Стивен Маран - Астрономия для чайников

Фотографии объектов из каталога Мессье можно найти, например, на сайте http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/messiercat.html.

Опытные астрономы-любители часто участвуют в так называемых Мессье-марафонах, когда каждый участник пытается увидеть все объекты из каталога Мессье в течение одной ночи. Но у участников марафона нет времени на то, чтобы полюбоваться какой-нибудь туманностью, звездным скоплением или галактикой. А я считаю, что лучше не спешить и наслаждаться своеобразной красотой и очарованием этих космических объектов. Об объектах Мессье есть замечательная книга Stephen J. O'Meara, The Messier Objects (Cambridge University Press and Sky Publishing Corporation, 1998), в которой даются советы, как наблюдать каждый из этих объектов.

Существуют тысячи других объектов дальнего космоса (deep sky objects). Этот термин астрономы-любители используют для обозначения звездных скоплений, туманностей и галактик, чтобы отличать их от звезд и планет. Многие из них вы найдете в звездных атласах и картах под их номерами NGC ( New General Catalogue — Новый общий каталог ) и IC ( Index Catalogue — Индексный каталог ). Например, двойное звездное скопление в созвездии Персея состоит из объектов с номерами NGC 869 и NGC 884.

На звездной карте, изображении созвездия или в каталоге всегда указывается звездная величина каждой звезды. Звездная величина (magnitude) — это просто некоторый уровень яркости (или блеска). Древнегреческий ученый Гиппарх разделил все видимые им звезды на шесть классов — самые яркие, менее яркие и т. д. по убыванию яркости. Самым ярким звездам он присвоил звездную величину, равную 1 (или первая звездная величина), следующим за ними по яркости — равную 2, и т. д. до самых тусклых звезд шестой звездной величины.

Обратите внимание, что, в противоположность большинству систем и единиц измерения, чем ярче звезды, тем меньше ее звездная величина. Но, поскольку нет в мире совершенства, не было его и у греков — даже у Гиппарха была ахиллесова пята: в его системе не осталось места самым ярким звездам.

Поэтому современная наука считает, что несколько звезд имеют нулевую или даже отрицательную звездную величину. Например, звездная величина Сириуса равна -1,5. И самая яркая планета Солнечной системы Венера иногда имеет звездную величину, равную -4 (это значение меняется в зависимости от расстоянии Венеры до Земли и положения Венеры относительно Солнца).

Еще одно упущение: у древних греков не было класса звездной величины для звезд, которых они не видели. В то время это не считалось оплошностью, потому что об этих звездах никто ничего не знал. Но сегодня нам известно, что существуют миллионы звезд, не видимых невооруженным глазом; естественно, у всех у них тоже есть некие звездные величины. Им присвоены большие числа: 7–8 для звезд, которые можно легко увидеть в бинокль и 10–11 для звезд, которые легко различимы в небольшой, но хороший телескоп. Значения звездных величин достигают 21 для самых тусклых звезд, которые можно увидеть в Паломарской обсерватории, и даже 30–31 для самых тусклых объектов, изображения которых получены с помощью телескопа "Хаббл".

Расстояние до звезд и других объектов, находящихся за пределами нашей Солнечной системы, измеряется в световых годах . В обычных единицах измерения длины световой год равен примерно 9 400 миллиардам километров.

Людям обычно кажется, что световой год — это единица измерения времени, поскольку в этом термине присутствует слово год, но на самом деле это единица измерения расстояния. Световым годом называется расстояние, которое проходит свет за год, перемещаясь в пространстве со скоростью 300 тысяч километров в секунду.

Когда люди наблюдают в космосе некоторый объект, они на самом деле видят, как он выглядел в момент излучения света. Рассмотрим следующие примеры.

Когда астрономы замечают вспышку на Солнце, они на самом деле видят ее не в реальном времени, а с некоторым запаздыванием: свету от вспышки нужно 8 минут, чтобы дойти до Земли. Таким образом, астрономы видят то, что происходило на Солнце 8 минут назад.

Ближайшая к нам после Солнца звезда, Проксима Центавра, находится на расстоянии примерно 4 световых лет от Земли. Поэтому, наблюдая Проксиму, мы видим не то, какая она сейчас, а какой она была 4 года назад.