Астрономия

Астрономията е наука, изучаваща движението, строежа и развитието на небесните тела и цялата Вселена. Предмет на изучаване са системите и явленията извън пределите на земната атмосфера като Слънцето, планетите, астероидите, кометите, метеоритите, космическото пространство, звездите, галактиките и др.

Астрономията е една от най-древните естествени науки. Доисторическите култури са оставили след себе си такива артефакти с астрономическо предназначение като Стоунхендж. А първите цивилизации на вавилонците, гърците, китайците, индийците и маите са провеждали методични наблюдения на нощното небе. След изобретяването на телескопа, развитието на астрономията се ускорява значително. Исторически астрономията е включвала астрометрия, навигация по звездите, наблюдателна астрономия, създаване на календари, и дори астрология. В наши дни професионалната астрономия често се възприема като синоним на астрофизиката.

През 20 век астрономията е разделена на два основни клона – наблюдателна и теоретична. Наблюдателната астрономия има за цел получаването на данни за небесните тела чрез различни методи на наблюдение, които след това се анализират чрез законите на физиката. Теоретичната астрономия изучава процесите, протичащи във Вселената, които биха могли да обяснят получените от наблюдателната астрономия данни. За целта се разработват математически модели и се извършват компютърни симулации. Тези два клона се допълват взаимно: теоретичната астрономия търси обяснение на наблюдаваните явления, а наблюдателната астрономия се използва за проверка на теоретичните хипотези. Освен това астрономическите наблюдения предоставят важна информация, позволяваща проверка на фундаменталните теории във физиката – например общата теория на относителността.

Астрономията е една от най-древните науки, използващи научния метод още по времето на Древна Гърция. Тя е една от малкото науки, в която непрофесионалистите продължават да играят активна роля, особено при откриването и изучаването на краткотрайни явления. Астрономите-любители са допринесли в значителна степен за извършването на важни астрономически открития.

Астрономията не бива да се бърка с астрологията. Макар че двете имат общ произход и боравят със сходни понятия, те са коренно различни.[1]

Moon Dedal crater
Снимка на кратера Дедал на повърхността на Луната, заснет от екипажа на Аполо през 1969 г. Намира се близо до центъра на обратната страна на Луната и има диаметър 93 km.

Етимология

Терминът идва от гръцки език αστρο-νομία и е образуван от древногръцките думи „астрон“ (на старогръцки: ἄστρον) – „звезда“ и „номос“ (на старогръцки: νόμος) – „закон“ или „култура“ и дословно означава – „закон на звездите“.

История на астрономията

Grav.lens1.arp.750pix
Извънгалактическа астрономия: гравитационно изкривяване на светлината (гравитазионна леща). Сините обекти, подобни на пръстен, са образи на една и съща галактика, отклонени от гравитационното поле на купа от жълти галактики в центъра на снимката. То изкривява светлината, излъчвана от синята галактика, намираща се реално зад жълтите галактики

В древността астрономията се е ограничавала с наблюденията и предсказването на движенията на видимите с просто око небесни тела. Библията съдържа информация (според религиозните представи) за положението на Земята във Вселената, както и за това какво представляват планетите и звездите, като тонът е по-скоро поетичен, отколкото фактологичен (виж библейска космология).

Според древни индийски текстове, индийските астрономи са познавали 27 съзвездия, свързани с движението на Слънцето и са разделяли небето на 12 зодиакални участъка.

В Древна Гърция астрономията се развива, като е измислена системата за определяне на видимата величина на даден небесен обект. Аристотел смята, че Земята е центърът на Вселената и че всички небесни тела се въртят около Земята по кръгови траектории.

През Средновековието астрономията е един от основни седем предмета, изучавани в университетите, но наблюдателната астрономия в Европа се намира в застой чак до 16 век, когато работи Тихо Брахе. Междувременно наблюденията процъфтяват в Персия и други части на ислямския свят. Персийският астроном от края на 9 век ал-Фаргани изучава движението на небесните тела. Неговите трудове са преведени на латински през 12 век. В края на 10 век голяма за времето си обсерватория е построена близо до днешен Техеран от астронома ал-Кужанди, който наблюдава астрономически преходи на Слънцето над даден меридиан и изчислява наклона на земната ос спрямо еклиптиката. Също в Персия Омар Хаям реформира календара така, че той да има по-малка грешка от юлианския и доближавайки го по точност до григорианския календар. Аврам Захуто, живял през 15 век, адаптира основните резултати на астрономическата теория за нуждите на португалските мореплавателни експедиции.

В Европа по времето на Ренесанса Николай Коперник предлага хелиоцентричния модел на Слънчевата система. Трудът му бива доразвит от Галилео Галилей и Йохан Кеплер. Галилео пръв използва оптичен телескоп за наблюдение на небесни обекти. Кеплер първи описва точните закони на движение на небесните тела в Слънчевата система по елиптични орбити около Слънцето. Исак Нютон пък формулира теорията на всемирното привличане, извеждайки теоретично законите на Кеплер, като полага основните на небесната механика. Нютон построява и първия рефлекторен телескоп.

Впоследствие става ясно, че звездите са отдалечени много извън Слънчевата система. С навлизането на спектроскопията бива установено, че те представляват далечни звезди, като цяло сходни със Слънцето, но с разнообразна температура, маса и размери. Едва през 20 век е открито, че Млечният път е обособен като отделна група от звезди, както и че са налични множество други звездни образувания (галактики). Открито е също, че Вселената се разширява, като всички галактики се отдалечават една от друга, подобно на точките на повърхността на балон който бива надуван.

Съвременната астрономия открива множество неизвестни в миналото обекти като квазари, пулсари, блазари и радиогалактики. На базата на множество наблюдения са изградени физически теории, обясняващи някои от тези явления, като например теорията на черните дупки и неутронните звезди. Физическата космология постига значителен напредък през 20 век с теории като тези на Големият взрив, реликтовото излъчване, законът на Хъбъл и нуклеосинтезът на Големият взрив.

Наблюдателна астрономия

Наблюдателната астрономия има за цел получаването на данни за небесните тела чрез различни методи на наблюдение, които след това се анализират чрез законите на физиката.

USA.NM.VeryLargeArray.02
Радиотелескопите са само един от използваните от астрономите инструменти. На снимката радиотелескопи в град Сокоро, щат Ню Мексико, САЩ.

В наблюдателната астрономия информация за различните небесни тела и явления се получава главно след регистриране и анализ на светлина и други форми на електромагнитно излъчване[2]. Наблюдават се и космическите лъчи, като в близко бъдеще се планира и използването на детектори на гравитационни вълни.

Според частта от електромагнитния спектър, който се използва за наблюдения, съществуват:

  • Оптична астрономия. В исторически план оптичната астрономия е най-старата форма на астрономия.[3] Отначало изображенията на небесните тела се рисували на ръка. От края на 19 и през почти целия 20 век образите са се запазвали с фотографски методи. Съвременните изображения се снемат с цифрова фотография и най-вече със зарядно-свързани прибори CCD. За наблюденията се се използват оптични системи и компоненти (огледала, лещи), с чиято помощ се наблюдава светлината в диапазона от нискочестотни ултравиолетови до високочестотни инфрачервени лъчи. Астрономията на видимата светлина в частност използва диапазона на видимата светлина с дължина на вълната от 400 до 700 nm[3]. Най-често използваните инструменти са телескопът и спектрографът.
  • Инфрачервена астрономия: използва електромагнитни лъчения в инфрачервения диапазон. Най-често се използва телескоп, но за регистриране се използва детектор, чувствителен към инфрачервени лъчи. Инфрачервените вълни обаче се поглъщат силно от водните пари в атмосферата, което налага инфрачервените телескопи да се строят на високи и сухи места или да бъдат изведени на орбита.
  • Радиоастрономията използва електромагнитни лъчения в областта на милиметровия обхват и по-нагоре.[4] Приемниците на радиотелескопите имат устройство, подобно на това на радиоапаратите, но със значително повишена чувствителност. Радиоастрономията се отличава от другите методи по това, че радиовълните се проявяват в по-голяма степен като вълни, отколкото като фотони. Затова е относително по-лесно да се измери тяхната амплитуда и фаза, което при по-къси вълни е затруднено.[4] Оптичната и радиоастрономията се извършват успешно от наземни обсерватории, защото земната атмосфера не пречи в значителна степен (с изключение на облаците, които влияят на оптичните наблюдения).
  • Ултравиолетовата астрономия използва наблюдения в областта на високочестотното ултравиолетово излъчване с дължини на вълните между 100 и 3200 Å (10 до 320 nm).[4] Тъй като те се поглъщат от земната атмосфера, наблюденията се извършват от горните части на атмосферата или от орбита.
  • Рентгеновата астрономия е изучаването на астрономически обекти с помощта на рентгенови лъчи. Астрономическите обекти излъчват рентгенови лъчи обикновено под формата на синхротронно лъчение, спирачно лъчение при температури на газа 107 (10 милиона) келвина и излъчване на абсолютно черно тяло при температури над 107 K.[4] Тъй като те също се поглъщат от земната атмосфера, наблюденията се извършват от горните части на атмосферата със стратосферни балони или чрез телескопи на орбита или от Космоса.
  • Астрономията с гама лъчи изучава обектите с помощта на най-късите вълни от електромагнитния спектър. Директното им наблюдение е възможно от космически апарати като например Compton Gamma Ray Observatory или със специални телескопи, наречени „атмосферни телескопи на Черенков“.[4] Всъщност телескопите на Черенков не регистрират директно гама излъчването, а проблясъците от видима светлина, получени при поглъщането на гама лъчите в атмосферата на Земята.[5] Гама излъчването е много краткотрайно явление, но има и постоянни източници като пулсари, неутронни звезди и бъдещи черни дупки.[4]
  • Астрономия на частици неутрино и космически лъчи. За регистрирането на неутрино са необходими специални подземни съоръжения. Регистрираните неутрино идват основно от Слънцето, но също и от свръхнови звезди.[4] Космическите лъчи, които са поток от елементарни частици и ядра на химически елементи, при навлизането си в земната атмосфера водят до каскади от други частици, които могат да се наблюдават от обсерваториите.[6]
  • Астрометрия и небесна механика. Това е един от най-старите раздели на астрономията, а и на науката изобщо е измерването на положението на небесните тела. В миналото точното знание за положението на Слънцето, Луната, планетите и звездите е от съществено значение за пътуванията и навигацията и за изработката на календари. През по-далечни исторически времена акуратното измерване на положенията на планетите е довело до разбирането на някои ефекти, дължащи се на гравитационното взаимодействие между небесните тела и извеждането на законите на небесната механика. В по-скорошно време проследяването на движението на т.нар. околоземни обекти (преминаващи близо до земната орбита комети, астероиди и др.) позволява да се предсказват евентуални сблъсъци.[7]

Измерването на звездния паралакс на близките звезди дава необходимата информация за определяне на скалата, която е необходима за оценка на разстоянията във Вселената, а оттам и за оценка на свойствата на по-отдалечените звезди като се прави аналогия с по-близките. Измерването на радиалната скорост и собствените движения на звездните системи показва кинематиката им в рамките на нашата галактика Млечния път. Данни от астрометрията се използват и за определяне на разпределението на тъмната материя в галактиката.[8] През 90-те години, астрометрията използва техника на измерване на Доплерово отместване за откриване на големи екзопланети около някои от близките звезди.[9]

Астрономически инструменти

Haleakala Observatory 1.6 Meter telescope
Съвременен телескоп в астрономическа обсерватория

Теоретична астрономия

Ant Nebula
Звездна еволюция: Планетарна мъглявина с вид на мравка, заснета от Хъбъл). Газът, изпуснат от умиращата звезда в центъра, поражда симетрични форми.

Теоретичната астрономия изучава процесите, протичащи във Вселената, които биха могли да обяснят получените от наблюдателната астрономия данни. За целта се разработват аналитични и математически модели и се извършват компютърни симулации. Аналитичните модели на даден процес дават по-добър поглед върху протичащите процеси, докато компютърните симулации могат да разкрият съществуването на феномени и ефекти, които иначе биха останали неизвестни.[10][11]

Темите, над които се работи в теоретичната астрономия, включват: звездна динамика и звездна еволюция; формиране и еволюция на галактиките; големи образувания от материя във Вселената; произход на космическите лъчи; Обща теория на относителността и физическа космология и др. Приложена към астрофизиката, Общата теория на относителността служи като инструмент за оценка на свойствата на големи космически структури, при които гравитацията играе значителна роля в изследваните физически явления и е основата за изучаване на черните дупки и гравитационните вълни.

Някои от най-изучаваните и наложени теории и модели в астрономията са Теория на Големия взрив, теориите за космическа инфлация, за наличието на тъмна материя, както и фундаменталните теории във физиката.

Таблицата илюстрира връзката между изследван от астрономията физически процес, експериментален подход, теоретичен модел и получен/очакван резултат:

Физически процес Експеримент Теоретичен модел Обяснява/предсказва
Гравитация Радиотелескоп ефект на Nordtvedt Зараждане на звездна система
Термоядрен синтез Спектроскопия Звездна еволюция Как светят звездите и същност на нуклеосинтеза
Големия взрив Хъбъл (космически телескоп), COBE Разширяваща се Вселена Възраст на Вселената
Квантови флуктуации Космическа инфлация Flatness problem
Гравитационен колапс Астрономия с рентгенови лъчи Обща теория на относителността Черните дупки в центъра на галактиката Андромеда
CNO цикъл в звездите

Специфични подобласти

Съвременната астрономия съдържа специфични подобласти, някои от които са:

Uvsun trace big
Ултравиолетово изображение на фотосферата на Слънцето, направено от космическия телескоп TRACE.

Слънцето е най-често наблюдаваната звезда. Тя се намира на разстояние около осем светлинни минути и е типично джудже от главната последователност, спектрален клас G2 V, формирана преди около 4,6 милиарда години. Слънцето не се счита за променлива звезда, но се наблюдават периодични промени в неговата активност, наричани слънчев цикъл. Той е с продължителност от 11 години и се изразява в промяна на броя на слънчевите петна. Това са области с температура, по-ниска от съседните им области и наличието им се обяснява с интензивна магнитна активност.[12]

Dust.devil.mars.arp.750pix
Прашен вихър на повърхността на Марс, заснет от орбита от апарата Марс Глобал Сървейър. Вижда се движещ се вихър, подобен на земно торнадо (дългата черта). Вихърът се изкачва по стената на кратер. Отдясно се виждат пясъчни дюни във вътрешността на кратера.снимка NASA

Планетологията изучава състава и структурата на планетите, естествените им спътници, астероидите, кометите от Слънчевата система, както и извън нея. Главна роля в планетологията заемат науките геология, биология, геохимия и астробиология. До 1993 г. планетологията се занимава с планетарните обекти в Слънчевата система. След откритието на екстрасоларни планети областта на изследване значително се разширява. Включва се проучването на екзотични, екстрасоларни обекти, например планетите около неутронни звезди. Слънчевата система е сравнително добре изучена, отначало с телескопи, а след това с космически апарати. Това предоставя добра основа за разбиране на процесите на формиране и еволюция на планетарните системи, макар че новите открития продължават.[13]

  • Звездна астрономия

Изучаването на звездите и тяхната еволюция играе фундаментална роля за разбирането ни за Вселената. Астрофизиката на звездите използва наблюдателна астрономия и теоретични модели за протичащите във вътрешността им процеси.[14]

Формирането на звездите става в райони с голяма плътност на прах и газове, наричани тъмни мъглявини (на английски: Dark nebula). При определени условия облачните фрагменти се свиват под влиянието на гравитацията и образуват протозвезда. При наличието на достатъчно плътно и горещо ядро започва термоядрен синтез и се формира звезда от главна последователност. Почти всички химически елементи по-тежки от водорода и хелия са синтезирани във вътрешността на звездите.[14]

  • Галактическа астрономия: изучава структурата на нашата и други галактики.
  • Извънгалактическа астрономия: изучава обекти извън Млечния път.
  • Космологията изучава едромащабната структура, произхода и еволюцията на Вселената.

Други дисциплини, които биха могли да бъдат причислени към астрономията, са

  • Астробиология: изучава процесите, които биха довели до зараждането и еволюцията на живота във Вселената.
  • Археоастрономия
  • Астрохимия
  • Астросоциобиология
  • Астрофилософия

Любителска астрономия

Astronomy enthusiasts Purple
Астроном-любител

Астрономията е една от науките, в която непрофесионалистите продължават да играят активна роля.[15]

Астрономите-любители наблюдават множество астрономически обекти и феномени с оборудване, което често построяват сами. Най-честите им обекти са Луната, планетите, звездите, кометите, метеоритните дъждове, но също така и съзвездия, мъглявини и галактики. Любителската астрофотография документира нощното небе. Много от любителите се специализират в наблюдаването на определени обекти.[16][17]

Любителите работят най-вече във видимия диапазон на спектъра (оптична астрономия), но някои експериментират и с други диапазони като за целта използват оптични телескопи с инфрачервени филтри. В областта на радиоастрономията за пионер на любителската астрономия се счита Карл Янски от Bell Labs, който конструира специална антена през 1931 г., тъй като компанията му иска да използва този обхват за трансатлантически радиотелефонни услуги. Целта му е да намери начин за намаляване на влиянието на смущенията. Сред тези смущения той регистрира фоново радиоизлъчване, чийто източник се оказва центърът на нашата галактика.[18][19]

Вижте също

Източници

  1. Unsöld, Albrecht и др. The New Cosmos: An Introduction to Astronomy and Astrophysics. Berlin, New York, Springer, 2001. ISBN 3-540-67877-8.
  2. Electromagnetic Spectrum. // NASA. Посетен на 8 септември 2006.
  3. а б Moore, P.. Philip's Atlas of the Universe. Great Britain, George Philis Limited, 1997. ISBN 0-540-07465-9.
  4. а б в г д е ж Allen's Astrophysical Quantities. New York, Springer-Verlag, 2000. ISBN 0-387-98746-0. с. 124.
  5. Penston, Margaret J.. The electromagnetic spectrum. // Particle Physics and Astronomy Research Council, 14 август 2002. Посетен на 17 август 2006.
  6. Gaisser, Thomas K.. Cosmic Rays and Particle Physics. Cambridge University Press, 1990. ISBN 0521339316. с. 1 – 2.
  7. Calvert, James B.. Celestial Mechanics. // University of Denver, 28 март 2003. Посетен на 21 август 2006.
  8. Hall of Precision Astrometry. // University of Virginia Department of Astronomy. Посетен на 10 август 2006.
  9. Wolszczan, A.; Frail, D. A.. A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12. // Nature 355 (6356). 1992. DOI:10.1038/355145a0. с. 145 – 147.
  10. Roth, H.. A Slowly Contracting or Expanding Fluid Sphere and its Stability. // Physical Review 39 (3). 1932. DOI:10.1103/PhysRev.39.525. с. 525 – 529.
  11. Eddington, A.S.. Internal Constitution of the Stars. Cambridge University Press, 1926. ISBN 9780521337083.
  12. Johansson, Sverker. The Solar FAQ. // Talk.Origins Archive, 27 юли 2003. Посетен на 11 август 2006.
  13. Bell III, J. F.; Campbell, B. A.; Robinson, M. S.. Remote Sensing for the Earth Sciences: Manual of Remote Sensing. 3rd. John Wiley & Sons, 2004. Посетен на 23 август 2006.
  14. а б Harpaz, Amos. Stellar Evolution. A K Peters, Ltd, 1994. ISBN 9781568810126.
  15. Mims III, Forrest M.. Amateur Science—Strong Tradition, Bright Future. // Science 284 (5411). 1999. DOI:10.1126/science.284.5411.55. с. 55 – 56. Посетен на 6 декември 2008. Astronomy has traditionally been among the most fertile fields for serious amateurs [...]
  16. The Americal Meteor Society. // Посетен на 24 август 2006.
  17. Lodriguss, Jerry. Catching the Light: Astrophotography. // Посетен на 24 август 2006.
  18. Ghigo, F.. Karl Jansky and the Discovery of Cosmic Radio Waves. // National Radio Astronomy Observatory, 7 февруари 2006. Посетен на 24 август 2006.
  19. Cambridge Amateur Radio Astronomers. // Посетен на 24 август 2006.

Външни препратки

Криейтив Комънс - Признание - Споделяне на споделеното Лиценз за свободна документация на ГНУ Тази страница частично или изцяло представлява превод на страницата „Astronomy“ в Уикипедия на английски. Оригиналният текст, както и този превод, са защитени от Лиценза „Криейтив Комънс - Признание - Споделяне на споделеното“, а за съдържание, създадено преди юни 2009 година — от Лиценза за свободна документация на ГНУ. Прегледайте историята на редакциите на оригиналната страница, както и на преводната страница. Вижте източниците на оригиналната статия, състоянието ѝ при превода, и списъка на съавторите.  
Celestia.png Портал астрономия
Албедо

Албедото характеризира отражателната способност на повърхността на телата и представлява отношението на количеството отразена слънчева радиация от естествена или изкуствена повърхност към количеството радиация, постъпваща към нея.Албедото зависи от вида и състоянието на отразяващата повърхност и от изменението на слънчевия спектър и ъгълът на падане на слънчевите лъчи. То се променя през деня и в различни периоди на годината. Албедото на планетата Земя е отношението на отразената от Земното кълбо, заедно с атмосферата, слънчева радиация към радиацията, която постъпва на горната граница на атмосферата.Различават се два вида албедо – интегрално и спектрално. Интегралното албедо е за целия поток слънчева радиация, а спектралното – за отделни участъци от слънчевия спектър.Стойностите на албедото са от 0 до 1 или се представят в проценти.

Апсида

Апсида (от гр.: αψίδα – дъга, полукръг, арка, свод) е термин в сакралната (църковна) архитектура. Апсида в архитектурата се нарича полукръглата, понякога многоъгълна издатина на сградите, както и сводестите куполообразни части вътре в нея. В християнските храмове в апсидата се намира олтарът и презвитериумът.

Апсиди са открити още в древноримските базилики. В християнските храмове апсидите са ориентирани на изток и обикновено са нечетен брой.

Апсида (астрономия)

В астрономията апсидата на дадено тяло е точката от елиптичната орбита на дадено тяло, имаща най-голямо или най-малко разстояние до барицентъра на системата. Точката на минимално разстояние се нарича периапсида, a на най-голямото — апоапсида. Права линия, прекарана през периапсидата и апоапсидата, се нарича линия на аписидите или главна ос на елиптичната орбита на тялото.

В зависимост от централното тяло се използват различни варианти на термините периапсида и апоапсида. За околоземни се използват термините перигей и апогей (произлизащи от гръцкото име на Земята – Гея). За околослънчеви орбити се използват перихелий и афелий (произлизащи от Хелиос).

Валидни са следните зависимости:

И още:

където:

Свойства:

Обърнете внимание, че при превръщане на височини над повърхността в разстояния, радиусът на централното тяло трябва да бъде прибавен и обратно.

Средноаритметичната стойност на двете разстояния е голямата полуос . Средногеометричната стойност е малката полуос .

Средногеометричното на двете скорости е , където скоростта съответства на допълнителната кинечната енергия, която би позволила от всяка точка на орбитата напускане на системата (втора космическа скорост, се равнява на корен квадратен от сумата на квадратите на двете скорости).

Астрономическа единица

Астрономическа единица (международен символ au, среща се и a.u. и AU) е мерна единица за дължина, представляваща средното аритметично на минималното и максималното разстояние на Земята до Слънцето (афелий и перихелий) или приблизително средното разстояние между тях. Понякога се означава на кирилица с АЕ. През 2006 г. BIMP определя

1 au = 149 597 870 700 m,или приблизително 150 млн. km.

Астрофизика

Астрофизиката е клон на астрономията, който изучава преди всичко свойствата на астрономическите обекти във Вселената (плътност, температура, химичен състав и други). Такива обекти могат да бъдат звезди, комети, планети, галактики, междузвездната среда.

Астрономията е една от най-древните науки. Астрофизиката, за разлика от нея, е сравнително нова наука. Името ѝ е предложено през 1865 г..

Астрофизиката изучава физичната природа и еволюцията на космичните обекти, вкл. на Вселената като цяло чрез наблюдения – практическа астрофизика, и чрез интерпретацията им – теоретична астрофизика. През последните десетилетия тази наука става водещо направление в астрономията. Определящ принос за развитието ѝ имат въвеждането на телескопа в астрономичните наблюдения в началото на XVII в., откриването на спектралния анализ и изобретяването на фотографията през XIX в., възникването на фотоелектричните измервания, радиоастрономията извънатмосферната астрономия през XX в.

Разнообразни са методите, които се прилагат в практическата астрофизика: фотометрия, спектроскопия, фотография и др. Използването на принципно нови методи довежда до създаването и на нови раздели от астрофизиката: радиоастрономия, извънатмосферна астрономия и др. Въвеждането на нови типове светоприемна аппаратура – усъвършенствани фотоемулсии, фотоелектронни светоприемници (например електроннооптични преобразуватели, телевизионни устройства, прибори със зарядова връзка (ПЗС) и др.) заедно с използването на съвременни компютери в голяма степен увеличава възможностите за детайлно изследване на небесните обекти. Голям принос е направен на учените, които работят в специалната асторофизична обсерватория (САО) на АН на СССР. Голям оптичен телескоп бил произведен в СССР и разположен в Северен Кавказ.

Успоредно с развитието на методите на практическата астрофизика, прогреса на физиката и особено на теорията на строежа и излъчването на атомите големи успехи достига и теоретичната астрофизика. Тя се подразделя според обектите на изследване на физика на звездите, на Сълнцето (хелиофизика), на планетите, на мъглявините, на космичните лъчи и др. Голям принос в развитието ѝ имат американецът С. Чандрасекар, индиецът М. Саха, съветският учен В.А. Амбарцумян и др.

Видима звездна величина


Видимата звездна величина (m) на звезда, планета или друго небесно тяло е логаритмична мярка, отразяваща яркостта на наблюдаваното тяло.

Тъй като количеството наблюдавана светлина зависи от дебелината на земната атмосфера по посока на тялото (ако наблюдението е наземно), видимата величина бива нормализирана към стойността която тя би имала при наблюдения извън атмосферата. Видимата яркост на даден обект е различна от абсолютната яркост, понеже първата зависи обратнопропорционално на квадрата на разстоянието до обекта (за големи разстояния в космологичен план закона не е напълно валиден поради кривината на пространството).

Абсолютната величина M на дадена звезда или галактика е равна на видимата величина измерена на разстояние от 10 парсека. За тела в Слънчевата система абсолютната величина е равна на видимата величина от разстояние 1 АЕ между тялото и Земята от една страна и тялото и Слънцето от друга. Абсолютната величина на Слънцето в дължината на вълната на жълтия цвят е +4,83, докато в тази на синия цвят е +5,48.

Системата по която е измервана видимата величина произхожда от древногръцката практика според която звездите биват разделяни в шест категории. За най-ярките звезди се е считало че попадат в първа категория (m = +1), докато за най-бледите – в шеста категория (m = +6), съответстваща на границата на възможностите на човешкото око. За всяка следваща величина е приемано че съответства на приблизително 50% по-малка яркост от предходната.

Тази система е популяризирана от Птолемей, но се счита че произхожда от трудовете на Хипарх, като в нея за Слънцето и Луната не са установени величини.

През 1856 г. Норман Робърт Погсън формализира системата дефинирайки първа величина като съответстваща на яркост 100 пъти по-висока от яркостта на звезда от шеста величина. Така всяка следваща величина съответства на 2,512 по-ниска яркост от предходната. Коефициетът на Погсън е приблизително равен на числото 2,512, което е ирационално и се равнява на петият корен от 100. В първоначалния вариант на системата, за отправна точка се е приемала полярната звезда, за която е била определена величина от 2. Астрономите впоследствие са установили че тя е променлива звезда и приемат Вега за отправна точка

Съвременната система не е ограничена до 6 величини. Най-ярките звезди имат отрицателни стойности за тяхната видима величина. Сириус например, която е най-ярката звезда на небесната сфера, има видима величина от −1,44 до −1,46. На Луната и Слънцето като двата най-ярки обекта от повърхността на Земята са определени величини съответно от −12,6 и −26,8. Телескопът Хъбъл и Кексият телескоп могат да наблюдават обекти с видима величина до +30.

Видимата величина на в даден диапазон x от спектъра е дефинирана като:

където е наблюдавания поток в диапазона, а е константа зависеща от размерността на потока и диапазона.

Скалата е логариритмична: относителната яркост на два обекта е определена от разликата в техните величини. Например разлика във видимите величини равна на 3,2 съответства на обект около 19 пъти по-ярък от другия. Използването на логаритмична скала се налага поради логаритмичния характер на възприятието на светлината от човешкото око (виж закон на Вебер-Фехнер).

Изчислението на видимата величина се затруднява от факта че светлината на звездите не е монохроматична. Чувствителността на светодетекторите е различна от в зависимот от честотата на вълните които попадат върху тях.

В системата широкоразпространената система UBV, величината бива измервана в три диапазона:

Видимата величина при липса на пояснения е стойността на величината на във V диапазона, тъй като той съответства най-близко до чувствителността на човешкото око към видимата светлина.

Звездите с по-ниска температура като червените гиганти и червените джуджета излъчват малко енергия в синята и ултравиолетовата част на видимия диапазон, и тяхната величина често е подценена от UBV системата. Някои L и T-клас звезди имат звездна величина равна на повече от 100 понеже излючват практически цялата си енергия под формата на инфрачервено лъчение.

За да се получи видимата величина на даден обект от неговата абсолютна величина, за всяко десеторно увеличаване на разстоянието до обекта трябва да се прибави 5 към величината.


Вселена

Вселена е понятие, което обикновено означава целия пространствено-времеви континиум, в който съществуваме, заедно с всички форми на енергия и материя в него – планети, звезди, галактики и междугалактично пространство.

Вселена може да се употребява като синоним на космос, свят или дори природа.

Изучаването на вселената е предмет на философията, както и науката космология, произлязла от физиката и астрономията, която се занимава с произхода, строежа и еволюцията на вселената. На всеки етап от развитието на човечеството е известна само ограничена част от вселената. С усъвършенстване на технологиите и методите на нейното изучаване, наблюдаваният обем става все по-голям. Метагалактика се нарича тази част, която е достъпна за наблюдения в настоящето или в непосредственото бъдеще. Използват се и термините позната вселена, наблюдаема вселена или видима вселена.

Трябва да се отбележи, че някои учени, които се занимават с космология, предлагат различна терминология и дефиниция, приемайки модела на мултивселената,, според който нашата вселена не е сумата от цялата енергия и материя, а просто една от многото отделни вселени, които могат да съществуват паралелно и независимо една от друга.

Голяма полуос

В геометрията голяма полуос се отнася до елипси и хиперболи.

Дължина на възходящия възел

Дължината на възходящия връх (☊, или още Ω) е един от шестте орбитални параметри определящи орбитата на даден обект. За околослънчева орбита това е ъгълът с център Слънцето от точката на Овена (противостояща на точката на пролетното равноденствие) до възходящия възел на тялото лежащ в еклиптиката.

Еклиптика

Еклиптиката е сечението на равнината, в която лежи земната орбита, с небесната сфера. Наблюдавано от Земята, в различни моменти от годината, Слънцето се проектира съответно в различни точки от небесната сфера: очертаната от тях траектория е наблюдаемата еклиптика. Неговото привидно движение се повтаря след времето, при което Земята извършва една обиколка около него, т.е. за 1 година.

Орбитите на планетите от Слънчевата система не са много наклонени спрямо земната орбита, затова планетите се наблюдават от земния наблюдател близо до еклиптиката. Съзвездията, които се пресичат от еклиптиката, е прието да се наричат зодиакални.

Понеже дължината на еклиптиката е 360°, а в годината има ~365 дни, Слънцето се движи по еклиптиката с около 1° на ден. Това движение става от запад на изток, противоположно на денонощното движение на Слънцето от изток на запад.

Еклиптиката и небесният екватор се пресичат в две точки – пролетното и есенното равноденствие. В моментите на равноденствие, денят е равен на нощта. Перпендикулярната на еклиптиката права, минаваща през центъра на Земята, пробожда небесната сфера в две точки – северен еклиптичен полюс и южен еклиптичен полюс, наименувани на най-близкия от небесните полюси. Един еклиптичен полюс отстои на 23,5° от по-близкия едноименен полюс. Точките от еклиптиката, които са най-отдалечени от небесния екватор се наричат слънцестояния.

Епоха (астрономия)

Епоха в астрономията се нарича момент от време, който се използва за отчитане на небесните координати или орбиталните елементи на дадено небесно тяло. В случай че биват измервани небесните координати, положението в другите моменти от време може да се изчисли като се вземат предвид прецесията и собственото движение (ъгловото отместване на звездите на небесната сфера). В случай че биват измервани орбиталните елементи, за да се изчисли положението в друг момент, е необходимо да бъде взета под внимание пертурбацията т.е. влиянието на други тела в системата, която би довела до промяна на стойностите на орбиталните елементи.

Текущата епоха е J2000.0, която съответства на 2000 г. 12:00 з.време. Префиксът J означава юлианска епоха. Предишната използвана епоха е B1950.0, като префиксът B означава беселианска епоха.

Беселианските епохи са използвани преди 1984 г., когато са въведени юлианските епохи.

Каталогът на Хенри Дрейпър използва B1900.0

Границите на съзвездията са установени през 1930 по прави линии на ректасцензия и деклинация за епохата B1875.0.Епохите на орбиталните елементи обикновено се задават в земно време, чрез използване на няколко стила:

Грегорианска дата: 2000 1 януари, 12:00 земно време

Грегорианска дата с дробна част от деня: 2000 1 януари, 5 земно време

Юлиански ден с дробна част от деня: юлиански ден 2451545,0

Стил на НАСА: 00001.50000000

Звезда

Звезда е небесно тяло, представляващо голямо кълбо газ (плазма в хидростатично равновесие), произвеждащо енергия чрез термоядрен синтез, основно превръщане на водород в хелий. Тази енергия се разпространява в пространството под формата на електромагнитно излъчване. Звездите в нощното небе блещукат (трептят) поради многобройните отражения и пречупвания на светлината при преминаването ѝ през земната атмосфера.

Според астрономите, познатата вселена съдържа поне 70 секстилиона (7 x 1022) звезди. Най-близката до Земята звезда е Слънцето. Светлината от него достига до нас за 8 минути. Ако изключим Слънцето, най-близката звезда е Проксима Центавър, която е отдалечена на 40 трилиона километра. Нейната светлина стига до Земята за 4,3 години.

Много звезди са гравитационно свързани с други звезди, оформяйки кратна звезда (двойни звезди или звезди с повече компоненти). Съществуват също и по-големи групи (с повече и по-раздалечени компоненти), наречени звездни купове. Звездите не са разпределени равномерно във вселената, а са групирани в галактики. Една типична галактика съдържа стотици милиарди звезди. Звездите от нашата галактика (Млечният път) са разположени във всички посоки спрямо наблюдател от Земята. Те се групират в области от небесната сфера, наречени съзвездия.

Каталог на Месие

Каталогът на Месие е каталог на астрономически обекти от дълбокия Космос, съставен и публикуван от френския астроном Шарл Месие през 18 век, но и до днес широко използван от любителите-астрономи при определяне на наблюдаваните от тях обекти. Обектите са били наблюдавани и описвани от Месие и от неговия приятел и помощник Пиер Мешен.

Първоначалната мотивация на Месие е да категоризира ярките обекти на нощното небе, които често биват бъркани с комети. Така в каталога попадат различни астрономически обекти, измежду които спирални и елиптични галактики, мъглявини, планетарни мъглявини, разсеяни и кълбовидни звездни купове. Тъй като Месие живее и извършва астрономическите си наблюдения във Франция, каталогът съдържа единствено обекти, разположени между северния небесен полюс и небесна ширина около –35°. Много от впечатляващите обекти, видими на небосклона на южното полукълбо, като Големия и Малкия Магеланови облаци, не присъстват в каталога.

Наблюденията си Месие прави с бинокли или малки телескопи, което при съвременното ниво на астрономическата техника прави обектите лесно достъпни за наблюдение и от днешните любители-астрономи. В безоблачните нощи през ранната пролет всички обекти могат да бъдат наблюдавани накуп, поради което понякога се организират маратони на Месие.

Почти всички от обектите в каталога са и сред най-близките до Земята представители на своите класове, поради което са и много добре изследвани от професионалните астрономи. За разлика от съставения впоследствие Нов общ каталог на астрономическите обекти, Каталогът на Месие не е научно организиран по тип на обектите или по разположението им върху небосклона.

Първата версия на Каталога на Месие съдържа 45 обекта и е публикувана през 1774 г. в списанието на Френската академия на науките, Париж. Впоследствие каталогът бива периодически допълван, като до момента на последното му издание през 1781 г. вече наброявал 103 обекта. По различни поводи между 1921 и 1966 астрономите преоткриват още 7 обекта от дълбокия Космос, които са били наблюдавани от Месие или Мешен малко след като окончателната версия била издадена. Тези обекти, от M104 до M110, впоследствие са приети от много астрономи като „официални“ обекти на Месие. Означенията M1 до M110 продължават и до днес да се използват и от професионалните астрономи, и от любителите.

Наклон на оста (астрономия)

Наклон на оста е астрономически термин, отнасящ се до ъгъла, сключен между оста на въртене на дадено небесно тяло и нормалата на неговата орбитална равнина. Нарича се още осова инклинация.

Земният наклон на оста е 23,45°. Ориентацията на оста се запазва една и съща в различните части на земната орбита – ефект, пораждащ земните сезони. Когато оста е наклонена в посока към Слънцето, в северното полукълбо е лято, защото получава повече светлина, отколкото южното. В обратния случай, когато оста е наклонена в посока, обратна на Слънцето, южното полукълбо получава повече светлина. Затова, когато в северното полукълбо е лято, в южното е зима и обратно.

Наклонът на земната ос на въртене към еклиптиката, както и ориентацията на самата ос, са непостоянни в дългосрочен план величини. Наклонът на оста варира от 22,5° до 24,5° с период от 41 700 години (бил е: 24,049° през 3300 пр.н.е., 23,443° през 1973 г., 23,439° през 2000 г.). Самата ос на въртене е подложена на прецесия, като се завърта около ос, перпендикулярна на еклиптиката, с период от 25 920 години. Други фактори, като гравитационното въздействие на други планети (най-вече Юпитер), могат също да изменят наклона на земната ос.

Прецесията на земната ос води до бавно изменение на настъпването на сезоните спрямо положението на Земята по нейната орбита – прецесия на равноденствията. Ефектът на прецесията върху климата на планетата зависи от ексцентрицитета на земната орбита – колкото е по-голям той, толкова по-резки изменения на климата могат да настъпят.

Параметър на перихелия

Параметърът на перихелия е един от шестте орбитални параметри, описващи орбитата на дадено тяло в околослънчева орбита. Той представлява ъгъла между възходящия възел и перихелия, измерен спрямо орбиталната равнина. При събиране с дължината на възходящия възел се получава дължина на перихелия на тялото.

Стойност на параметъра от 0° значи, че тялото се намира в перихелий, когато пресича еклиптиката от юг на север. Стойност от 90° означава, че тялото се намира в перихелий, когато е най-високо над еклиптиката (от северната страна).

Период на въртене

В астрономията период на въртене е времето, за което един астрономически обект прави пълно завъртане около своята ос на въртене. За твърди обекти, като например скалисти планети и астероиди, периодът на въртене има една стойност. При газообразните и течните тела, като например звезди и газови планети, периодът на въртене се променя от екватора към полюсите. Обикновено за период на въртене на газов гигант (като Юпитер) се приема вътрешния период на въртене, определян от въртенето на неговото магнитно поле.

Периодът на въртене на Земята около оста ѝ се нарича звезден ден.

Повърхностна яркост

Повърхностната яркост е астрономическа величина, която дава осветеността, създавана от обекта, на единица ъглова площ. Повърхностната яркост служи за описване на яркостта на площни обекти (галактики, мъглявини).

Когато се посочва видимата звездна величина на обекта, обикновено се дава интегралната видима звездна величина – т.е. каква би била видимата звездна величина, ако цялата осветеност, идваща от галактиката, се създава от точковиден източник (звезда).

Повърхностната яркост се дава, защото галактика, с видима звезда величина +12m,5 се наблюдава много по-трудно от звезда от +12m,5, поради светенето на нощното небе и разпределението на светлината от галактиката върху по-голяма площ.

Светлинна година

Светлинна година (символ ly) е извънсистемна единица за дължина, представляваща разстоянието, което светлината изминава за една година във вакуум. Тъй като определението за „година“ варира, по препоръка на МАС (IAU) за „година“ се ползва Юлианския календар, в който тя се равнява на 365 дни и 6 часа (или 31 557 600 s), освен ако не е указано друго, и така:

1 ly = 9 460 730 472 580,8 km

Ударен кратер

Ударният кратер е кръгло или овално понижение на повърхността на планета, естествен спътник, астероид или друго небесно тяло, възникнало при сблъсък с по-малък обект. Ударните кратери на повърхността на Земята са трудно различими, поради действието на ерозията, отлагането на седименти и вулканичната активност. При други небесни тела, например спътника Калисто, подобна роля играе образуването на нова кора. Въпреки това на Земята са идентифицирани повече от 150 големи ударни кратера.

Раздели на физиката
Основни раздели на природните науки

На други езици

This page is based on a Wikipedia article written by authors (here).
Text is available under the CC BY-SA 3.0 license; additional terms may apply.
Images, videos and audio are available under their respective licenses.