Кома
В астрономии слово «кома» имеет не такой устрашающий характер, как в медицине. Это всего лишь обозначение туманного окружения ядра кометы, появляющегося в те периоды, когда комета приближается к Солнцу, двигаясь по вытянутой эллиптической орбите. Слово «кома» происходит от греческого слова, обозначающего «волосы» — собственно, комету в Древней Греции и называли «длинноволосой звездой».
Кома по большей части состоит из водяного льда и пыли. Когда комета приближается на 3-4 а.е. к Солнцу, с её поверхности поднимаются мелкие частички замёрзшей воды и пыли. В результате фотодиссоциации большая часть воды, поднявшейся с поверхности ядра кометы, распадается на атомы. Мелкая пыль под воздействием давления света Солнца вытягивается за кометой, образуя её хвост.
Размеров кома может достигать огромных, хотя плотность её очень низка. Известны случаи, когда комы комет разрастались до размеров Юпитера, а в 2017 году у кометы 17P/Holmes кома на короткое время выросла до размеров Солнца. Чем сильнее комета приближается к Солнцу, тем быстрее исчезает её кома, превращаясь в хвост.
Состав комы зависит от состава кометы. Миссия Rosetta в 2017 году обнаружила в коме кометы 67P окись углерода, двуокись углерода, аммиак, метан и метанол, а также небольшое количество формальдегида, сероводорода, цианистого водорода, двуокиси серы и сероуглерода.
Коричневый карлик
На сегодня общепринятым является тот факт, что звёзды образуются в результате сжатия скоплений холодных облаков газа и пыли. Благодаря механизму Кельвина — Гельмгольца при сжатии материя начинает разогреваться. Сначала большая часть энергии улетучивается наружу, из-за чего сжатие продолжается, а затем центральный участок становится достаточно плотным для того, чтобы удерживать это излучение. В результате температура и плотность сжавшегося облака радикально возрастают, сжатие замедляется, и в ядре протозвезды запускаются реакции ядерного синтеза. Давление излучения термоядерных реакций приходит в равновесие с гравитационным сжатием.
Однако если масса протозвезды не превысит 0,08 от солнечной, синтез гелия из водорода в ядре не запустится. Гравитационное сжатие не будет эффективно разогревать протозвезду, и ещё до того, как температура ядра повысится до значений, необходимых для запуска термоядерной реакции, ядро сожмётся достаточно сильно для появления эффекта давления электронного вырождения, когда квантовые эффекты внутри материи начинают препятствовать её дальнейшему сжатию. В результате получается «недозвезда» — немного разогретое небесное тело, постепенно охлаждающееся за счёт излучения тепла.
Предположения о существовании подобных тел были сделаны ещё в 1960-х годах, но изначально их назвали «чёрными карликами». Правда, тогда чёрными карликами уже называли холодные белые карлики, а кроме того получалось, что это теоретическое небесное тело может излучать в видимом диапазоне за счет разогрева на ранних этапах жизни. Поэтому учёные предлагали другие варианты названия – «планетар», «субзвезда», и т.п. В 1975 году американская учёная-астроном Корнелл Джилл Тартер, в основном занимающаяся проектом поиска внеземных цивилизаций SETI, предложила термин «коричневый карлик» как описание примерного цвета таких тел.
Позднее учёные ввели более подробную классификацию коричневых карликов по спектральным характеристикам – классы M, L, T и Y. Первым из обнаруженных коричневых карликов стал Глизе 229 B – один из двух компаньонов в двойной системе Глизе 229. Его нашли в 1994 году, а в 1995 подтвердили, что это коричневый карлик класса T.
Космическая скорость
Космическая скорость, или скорость убегания – это скорость, которую необходимо придать объекту, гравитационно связанному с небесным телом, для того, чтобы этот объект смог преодолеть гравитационное притяжение этого тела и оказаться в итоге на сколь угодно большом (бесконечном) от него расстоянии, не используя дополнительного ускорения в процессе полёта, имея при этом сколь угодно малую конечную скорость.
Нас, конечно же, в первую очередь интересует, с какой скоростью должен двигаться объект, изначально находившийся на поверхности Земли, чтобы выйти на орбиту вокруг неё (это называют первой космической скоростью), сойти с орбиты и отправиться, допустим, к другой планете (вторая космическая скорость), выйти за пределы Солнечной системы (третья космическая скорость), и, для особенно смелых – выйти за пределы галактики (четвёртая космическая скорость).
Один из способов рассчитать необходимую скорость – обратиться к закону сохранения энергии. Интересующий нас объект – допустим, ракета – находится на поверхности Земли, в её гравитационном колодце, и по сравнению с конечным положением его потенциальная энергия отрицательна. Чтобы увеличить эту энергию, приведя её в итоге к нулю, мы можем повысить кинетическую энергию ракеты, разогнав её до нужной скорости (кинетическая энергия ракеты, стоящей на Земле, равна, естественно, нулю).
Исходя из этого, можно посчитать скорость убегания. Сумма кинетической энергии с потенциальной в начале полёта должна равняться сумме этих энергий в конце (если мы проигнорируем сопротивление атмосферы):
Кк можно принять равной нулю, поскольку по условию задачи конечная скорость ракеты может быть сколь угодно малой. Uк тоже будет равной нулю, поскольку мы освобождаемся от тяготения того тела, от гравитации которого мы убегаем.
Получим формулу
из которой следует, что
На Земле космические скорости равняются 7,9 км/с, 11,2 км/с, 16,7 км/с. Чтобы преодолеть притяжение нашей Галактики, находясь в районе Солнца, по некоторым прикидкам нужно развить скорость около 550 км/с – однако эта оценка неточна ввиду неполной информации о распределении массы в Млечном Пути и проблеме скрытой массы.
С практической точки зрения достигать космических скоростей на поверхности Земли, запуская ракету в космос, не нужно. Ракета разгоняется в процессе полёта, и набирает скорость постепенно. Также для запусков стараются использовать вращение Земли (а для экспедиций по Солнечной системе и за её пределы – и движение планеты по орбите вокруг Солнца). Кроме того, для полётов к внешним планетам целесообразно использовать гравитационные манёвры – космические аппараты Вояджер-1, Вояджер-2, Пионер-10, Пионер-11 и «Новые горизонты» покидали окрестности Земли со скоростями, сильно меньшими третьей космической, а затем разгонялись за счёт притяжения Юпитера.
Космические лучи
Виктор Франц Гесс после очередного полёта
В 1896 году французский физик Антуан Анри Беккерель открыл явление радиоактивности. После этого в среде учёных на некоторое время укоренилась идея, что атмосферное электричество, ионизация воздуха, является следствием радиации от содержащихся в земле радиоактивных элементов, или же производимых ими радиоактивных газов. А то, что ионизация воздуха с увеличением высоты растёт, можно было объяснить поглощением ионизирующего излучения воздухом.
В 1909 году немецкий физик и иезуитский священник Теодор Вулф разработал электрометр – устройство, способное измерить скорость ионизации внутри герметичного контейнера. С его помощью он установил, что на вершине Эйфелевой башни излучение сильнее, чем у её подножия – но опубликованные результаты этого эксперимента устроили далеко не всех физиков. Затем в 1911 году итальянский физик Доминико Пачини измерил ионизацию над озером, над морем и на глубине 3 м, и обнаружил, что радиоактивность под водой заметно уменьшается, из чего сделал вывод, что за ионизацию ответственна не только радиоактивность Земли.
С 1911 по 1913 годы австрийский и американский физик Виктор Франц Гесс провёл серию измерений уровня радиации, поднимаясь на воздушных шарах до высоты в 5300 м с риском для здоровья и жизни. Оказалось, что радиация постепенно снижается при подъёме на высоту до 1 км, а потом начинает возрастать. На высоте в 5 км она примерно в четыре раза превышала радиацию на уровне моря. Солнце, как источник излучения, Гесс исключил, поднимаясь в воздух по ночам, а также во время почти полного солнечного затмения.
Он сделал заключение, что эта радиация имеет космическое происхождение, которое в 1925 году подтвердил американский физик Роберт Эндрюс Милликен, назвавший это явление «космическими лучами».
Российский и советский физик Сергей Николаевич Вернов в 1935 году, во время работы в докторантуре, первым в мире провёл высотные исследования космических лучей с помощью запуска радиозондов на различных геомагнитных широтах, используя магнитное поле Земли как спектрометр. В этих исследованиях был впервые получен спектр основной части космических лучей. В результате экспериментов учёные установили, что большая часть космических лучей представляет собой протоны.
С момента открытия космических лучей идут дискуссии об их источниках. В 1934 году американский астрофизик Фриц Цвикки предположил, что их источником являются взрывы сверхновых. Американский астроном Хорес Уэлкам Бэбкок в 1948 высказал предположение, что они происходят от катаклизмических переменных магнитных звёзд. В 1951 году было установлено, что космические лучи исходят по направлению от Крабовидной туманности. С тех пор было высказано множество предположений о возможных источниках космических лучей, включая активные ядра галактик, квазары и гамма-всплески. Судя по открытиям, сделанных за последние десять лет, сверхновые в нашей Галактике могут быть одним из источников космических лучей, но, скорее всего, часть их рождается где-то за пределами Млечного Пути.
Словарик
Абсолютная звёздная величина
Адаптивная и активная оптика
Альбедо
Астрономическая единица
Барионные акустические осцилляции
Белый карлик
Быстрый процесс захвата нейтронов
Галактические скопления
Галактическое гало
Галилеевы спутники
Гелиосфера
Гидростатическое равновесие
Горизонт событий
Гравитационное линзирование
Гравитация
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Закон Хаббла
Затменные звёзды
Звезда Вольфа — Райе
Зодиакальный свет
Ионосфера
Квазар
Кома
Коричневый карлик
Космическая скорость
Космические лучи
Красный карлик
Магнетар
Межзвёздная среда
Местная группа
Молекулярные облака
Нейтрино
Нейтронная звезда
Неправильная галактика
Новая звезда
Параллакс
Парсек
Планета
Планетарная туманность
Полярное сияние
Приливный разогрев
Протопланетный диск
Радиационный пояс
Рассеянное звёздное скопление
Реликтовое излучение
Сверхновая типа Ia
Сверхновая типа II
Светимость
Сильное взаимодействие
Слабое взаимодействие
Спектр
Стандартные свечи
Тёмная материя
Тёмная энергия
Тень и полутень
Теория Большого взрыва
Транснептуновый объект
Хромосфера
Цефеиды
Червоточины
Чёрные дыры
Шаровые скопления
Щели Кирквуда
Эксцентриситет орбиты
Электромагнетизм
Эллиптическая галактика
Эффект Доплера
