В астрономии звезды делят на классы. Основных классов 7, их обозначают латинскими буквами в таком порядке: O, B, A, F, G, K, M. Давно, когда эта классификация создавалась, астрономы думали, что она отражает жизненный путь звезды: очень горячие большие голубые звезды классов O и A, с температурой до 100 000 К, по мере расходования запасов энергии и остывания становятся слабыми маленькими красными карликами M, температура которых едва дотягивает до 2000 К. Но все оказалось гораздо сложнее. Что же касается классификации, она основывается на различиях в спектрах звезд, которые сами зависят от температуры звезды. Звезды классов O-B голубые, A-F – белые, G – желтые, K – оранжевые, M – красные. Классы делят еще на подклассы. Наше Солнце относится к классу G2 и считается, как это ни обидно, карликовой желтой звездой (его размер около 1,4 млн км).

Парсек (пк, pc) – расстояние, на котором звезда при ее наблюдении с противоположных точек диаметра земной орбиты изменяет свое видимое положение (параллакс) на 1 угловую секунду. Или, что то же самое, расстояние, с которого земная орбита видна под углом 1 секунда. 1 пк = 206 265 а. е. = 3,26 св. года = 30,857^.10¹² км.

Три закона, описывающие невозмущенное движение планет. Сформулированы немецким астрономом И. Кеплером в начале XVII века.

Орбита планеты есть эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце. Кометы и космические аппараты могут двигаться по гиперболам и параболам, в фокусе которых находится центр притяжения.

Радиус-вектор планеты за равные промежутки времени описывает равные площади, то есть скорость планеты возрастает при ее приближении к Солнцу (максимальна в перигелии) и убывает при удалении (минимальна в афелии).

При движении двух планет по эллиптическим орбитам вокруг Солнца квадраты их обращения относятся как кубы больших полуосей их орбит. Формулировка подразумевает, что масса планет пренебрежимо мала по сравнению с массой Солнца.

Четыре самых крупных спутника Юпитера – Ио, Европа, Ганимед и Каллисто, открытые в 1610 году итальянским физиком и астрономом Галилео Галилеем при помощи сконструированного им телескопа. По своим характеристикам они ненамного отличаются от Луны (масса Луны М= 7,350.10²² кг, радиус R = 1732,2 км):

Закон распределения энергии в спектре равновесного излучения при определенной температуре Т (см. рис. на стр. 5). Был получен немецким физиком М. Планком в 1900 году на основе гипотезы о том, что излучение энергии происходит порциями – квантами.

Немецкий физик В. Вин вывел первый закон распределения энергии излучения в 1893 году, но с его помощью смог описать только спектр высоких частот (малых длин волн). английские физики Дж. У. Рэлей в 1900 году и Дж. Джинс в 1905-м независимо друг от друга получили закон для низкочастотной части спектра, но в области высоких частот он предсказывал возрастание энергии излучения до чрезвычайно больших значений в далекой ультрафиолетовой области, что не соответствовало результатам опытов. Планк, введя понятие квантов, сумел соединить эти законы, получив точную формулу закона. Теоретический вывод закона излучения Планка сделал А. Эйнштейн в 1916 году.

Отношения целых чисел, например ³/₂, ⁷/₃ и т. д., которыми выражаются отношения периодичности стабильных орбит планет, обращающихся вокруг Солнца. Объясняется их происхождение тем, что гравитационное взаимодействие как бы выталкивает планеты с орбит, не подчиняющихся этим соотношениям.

***

Наука и жизнь, №№ 11,12, 2006 – nkj.ru