Астрорисунок на заре астрофотографии: звёздные миры Этьена Трувело. Часть 2

Продолжаем серию астрономических пастелей Этьена Трувело. Здесь представлены листы VIII—XV: Солнечная система, Млечный Путь и звёздные скопления.

Начало (листы I—VII) — в первой части.

VIII. Марс

Марс. 3 сентября 1877 г., 23:55.
Марс — снимок «Хаббла».

Вид со стороны южного полушария Марса. В пояснениях к этой гравюре художник использует названия, многие из которых теперь не применяются или имеют другое значение. Многие структуры тёмного цвета здесь называются «морями», как на Луне. Сейчас большинство таких географических названий переопределили как кратеры. В то время, по-видимому, мысль о воде на поверхности Марса воспринималась как вполне разумное предположение. Теперь известно, что вода и лёд на поверхности Марса неустойчивы, хотя и могут существовать ограниченное время в виде концентрированных соляных растворов (см. более подробную статью). Сам Трувело в пояснительном тексте написал, что «Марс очень похож на Землю» и что наблюдатель с Марса «мог бы увидеть нашу планету примерно такой же, как Марс на этом рисунке».

Тёмный овал почти в самом центре Трувело называет «морем Терби». Сейчас это — Равнина Эллада (Hellas Planitia), самое заметное понижение в южном полушарии и крупный импактный кратер, а именем Терби называют небольшой кратер на ней. Окружает это «море» так называемый «континент Секки». Как можно заметить, в названиях частично используется марсианская номенклатура Проктора 1865 года, но встречаются имена непонятного происхождения. Тогда же существовала конкурирующая система наименований Дж. Скиапарелли (изобретателя «марсианских каналов»), а после того, как начала складываться современная географическая номенклатура Марса, разбираться в этих исторических названиях стало сложно, тем более что список официальных названий в современную эпоху уточнялся по результатам каждой марсианской миссии. Так, континент Секки частично прослеживается в современном квадрангле Мемнониа, но вместо «континента» теперь — ряд «равнин» и «земель» — Киммерийская, Нойская, Прометея и др.

Топографическая карта Марса (USGS, 2005).

В левой части рисунка находится крупный «Океан де ля Рю» — впоследствии Эритрейское море, заметное в любительский телескоп, но в современной номенклатуре разбитое на несколько единиц. По-видимому, самая крупная уцелевшая структура на его месте — это равнина Аргир. Севернее него (снизу) — бывший «континент Мэдлера», который сейчас разбивается на несколько крупных плато — равнина Хриса, вулканическое плато Тарсис и др. Трувело также отметил большое светлое пятно на своём «континенте Мэдлера» и предположил, что это временная структура — артефакт, вызванный преимущественным скоплением облаков в этом месте. Но судя по расположению, это как раз гора Олимп высотой 30 км — самый большой вулкан в Солнечной системе (или, возможно, это гора Альба в том же районе). Наконец, светлое пятно в самом верху рисунка Трувело правильно интерпретировал как южную полярную шапку из льда.

IX. Юпитер

Юпитер. 1 ноября 1880 г., 21:30.

Этот рисунок кажется наиболее схематичным и далёким от фотографической точности в пользу вольной интерпретации и больше напоминает винтажные поделки на Etsy. Прежде всего видимая структура диска Юпитера определяется чередованием тёмных и светлых полос параллельно экватору — газовых масс разного состава с доминирующим перемещением по параллелям из-за большой скорости вращения планеты (оборот за 10 часов и скорость вращения на экваторе 12 км/с). Из-за этого же планета ощутимо сплюснута у полюсов с полярными шапками. Центральный пояс — явно условный участок: понятно, что в реальности таких симметричных структур не бывает. Художник, вероятно, хотел обратить внимание зрителей, что здесь выделяются два знакомых типа облаков — кучевые и слоистые с разными условиями формирования. Два светлых кружка на западной стороне (слева и выше экватора) — это транзит двух из четырёх известных ещё Галилею спутников, а резкие чёрные кружки такого же размера — это тени от них на поверхности. Спутники могут показаться слишком большими. Оказывается, на исходных рисунках они были ровно в два раза меньше размерами — при увеличении для хромолитографии ошиблись с пропорциями. И, наконец, Большое красное пятно в южном полушарии, прямо на которое падает тень верхнего спутника — «пятно-ураган» и область антициклона, которую наблюдают уже несколько столетий.

X. Сатурн

Сатурн. 30 ноября 1874 г., 17:30.

На рисунке диск Сатурна похож на Юпитер: из-за быстрого вращения вокруг оси параллельно экватору тянутся цепочки облаков, и планета заметно сплюснута у полюсов. Кольца у Сатурна открыли ещё в 1610 году, сразу же после изобретения телескопа. Теперь известно, что они состоят из частиц льда и пыли и есть как минимум у планет-газовых гигантов. Траектории некоторых спутников Сатурна проходят или в самих кольцах, или в щелях между ними, а одна из гипотез образования колец предполагает разрушение близких спутников под воздействием приливных сил.

Солнце за Сатурном — снимок «Кассини». NASA/JPL/SSI.

В описании Трувело выделяет три основных кольца Сатурна — внешнее, среднее и внутреннее, каждое из которых имеет составную структуру, включая несколько небольших колец. Исторически главные кольца Сатурна обозначались A, B и C считая извне. Внешнее кольцо (A) имеет серый оттенок и разделяется щелью на два подкольца. Среднее  — самое яркое из трёх, оно состоит из трёх меньших колец, хоть и без заметных щелей между ними, и их яркость уменьшается к центру. Область между кольцами A и B называется делением Кассини — это самый значительный интервал в структуре колец шириной 4,5 тыс. км, но он имеет свою сложную структуру и содержит материал колец и даже собственные «настоящие» щели. И третье, самое тёмное  — «креповое кольцо», как его назвал в середине XIX века один из первооткрывателей. В настоящее время к этим трём «основным» добавились открытые кольца D — G с иерархической структурой, многочисленные щели между кольцами со своими именами, и даже мини-кольца внутри щелей. Некоторые из колец открыли при помощи зонда «Кассини» в начале 2000-х. Одно из колец (E) содержит материал, вынесенный в космическое пространство гейзерами спутника Сатурна Энцелада с подлёдным океаном. Предполагают, что если бы в таком океане существовала жизнь, по такому механизму она вполне могла бы попадать на другие тела Солнечной системы.

XI. Большая Комета 1881 г.

Комета C/1881 K1 25—26 июня 1881 г., 1:30.
Большая Комета 1861 г., тоже открытая Дж. Теббуттом.

«Большая комета 1881 года» — это комета с обозначением C/1881 K1, или комета Теббутта. Ближе всего к Земле на расстояние 40 млн км она подошла 20 июня 1881 года. Она движется по вытянутой эллиптической орбите, сильно наклонённой к плоскости орбиты Земли, и её период обращения оценили в 2600 лет. То есть, как и комета NEOWISE, это объект облака Оорта.

Статус «Большой», или «Великой» (Great Comet) получают наиболее яркие и примечательные для наблюдателя кометы, но чёткого критерия здесь нет; значение имеет, например, даже медийная популярность кометы за пределами сообщества астрономов. В июле 2020 года (время написания этой заметки) значимым астрономическим объектом стала комета NEOWISE, но многие астрономы и астролюбители считают, что она сильно не дотягивает до звания Большой, а вот памятная многим комета Хейла—Боппа 1997 года — безоговорочно к ним относится.

XII. Метеорный дождь

Ноябрьский метеорный поток (Леониды). 13—14 ноября 1868 г.

Метеорный дождь — это поток метеоров, то есть светящихся следов от сгорающих в атмосфере метеорных тел. Он возникает из-за того, что Земля в движении вокруг Солнца пересекает орбиту одной из комет. Вдоль орбиты растягиваются остатки этой кометы — частицы разных размеров, от пылинок до камней (от десятков микрон до метров). Когда Земля пересекает этот рой, на протяжении нескольких дней в определённый сезон в атмосферу влетает поток частиц с относительными скоростями до десятков км/сек. Линии метеоров могут располагаться по-разному, но для наблюдателя они выглядят выходящими из одной точки на небе, или радианта. Поток обычно называют по созвездию, в котором радиант расположен. Самый известный метеорный дождь — Персеиды в августе. Ещё есть, например, Лириды, Аквариды, Ориониды и т.д.

Ноябрьский метеорный поток. Фото 1966 г.

Ноябрьский метеорный поток называется Леониды с радиантом в созвездии Льва. Он порождается короткопериодической кометой 55P/Темпеля—Туттля с периодом обращения 33 года. Метеорные потоки Леонид усиливаются в годы, когда комета подходит близко к Солнцу. В последний раз это произошло в 1999 году; очень значимый поток из зафиксированных в Новое время наблюдался в 1833 году.

Рисунок ноябрьского метеорного дождя 1868 года, в отличие от остальных — не мгновенный снимок, а таймлапс с длительной «экспозицией»: художник зарисовывал на одном листе яркие метеоры, появившиеся на протяжении ночи наблюдений. В самом центре рисунка находится Полярная звезда, возле левого края — Кассиопея, а на самом правом краю видна часть звёзд Большой Медведицы. Созвездие Льва и радиант потока метеоров остаётся справа за кадром. «Звёздный фон» на рисунке такой же, как и на рисунке северного сияния (лист IV), только поле зрения немного уже.

XIII. Млечный Путь

Млечный Путь. 1874—1876.

Млечный Путь на небе — это проекция диска нашей Галактики на небесную сферу. Солнечная система находится внутри этого диска на расстоянии 25 тысяч световых лет от центра Галактики, но не на самом её краю. Поэтому на луче зрения, направленном с Земли в любую сторону в плоскости диска, будет находиться множество звёзд, вместе составляющих ту самую «молочную пелену» на этом участке неба. Соответственно линия Млечного Пути описывает по небесной сфере полный круг с центром в точке наблюдателя («большой круг»). Тёмные участки почти без звёзд, разделяющие дугу Млечного Пути на рукава — это области межзвёздной пыли, обычно в ближних окрестностях (1000-2000 световых лет), непрозрачные в видимом диапазоне и поэтому закрывающие звёзды за ними. Эти участки могут быть прозрачны в других диапазонах, в частности, для инфракрасных телескопов.

На рисунке — сектор примерно в четверть окружности Млечного Пути от Кассиопеи почти вблизи Северного полюса мира до Скорпиона немного ниже небесного экватора. Проще всего понять, что здесь происходит по этой схеме. Три яркие звезды в самом верху — это характерный рисунок Кассиопеи в виде буквы W. Дальше Млечный Путь проходит, захватывая созвездия Ящерицы (Lacerta) и Цефея без особо примечательных звёзд, но южнее на его пути как раз перед раздвоением на два рукава располагается яркая звезда Денеб — α Лебедя. Денеб, Вега (справа, созвездие Лиры) и Альтаир (созвездие Орла слева) составляют очень заметный астеризм под названием Летний Треугольник. Ещё одна яркая звезда-ориентир справа и ниже — это α Змееносца под названием Рас Альхаге. Южнее структура Млечного Пути значительно усложняется потому что в этом направлении располагается центр Галактики (в созвездии Стрельца). В самой нижней части поля рисунка справа — созвездие Скорпиона, в котором выделяется красноватая звезда Антарес, одна из самых ярких на небе. Этот участок похож на участок в созвездии Ориона на противоположной стороне небесной сферы: это тоже область интенсивного звёздообразования со множеством туманностей и молодых звёздных скоплений. Один из таких заметных звёздных кластеров лежит прямо на Млечном Пути, на хвосте Скорпиона. Это скопление Птолемея (М7). Наконец, из интересных объектов слева вверху в стороне от Млечного Пути находится Туманность Андромеды (M31). Про то, что это — отдельная галактика, а не очередное звёздное скопление Млечного Пути, астрономы узнали несколько позже, уже в XX веке.

XIV. Шаровое звёздное скопление в Геркулесе

RА: 16h 41.7m, Dec: +36° 28′

Звёздное скопление в созвездии Геркулеса, июнь, 1877.

Шаровое звёздное скопление в созвездии Геркулеса с обозначением M13. На небесной сфере оно расположено примерно посредине между яркими звёздами Вега и Арктур (про то, где можно найти некоторые самые яркие звёзды, есть отдельная статья). В отличие от объектов с похожим названием, но другой природы, называемых рассеянными скоплениями (open clusters), шаровые скопления (globular clusters) сложены старыми звёздами (например, с возрастом порядка 10 миллиардов лет). Как правило, такие объекты располагаются вне плоскости Млечного Пути, в гало галактики и находятся на расстоянии в десятки тысяч световых лет. Они являются спутниками галактики, и возле Млечного Пути их пока обнаружили около 200. Их почти правильная сферическая форма — из-за сильной гравитационной связи звёзд в кластере. В таком скоплении может быть порядка сотен тысяч или миллионов звёзд. Рассеянные скопления обычно встречаются в галактической плоскости и имеют возраст в десятки-сотни миллионов лет, а ближайшие из них находятся на расстоянии в несколько сот световых лет. Количество звёзд в них — всего сотни или тысячи, и они часто встречаются вместе с различными газопылевыми туманностями — областями образования звёзд.

Шаровое скопление M13.

Эта закономерность распределения скоплений на небе была знакома астрономам XIX века: шаровые скопления (в своей массе) — там, где нет Млечного Пути, а рассеянные скопления (не всегда, но предпочтительно) — там, где он где-то рядом. О том, что шаровые скопления находятся значительно дальше и вообще за пределами диска Галактики узнали только в 10-х годах XX века. Тогда появился способ измерять расстояния до космических объектов за границами метода параллакса — единственного доступного ранее, предел которого — несколько сот световых лет, то есть до ближайших звёздных скоплений. Расстояния порядка размеров диска Галактики и расстояний до шаровых скоплений, то есть десятков тысяч световых лет, измеряют, используя объекты («стандартные свечи»), у которых можно косвенно определить абсолютную светимость. В частности, таким объектом являются переменные звёзды определённого класса — цефеиды. По ним оказалось возможным определить расстояние до таких «туманностей», как Магеллановы Облака, после чего выяснилось, что это вообще — отдельные галактики. Подробнее об этом см. статью о составлении карты Млечного Пути по базе данных 2,5 тысяч цефеид.

XV. Туманность Ориона

RA: 05h 35m, Dec: −05° 23′

Туманность Ориона, 1875—1876.

Туманность Ориона, или M42 — один из самых популярных объектов для наблюдений в любительской астрономии. Под туманностью Ориона в широком смысле понимают многочисленные туманности, звёздные скопления и газопылевые облака — объекты, которые скрываются за астеризмом «меч Ориона». Невооружённым взглядом он воспринимается как три звезды в ряд под более ярким «поясом Ориона». Сверху вниз это c Ориона, затем собственно туманность M42 (пятно вокруг средней звезды) и нижняя звезда — ι, или Йота Ориона. Верхняя звезда «Пояса» c Ориона, или 42 Ориона — это кратная звезда, возможно, тройная, которая подсвечивает газопылевое облако — так возникает туманность NGC 1977 (туманность «Бегущий Человек») и ещё несколько соседних объектов. Об этих «второстепенных» туманностях, не очень заметных на фоне «главной» M42, см. соответствующий раздел в статье «Астрономия с биноклем…». Они все вместе с «Большой туманностью Ориона» находятся на сопоставимом расстоянии 800—1500 световых лет и относятся к одной из ближних к нам областей звёздообразования. На противоположной стороне неба в созвездии Скорпиона находится аналогичный объект — ближайшая область интенсивного звёздообразования, или OB-ассоциация Скорпиона-Центавра. Такие участки особенно ярких звёзд и туманностей на расстоянии около 1000 световых лет составляют видимый почти сплошной пояс на небе (пояс Гулда), наклонённый на 20° по отношению к дуге Млечного Пути — см. об этом более подробную статью. Туманность Ориона как сектор этого пояса примечательна тем, что это компактная ассоциация разнородных объектов, она удачно расположена вне плоскости Млечного Пути, но прямо на небесном экваторе, и поэтому видна из обоих полушарий.

Самый яркий объект внутри туманности — «звезда» θ (Тета) Ориона. Это плотное рассеянное скопление очень молодых звёзд, родившихся из газопылевого облака непосредственно в туманности. Сначала в телескоп выделялись четыре ярких звезды — «Трапеция Ориона». Они и показаны внутри центрального светлого пятна на рисунке. На самом деле звёзд там больше — «звезду», обозначенную в классификации Байера 1603 года θ Ori, пришлось с развитием телескопов сначала разделить на две — θ1 и  θ2, а потом в каждой из них выделить по несколько звёздных объектов — A, B, C и т. д., часть из которых сами являются кратными системами. Кластер «Трапеция» — это θ1 — см. фото телескопа ESO; как видно, ярких звёзд там явно больше четырёх.

Туманность Ориона — рис. из каталога Мессье (1781).

Небольшая отдельная туманность вокруг яркой звезды к северо-востоку (ниже и левее) от основной туманности — это ещё одна эмиссионная туманность де Мерана (объект M43), отделённая от основной туманности тёмным пылевым облаком.

Йота Ориона (ι Orionis, Хатсия) — нижний из трёх видимых невооружённым глазом объектов, составляющих «меч Ориона». Это двойная звезда — горячий голубой гигант и самая яркая звезда меча. На рисунке это единственная яркая звезда возле верхнего края, дающая представление о масштабе — расстоянии между нижней (Йота) и средней (Тета, то есть собственно туманность) видимыми звёздами меча (напомним, что рисунок по изображению в телескопе перевёрнут, как и другие зарисовки того времени, например, как та же туманность в каталоге 1781 года: «низ» меча находится сверху).

Ниже — недавняя астрофотография созвездия Ориона (astrophotography.ie). Её автор, ирландский астроном-любитель, потратил на её создание 100 ночей съёмки в течение четырёх лет в разных странах, а суммарная экспозиция составила 400 часов.

Созвездие Ориона. Tom O’Donoghue.

Источник: 22century.ru

Ещё новости

Вы можете оставить комментарий, или ссылку на Ваш сайт.

Оставить комментарий

Вы должны быть авторизованы, чтобы разместить комментарий.