Реферат: Околополярные созвездия
В бинокль хорошо заметно, что цвет Полярной звезды — желтоватый. Она несколько горячее Солнца — температура ее поверхности близка к 7000 К. Полярная принадлежит к типу звезд-сверхгигантов. Наше Солнце рядом с ней выглядело бы очень скромно, так как поперечник Полярной в 120 раз больше солнечного диаметра.
Замечательно, что Полярная звезда пульсирует, то увеличиваясь, то уменьшаясь в своем объеме. При этом слегка меняются и температура и спектр звезды, ну и, конечно, блеск. В максимуме блеска Полярная становится звездой 2,1m , в минимуме 2,3m . Работает этот странный звездный механизм очень ритмично — период между смежными максимумами составляет почти четверо земных суток.
Полярная звезда — типичная цефеида. Расстояние до нее таково, что луч света, покинувший Полярную звезду, достигает Земли спустя 472 года. Это означает, что в настоящее время мы видим Полярную такой, какой на самом деле она была во времена Колумба!
Пожалуй, хорошо, что наше Солнце не похоже на Полярную и другие цефеиды. В противном случае мы были бы обречены на то, чтобы испытывать непрерывные и быстрые колебания температуры и освещенности. Кроме того, замена Солнца Полярной звездой привела бы к катастрофическим последствиям и в том случае, если бы Полярная не была цефеидой. Излучая потоки света и тепла, почти в 10 000 раз более мощные, чем Солнце, Полярная звезда испепелила бы весь органический мир на Земле!
В большой школьный рефрактор рядом с Полярной на расстоянии 18" от нее виден ее спутник—маленькая звездочка почтя 9-й зв. величины. Его открыл в 1779 г. знаменитый исследователь звездного мира Вильям Гершель. Возможно, что эта звездочка физически связана с Полярной, хотя непосредственно заметить орбитальное движение спутника нелегко — период обращения в этой системе должен быть очень большим.
Полярная и ее спутник по температуре мало отличаются друг от друга - спутник чуть погорячее. Но по размерам это совсем разные звезды. Полярная — сверхгигант, ее спутник — желтовато-белая звезда лишь немного крупнее Солнца.
Между прочим, в телескоп спутник кажется зеленоватым. Как мы уже предупреждали читателя, в таких случаях наблюдатель становится жертвой оптической иллюзии, впрочем, весьма красивой. Без нее многие двойные звезды выглядели бы блеклыми и малоэффектными.
Этим, пожалуй, и исчерпываются достопримечательности Малой Медведицы — небольшого созвездия, объединяющего всего 20 доступных невооруженному глазу звезд.
ЦЕФЕЙ
Он был глухонемым, этот высокий юноша с тонкими правильными чертами лица. Каждую звездную ночь он внимательно наблюдал одну из звезд созвездия Цефея, ту самую, которая в звездах каталогах обозначена буквой δ. Иногда звезда казалась ярче обычного, иногда, наоборот, слабее. Не обман ли чувств эти странные колебания блеска?
Проходит дни, недели, и в конце концов всякие сомнения отпаяют. Регулярно, с размеренностью хорошего часового механизма, δ Цефея через каждые пять с четвертью суток достигает максимума блеска, плавно опускаясь затем до минимума.
Вычислен блеск звезды в разные моменты времени, построена кривая изменения блеска, свидетельствующая о периодически “подмигивании” δ Цефея. Сделано, в сущности, даже больше — открыт новый класс переменных звезд, “цефеид”, названных так честь главной представительницы этого класса.
Автор открытия — Джон Гудрайк, родом из Голландии, получивший образование в Англии. За год до открытия первой цефеиды в 1782 г. Королевское общество Великобритании присудило ему высшую награду — медаль Копли — за открытие переменности Алголя, одной из главных звезд в созвездии Персея. Этот талантливый молодой исследователь умер очень рано, в 1786 г., 21 года от роду. Но астрономы — счастливые люди. Следы их трудов связаны с самыми долговечными объектами, какие только может наблюдать человеческий глаз.
Если вы захотите сами убедиться в переменности δ Цефея, вам в какой-то степени придется повторить работу Гудрайка. Впрочем не пугайтесь: сделать это сравнительно легко. Поблизости от δ Це фея видны звезды ζ (3,6m ), ε (4,2 m ), и v (4,5 m ). Будем сравнивать блеск переменной звезды с блеском этих постоянных “звезд сравнения”. Допустим, что в момент наблюдения δ Цефея явно слабее ζ, но ярче ε. Разделим мысленно интервал блеска между звездами сравнения на 10 равных частей и попробуем оценить, каково положение в этом интервале переменной звезды. Если, скажем, δ Цефея во столько же раз слабее ζ, во сколько раз ярче ε, то оценку блеска надо записать так: ζ5δ5ε. В другие моменты могут получиться иные оценки, например: ζ3δ7ε или ζ6δ4ε. Зная звездные величины ζ θ ε, легко пропорциональным делением вычислить блеск переменной. Иногда δ Цефея становится слабее ε, и тогда звездами сравнения могут служить ζ θ v или ε θ v.
Сделав в течение двух-трех недель десяток оценок, постройте график изменения блеска звезды δ Цефея: по его горизонтальной оси отложите моменты времени, по вертикальной — видимый блеск. Чем больше будет сделано н