссы. Эти построения показаны на картинке:

Необходимость использования этих созвездий связана с тем, что сама по себе Полярная звезда не сильно отличается по яркости от большинства других небесных тел и найти ее без вспомогательных созвездий бывает проблематично.

Ориентирование по Полярной звезде и карте

Когда Полярная звезда была найдена, по ней можно сориентировать карту. Для этого карта располагается на горизонтальной поверхности так, чтобы ее верхняя рамка (северная часть карты) была направлена строго на Полярную звезду. После этого по карте производятся все необходимые расчеты и ориентирование на местности.

Так, например, можно по силуэтам вершин гор или направлению зарева от далеких городов приблизительно определить свое положение на карте, а значит и на местности.

Если точно определить свое местоположение не получается и местность бедна на ориентиры, тогда находят так называемый аварийный азимут. Другими словами, с помощью транспортира находят по карте азимут на какой-нибудь линейный (например, трасса, железная дорога, река) или площадной (например, большое озеро, водохранилище, лесная поляна) ориентир, мимо которого невозможно было бы промахнуться при движении по этому азимуту. Добравшись до этого ориентира, снова сверяются с картой, пытаются по окружающим ориентирам более точно определить свое местоположение и принимают решение о дальнейшем направлении движения. Обычно этого достаточно, чтобы точно найти свое местоположение и выбраться к людям (по трассе, железной дороге и реке чаще всего можно выйти к населенным пунктам или встретить людей по пути), если в этом есть необходимость.

Описанные методы ориентирования по Полярной звезде хорошо работают в средних и низких северных широтах, но в высоких широтах северного полушария, где Полярная звезда находится почти строго над головой в центре небесной сферы, определение сторон света представляет некоторую сложность. На Северном полюсе звезда всегда находится практически в зените и практически не показывает никакого направления.

В литературе не удалось найти способа, которым можно было бы сориентироваться по Полярной звезде далеко на Севере, поэтому пришлось придумывать свой. Для его реализации через иголку продевается нитка, конец которой зажимается большим и указательным пальцами — получается отвес. Глаза защищаются очками. Рука с ниткой поднимается над головой так, чтобы глаз, нитка и иголка были на одной прямой. С какой стороны от нитки с иголкой в этот момент будет находится Полярная звезда, с той стороны и будет север.

Если дует ветер, отвес нужно укрыть от него рукой или другим ветрозаслоном.

Ошибка данного метода будет тем выше, чем ближе к северному полюсу будет находиться наблюдатель, и при прочих идеальных условиях (отсутствие ветра, точное нахождение глаза, нитки и иголки на одной прямой) метод перестанет работать на широте 89°16′.

Важно также помнить, что чаще всего ориентироваться приходится путешественникам и туристам, которые в высоких широтах бывают в основном в период полярного лета. В это время практически всегда светло и звезды (в том числе Полярная) на небе не видны. В этот сезон здесь практичнее использовать другие способы ориентирования.

Несколько полезных моментов

По Полярной звезде можно определить поправку магнитного компаса, необходимую для точности выбора направления движения и решения других задач. Для этого определяют, насколько направление северного конца магнитной стрелки компаса отличается от направления на Полярную звезду, а затем эту поправку учитывают при ориентировании карты.

Читайте подробнее про поправку компаса по Полярной звезде…

Также важно отметить, что Полярной звездой именуется именно поляриссима (видимая звезда, находящаяся ближе всего к оси вращения Земли) в северном полушарии. В южном полушарии также имеется поляриссима, которую изредка называют Южной звездой, но она не такая яркая, как Полярная, и слабо видна на ночном небе, из-за чего намного реже используется для ориентирования.

Интересно и то, что в роли Полярной звезды не всегда выступала нынешняя альфа созвездия Малой Медведицы. Дело в том, что из-за прецессии земной оси звезды постепенно меняют свое положение относительно северного полюса. Так, например, в период с 1500 года до н.э. по 1 год н.э. Полярной звездой была β этого созвездия, а после 4100 года поляриссимой в северном полушарии будет гамма Цефея в то время, как альфа Малой Медведицы сместится на угол более 11 градусов от северного полюса Земли. Как видим, процесс смены Полярной звезды происходит очень медленно и для человека в течение его жизни практически не играет никакого значения.

Автор: Максим Чечетов

Узнайте также:

Ориентирование на местности (6 класс)

Что значит ориентироваться?

Изучение географии на местности — увлекательное, интересное и полезное занятие. Для проведения работ на местности необходимо многое уметь. Например, хорошо ориентироваться и измерять расстояние, проводить съёмку местности. Умение ориентироваться на местности играет важную роль в жизни человека. Известны случаи, когда из-за потери ориентировки погибали целые экспедиции. И наоборот, умение это не раз помогало людям в трудную минуту.

Ориентирование — это определение своего местоположения относительно сторон горизонта, а также направления пути. Ориентироваться можно по звёздам, Солнцу, местным признакам.

Неизменный помощник в работе на местности — компас (в профессиональной речи моряков компас). Он служит для ориентирования относительно сторон горизонта.

Чтобы не заблудиться в незнакомой местности (например, во время лыжной прогулки, в походе и т. д.), необходимо сначала определить по компасу, в каком направлении вы собираетесь двигаться. Только в этом случае вы будете знать, в какую сторону возвращаться. Если вы собрались пойти на северо-восток, то возвращаться назад нужно будет на юго-запад.

Для правильного определения сторон горизонта компас нужно повернуть так, чтобы синий конец его стрелки совместился с буквой «С» (север). Если встать к северу лицом, то позади будет юг, направо — восток, налево — запад. Это основные стороны горизонта. Существуют ещё и промежуточные: северо-восток, юго-восток, северо-запад, юго-запад.

С помощью компаса можно легко определить направления и на местные объекты, которые могут послужить надёжным ориентиром в пути. Для этого определяют азимуты этих объектов.

Определение азимута по компасу

Любая окружность содержит 360°. Окружность циферблата компаса также может быть поделена на 360°.

С помощью компаса можно измерить угол, образуемый в данной точке или на карте направлением на север и на какой-либо объект. Такой угол называют азимутом. От направления на север азимуты отсчитывают по ходу часовой стрелки.

Если предмет находится точно на севере, то азимут 0°, если на востоке — 90°, на юге — 180°, на западе — 270°.

Предположим, нужно пройти 200 м от какого-нибудь конкретного дерева по азимуту 45°. Для этого необходимо сориентировать компас по сторонам горизонта, найти на его циферблате число 45 и положить на стекло компаса тонкую палочку так, чтобы она соединяла центр стрелки компаса с числом 45. Палочка покажет направление по азимуту 45°. Теперь пройдите в этом направлении 200 м, и задание будет выполнено.

Движение по азимуту

Предположим, что во время игры по спортивному ориентированию вы получили задание пройти от растущего на поляне дуба 400 шагов по азимуту 60°, а затем 600 шагов по азимуту 180° и 200 шагов по азимуту 120° и у края поляны получить приз.

Порядок движения по азимуту такой: встать в точке, откуда начинается движение. Отпустить стрелку компаса и подвести нулевое деление компаса под северный конец стрелки, то есть сориентировать компас. Положить на стекло компаса тоненькую палочку таким образом, чтобы она соединила центр стрелки с числом, показывающим величину азимута, по которому вам надо пройти первое расстояние (в нашем случае — 60°).

Если на вашем пути есть какой-нибудь видимый местный объект, например холм, можно обойтись без компаса и двигаться в направлении этого холма, отсчитывая нужное количество шагов. Если такого объекта нет или вы идёте по лесу, то всегда держите перед собой компас так, чтобы нулевое деление его совпадало с северным концом, и старайтесь следовать по азимуту. Пройдя положенное расстояние (в нашем примере 400 шагов), определяют новый азимут и продолжают движение.

что это такое, виды, сущность, методы и основы, ночное ориентирование

В жизни может случиться множество непредвиденных ситуаций. В том числе и бывают случаи, когда человек оказывается в неизвестной местности. Это может произойти по многим причинам. Но в любом случае, когда человек остается наедине с природой в незнакомой местности, необходимо знать основные способы ориентирования на местности. Не стоит надеяться на поисковые группы, лучше пытаться самостоятельно выбраться к жилым поселениям.

Что делать, если заблудились?

Основные виды искать путь домой – с картой и без карты. Если человек оказался в незнакомом месте, но есть хотя бы карта этой местности, то ему очень повезло. У него уже есть сведения о том, куда надо двигаться, остается только определить, где именно он находится. В этом тоже заключается определенная трудность. Но, зная способы ориентирования на местности, с этим легко можно справиться. Вот три важных действия, которые необходимо выполнить:

1. Изучение местности, на которой находится человек. Для этого необходимо пометить место пребывания и осторожно, не отходя далеко от начальной точки, необходимо отметить точки, которые могут стать ориентирами на карте, а также замерить примерное расстояние между ними и до исходной точки. Ими могут быть любые водоемы, возвышенности, дороги. После этого стоит вернуться в исходную точку.
2. Далее следует тщательно рассмотреть карту и попробовать найти обнаруженные объекты. При этом следует учитывать масштаб карты. Если установить местоположение с первой попытки не получается, то стоит еще раз обойти близлежащие окрестности в поисках ориентиров.
3. После определения собственного местоположения стоит найти на карте любое жилое поселение. Далее все предельно просто: с помощью звезд, Солнца или других природных факторов установить стороны света и, постоянно сверяясь с ориентирами на карте, следовать по маршруту. Важно делать пометки по пути своего следования, чтобы люди, которые будут заниматься поиском, могли проследить путь заблудившегося.
4. В случае наличия компаса стороны света установить еще легче. Что для этого необходимо сделать? На компасе изображены 4 направления света: N — север, S- юг, W — запад, E — восток. Чтобы установить стороны света, стоит положить его на ровную поверхность, следя за тем, чтобы поблизости не было металла, и острие стрелки покажет север. Также на поверхности компаса изображен азимут — значения градусов от 0 до 360, и если необходимо направляться не ровно на север или восток, то он поможет правильно сориентироваться. Для этого необходимо отметить для себя стороны света и решить, в каком направлении необходимо двигаться. Далее провести воображаемую линию, которая покажет значение градусов азимута. Остается запомнить и придерживаться его весь путь.

Ориентирование по компасу

Но редко кому так везет, и обычно человек оказывается один на один с дикой природой, не имея ничего. Поэтому существуют способы ориентирования на местности, которые не привязаны к специальному оборудованию. К ним относится определение сторон света по Солнцу, звездам и другим признакам. И это лишь краткое описание того, что такое ориентирование.

По Солнцу

Всем известный факт, что солнечный диск в северном полушарии начинает свое движение с утра на востоке и заканчивает на западе. Исходя из этого, можно примерно установить стороны света. Но это измерение недостаточно точное. Лучше всего вставить колышек в землю и наблюдать за тенью, которую он отбрасывает. В то время как тень станет самой короткой — это наступает в полдень или чуть позже, в зависимости от месторасположения, направление этой кратчайшей тени будет указывать точно на север.

Есть еще один метод определить стороны света по солнцу, но он возможен, только если есть наручные часы. Их устанавливают в горизонтальном положении, направляя часовую стрелку строго на солнце.

Ориентирование по солнцу

[stop]Важно! Еесли провести между часовой стрелкой и цифрой один воображаемую линию, она будет указывать на юг. Делить линией следует наименьшую дугу.[/stop]

По звездам

Как ориентироваться по звездам? Без знания созвездий здесь не обойтись:

1. По Полярной звезде. Эта звезда считается одним из самых точных указателей, позволяющих определить стороны света. В обоих полушариях она находится на одном и том же месте и никуда не двигается, а также дает погрешность в результатах всего около полутора процентов. Для того чтобы найти ее на звездном небе, необходимо найти два известных созвездия – Большую и Малую медведицу, выглядящие как ковши. Далее мысленно от стенки ковша Большой медведицы надо провести линию до края ручки малого ковша. Звезда, в которую упрется линия, и будет Полярной. Она всегда указывает строго на север. Это один из самых распространенных методов ночного ориентирования.
2. Созвездие Кассиопеи. С помощью него также можно легко найти Полярную звезду. Кассиопею можно легко разглядеть на звездном небе, по своей форме она напоминает русскую букву “М”. Если провести воображаемую линию от центральной звезды этого созвездия, находящейся слева, можно найти Полярную звезду.
3. Южный крест. Это созвездие поможет сориентироваться на местности в случае нахождения в южном полушарии. В этом случае определяться будет не север, а юг. Это созвездие состоит всего лишь из четырех звезд. Но следует быть осторожным, потому что наряду с Южным крестом существует и созвездие Ложный крест. Оно находится достаточно близко к реальному, поэтому их легко перепутать. Но Ложный крест состоит из менее выразительных и блеклых звезд. Кроме того, чуть в стороне от реального созвездия находится две звезды, помогающие в ориентировании. Чтобы определить Южный полюс, необходимо провести прямую через вертикальную ось креста, вторую линию надо провести между двумя звездами-помощниками, и из нее провести перпендикуляр. Точка пересечения линий перпендикуляра от звезд-помощников и от самого креста и указывает на юг.
4. В северном полушарии также можно узнать нахождение и других частей света. Для этого необходимо найти созвездие Орион. Но в северном полушарии его можно хорошо увидеть только в зимнее время. Летом оно находится на небосводе во время светового дня. По форме напоминает песочные часы. Правая звезда в его поясе всегда поднимается на востоке и опускается на западе.

Ориентирование по звездам

[warning]Внимание! Ночное ориентирование достаточно сложное, для этого надо знать созвездия и уметь их находить.[/warning]

По Луне

Этот способ довольно сложен, так как необходимо помнить много нюансов. Что именно? Летом, когда Луна растет, в семь часов вечера она находится на юге, к часу ночи сдвигается на запад. А когда Луна убывает, в семь часов вечера она располагается на востоке и после перемещается на север. В полнолуние стороны света по Луне определяются точно так же, как и по Солнцу, она начинает движение на востоке и к утру оказывается на западе.

Все эти способы помогают узнать стороны света. В случае если человек не знает, где именно находится жилое поселение, то стоит выбрать одно направление и идти только туда. Так же, как было сказано выше, обязательно стоит по пути своего следования оставлять метки, чтобы группа, которая будет участвовать в поисках, могла отследить направление движения.

Народные способы

Как же люди обходились до изобретения компаса и карт? Существуют народные методы, которые помогут не заблудиться. Есть еще несколько способов определить стороны света в лесу, они не дают гарантированной точности, но могут помочь, например, в дождливую погоду, когда сложно установить стороны света по Солнцу и звездам.

• С северной стороны кора на деревьях более грубая, на ней чаще растет мох и лишайники.
• Если внимательно посмотреть на муравейники, то можно заметить, что южная его сторона чаще всего более пологая.
• В середине весны снег остается, как правило, на северной стороне возвышенностей.
• На поверхности хвойных деревьев, особенно тех, что стоят отдельно, на южной стороне наблюдаются больше капель смолы.

Ориентирование по снежному покрову

Спортивное ориентирование

Определение местонахождения применяется не только в критических ситуациях, когда человек находится в сложной ситуации и вынужден искать выход из леса. Также существует отдельный вид спорта, который подразумевает умение сориентироваться на местности. В чем сущность ориентирования на местности? Спортсмены попадают в незнакомую для них обстановку, им выдают карту, на которой указаны определенные точки, которые необходимо найти, и компас. Этот вид спорта был создан для того, чтобы популяризовать знание о том, что такое ориентирование. Бывают несколько основных видов соревнований:

1. Движение в заданном направлении. Участнику выдается карта, на которой указано определенное количество контрольных точек. Его целью является прохождение всех контрольных точек в установленном порядке. Как правило, в таком виде соревнований проводятся одиночные старты участников. Результатом является время прохождения всей дистанции.
2. Перемещение на маркированной трассе. Участник передвигается вдоль данной трассы и отмечает на собственной карте все контрольные точки. При том засчитывается прохождение дистанции, только если ошибка при нанесении контрольных точек составляет не более двух миллиметров.
3. И последний вид – по выбору. Такие соревнования проводятся в основном среди новичков. Его смысл в том, что на карте указаны все контрольные точки, а также количество баллов, в которое оценивается нахождение каждой из них. И участники самостоятельно решают, сколько и какие станции они будут проходить. Время прохождения такой трассы строго фиксировано и одинаково для всех участников. А результаты оглашаются на основании полученных баллов.

[warning]Внимание! Спортивное ориентирование может быть как индивидуальным, так и командным.[/warning]

Спортивное ориентирование

Такие соревнования, естественно, нельзя сравнить с реальными ситуациями, потому что у участников есть все условия для прохождения. Им сразу выдается карта, на которой обозначены все контрольные точки, а также места старта и финиша. Кроме того, ориентирование на местности также значительно упрощено, потому что каждый спортсмен получает в личное пользование еще и компас. То есть смысл спортивного ориентирования заключается в умении читать карты и быстро находить ориентиры на местности.

Ориентирование на местности

ОБЖ 54 Человек и природа Ориентирование на местности

Вывод

В любом виде умение определять стороны света – это очень полезный навык, который может спасти человеку жизнь в непредвиденной ситуации. Поэтому каждый должен знать основы ориентирования на местности и главные методы определения сторон света.

 

ЧАСТЬ 2 — ДВИЖЕНИЯ В НЕБЕ

Видимое движение планет

• Теперь рассмотрим планеты. Мы рассматриваем кажущееся движение и появление планет, потому что они дают хорошее упражнение в визуализации, а также потому, что наблюдения движения планет были исторически очень важен, помогая нам понять, как объекты движутся в Солнечной системе, о чем мы вскоре поговорим. Планеты также двигаться вокруг Солнца. Из-за этого, а также из-за рефлекса движение от вращения Земли, планеты также, кажется, движутся с уважение к звездам.
  • Качественные движения планет можно понять, если признает, что:
    • Все планеты движутся вокруг Солнца примерно в одной плоскости.
    • Все планеты движутся вокруг Солнца в одном направлении.
    • Планеты, расположенные ближе к Солнцу, движутся быстрее, чем которые дальше
    • планетных орбит.
  • Кажущееся движение планеты возникает из-за:
  • Движение может быть сложным, проявляющим ретроградное движение , что происходит, когда планета движется назад в обычном дорожка.Ретроградное движение происходит потому, что видимое движение планет возникает из комбинации их внутреннего движения и рефлекса движение, которое появляется из-за движения Земли.
    • Внутренние планеты (Меркурий и Венера) показывают ретроградное движение, потому что они движутся вокруг Солнца, и мы наблюдаем это движение из вне их орбит. Половину своих лет они, кажется, двигаются в одном направлении, если смотреть с Земли; для другой половины они кажутся двигаться в другом направлении.
    • Внешние планеты показывают ретроградное движение, потому что движется Земля вокруг Солнца быстрее, чем внешние планеты, и поэтому оно будет периодически проходят внешние планеты по своим орбитам. Когда это происходит, планеты будут казаться обратными, когда увидят с Земли.
  • Время суток, когда мы можем видеть разные планеты, зависит от того, они ближе к Солнцу, чем Земля (Меркурий и Венера) или дальше (все остальные планеты)
  • Поскольку мы видим планеты в отраженном свете, у них есть фазы; нет вся освещенная солнцем половина видна с Земли в любое время.Разные планеты имеют разные фазы, в которых их можно увидеть, в зависимости от от того, находится ли планета ближе или дальше от Солнца, чем Земля.

Историческое развитие представлений о Солнечной системе

• Как мы узнаем, что Земля вращается вокруг Солнца?
• Историческое развитие представлений о движениях в Солнечной Система представляет собой хороший пример научного процесса. (формат презентации) (Хорошее резюме Джеймса Шомберта из Университета Орегон.)
• История астрономия демонстрирует, что прогресс в научных моделях часто приводит к либо из-за изменения мировоззрения (или из предвзятого мнения о том, как люди ожидают Вселенная организована) или наличие новых, более точных измерения, которые часто являются результатом развития новых технологий.
  • Текущая модель движения в Солнечной системе. было выяснено путем тщательного наблюдения за движениями объектов в небе.
  • Основные наблюдения:
    • Солнце движется по небу
    • Звезды кажутся кружащимися по небу, но немного по-другому ставка
    • Луна движется по небу с другой скоростью
    • Планеты — это объекты с более нерегулярным движением в небе; Oни иногда демонстрируют ретроградное движение.Немного видны только в определенное время суток (в частности, Венера).
    • сводных изображений
  • Древнегреческие астрономы во главе с Аристотелем и Птолемеем предпочитали земной или геоцентрической Вселенной из-за очевидное отсутствие наблюдается параллакса звезды.
    • групповой вопрос: наблюдения параллакса. В то время измерения были недостаточно точными. для обнаружения параллакса.
    • В своей модели, ориентированной на Землю, они представили, что Солнце, Луна и планеты вращались вокруг Земли по круговым орбитам .Они предпочли круги из соображений простоты.
    • групповой вопрос: геоцентрическая модель
    • Поскольку наблюдалось, что планеты претерпевают ретроградное движение , греки разработали теорию эпициклов . Это , а не , что на самом деле происходит, а была хитрая модификация их модели для учета наблюдаемых данных. Однако даже с этим они поняли, что простые модели с идеальными кругами все еще не соответствуют наблюдаемым данным.

      Подробная геоцентрическая модель была разработана Птолемей. Эта модель представляла собой довольно сложные движения, но неплохо справлялась с задачей прогнозирование будущего положения планет с учетом большой неопределенности при проведении таких измерений. Однако прогнозируемые позиции Модель не подтверждена более точными измерениями.

  • Проблемы и сложности геоцентрической модели, а также общий философский сдвиг, вызванный Николаем Коперником (1473-1543) изучить альтернативную солнечно-центрированную или гелиоцентрическую модель Солнечной системы.Его модель предполагала, что:
    • Солнце находится в центре Вселенной.
    • Расстояние между Землей и звездами намного больше чем расстояние Земля-Солнце. Это могло бы объяснить отсутствие наблюдаемых звездный параллакс.
    • С востока на запад суточные движения звезд, планет, Луны, и Солнце вызваны вращением Земли вокруг своей оси.
    • Земля и все планеты вращаются вокруг Солнца на круговые орбиты. Это приводит к изменению наблюдаемых созвездий. от одного времени года к другому.
    • Ретроградное движение — это эффект, вызванный тем, что мы наблюдение за другими планетами на планете Земля, которая сама движется вокруг Солнца.
    • Хотя идея Коперника о гелиоцентрической солнечной системе правильно, его предположение о круговых орбитах сделало его модель больше не точнее, чем у Птолемея. Но в нем была красота простоты.
  • В 16-17 веках велись активные дискуссии об относительной достоинства геоцентрических (с центром на Земле) и гелиоцентрических (Солнечно-центрированные) модели.Некоторые дискуссии носили научный характер, а некоторые был философским.
  • Вклад Галилео Галилея (1564-1642) в астрономию и физика была необъятной в результате его тщательных наблюдений и эксперименты, и некоторые из его наблюдений предоставили важные доказательства для гелиоцентрической модели:
    • Со своим простым телескопом он был первым заметил, что у Венеры есть фазы. Этот доказано который Венера должна вращаться вокруг Солнца и, таким образом, поддерживает гелиоцентрическую Солнечная система.

      групповой вопрос: Венера в гелиоцентрическом

      групповой вопрос: Венера в геоцентрическом

    • Галилей открыл 4 самых ярких спутника Юпитера, которые перемещаться по планете, как миниатюрная солнечная система. Это показало, что это было возможно, чтобы объекты вращались вокруг вещей, отличных от Земли, и таким образом противоречили философии, что Земля была в центре все.
    • Галилей обнаружил солнечные пятна, нарушающие точку зрения Аристотеля что Вселенная совершенна и неизменна.
  Модель Коперника
  • с круговыми орбитами все еще не очень хорошая работа по точному предсказанию положения планет. Доработки гелиоцентрической теории стали возможными благодаря теории Тихо Браге (1546–1601) точные наблюдения Марса и других планет. Эти точные наблюдения подготовили почву для Иоганна Кеплера (1571-1630) внести существенные изменения и усовершенствования в гелиоцентрический модель. Измерения Тихо обеспечили повышение точности необходимо различать конкурирующие модели.
  • Кеплер разработал три закона движения планет которые обеспечивают правильное описание движения планет. Ключ Прорыв состоял в том, что Кеплер понял, что круговые орбиты не соответствуют наблюдаемым данным, независимо от того, как были настроены круги. В три закона:
    1. Планеты вращаются вокруг Солнца по эллиптической орбите и по орбите вокруг Солнца расположен в одном из фокусов эллипса. Эллипс характеризуется размером и эксцентриситетом (или «раздавленностью»).Круг — это эллипс с нулевым эксцентриситетом. Размер эллипса обычно составляет описывается длиной его большой полуоси , т.е. длина длинной оси эллипса. Орбита планет в эллиптической форме орбиты, хотя эти орбиты имеют очень низкий эксцентриситет и, следовательно, почти круглые. На самом деле законы Кеплера применимы ко всем объектам. вращение в Солнечной системе; например, кометы путешествуют по очень эксцентрические эллиптические орбиты.
    2. По своим эллиптическим орбитам планеты движутся быстрее, когда они ближе к Солнцу.Это утверждение можно сделать более количественным, если Закон о равных площадях , в котором говорится, что гипотетический линия, проведенная между планетой и Солнцем, охватывает равные области в равные промежутки времени.
    3. Время, необходимое планете, чтобы сделать один полный оборот. вокруг Солнца зависит от размера его орбиты. Если P это период обращения планеты вокруг Солнца (измеряется в земных годах) и А — большая полуось орбитального расстояния планеты (измеренное в астрономических единицах), то

       P ² = A ³ .

       астрономический единица — это единица измерения расстояния, а одна астрономическая единица, по определению, размер большой полуоси орбиты Земли.
    • групповой вопрос: пример третьего закона Кеплера
    • Итак, измеряя орбитальный период планеты тщательным наблюдения планеты относительно звезд, можно определить его расстояние от Солнца.
    • групповой вопрос: законы Кеплера
    • Законы Кеплера — правильное описание всех движений Солнечной системы.Однако законы Кеплера не дают никакого объяснения относительно , почему объекты солнечной системы движутся таким образом.
  • Последнее подтверждение того, что Земля вращается вокруг Солнца, пришло из обнаружение звездного параллакса в 19 веке. Но к тому времени все уже убедились в этом!
  • Групповой вопрос: как мы узнаем орбиты Земли солнце?

---

Далее: ЧАСТЬ 3 — ОБЗОР Up: AY110 классные заметки Предыдущая: ЧАСТЬ 1 — ВВЕДЕНИЕ:

Джон Хольцман 2013-12-06

Основы: как птицы перемещаются во время миграции

Оставаться на курсе

Птицы обладают замечательным инстинктом самонаведения, что позволяет им год за годом возвращаться в одну и ту же область, даже если миграция проходит через полмира.Каким образом достигается этот выдающийся подвиг, было предметом многих исследований.

Молодые птицы

Исследования показывают, что молодые птицы, которые не мигрируют вместе со своими родителями, обладают врожденным знанием направления и расстояния, на которое им следует путешествовать, но не имеют конкретной цели. После того, как птенец прибудет на место зимовки, он выберет зимний ареал, в который он впишется в течение этой зимы. По прошествии первого года у птицы есть возможность вернуться в то же место, даже если она сбилась с курса во время миграции.

Взрослые птицы

У взрослых, кажется, еще больше навыков самонаведения. Это подтверждают два классических эксперимента.

мэнских буревестников были доставлены самолетом со своего острова-гнездовья у побережья Великобритании в два разных места. Одна группа была выпущена около Бостона, Массачусетс, а другая — недалеко от Венеции, Италия. Буревестники не летают над сушей, поэтому обе группы, должно быть, выбрали надводный маршрут, который был бы особенно запутанным из Венеции. Обе группы птиц вернулись в свои норы в течение 14 дней, преодолев около 250 миль в день.Как им удалось добиться такой выдающейся отдачи, до конца не понятно.

В другом эксперименте несколько сотен белых коронованных воробьев были пойманы на своих зимних территориях недалеко от Сан-Хосе, Калифорния. Одну группу переправили в Батон-Руж, штат Луизиана, и отпустили, а вторую группу отправили в Лорел, штат Мэриленд, и отпустили. Следующей зимой тридцать четыре птицы были повторно пойманы на том же участке площадью 1/4 акра в Калифорнии, на котором они были пойманы изначально, предположительно после посещения их северных гнездовий летом.

Исследования почтовых голубей

Домашние голуби широко использовались в качестве подопытных, чтобы лучше понять миграцию и способность самонаведения. Они продемонстрировали почти невероятные навыки навигации.

В одном известном эксперименте немецкий ученый Ганс Вальрафф транспортировал почтовых голубей в очень отдаленное место. Чтобы птицы не получали никакой внешней навигационной информации, их передавали в строгих условиях.Голубей перевозили в закрытых герметичных баллонах и подавали воздух в баллонах. Свет включался и выключался в случайное время, и воспроизводился громкий белый шум. Цилиндры были заключены в магнитные катушки, которые создавали изменяющееся магнитное поле. Наконец, цилиндры были установлены на поворотной платформе, соединенной с компьютером, который изменял как вращение, так и наклон цилиндров. После выпуска в далекой и совершенно неизвестной области птицы смогли улететь домой, на место своего поселения, по-видимому, без каких-либо проблем (за исключением первоначального случая тошноты).

Способность голубей лететь домой из совершенно странного и далекого места указывает на то, что у птиц каким-то образом есть и внутренний компас, и внутренняя карта. Компас сам по себе бесполезен, поскольку птица не знает, находится ли она на севере, юге, востоке или западе от своего дома. Вопрос о том, откуда у птицы карта места, в котором она никогда раньше не бывала (и куда она была перенесена в таких изолированных условиях в приведенном выше тесте), и о том, в каком направлении она должна двигаться, чтобы вернуться домой, остается загадкой.Были предложены следующие возможные объяснения:

Внутренние карты

Нос знает теорию

Как у птицы может быть карта мест, где ее никогда не было? Одна очень удивительная теория предполагает, что почтовые голуби могут использовать обонятельную карту.

Визуализируйте голубя на чердаке дома, который с одной стороны пахнет соснами, а с другой — луковой фермой. Если птица приблизится к сосне, запах сосны, вероятно, усилится, а запах лука станет слабее.Теоретически можно создать градиентную карту запахов, которая предоставит некоторую информацию о направлении, даже если голубя внезапно бросили в новое место. Флориано Папи и другие из Пизанского университета выступили инициаторами этой теории и получили некоторые доказательства того, что обонятельная навигация может распространяться на расстояние до 310 миль. Эта теория остается спорной.

Теория магнитных карт

Вторая теория предполагает, что птицы используют магнитное поле земли, чтобы получить хотя бы частичную карту ее положения.Магнитное поле Земли становится сильнее по мере того, как вы путешествуете от экватора к полюсам. Теоретически птица могла бы определить свою широту, основываясь на силе магнитного поля. Хотя изменение силы очень мало от одного места к другому, есть некоторые признаки того, что почтовые голуби обладают чувствительностью, позволяющей обнаруживать даже крошечные изменения силы магнитного поля. Даже если это правда, это будет лишь ограниченным указанием широты птицы.

В настоящее время нет четких доказательств того, что какая-либо из этих теорий является законченной историей, а навыки картирования птиц остаются в значительной степени необъясненными.

Компас

Вторая половина навигационных требований — это компас. Внутренняя карта предоставляет птице общее местоположение относительно ее цели наведения или миграции, а ее внутренний компас направляет ее полет и удерживает ее на курсе. По-видимому, перелетные птицы используют несколько разных компасов.

Солнечный компас

В 1951 году Густав Крамер открыл солнечный компас. Он проводил свои эксперименты, помещая европейских скворцов в ориентационные клетки, а затем использовал зеркала, чтобы изменить видимое местоположение солнца.В ответ птицы изменили свое миграционное беспокойство, чтобы соответствовать направлению компаса, обозначенному очевидным новым положением солнца.

Дальнейшие исследования показали, что солнечный компас птицы зависит от ее циркадного ритма. Похоже, у птиц есть способность к временной компенсации, позволяющая учитывать изменения положения солнца в течение дня. Эта теория подтверждается другим экспериментом, в котором голубей помещали в закрытую комнату с измененным циклом света и темноты.В течение нескольких дней их циркадный ритм был сброшен. Затем в солнечный день птиц выпустили. Поскольку их «внутренние часы» были сброшены, они неверно истолковали положение солнца и сделали предсказуемую ошибку в направлении своего наведения. Голуби фактически игнорируют положение солнца относительно его положения на небе, полагаясь на его азимутальное направление, то есть направление по компасу, в котором вертикальная линия от солнца пересекает горизонт.

Дальнейшее исследование также показало, что голуби должны знать путь солнца, чтобы использовать его в навигации.Молодые голуби, которым разрешено видеть солнце только утром, не имеют возможности использовать солнце для навигации днем.

Звездный компас

Солнечный компас играет роль в самонаводке и может использоваться птицами, которые мигрируют в течение дня. Однако многие виды певчих птиц мигрируют по ночам. На протяжении многих лет ученые подозревали, что птицы используют звезды для навигации. В 1957 году Франц и Элеонора Заур собрали данные из серии экспериментов, в которых птиц помещали внутри закрытого планетарного купола.Сауры смогли продемонстрировать, что птицы действительно используют звезды для миграции, но, как оказалось, не так, как они думали. По завершении экспериментов с Сауром распространено мнение, что у птиц есть генетически закодированная карта звезд. В 1967 году корнельский ученый Стивен Эмлен использовал Индиго Бантингс, чтобы доказать, что на самом деле история немного отличается.

Доктор Эмлен также использовал закрытый планетарий для своих тестов. Он начал с того, что собирал молодых птиц, а затем вручную выращивал их в лаборатории.Его исследования включали следующее:

A. Одна группа птиц была выращена в комнате без окон и никогда не подвергалась воздействию точечного источника света.

B. Вторая группа также никогда не видела Солнца, но попеременными ночами подвергалась воздействию смоделированного ночного неба в планетарии с нормальным вращением вокруг Полярной звезды.

C. Третью группу также воспитывали в комнате без окон, но поочередно по ночам они видели ночное небо в планетарии. В этом случае небо было изменено так, чтобы вращаться вокруг другого начала, Бетельгейзе.

Когда начался период осенней миграции, птиц выпустили в специальную клетку внутри планетария.

Группа А размещалась в планетарии под нормальным неподвижным небом. Птицы ориентировались в случайных направлениях, не обнаруживая способности распознать южное направление миграции.

Группа B была помещена в планетарий с нормальным вращением вокруг Полярной звезды. Птицы сориентировались в сторону от Полярной звезды в подходящем для миграции южном направлении.

Группа C также была помещена в планетарий. Они выросли с Бетельгейзе как центральной точкой вращения. Под обычным небом эти птицы сориентировались подальше от Бетельгейзе.

Это исследование показывает, что молодые птицы не учатся самостоятельно, а узнают ориентацию с севера на юг по вращающемуся образцу звезд.

Магнитный компас

Другая немецкая группа провела исследование с европейским малиновым в начале 1960-х годов.В их тестах малиновки в миграционном настроении были помещены в закрытые клетки, чтобы устранить следы солнца, звезд и других световых сигналов. Несмотря на отсутствие визуальных подсказок, малиновки прыгали в правильном направлении миграции.

Катушка Гельмгольца

В качестве дополнительного усовершенствования теста вокруг закрытых клеток была размещена катушка Гельмгольца. Катушка позволила исследователям изменить направление магнитного поля Земли. Когда направление магнитного поля было изменено, малиновки изменили направление прыжка.

Дальнейшие исследования показывают, что, хотя птицы могут ощущать северный и южный концы компаса, они не могут отличить их друг от друга. Чтобы определить, какое направление находится на севере, птицы, по-видимому, обладают способностью ощущать, что магнитные силовые линии направляются к полюсам Земли. Они также могут обнаруживать падение силовых линий по мере приближения к Земле и с помощью какого-то неизвестного в настоящее время метода, похоже, могут обнаруживать и принимать навигационные решения на основе угла падения.

The Sunset Cue

Образцы поляризованного света также играют ключевую роль в навигации. Многие из ночных мигрантов начинают свой полет на закате или немного позже. Птицы, по-видимому, используют поляризованный свет, чтобы предоставить информацию о начальных направлениях перелета.

Достопримечательности

Птицы, мигрирующие в течение дня, часто следят за естественными формами рельефа, такими как горные хребты, реки и озера, и могут узнавать их.

Есть некоторые признаки того, что птицы используют несколько методов компаса и калибруют их друг относительно друга.Некоторые виды используют один тип компаса в качестве основного средства навигации, в то время как другие полагаются на другую основную систему. Сложность миграции и мастерство, с которым она осуществляется, — одно из многих чудес, которые делают птиц таким интересным для изучения.

Типы двойных звезд

Как уже упоминалось, двойные звезды обычно классифицируют по методу обнаружения. Эти типы подробно обсуждаются ниже:

Визуальные двоичные файлы

Визуальная двойная система — это двойная система, в которой составляющие звезды системы могут быть индивидуально разрешены с помощью телескопа.Затем можно проводить долгосрочные наблюдения, чтобы построить относительное положение членов системы. Со временем эти данные накапливаются и используются для расчета орбит звезд.

ПЗС-изображение визуальной двойной системы, α Cen A и B.

Визуально-двойные системы, как правило, относительно близки к нам, так что отдельные звезды могут быть разрешены. Это системы, в которых составляющие звезды также физически удалены друг от друга на большие расстояния, от десятков до нескольких сотен а.е.Звезды в таких системах гравитационно связаны друг с другом, но в остальном не «взаимодействуют», как другие близкие двойные системы, где одна звезда может оттягивать материал с поверхности другой. Самый яркий компонент в системе имеет суффикс «A», следующий за ним «B» и так далее. Были идентифицированы системы с тремя или четырьмя компонентами. Обнаружено менее 1000 визуальных двойных систем.

Многие выдающиеся звезды в нашем ночном небе на самом деле являются визуальными двойными системами.α Центавра на расстоянии 1,338 пк на самом деле представляет собой визуальную двойную систему с двумя звездами, обозначенными α Cen A и α Cen B, разделенными на расстояние около 23 астрономических единиц, что немного больше, чем расстояние между Ураном и Солнцем. Они вращаются вокруг друг друга с периодом 80 лет. Третья звезда, Проксима Цен, ближайшая к нам в настоящее время звезда на расстоянии 4,22 св. Лет или 1,295 пк, также называется α Cen C. В течение многих лет с момента ее открытия в 1915 г. она считалась третьим членом системы на гораздо большее расстояние от центра масс системы.Однако недавние наблюдения предполагают, что он не может быть гравитационно связан с двумя другими.

Этот график показывает кажущуюся относительную орбиту двойной системы α Cen A и B. На этой диаграмме самый яркий компонент, α Cen A, показан в центре осей, так что движение более диммерного компонента α Cen B вокруг это нанесено. На самом деле обе звезды вращаются вокруг общего центра масс. Прогнозируемые положения B относительно A для текущей орбиты показаны по годам.Сюжет очевиден, потому что это проекция неба, и относительный, потому что более массивный (основной) компонент считается центром движения.

Другая близлежащая визуальная двойная система — Сириус в созвездии Большого Пса. Из двух звезд α CMa A — это звезда A1 V, самая яркая на ночном небе с видимой величиной -1,43. Его звезда-компаньон α CMa B — гораздо более тусклая звезда. На самом деле это белый карлик с видимой величиной 8.44. Эта система была впервые обнаружена как двойная астрометрия, и белый карлик не был обнаружен визуально до 1862 года.

Примеры визуальных двойных звезд на южном небе, которые можно разрешить с помощью небольших телескопов, включают α Crucis, β Crucis и γ Cen и Кастор в Близнецах.

Некоторые звезды кажутся близко друг к другу при просмотре в телескоп, но на самом деле они не связаны гравитацией и могут находиться на расстоянии сотен парсеков и более друг от друга. Такие пары прямой видимости называются «оптическими парами» и не являются истинно двойными.

Спектроскопические двоичные системы

Большинство двойных систем слишком далеки, чтобы их можно было разрешить в виде изображений с помощью современных телескопов. Другие просто слишком близко друг к другу, чтобы их можно было решать отдельно. Как же тогда они могут быть обнаружены как двоичные файлы? Большинство двойных систем обнаружено по доплеровскому сдвигу их спектральных линий. Такие системы получили название спектроскопических двойных систем .

Если двойная система не разделена на составляющие, то спектр, полученный из нее, будет фактически комбинацией спектров каждой из составляющих звезд.Поскольку эти звезды вращаются вокруг друг друга, одна звезда, A, может двигаться к нам, а другая, B, может удаляться. Таким образом, спектр от A будет смещен в сторону более высоких частот (более коротких длин волн), в то время как спектр B будет смещен в красную сторону. Если звезды движутся по нашему лучу зрения, то доплеровского сдвига не происходит, поэтому линии остаются в своих средних положениях. По мере того как звезды продолжают вращаться по орбите, A будет удаляться, поэтому его спектральные линии будут двигаться к красному концу спектра, а B — к синему.Это схематично показано на диаграмме ниже.

Очевидно, что способность обнаруживать двойные частицы спектроскопически зависит от нескольких факторов. Во-первых, если плоскость орбиты системы расположена под прямым углом к ​​нашей прямой видимости, мы не будем наблюдать никакого доплеровского сдвига. В этом случае система не будет обнаружена как двоичная. Если составляющие звезды имеют низкую массу и / или находятся далеко друг от друга, период будет большим, а орбитальные скорости низкими, что снижает вероятность обнаружения.В некоторых системах один из компонентов слишком тусклый, чтобы вносить большой вклад в комбинированный спектр, так что только один набор линий показывает периодические сдвиги.

Анализ сдвига спектральных линий во времени дает информацию о лучевых скоростях составляющих звезд.

В спектроскопических двойных звездных компонентах часто очень близко друг к другу и может фактически обмениваться материалом из-за приливных взаимодействий. Орбитальные периоды варьируются от нескольких часов до месяцев, во многих случаях расстояние между ними намного меньше, чем AU.

Первой спектроскопической системой, обнаруженной в 1889 году, был Мицар или ζ Большая Медведица. На самом деле Мицар уже был известен как визуальная двойная система, но спектроскопический анализ более яркой из двух звезд, Мицара А, показал, что это была спектроскопическая двойная звезда. Последующие наблюдения показали, что Мицар B также был спектрально-двойной системой, поэтому вся система состояла из четырех звезд. Благодаря недавним улучшениям в оптической интерферометрии и методах построения изображений современные астрономы теперь могут «разделить» или разделить Мицар А на составляющие его звезды, как показано на изображении ниже.

Спектроскопическая двойная система Mizar A теперь может быть разделена на составляющие ее звезды. Чтобы просмотреть анимированный фильм в формате gif об этой системе, щелкните здесь.

Затменные двоичные файлы

Третий метод обнаружения двойной системы зависит от фотометрических измерений. Многие звезды показывают периодическое изменение своей видимой величины. Это может быть связано с двумя основными причинами. Это может быть одиночная звезда, у которой изменяется собственная светимость. Такие звезды называются пульсирующими переменными и обсуждаются на другой странице этого раздела.Вторая возможность состоит в том, что это на самом деле двойная система, в которой плоскость орбиты лежит к нам с ребра, так что составляющие звезды периодически затмевают друг друга. Эти системы называются затменными двоичными файлами .

Известно несколько тысяч таких систем, большинство из которых также являются спектрально-двойными. Некоторые из них также являются визуальными двоичными файлами. Первой обнаруженной затменной двойной системой был Алгол, β Персей, также известный как Демоническая звезда, возможно, из-за ее меняющейся яркости.Как и в случае со спектроскопическими двойными, две звезды в затменной системе физически близки и часто искажаются друг другом. Масса может передаваться от одной звезды к другой, что приводит к тому, что иногда называют «парадоксом Алгола».

На рисунке ниже показано впечатление художника от такой системы срастания. здесь газ в оболочке голубого гиганта отводится его компактным компаньоном. Материал образует сплюснутый аккреционный диск.Когда он падает на компактного спутника, он ускоряется и нагревается, производя рентгеновские и γ-лучи при падении на звезду.

Художественное впечатление от срастающейся двойной системы. Для получения дополнительной информации об этом чертеже щелкните здесь.

Кривая блеска должна быть получена, чтобы классифицировать систему как затменную двойную. Это просто график видимой величины во времени. Кривые блеска часто отображаются как «свернутые», где на горизонтальной оси отображается фаза, а не конкретная дата или единица времени.Диаграмма ниже представляет собой сложенную кривую блеска из базы данных Hipparcos. Периоды большинства затменных двоичных файлов составляют несколько часов или дней.

Сложенная кривая блеска HIP 59683, затменной двойной системы. Фаза показана на горизонтальной оси, а видимая величина — м — на вертикальной оси. Обратите внимание на два провала яркости. Более глубокое падение яркости называется первичным затмением , а меньшее падение — вторичным затмением .(Будьте осторожны с кривыми блеска, помните, что меньшее значение видимой величины m означает более яркий объект).

Кривые блеска затменных двойных звезд характеризуются периодическим падением яркости, возникающим всякий раз, когда один из компонентов затмевается. Если две звезды не идентичны, одно из затмений, называемое первичным затмением, вероятно, приведет к большему падению яркости, чем другое, вторичное затмение. Таким образом, один период двойной системы имеет два минимума. Почему одно затмение вызовет большее уменьшение яркости, чем другое ? Рассмотрим ситуацию ниже. Он показывает смоделированную кривую блеска для системы SV Cam.

Данные компьютерного моделирования затменной двоичной системы SV Cam. Обратите внимание на небольшое искажение формы звезды 1.

Как вы можете видеть на SV Cam, звезда 1 горячее, чем звезда 2. Согласно закону Стефана это означает, что она излучает больше энергии на единицу площади поверхности, чем более холодная звезда 2 (помните, L ∝ T ⁴ ).Таким образом, когда звезда 1 проходит позади (т. Е. Затмевается) звездой 2, больший поток блокируется, чем когда звезда 2 затмевается звездой 1. Таким образом, первичное затмение всегда происходит, когда затмевается более горячая из двух звезд. Вторичные затмения происходят, когда более горячая звезда проходит перед более холодной звездой.

Анализ кривой блеска может позволить астрономам определить эксцентриситет, ориентацию и наклон орбиты. Радиусы звезд относительно размера орбиты можно измерить по времени, за которое происходит каждое затмение (наклон на каждой из кривых минимумов).Также можно вычислить соотношение эффективных температур двух звезд.

Вы можете смоделировать кривые блеска затменных двойных звезд с помощью компьютерного моделирования на другой странице.

Астрометрические двоичные системы

Некоторые звезды, если их наблюдать неоднократно в течение долгого времени, обнаруживают возмущение или «колебание» в собственном движении. Если это периодическое явление, мы можем сделать вывод, что возмущение происходит из-за гравитационного влияния невидимого компаньона. У нас есть система, в которой видимая звезда и более тусклый спутник вращаются вокруг общего центра масс.Двоичные системы, обнаруженные такими астрометрическими средствами, называются астрометрическими двойными системами .

Кредит: Предоставлено Майком Гидри, Университет Теннесси.

На этой диаграмме показано собственное движение системы Сириуса за 80 лет. Незначительные возмущения или колебания яркой звезды Сириус А связаны с присутствием ее гораздо более тусклого белого карлика-компаньона Сириуса Б. Сириус был впервые обнаружен как астрометрическая двойная система, хотя теперь считается визуальной системой.

Относительно небольшое количество двойных звезд было обнаружено астрометрически, в первую очередь из-за необходимости длительных наблюдений и неопределенности в измерениях положения и собственного движения. Это, несомненно, изменится со следующим поколением космических астрометрических миссий. Самый известный пример астрометрической двойной системы — Сириус. В 1844 году Фридрих Бессель указал, что в его собственном движении было колебание. Из этого он сделал вывод, что у видимой звезды, которая сейчас называется Сириус А, должен быть невидимый (следовательно, тусклый) компаньон, Сириус Б.Это было замечено в телескоп только Алваном Кларком в 1862 году, и теперь известно, что это тусклый белый карлик. Процион, Α Canis Minoris, был еще одной звездой, впервые обнаруженной как астрометрическая двойная система. У него тоже есть компаньон — белый карлик, которого теперь можно наблюдать в телескоп.

Интересное сравнение Сириуса A и B, показывающее наземное оптическое изображение и космическое рентгеновское изображение, полученное телескопом Чандра. Оптически Сириус А, звезда класса A1 V, на 100000 раз ярче белого карлика Сириуса B.В рентгеновском диапазоне волн Сириус B намного ярче, так как это очень горячая звезда с температурой 25 000 К и излучает рентгеновские лучи очень низкой энергии. Сириус А излучает мало рентгеновских лучей, большая часть его яркости здесь обусловлена ​​отражением ультрафиолета. Пики на обоих изображениях вызваны дифракцией в каждом из телескопов.

«Экзотические» виды

Один из самых интересных небесных объектов, обнаруженных в конце 2003 года на радиотелескопе Паркса, — это первый известный двойной пульсар PSR J0737-3039.У него есть 23-миллисекундный пульсар PSR J0737-3039A и другой пульсар, PSR J0737-3039B, который вращается каждые 2,8 секунды, обращаясь друг к другу с периодом всего 2,4 часа. Эта экзотическая система взволновала астрономов во всем мире, поскольку она является прекрасным испытательным стендом для общей теории относительности и поиска гравитационных волн. Это не только первая обнаруженная такая система, но даже затмевающая двоичная система. Однако релятивистские эффекты на орбите означают, что она, скорее всего, останется наклоненной на затменной орбите только в течение следующих десяти лет или около того.

Кредит: Анимация Джона Роу

Оттиск художника двойной пульсарной системы PSR J0737-3039.

Подробнее об этой системе см. В пресс-релизе. Чтобы узнать больше о пульсарах, посетите нашу страницу, посвященную пульсарам.

Измерение эффектов ориентации частиц для повышения эффективности электронной криомикроскопии

Алгоритм расчета эффективности

Чтобы оценить влияние распределения ориентации на результирующую трехмерную реконструкцию, мы предлагаем определение разрешения по направлению.Уникальная функция рассеяния точки соответствует геометрии распределения любой ориентации; мы используем радиус этой функции рассеяния точки как меру разрешения по направлению.

Чтобы получить функцию рассеяния точки для произвольного распределения ориентации проекционных изображений, выполняются следующие шаги. Сначала вычисляем передаточную функцию, которая соответствует покрытию пространства Фурье заданным распределением. Если известно, что рассматриваемая молекула является симметричной, мы определяем углы ориентации по всем асимметричным элементам, применяя соответствующие матрицы преобразования к заданному распределению видов.Согласно теореме о центральном срезе, каждое двумерное проекционное изображение с известного направления обзора ( ϕ , θ в сферических координатах) соответствует плоскости в трехмерном пространстве Фурье, перпендикулярной этому направлению. Следуя Розенталю и Хендерсону, мы моделируем экспоненциальное уменьшение мощности сигнала с зависимостью от фактора B в пространстве Фурье ⁹ :

$$ {C_i} ({\ bf {k}}) = \ sqrt {{N_i} } {\ rm {exp}} \ left ({- \ frac {{B {{\ left | {\ bf {k}} \ right |} ^ 2}}} {4}} \ right) $$

Здесь C _и — это коэффициенты амплитудной модуляции, которые описывают, как мощность сигнала падает на более высоких пространственных частотах для каждой другой ориентации (пронумерованные i ), N _и — это количество частиц в этой ориентации, а k — это вектор положения, изменяющийся в плоскости проекции в трехмерном пространстве Фурье. 2 ({\ bf {k}})} $$

Передаточная функция приведена к единице мощности. Он представляет собой фильтр τ ( k ), с помощью которого функция амплитуды реального объекта O ( k ) умножается в пространстве Фурье, чтобы получить наблюдаемые амплитуды изображения: I ( k ) = O ( к ) × τ ( к ). Соответствующий PSF в реальном пространстве s ( r ) получается из передаточной функции τ ( k ) путем обратного преобразования Фурье.2}}} \) относительно центрального максимума, который соответствует точке, за которой две гауссовские функции больше не могут быть разделены.

Форма PSF может использоваться для количественной оценки основного распределения ориентации с точки зрения обеспечения равномерного покрытия пространства Фурье и, следовательно, изотропного разрешения. Измеряя радиус PSF во всех направлениях, можно получить пространственное распределение разрешения. Относительный разброс этого распределения напрямую связан со степенью анизотропии PSF.Определяем эффективность распределения ориентации, E _od , as

$$ {E _ {{\ rm {od}}}} = 1 — \ frac {{2 \ sigma}} {{\ bar r}} $$

где \ (\ bar r \) — средний радиус, а σ — стандартное отклонение. Для идеального равномерного распределения E _od = 1, поскольку σ = 0, а для одного вида E _od приближается к нулю или даже может стать немного отрицательным.

Алгоритм расчета оптимального угла наклона

На основе PSF мы определяем направления с наименьшим разрешением на карте и определяем оси и углы наклона, которые могут улучшить разрешение в этих направлениях. Применяя матрицы вращения, мы вычисляем, как сбор данных при наклоне изменяет видимые углы ориентации частиц и, следовательно, покрытие пространства Фурье, а также форму и ориентацию PSF в реальном пространстве. На практике достижимые углы наклона ограничиваются потерей качества получаемых микрофотографий.Мы предполагаем, что потеря качества микрофотографии зависит от косинуса угла наклона, то есть от эффективной поперечной толщины образца. Из-за этого ухудшения сигнала угол наклона, улучшающий конечное разрешение, не гарантируется во всех случаях. Мы находим оптимальный угол наклона и ось (если они существуют), которые, как ожидается, приведут к наиболее значительному улучшению разрешения в самом слабом направлении.

Программная реализация и рабочий процесс

Описанный здесь алгоритм реализован на C ++ с использованием общедоступной библиотеки fftw3 ²⁰ для вычисления преобразования Фурье на трехмерной сетке.Для визуального представления результатов покрытие пространства Фурье и соответствующий PSF в реальном пространстве записываются в двоичные файлы формата MRC (.mrc) ²¹ . Функцию рассеяния точки можно удобно отобразить рядом с соответствующей картой плотности, чтобы определить самое слабое (наиболее размытое) направление на карте.

Для выполнения программы необходим двухколоночный список углов ориентации частиц в формате ( ϕ , θ ). Программные инструменты для создания моделей de-novo легко доступны ^22,23,24 и могут обеспечить достаточную точность углового задания для оценки эффективности.Тем не менее, для получения наиболее точных результатов требуется полностью сходящаяся трехмерная реконструкция. Другой требуемый ввод — это оценка размера объекта D (в Å), которая определяет наименьший значимый шаг выборки в пространстве Фурье \ (\ left ({\ frac {1} {D}} \ right) \). Другие входные данные являются необязательными и имеют соответствующие значения по умолчанию. К ним относятся: разрешение FSC, B-фактор, размер коробки, группа симметрии и т. Д. Используемые нами правила симметрии идентичны принятым в XMIPP ²⁵ и RELION ¹³ .Если пользователь вводит разрешение FSC, алгоритм соответствующим образом масштабирует результаты. Типичное время вычислений составляет порядка 0,1–10 ч и почти линейно изменяется в зависимости от размера набора данных. Это не должно быть серьезным ограничением при использовании метода для анализа различных экспериментальных условий, так как небольших наборов данных (~ 1000 частиц) достаточно для оценки (рис. 1j), а более крупные наборы данных могут быть фрагментированы на репрезентативные случайные подмножества без введения существенная ошибка (дополнительный рис.2б).

Сбор и анализ данных

Данные о 80S рибосомах для дополнительного рисунка 1 были собраны с образцом, приготовленным на полностью золотой подставке для образцов, как описано ранее ²⁶ . Использование золотых опор уменьшает вызванное излучением движение образца, подавляющее большинство которого перпендикулярно подвешенной фольге, а поперечный компонент серьезно ухудшает качество изображений, полученных при наклоне. Вкратце, образец рибосомы 80S наносили на плазму Ar: O ₂ (9: 1), обработанную всем золотым носителем без каких-либо дополнительных слоев, промокали, погружали в заморозку и отображали в FEI Titan Krios при 300 кэВ в условиях низкой дозы. Был собран небольшой набор данных (~ 3000 частиц) и обработан с помощью RELION для получения углов ориентации; сетка сохранялась во время обработки данных. Затем они использовались в качестве входных данных для программы cryoEF для оценки эффективности распределения и обеспечения прогнозируемого оптимального угла наклона (29 ° для этих данных). Затем был собран второй небольшой набор данных в другой области той же сетки при тех же условиях, при заданном угле наклона и был проанализирован таким же образом для генерации данных для Дополнительного Рис.1.

Доступность данных

Исходный код представленного метода, сопровождаемый руководством пользователя, предварительно скомпилированными двоичными файлами и набором тестовых данных, находится в свободном доступе в соответствии с условиями лицензии на программное обеспечение с открытым исходным кодом на веб-сайте авторов (http: //www.mrc-lmb.cam.ac.uk/crusso/cryoEF/). Ранее опубликованные наборы данных, используемые для тестирования, доступны в Банке данных электронной микроскопии (https://www. ebi.ac.uk/pdbe/emdb/) под кодами доступа 2548, 6287 и 2275. Подтверждающие данные доступны у соответствующего автора по разумному запросу.

Заключительные этапы эволюции солнечной звезды

Дополнительная литература с сайта www.astronomynotes.com

---

После фазы красных гигантов звезды с малой массой идут по иному эволюционному пути, чем более массивные звезды. По этой причине мы собираемся сначала рассмотреть, что происходит со звездами с малой массой (менее 8 масс Солнца), когда они проходят фазу красного гиганта. Чтобы по-настоящему изучить и понять звездную эволюцию в деталях, вам нужно более тонко разделить звезды.То есть вам нужно отдельно рассмотреть эволюцию звезд с массой 0,1, 0,5, 1,0, 1,5, 2,0, 3,0, 5,0 и 8,0, например, солнечной массы, и вы найдете различия между ними. Мы собираемся продолжить использовать звезду с солнечной массой в качестве нашего примера для эволюции звезд с низкой массой, но вы должны понимать, что детали эволюции звезд с массой 0,5 или 5,0 солнечной массы отклоняются от общего описания, представленного ниже.

Во время фазы красных гигантов жизни звезды ядро ​​не находится в равновесии.Весь синтез происходит в оболочке за пределами гелиевого ядра, поэтому нет генерации энергии или внешнего давления излучения для поддержки гелиевого ядра. По этой причине ядро ​​звезды продолжает коллапсировать во время фазы красного гиганта. Коллапс означает повышение температуры и плотности ядра. У многих звезд с малой массой (от 0,5 до 3,0 масс Солнца) ядро ​​может быть сжато до такой степени, что оно станет вырожденным газом . Это имеет важные последствия для звездной эволюции, поэтому я кратко опишу, что это означает.

Газ внутри звезд представляет собой суп из атомных ядер и свободных электронов. Если вы сжимаете газ этого типа до достаточно высокой плотности, вы должны использовать два закона квантовой механики, чтобы описать его поведение. Они говорят:

1. Подобно электронам, связанным в атоме, свободные электроны могут иметь только определенные энергии, которые вы можете представить как уровни энергии, аналогичные диаграммам энергетических уровней, которые мы использовали в нашем исследовании модели атома Бора.
2. Нет двух одинаковых электронов на одном энергетическом уровне (принцип исключения Паули).Электроны могут иметь два разных спина, каждый из которых имеет немного разную энергию, поэтому у вас может быть два и только два электрона на один энергетический уровень, один со спином вверх, другой со спином вниз.

Чистый эффект этих двух квантово-механических эффектов заключается в том, что когда газ сжимается до точки, в которой заполнены многие из нижних энергетических уровней, он начинает сопротивляться сжатию. Несмотря на то, что физическое состояние остается газом, вырожденный газ труднее сжать, чем твердую сталь!

В какой-то момент после того, как ядро ​​стало вырожденным, его температура достигает примерно 100 миллионов кельвинов, создавая надлежащие условия для слияния трех ядер гелия с образованием одного ядра углерода (эти ядра углерода также могут сливаться с дополнительным ядром гелия с образованием одно кислородное ядро).Это называется тройным альфа-процессом , и это альтернативный процесс слияния протон-протонной цепи, о которой вы узнали ранее. В звездах с вырожденными ядрами, когда начинается этот тройной альфа-процесс, все ядро ​​сразу же воспламеняется в так называемой гелиевой вспышке . Сейчас звезда находится в фазе синтеза ядра с гелием своего жизненного цикла. Вопреки тому, что может сказать вам ваша интуиция, на этой фазе внешние слои звезды фактически становятся меньше и горячее (гелиевая вспышка происходит в ядре звезды за очень короткий период времени, и ее нельзя наблюдать напрямую) .Как вы можете видеть на диаграмме ЧСС ниже (рис. 6.4), эволюционный путь звезды, похожей на Солнце, теперь перемещает звезду обратно в сторону Главной последовательности. Эта область диаграммы HR называется горизонтальной ветвью , потому что звезды на этой фазе своей эволюции занимают узкую, почти горизонтальную коробку, которая простирается до более высоких температур от области красных гигантов диаграммы.

Рисунок 6.4: Полный эволюционный путь звезды, похожей на Солнце

Кредит: Астрономия и астрофизика штата Пенсильвания

Фаза горизонтальной ветви жизни звезды намного короче, чем фаза главной последовательности ее жизни. Звезда превратит весь гелий в ядре в углерод и кислород, а затем синтез снова закончится. Ядро снова начнет схлопываться внутрь без радиационного давления, поддерживающего его. Поскольку за пределами ядра звезды все еще остается так много гелия и водорода, после завершения синтеза гелия в ядре повышенная температура может снова воспламенить синтез гелия на оболочке сразу за пределами ядра углерода / кислорода, и синтез водорода оболочки может продолжаться за пределами гелиевая оболочка. Во время этой второй фазы слияния оболочек внешние слои звезды снова расширятся, но на этот раз еще в большей степени.На этой фазе звезду можно назвать звездой асимптотической ветви гигантов или иногда красной звездой сверхгиганта . Например, звезда Антарес — сверхгигант М-типа. Его светимость в 13000 раз больше, чем у Солнца.

Для звезд с малой массой это заключительный этап их жизни, на котором они вырабатывают энергию посредством синтеза. Как только синтез гелиевой и водородной оболочек израсходует все доступное топливо, жизнь звезды фактически закончится. Однако звезда все равно оставит после себя два видимых остатка.В следующей таблице (6.1) мы суммируем некоторые свойства типичной звезды, похожей на Солнце, в течение ее жизни, генерирующей энергию:

Таблица 6.1: Сводка изменений температуры и светимости солнечной звезды на протяжении всей ее эволюции

Стадия эволюции	Продолжительность	Температура	Спектральный тип	Яркость	Радиус
Основная последовательность	10 10 лет	~ 6000 К	G	1 л Солнце	1 R Солнце
Красный гигант	10 9 лет	~ 3000 К	К — M	~ 2000 л Солнце	~ 150 R Солнце
Горизонтальный отвод	10 8 лет	~ 4500 К	G — К	~ 100 л Солнце	~ 20 R Солнце
Асимптотический гигантский филиал	10 7 лет	~ 3000 К	К — M	~ 10,000 л Солнце	~ 200 R Солнце

Остается рассмотреть еще одно свойство звезд, поскольку оно играет более важную роль с возрастом звезд; это звездный ветер.

В этом фильме мы видим впечатление художника о солнечном ветре , который представляет собой поток частиц высокой энергии, излучаемых солнечной короной. Во время жизни Солнцеподобных звезд в Главной последовательности этот ветер не очень силен, то есть общее количество массы, теряемой Солнцем, невелико. Однако на более поздних этапах эволюции звезды скорость потери массы, связанная со звездным ветром, может значительно возрасти. К моменту гелиевой вспышки Солнцеобразная звезда начальной массы 1.0 M _Sun может остаться только 0,7 M _Sun . К тому времени, когда звезда завершит свой ядерный синтез, в непосредственной близости от нее будет выброшено значительное количество газа из оболочки.

В этой короткой анимации мы видим Солнце слева с лучами, исходящими от него в космос. Предполагается, что лучи в анимации представляют поток заряженных частиц, покидающих Солнце, который астрономы называют солнечным ветром. У каждой звезды должен быть такой ветер, хотя его сила может сильно варьироваться от звезды к звезде.

Столкновение соседней нейтронной звезды могло вызвать катастрофу на Земле

Давным-давно в далекой галактике — NGC 4993, если быть точным — столкнулись две нейтронные звезды и создали захватывающее световое шоу.

После миллиардов лет, потраченных на медленное вращение друг друга, в свои последние мгновения две вырожденные звезды обернулись вокруг друг друга тысячи раз, прежде чем, наконец, столкнуться вместе со значительной долей световой скорости, вероятно, создав черную дыру.Слияние было настолько сильным, что потрясло Вселенную, испустив около 200 миллионов солнц энергии в виде возмущений в ткани пространства-времени, называемых гравитационными волнами. Эти волны распространились в результате слияния, как рябь на пруду, и в конечном итоге омыли Землю — и попали в первые на нашей планете детекторы гравитационных волн — обсерватории LIGO, построенные в США, и обсерватории Virgo, построенные в Европе.

Однако гравитационные волны не были единственным продуктом слияния. Это событие также испустило электромагнитное излучение, то есть свет, что стало первым случаем, когда астрономам удалось уловить как гравитационные волны, так и свет от одного источника.Первым светом от слияния была короткая яркая вспышка гамма-лучей, вероятный крик рождения черной дыры, полученный космическим гамма-телескопом Ферми НАСА. Через несколько часов астрономы с помощью наземных телескопов обнаружили больше света от слияния — так называемую «килонову», — образовавшуюся в результате расширения и охлаждения обломков от слияния. В течение нескольких недель большая часть мирового астрономического сообщества наблюдала за тем, как килонова медленно исчезает из поля зрения.

Когда астрономы изучали последствия слияния в различных длинах волн света, они увидели признаки мгновенного образования бесчисленных тяжелых элементов.Астрономы давно предсказывали, что слияние нейтронных звезд может быть причиной образования таких элементов, как золото и титан, богатых нейтронами металлов, которые, как известно, не образуются в звездах. Практически все, что они видели в меняющемся свете килоновой слияния, соответствовало этим прогнозам, хотя никто не мог точно сказать, что слияние приведет к выбросу золотых самородков.

Даже наблюдаемое на расстоянии примерно 130 миллионов световых лет от нас, это событие было большим, ярким и великолепным. Судя по редкости нейтронных звезд — не говоря уже о тех, которые случайно сливаются, — маловероятно, что мы когда-либо увидим такое изображение значительно ближе к нам.Но давайте представим, если бы это произошло в Млечном Пути или в одной из нескольких его спутниковых галактик. Или, не дай бог, в нашем непосредственном звездном районе. Что бы мы увидели? Как это повлияет на наш домашний мир? Останется ли окружающая среда, цивилизация и даже человечество нетронутыми?

Мгновенное действие

Хотя LIGO по своей задумке может «слышать» слияние массивных объектов, таких как нейтронные звезды и черные дыры, астрономам все же посчастливилось обнаружить это конкретное событие. По словам Габриэлы Гонсалес, члена команды LIGO и астрофизика из Университета штата Луизиана, если бы слияние произошло в три-четыре раза дальше, мы бы вообще не услышали об этом. По иронии судьбы, тонкая настройка LIGO для обнаружения далеких слияний черных дыр может заставить его пропустить большие, происходящие вокруг ближайших соседних звезд Солнечной системы. Огромные и интенсивные гравитационные волны от такого близкого события «вероятно, будут [больше], чем динамический диапазон нашего инструмента», — говорит Гонсалес.

Несмотря на то, что гравитационные волны достаточно сильны, чтобы встряхнуть Вселенную, даже близлежащее слияние двух больших черных дыр все равно будет едва заметным, потому что сотрясение проявляется в микроскопических масштабах. (Однако, если бы газ, пыль или любое другое вещество находились очень близко к сливающимся черным дырам, астрономы могли бы увидеть свет, излучаемый этим падающим материалом, когда он погружается внутрь.) «Для меня удивительно то, что вы можете быть так близко к черным дырам. столкнуться, даже так близко, как за пределами Солнечной системы, и вы даже не заметите растяжение пространства-времени своими глазами », — говорит Гонсалес.«Вам все равно понадобится инструмент, чтобы увидеть или измерить это».

Напротив, килонова от слияния нейтронных звезд в нашей галактике, вероятно, была бы весьма заметной. Гонсалес говорит, что она может внезапно появиться в небе как яркая звезда, и LIGO также может ее четко обнаружить. Гравитационные волны, слышимые LIGO, будут длиться не несколько секунд, а в течение нескольких минут, даже часов, по мере того как нейтронные звезды все ближе и ближе друг к другу перед их окончательным слиянием.Это было бы немного похоже на настройку на живой джем Grateful Dead вместо студийной версии. (И да, допустим, песня для наших целей — «Темная звезда».)

Однако даже если LIGO настроится, мы можем упустить большую часть света от слияния соседней нейтронной звезды и ее последующей килоновой звезды. Кари Франк, астроном из Северо-Западного университета, говорит, что такое крупное яркое событие может быть закрыто пылью и другими звездами — по крайней мере, в видимом и инфракрасном диапазонах волн. Другими словами, LIGO и телескопы, смотрящие в диапазоне длин волн, таких как радио или рентгеновские лучи, могут увидеть близлежащую килонову, которую оптические астрономы не заметят.«Были сверхновые — по крайней мере, те, о которых мы знаем в нашей галактике за последние 100 лет или около того — из-за которых мы вообще не видели взрыва, мы видели только то, что осталось после этого», — говорит Фрэнк. И килонова, несмотря на всю мощь, которую она дает, составляет лишь часть светимости типичной сверхновой звезды.

Тем не менее, реакция астрономов на любой звездный катаклизм в Млечном Пути или вокруг него, вероятно, будет быстрой. В конце концов, следует рассмотреть пример сверхновой 1987А.

Большая стрела

Как следует из названия, сверхновая 1987A произошла в 1987 году, развернувшись в карликовой галактике, которая вращается вокруг Млечного Пути, под названием Большое Магелланово Облако.Звезда, масса которой примерно в восемь раз больше массы Солнца, схлопнулась сама по себе и отправила свою внешнюю газовую оболочку в межзвездное пространство, образуя туманность из тяжелых элементов и другого мусора, прежде чем схлопнуться либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру. Это единственная близлежащая сверхновая, которую астрономы видели в наше время.

Фрэнк изучил последующую глобальную кампанию по наблюдению сверхновой 1987A, сосредоточив внимание на том, как астрономы организовывали и проводили свои наблюдения в то время, когда Интернет был в лучшем случае эмбриональным.«Кто-то что-то видит, и они рассылают всем уведомления», — говорит она. «Люди, которые первыми обнаружили это, должны были позвонить кому угодно, чтобы сообщить им, что это происходит, что они видели эту сверхновую в небе, которая была очень близко», — говорит Фрэнк. «Они отправляли эти проспекты — письма и прочее людям — а затем все, кто мог, подходили к своему телескопу и указывали на него».

В течение нескольких месяцев астрономы всего мира внимательно изучали это событие, используя почти все доступные телескопы.«Все хотели убедиться, что на него смотрело как можно больше [телескопов], — говорит Фрэнк. В конце концов, все наладилось, но несколько исследователей, в том числе Фрэнк, все еще изучают остатки сверхновой 30 лет спустя. «Для некоторых людей это изменило жизнь или, по крайней мере, карьеру», — говорит Фрэнк. «Это было из в астрономии того года».

Как и LIGO, в кампании по наблюдению сверхновой 1987A участвовали тысячи сотрудников. Но не все они разделили славу соавторов какого-либо из многочисленных результатов исследований, опубликованных в научной литературе.Следовательно, нет никакого реального подсчета количества участников. Подсчитать сотрудников, работающих над недавним слиянием нейтронных звезд, намного проще — около 3000 авторов в 67 статьях, или примерно 15 процентов от всей области астрофизики.

Вопрос о том, сколько астрофизиков получат признание за другое событие, подобное сверхновой 1987A, в немалой степени зависит от того, насколько близко это событие будет. Если бы сверхновая 1987A произошла намного, намного ближе к Земле — например, вокруг ближайшей звезды — ключевой неопределенностью могло бы стать не то, сколько ученых наблюдали это событие, а то, сколько пережили это событие.

Смерть свыше

Согласно исследованию 2016 года, сверхновые, возникающие на расстоянии всего 50 световых лет от Земли, могут представлять неминуемую опасность для биосферы Земли, включая людей. Скорее всего, это событие обрушит на нас космическое излучение столь высокой энергии, что может вызвать массовое вымирание планеты. Исследователи предварительно связали прошлые случаи резкого увеличения темпов вымирания и резкого падения биоразнообразия с постулируемыми астрофизическими событиями, и по крайней мере в одном случае даже нашли убедительные доказательства того, что виновником этого является близлежащая сверхновая.Двадцать миллионов лет назад звезда в 325 световых годах от Земли взорвалась, осыпав планету частицами радиоактивного железа, которые в конечном итоге осели в глубоководных отложениях на дне океана. Это событие, как предполагают исследователи, могло вызвать ледниковые периоды и изменить ход эволюции и историю человечества.

Точные детали воздействия прошлых (и будущих) астрофизических катаклизмов на биосферу Земли зависят не только от их расстояния, но и от их ориентации. Например, сверхновая звезда иногда может испускать свою энергию во всех направлениях, что означает, что это не всегда целенаправленное явление. Ожидается, что сливающиеся черные дыры практически не испускают никакого излучения, что делает их на удивление благоприятными для любой близлежащей биосферы. У килоновой, однако, другая физика. Нейтронные звезды имеют радиус несколько десятков километров, а не несколько миллионов, как у обычных звезд. Когда эти плотные объекты сливаются, они, как правило, образуют струи, испускающие гамма-лучи со своих полюсов.

«То, как это выглядит для нас, и какое воздействие это окажет на нас, будет во многом зависеть от того, был ли один из самолетов направлен прямо на нас», — говорит Франк. Исходя из расстояния и ориентации по отношению к Земле, реактивные двигатели килоновой звезды будут проходить по тонкой грани между эффектным световым шоу и катастрофическим удалением верхних слоев атмосферы планеты. Если реактивный самолет направлен прямо на нас, могут произойти кардинальные изменения. И мы, вероятно, не увидим их прихода. Килонова начинается со вспышки гамма-лучей — невероятно энергичных фотонов, которые, по определению, движутся со скоростью света, самой быстрой из всего, что может пройти во Вселенной.Поскольку ничто другое не может двигаться быстрее, эти фотоны ударятся первыми и без предупреждения.

«То, что [гамма-лучи], вероятно, больше, чем что-либо другое, — это растворение озонового слоя», — говорит Эндрю Фрухтер, штатный астроном из Научного института космического телескопа. Затем небо станет ослепительно белым, когда видимый свет килоновой звезды попадет на нашу планету. Далеко за светом тянулся бы медленно движущийся материал, выброшенный из килоновой звезды — радиоактивные частицы тяжелых элементов, которые, в достаточном количестве обрушив на Землю пескоструйную очистку, все же могли нанести смертельный удар.

Это если килонова находится близко — в пределах 50 световых лет, плюс-минус. На более безопасном расстоянии гамма-лучи по-прежнему будут опаливать озоновый слой на обращенном к нам полушарии, но другая сторона будет защищена массивом планеты. «Большая часть излучения происходит очень быстро, поэтому половина Земли будет скрыта», — говорит Фрухтер. На мгновение все равно будет ослепляющий свет. В течение нескольких недель новая звезда ярко горела в небе, прежде чем постепенно исчезнуть в тени.

Невероятности

Не позволяйте всему этому мешать вам спать по ночам.Килоновые звезды — относительно редкое космическое явление, которое, по оценкам, происходит лишь раз в 10 000 лет в галактике, подобной Млечному Пути. Это связано с тем, что нейтронные звезды, образующиеся при сверхновых, никогда не образуются парами. Обычно нейтронная звезда получает изрядный «толчок» от формирующейся сверхновой; иногда эти удары бывают достаточно сильными, чтобы полностью выбросить нейтронную звезду из своей галактики, чтобы она неслась на высоких скоростях бесконечно через космос. «Когда рождаются нейтронные звезды, они часто бывают высокоскоростными.Для них выжить в двоичной системе нетривиально », — говорит Фрухтер. И шансы, что двое найдут друг друга и сойдутся после независимого образования, из-за отсутствия лучшего термина астрономически низки.

Известные нам двойные нейтронные звезды в нашей галактике находятся на расстоянии миллионов или миллиардов лет от слияния. Любое локальное слияние нейтронных звезд вообще могло бы застать LIGO врасплох, учитывая, что события настолько редки, что астрономы могут даже не увидеть полученную килонову. Но если что-то произойдет, скажем, в одной из галактик-спутников Млечного Пути, это будет отличным поводом броситься к телескопу, чтобы увидеть вспышку и исчезновение короткой, яркой новой «звезды».«Опасностей почти не существует, но не расплаты: нашему поколению астрономов придется препарировать собственную сверхновую 1987A. «Это событие бывает раз в жизни», — говорит Фрэнк. Таким образом, по ее словам, нам нужно будет изучить нечто подобное, используя все астрономические ресурсы мира. «Мы должны не забывать думать не только о первоначальном взрыве», — добавляет она. «Что-то еще может случиться, и мы должны следить за этим».

На данный момент внимание астрономов по-прежнему приковано к килоновой в NGC 4993. Однако орбитальное движение Земли поместило Солнце между нами и далекой галактикой, скрыв угасающее послесвечение килоновой. Когда наше поле зрения прояснится в декабре, многие телескопические глаза мира снова обратятся к небольшому участку неба, содержащему слияние. Тем временем документы будут написаны и опубликованы, карьера будет отчеканена, репутация обеспечена. Наука будет идти вперед и ждать — ждать следующего возможного проблеска килоновой звезды, шепота слияния нейтронных звезд или, если нам повезет, чего-то совершенно нового.

Галактика Млечный Путь | Размер, определение и факты

Хотя большинство звезд в Галактике существуют либо в виде одиночных звезд, таких как Солнце, либо в виде двойных звезд, существует множество заметных групп и скоплений звезд, которые содержат от десятков до тысяч членов. Эти объекты можно разделить на три типа: шаровые скопления, рассеянные скопления и звездные ассоциации. Они различаются в первую очередь возрастом и количеством звезд-участников.

Самыми большими и массивными звездными скоплениями являются шаровые скопления, названные так из-за их примерно сферической формы.В Галактике более 150 шаровых скоплений (точное число неизвестно из-за затемнения пылью в полосе Млечного Пути, что, вероятно, не позволяет увидеть некоторые шаровые скопления). Они расположены в почти сферическом гало вокруг Млечного Пути, с относительно небольшим количеством в галактической плоскости, но сильной концентрацией к центру. Радиальное распределение, построенное как функция расстояния от центра галактики, соответствует математическому выражению в форме, идентичной той, которая описывает распределение звезд в эллиптических галактиках.

шаровое скопление M80

Шаровое скопление M80 (также известное как NGC 6093) на оптическом изображении, полученном космическим телескопом Хаббла. M80 находится на расстоянии 28 000 световых лет от Земли и содержит сотни тысяч звезд.

Команда наследия Хаббла (AURA / STScI / NASA) Оформите подписку Britannica Premium и получите доступ к эксклюзивному контенту. Подпишись сейчас

Шаровые скопления — очень светящиеся объекты. Их средняя светимость эквивалентна примерно 25 000 Солнца.Самые светящиеся в 50 раз ярче. Массы шаровых скоплений, измеренные путем определения дисперсии скоростей отдельных звезд, составляют от нескольких тысяч до более чем 1000000 солнечных масс. Скопления очень большие, их диаметр составляет от 10 до 300 световых лет. Большинство шаровых скоплений сконцентрировано в своих центрах, имея звездное распределение, напоминающее изотермические газовые сферы с обрезанием, которое соответствует приливным эффектам Галактики.Точная модель распределения звезд внутри скопления может быть получена из звездной динамики, которая учитывает типы орбит, которые звезды имеют в скоплении, встречи между этими звездами-членами и эффекты внешних влияний. Например, американский астроном Иван Р. Кинг разработал динамические модели, которые очень точно соответствуют наблюдаемым звездным распределениям. Он обнаружил, что структуру кластера можно описать двумя числами: (1) радиус ядра, который измеряет степень концентрации в центре, и (2) приливный радиус, который измеряет границу плотности звезд на краю. кластера.

Ключевой отличительной чертой шаровых скоплений в Галактике является их неизменный возраст. Определенный путем сравнения звездного населения шаровых скоплений с моделями звездной эволюции, возраст всех из них, измеренных до сих пор, составляет от 11 миллиардов до 13 миллиардов лет. Это самые старые объекты в Галактике, поэтому они должны были быть одними из первых. На то, что это было так, также указывает тот факт, что шаровые скопления, как правило, содержат гораздо меньшее количество тяжелых элементов, чем звезды в плоскости Галактики, т.е.г., Солнце. Состоящие из звезд, принадлежащих к крайнему населению II ( см. Ниже, звезд и звездное население), а также из высокоширотных звезд гало, эти почти сферические группы, по-видимому, сформировались до того, как вещество Галактики превратилось в настоящий тонкий диск. По мере развития составляющих их звезд они передали часть своего газа межзвездному пространству. Этот газ был обогащен тяжелыми элементами (то есть элементами тяжелее гелия), образующимися в звездах на более поздних стадиях их эволюции, так что межзвездный газ в Галактике постоянно изменяется. Водород и гелий всегда были основными составляющими, но важность тяжелых элементов постепенно возрастала. Современный межзвездный газ содержит элементы тяжелее гелия на уровне около 2 процентов по массе, в то время как шаровые скопления содержат всего 0,02 процента тех же элементов.

Скопления, меньшие по размеру и менее массивные, чем шаровые скопления, находятся в плоскости Галактики вместе с большинством звезд системы, включая Солнце. Эти объекты представляют собой рассеянные скопления, названные так потому, что они обычно имеют более открытый и рыхлый вид, чем типичные шаровые скопления.

рассеянное скопление NGC 290

Открытое скопление NGC 290, видимое в космический телескоп Хаббла.

Европейское космическое агентство и НАСА

Рассеянные скопления распределены в Галактике очень похоже на молодые звезды. Они сильно сконцентрированы вдоль плоскости Галактики и медленно убывают по мере удаления от ее центра. Крупномасштабное распределение этих скоплений не может быть изучено напрямую, потому что их существование в плоскости Млечного Пути означает, что пыль скрывает те, которые находятся на расстоянии более нескольких тысяч световых лет от Солнца. По аналогии с рассеянными скоплениями во внешних галактиках, подобных Галактике, предполагается, что они следуют общему распределению интегрированного света в Галактике, за исключением того, что их, вероятно, меньше в центральных областях. Есть некоторые свидетельства того, что более молодые рассеянные скопления более плотно сконцентрированы в спиральных рукавах Галактики, по крайней мере, в окрестностях Солнца, где эти рукава можно различить.

Самые яркие рассеянные скопления значительно слабее самых ярких шаровых скоплений.Пиковая абсолютная светимость примерно в 50 000 раз превышает светимость Солнца, но самый большой процент известных рассеянных скоплений имеет яркость, эквивалентную 500 солнечной светимости. Массы можно определить по разбросу измеренных скоростей отдельных звёздных членов скоплений. Большинство рассеянных скоплений имеют малые массы порядка 50 масс Солнца. Их общее количество звезд невелико, от десятков до нескольких тысяч.

Рассеянные скопления имеют диаметр от 2 или 3 до примерно 20 световых лет, при этом большинство из них имеют диаметр менее 5 световых лет. По структуре они сильно отличаются от шаровых скоплений, хотя их можно понять с помощью аналогичных динамических моделей. Наиболее важным конструктивным отличием является их малая общая масса и относительная рыхлость, которые являются результатом сравнительно большого радиуса сердечника. Эти две особенности имеют катастрофические последствия в том, что касается их окончательной судьбы, потому что рассеянные скопления недостаточно гравитационно связаны, чтобы противостоять разрушительным приливным эффектам в Галактике ( см. Звездное скопление : рассеянные скопления).Судя по выборке рассеянных скоплений в пределах 3000 световых лет от Солнца, только половина из них может противостоять таким приливным силам в течение более 200 миллионов лет, а всего лишь 2 процента имеют продолжительность жизни до 1 миллиарда лет.

Измеренный возраст рассеянных скоплений согласуется с выводами об их продолжительности жизни. Обычно это молодые объекты; только некоторые из них имеют возраст более 1 миллиарда лет. Большинство из них моложе 200 миллионов лет, а некоторым — 1-2 миллиона лет.Возраст рассеянных скоплений определяется путем сравнения их звездной принадлежности с теоретическими моделями звездной эволюции. Поскольку все звезды в скоплении имеют примерно одинаковый возраст и химический состав, различия между звездами-членами целиком являются результатом их разной массы. По прошествии времени после формирования скопления массивные звезды, которые развиваются быстрее всего, постепенно исчезают из скопления, становясь белыми карликами или другими слабосветящимися звездными остатками.Теоретические модели скоплений показывают, как этот эффект изменяет звездное содержимое со временем, а прямое сравнение с реальными скоплениями дает для них надежный возраст. Чтобы провести это сравнение, астрономы используют диаграмму (диаграмма цвет-величина), которая отображает температуру звезд в зависимости от их светимости. Диаграммы «цвет-величина» были получены для более чем 1000 рассеянных скоплений, поэтому возраст этой большой выборки известен.

Поскольку рассеянные скопления — это в основном молодые объекты, их химический состав соответствует обогащенной среде, из которой они образовались.Большинство из них подобны Солнцу своим обилием тяжелых элементов, а некоторые даже богаче. Например, Гиады, составляющие одно из ближайших скоплений, содержат почти вдвое больше тяжелых элементов, чем Солнце. В 1990-х годах стало возможным обнаружить очень молодые рассеянные скопления, которые ранее были полностью скрыты в глубоких пыльных регионах. Используя инфракрасные матричные детекторы, астрономы обнаружили, что многие молекулярные облака содержат очень молодые группы звезд, которые только что сформировались, а в некоторых случаях все еще формируются.

Даже моложе рассеянных скоплений, звездные ассоциации представляют собой очень рыхлые группы молодых звезд, которые имеют общее место и время происхождения, но которые обычно недостаточно тесно связаны друг с другом гравитационно, чтобы сформировать стабильное скопление. Звездные ассоциации строго ограничены плоскостью Галактики и появляются только в тех областях системы, где происходит звездообразование, особенно в спиральных рукавах. Это очень светящиеся объекты. Самые яркие даже ярче самых ярких шаровых скоплений, но не потому, что они содержат больше звезд; напротив, это результат того факта, что составляющие их звезды намного ярче, чем звезды, составляющие шаровые скопления.Самыми яркими звездами в звездных ассоциациях являются очень молодые звезды спектральных классов O и B. Их абсолютная светимость не уступает яркости любой звезды в Галактике — примерно в миллион раз больше светимости Солнца. Такие звезды имеют очень короткую продолжительность жизни, всего несколько миллионов лет. У светящихся звезд этого типа не нужно быть очень много, чтобы образовать очень яркую и заметную группу. Суммарные массы звездных ассоциаций составляют всего несколько сотен масс Солнца, а численность звезд исчисляется сотнями, а в некоторых случаях и тысячами.

Размеры звездных ассоциаций большие; средний диаметр таковых в Галактике составляет около 250 световых лет. Они настолько велики и слабо структурированы, что их самогравитации недостаточно, чтобы удерживать их вместе, и в течение нескольких миллионов лет члены рассеиваются в окружающем пространстве, становясь отдельными и не связанными между собой звездами в галактическом поле.

Эти объекты представляют собой организации звезд, которые разделяют общие измеримые движения. Иногда они не образуют заметного скопления.Это определение позволяет применять этот термин к ряду объектов от ближайших гравитационно связанных скоплений до групп широко разбросанных звезд без явной гравитационной идентичности, которые обнаруживаются только путем поиска в каталогах звезд общего движения. Среди наиболее известных движущихся групп — Гиады в созвездии Тельца. Эта система, также известная как движущееся скопление Тельца или поток Тельца, включает относительно плотное скопление Гиад вместе с несколькими очень удаленными членами.Всего на нем около 350 звезд, в том числе несколько белых карликов. Его центр находится на расстоянии около 150 световых лет от нас. Другие известные движущиеся звездные группы включают в себя группы Большой Медведицы, Скорпиона-Центавра и Плеяд. Помимо этих удаленных организаций, исследователи наблюдали то, что похоже на группы высокоскоростных звезд около Солнца. Одна из них, названная группой Грумбриджа 1830, состоит из нескольких субкарликов и звезды RR Лиры, в честь которой были названы переменные RR Лиры.

Плеяды

Яркая туманность в Плеядах (M45, NGC 1432), расстояние 490 световых лет.Звезды скопления обеспечивают свет, а окружающие облака пыли отражают и рассеивают лучи от звезд.

Предоставлено Паломарской обсерваторией / Калифорнийским технологическим институтом

Недавние достижения в изучении движущихся групп повлияли на изучение кинематической истории звезд и на абсолютную калибровку шкалы расстояний до Галактики. Подвижные группы оказались особенно полезными в отношении последних, потому что их общность движения позволяет астрономам точно определять (для более близких примеров) расстояние до каждого отдельного члена. Параллакс движущихся групп вместе с соседними звездами параллакса составляет основу шкалы галактических расстояний. Астрономы обнаружили, что движущееся скопление Гиады хорошо подходит для своей цели: оно достаточно близко, чтобы позволить надежное применение метода, и в нем достаточно членов для определения точного возраста.

Одна из основных проблем использования движущихся групп для определения расстояния — это выбор членов. В случае Гиад это было сделано очень осторожно, но не без значительных споров.Члены движущейся группы (и ее фактическое существование) определяются степенью, в которой их движения определяют общую точку схода на небе. Один из способов — определить координаты полюсов больших кругов, определяемые собственными движениями и положением отдельных звезд. Положения полюсов будут определять большой круг, и один из его полюсов будет точкой схождения для движущейся группы. Принадлежность звезд может быть установлена ​​с помощью критериев, применяемых к расстояниям полюсов собственного движения отдельных звезд от среднего большого круга. Достоверность существования самой группы можно измерить по разбросу точек большого круга относительно их среднего значения.

Поскольку лучевые скорости не использовались для предварительного выбора элементов, они могут быть впоследствии исследованы для удаления других нечленов. Окончательный список участников должен содержать лишь очень небольшое количество нечленов — либо тех, кто, кажется, согласен с групповым движением из-за ошибок наблюдения, либо тех, кто разделяет движение группы в настоящее время, но исторически не связаны с группой.

Расстояния отдельных звезд в движущейся группе могут быть определены, если известны их лучевые скорости и собственные движения ( см. Ниже Звездные движения) и если определено точное положение радианта. Если угловое расстояние звезды от радианта равно λ и если скорость скопления в целом по отношению к Солнцу равна V , то лучевая скорость звезды V _r равна В _r = В cos λ. Поперечная (или тангенциальная) скорость, T , определяется как T = V sin λ = 4,74 мкм / p , где p — параллакс звезды в угловых секундах. Таким образом, параллакс звезды определяется выражением p = 4,74 мкм cot λ / V _r .

Ключом к достижению надежных расстояний с помощью этого метода является как можно более точное определение точки схождения группы. Различные используемые методы (например, метод Шарлье) обладают высокой точностью при условии, что сами измерения не содержат систематических ошибок.Для движущейся группы Тельца, например, было подсчитано, что точность для наиболее наблюдаемых звезд составляет порядка 3 процентов параллакса, не считая любых ошибок, связанных с систематическими проблемами в собственном движении. Точность такого порядка была невозможна другими способами, пока космический телескоп Hipparcos не смог измерить высокоточные звездные параллаксы для тысяч отдельных звезд.

Заметный компонент Галактики — это совокупность крупных, ярких, диффузных газовых объектов, обычно называемых туманностями.Самыми яркими из этих облакоподобных объектов являются эмиссионные туманности, большие комплексы межзвездного газа и звезд, в которых газ существует в ионизированном и возбужденном состоянии (с возбуждением электронов атомов до уровня энергии выше нормального). Это состояние создается сильным ультрафиолетовым светом, излучаемым очень яркими горячими звездами, погруженными в газ. Поскольку эмиссионные туманности почти полностью состоят из ионизированного водорода, их обычно называют областями H II.

Туманность Ориона (M42)

Центр туманности Ориона (M42).Астрономы определили около 700 молодых звезд в этой области шириной 2,5 светового года. Они также обнаружили более 150 протопланетных дисков или опор, которые, как полагают, являются эмбриональными солнечными системами, которые в конечном итоге сформируют планеты. Эти звезды и проплиды генерируют большую часть света туманности. Этот снимок представляет собой мозаику из 45 изображений, сделанных космическим телескопом Хаббла.

НАСА, К.Р. О’Делл и С.К. Вонг (Университет Райса)

Области H II обнаружены в плоскости Галактики, смешанные с молодыми звездами, звездными ассоциациями и самым молодым из рассеянных скоплений.Это области, где недавно образовались очень массивные звезды, и многие из них содержат конденсированный газ, пыль и молекулярные комплексы, обычно связанные с продолжающимся звездообразованием. Области H II сосредоточены в спиральных рукавах Галактики, хотя некоторые существуют между рукавами. Многие из них находятся на промежуточных расстояниях от центра Галактики Млечный Путь, при этом наибольшее число находится на расстоянии 10 000 световых лет. Этот последний факт можно установить, даже несмотря на то, что области H II нельзя четко увидеть за пределами нескольких тысяч световых лет от Солнца.Они излучают радиоизлучение характерного типа с тепловым спектром, который указывает на то, что их температура составляет около 10 000 кельвинов. Это тепловое радиоизлучение позволяет астрономам составлять карты распределения областей H II в далеких частях Галактики.

Самые большие и самые яркие области H II в Галактике соперничают с самыми яркими звездными скоплениями по общей светимости. Несмотря на то, что большая часть видимого излучения сконцентрирована в нескольких дискретных эмиссионных линиях, общая видимая яркость самых ярких элементов эквивалентна десяткам тысяч яркостей Солнца.Эти области H II также замечательны по размеру, их диаметр составляет около 1000 световых лет. Обычно обычные области H II, такие как туманность Ориона, имеют диаметр около 50 световых лет. Они содержат газ, общая масса которого колеблется от одной-двух масс Солнца до нескольких тысяч. Области H II состоят в основном из водорода, но они также содержат измеримые количества других газов. На втором месте стоит гелий, также присутствуют большие количества углерода, азота и кислорода. Предварительные данные указывают на то, что отношение содержания более тяжелых элементов в обнаруженных газах к водороду уменьшается по направлению от центра Галактики, и эта тенденция наблюдалась в других спиральных галактиках.

Пылевые облака

Пылевые облака Галактики узко ограничены плоскостью Млечного Пути, хотя пыль очень низкой плотности может быть обнаружена даже вблизи галактических полюсов. Облака пыли за пределами 2000–3000 световых лет от Солнца не могут быть обнаружены оптически, потому что промежуточные облака пыли и общий слой пыли затемняют более далекие виды. Основываясь на распределении пылевых облаков в других галактиках, можно сделать вывод, что они часто наиболее заметны внутри спиральных рукавов, особенно по внутреннему краю четко очерченных.Лучше всего наблюдаемые пылевые облака около Солнца имеют массу в несколько сотен солнечных масс и размеры в диапазоне от максимумов около 200 световых лет до долей светового года. Самые маленькие, как правило, самые плотные, возможно, отчасти из-за эволюции: по мере сжатия пылевого комплекса он также становится более плотным и непрозрачным. Самые маленькие пылевые облака — это так называемые глобулы Бока, названные в честь голландского американского астронома Барта Дж. Бока; эти объекты имеют диаметр около одного светового года и массу от 1 до 20 солнечных.

Более полную информацию о пыли в Галактике дают инфракрасные наблюдения. В то время как оптические инструменты могут обнаруживать пыль, когда она закрывает более далекие объекты или когда она освещена очень близкими звездами, инфракрасные телескопы могут регистрировать длинноволновое излучение, которое излучают сами холодные пылевые облака. Полный обзор неба в инфракрасном диапазоне длин волн, сделанный в начале 1980-х годов с помощью беспилотной орбитальной обсерватории, инфракрасного астрономического спутника (IRAS), выявил большое количество плотных пылевых облаков в Млечном Пути.Двадцать лет спустя космический телескоп Спитцера с большей чувствительностью, большим охватом длины волны и лучшим разрешением нанес на карту множество пылевых комплексов в Млечном Пути. В некоторых можно было увидеть массивные звездные скопления, все еще находящиеся в процессе формирования.

Толстые облака пыли в Млечном Пути можно изучать и другим способом. Многие такие объекты содержат обнаруживаемые количества молекул, которые излучают радиоизлучение на длинах волн, что позволяет их идентифицировать и анализировать. В пылевых облаках было обнаружено более 50 различных молекул, включая оксид углерода и формальдегид, а также радикалы.

Звезды в Галактике, особенно вдоль Млечного Пути, обнаруживают наличие общей, всепроникающей межзвездной среды, поскольку они постепенно исчезают с расстоянием. Это происходит в первую очередь из-за межзвездной пыли, которая затемняет и краснеет звездный свет. В среднем звезды около Солнца затемняются в два раза на каждые 3000 световых лет. Таким образом, звезда, которая находится на расстоянии 6000 световых лет от нас в плоскости Галактики, будет казаться в четыре раза слабее, чем если бы не межзвездная пыль.

Другой способ, которым проявляются эффекты межзвездной пыли, — это поляризация фонового звездного света. Пыль до некоторой степени выравнивается в пространстве, и это приводит к избирательному поглощению, так что существует предпочтительная плоскость вибрации для световых волн. Электрические векторы имеют тенденцию лежать преимущественно вдоль галактической плоскости, хотя есть области, где распределение более сложное. Вероятно, поляризация возникает из-за того, что пылинки частично выровнены галактическим магнитным полем.Если пылинки парамагнитны и действуют как магнит, то общее магнитное поле, хотя и очень слабое, может со временем выровнять зернышки с их короткими осями в направлении поля. Как следствие, направления поляризации звезд в разных частях неба позволяют построить направление магнитного поля в Млечном Пути.

Пыль сопровождается газом, который тонко рассеивается среди звезд, заполняя пространство между ними.Этот межзвездный газ состоит в основном из водорода в нейтральной форме. Радиотелескопы могут обнаруживать нейтральный водород, поскольку он излучает излучение с длиной волны 21 см. Такая длина радиоволн достаточно велика, чтобы проникать в межзвездную пыль, и поэтому ее можно обнаружить из всех частей Галактики. Большая часть того, что астрономы узнали о крупномасштабной структуре и движениях Галактики, было получено из радиоволн межзвездного нейтрального водорода. Расстояние до обнаруженного газа определить нелегко.Во многих случаях необходимо использовать статистические аргументы, но скорости газа по сравнению со скоростями, найденными для звезд и ожидаемыми на основе динамики Галактики, дают полезные ключи к разгадке местоположения различных источников водорода. радиоизлучение. Вблизи Солнца средняя плотность межзвездного газа составляет 10 ⁻²¹ г / см ³ , что эквивалентно примерно одному атому водорода на кубический сантиметр.

Еще до того, как они впервые обнаружили излучение нейтрального водорода в 1951 году, астрономы знали о межзвездном газе.Незначительные компоненты газа, такие как натрий и кальций, поглощают свет на определенных длинах волн и, таким образом, вызывают появление линий поглощения в спектрах звезд, лежащих за пределами газа. Поскольку линии, исходящие от звезд, обычно разные, можно различать линии межзвездного газа и измерять как плотность, так и скорость газа. Часто можно даже наблюдать эффекты нескольких концентраций межзвездного газа между Землей и фоновыми звездами и тем самым определять кинематику газа в различных частях Галактики.

Галактики-компаньоны

Магеллановы Облака были признаны в начале 20 века объектами-компаньонами Галактики. Когда американский астроном Эдвин Хаббл установил внегалактическую природу того, что мы теперь называем галактиками, стало ясно, что Облака должны быть отдельными системами, как неправильного класса, так и удаленными более чем на 100 000 световых лет. (В настоящее время наилучшие значения их расстояний составляют 163 000 и 202 000 световых лет для Большого и Малого Облаков соответственно.) Были обнаружены дополнительные близкие спутники, все они небольшие и неприметные объекты класса карликовых эллипсов. Ближайший из них — карлик Стрельца, галактика, которая падает в Галактику Млечный Путь, будучи захваченной приливом гораздо более сильной гравитацией Галактики. Ядро этой галактики находится на расстоянии около 90 000 световых лет. Другими близкими спутниками являются хорошо изученные галактики Карина, Драко, Форнакс, Лев I, Лев II, Секстаны, Скульптор и Малая Медведица, а также несколько очень слабых, менее известных объектов.

No related posts.