Научные факты и идеи дилогии

(подготовил JoKeR)

Кассиопея (Cassiopeia)


Заметное созвездие W-образной формы вблизи северного полюса мира. Оно ассоциируется с сидящей фигурой царицы Кассиопеи, персонажа классической мифологии, и входит в число созвездий, известных Птолемею (ок. 140 г. н.э.). (На рисунке - вид на созвездие Кассиопеи со стороны Альфы Центавра).

Альфа Кассиопеи (Шедир или Шедар, араб. «Грудь»)
Яркая звезда созвездия Кассиопеи, имеющая звездную величину 2.24m. и координаты на небесной сфере: Ra - 00h40m, Dec - +56°34¢28². Расстояние от Солнца 228.6 световых лет, оранжевый сверхгигант спектрального класса K, с температурой поверхности 3700°.

Центавр (Centaurus)


Большое южное созвездие,  очень богатое звездами. Это одно из давно известных созвездий, описанных еще Птолемеем (ок. 140 г. н.э.). Оно содержит ряд интересных объектов, включая самую близкую к солнечной системе звезду Проксиму Центавра.

Проксима Центавра (лат. «Ближайшая»)
Красный карлик спектрального класса M, расположенный на расстоянии 4.26 световых лет от Солнца. Имеет звездную величину 11m. Координаты на небесной сфере: Ra - 14h30m, Dec - –62°42¢59². Возможна вероятность физической связи с a Центавра в качестве третьего компонента. Согласно сделанным оценкам, период обращения Проксимы Центавра относительно своего удаленного компаньона может составить миллион лет. Расстояние от Проксимы до a Центавра – 0.11 световых лет. Имеет звездную величину 11m.

Альфа Центавра (Ригел Кентаврус «Нога Кентавра», Толиман)
Яркая звезда созвездия Центавра, вторая по яркости, после Сириуса, звезда земного неба. Состоит из двух компонентов спектральных классов G и K имеющих период обращения 80 лет и имеет интегральную звездную величину –0,27m. Координаты на небесной сфере: Ra - 14h40m, Dec - – 60°. Расстояние от Солнца 4.34 световых лет.

Световой год
Расстояние, которое свет (или любая другая форма электромагнитного излучения) пройдет в вакууме за один земной год. Световой год эквивалентен 9,4607 × 10¹² км.

Парсек
Единица расстояния, используемая в профессиональной астрономии. Она определяется как расстояние, на котором объект имел бы годичный параллакс, равный одной дуговой секунде. Один парсек эквивалентен 3,0857 × 1013 км, 3,2616 световых лет. Широко используются также кратные единицы - килопарсек (кпс, 1000 пс) и мегапарсек (Mпс, 1000000 пс). 

Годичный параллакс
Различие между видимым положением звезды на Земле и тем, которое было бы у нее для гипотетического наблюдателя на Солнце. Влияние годичного параллакса проявляется в сдвиге положения близких звезд, на фоне удаленных, в течение года из-за движения Земли по орбите вокруг Солнца. Если положение близкой звезды в течение года наносить на карту, то на небе получится эллипс, называемый параллактическим эллипсом. Годичный параллакс формально определяют как различие в положении, которое отвечало бы гипотетическим наблюдениям из центра Земли и центра Солнца.

Прямое восхождение - RA
Одна из координат, используемых в экваториальной системе для определения положения объектов на небесной сфере. Представляет собой эквивалент долготы на Земле, но измеряется в часах, минутах и секундах времени в восточном направлении от нулевой точки, в качестве которой принято пересечение небесного экватора и эклиптики, именуемой точкой Весеннего Равноденствия. Один час прямого восхождения эквивалентен 15 дуговым градусам; это кажущийся угол, который из-за вращения Земли небесная сфера проходит за один час звездного времени.

Склонение - Dec
Одна из координат, определяющая положение на небесной сфере в экваториальной системе координат. Склонение - эквивалент широты на Земле. Это угловое расстояние, измеряемое в градусах, к северу или югу от небесного экватора. Северное склонение положительно, а южное - отрицательно.

Экваториальная система координат
Система небесных координат, в которой основной является плоскость небесного экватора. Если речь идет о задании положения объектов на небесной сфере, то эта система координат используется чаще других.

Спектральный класс
Классификация звезд в соответствии с видом их спектра. Спектральная классификация в первую очередь основана на температурной последовательности. Существующие буквенные обозначения классов восходят к первой классификации, предпринятой в Обсерватории Гарвардского колледжа и опубликованной в 1890 г. Первоначально введенные классы, обозначенные буквами A - Q, впоследствии были упорядочены в порядке температурной последовательности, в результате чего окончательно установилось деление на основные классы с буквенными обозначениями O, B, A, F, G, K и M. Основные классы могут быть разделены далее на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9 (например, A0, K5).

Спектральный класс	Диапазон температур
O	> 25,000 K
B	11,000-25,000 K
A	7,500-11,000 K
F	6,000-7,500 K
G	5,000-6,000 K
K	3,500-5,000 K
M	< 3,500 K.

Звездная величина
Мера яркости звезды или другого небесного объекта. На шкале звездных величин меньшие числа соответствуют объектам с большей яркостью. Первоначально понятие звездной величины было введено для качественной классификации видимой яркости звезд. Греческий астроном Гиппарх (ок. 120 г. до н.э.) ранжировал звезды на шкале звездных величин от "первой" для самых ярких звезд до "шестой" (для тех, которые едва различимы невооруженным глазом). Это качественное описание в середине XIX в. было формализовано. К этому времени уже появилось понимание того, что каждая ступень на шкале звездных величин соответствует некоторому отношению яркостей. Другими словами, это означает, что шкала звездных величин является логарифмической.
В 1856 г. Н.Р. Погсон предложил, чтобы разности звездных величин, равной 5, соответствовало отношение яркостей 100:1, и эта система теперь является общепринятой. Если две звезды отличаются на одну звездную величину, то их яркости относятся как корень пятой степени из 100, т.е. 2,512. Самой большой по яркости является отрицательная звездная величина. Для примера: звездная величина Солнца - –26m, Луны в полнолуние - –12m, Венеры - –4m, Сириуса (Альфа Большого Пса) - –1,46m, Капеллы (Альфа Возничего) - 0,03m (величина положительная, как правило знаком плюс не отмечается). 

Парадокс Эйнштейна (парадокс близнецов, парадокс часов)

Парадокс связан с относительностью времени в разных системах отсчета. Согласно теории относительности, если что-либо или кто-либо движется, то время у него начинает идти медленнее. Причем, тем медленнее, чем быстрее он движется. В пределе, когда скорость его движения достигнет скорости света, время остановится совсем. Исходя из выше сказанного получается, что один из близнецов, совершив путешествие в космосе и вернувшись назад, будет моложе своего брата, остававшегося на земле.

Скорость света
Скорость распространения любых электромагнитных волн; одна из фундаментальных физических постоянных, огромная роль которой в современной физике определяется тем, что она представляет собой предельную скорость распространения любых физических воздействий и не меняется при переходе от одной системы отсчета к другой. Никакие сигналы не могут быть переданы со скоростью превышающей скорость света, а со скоростью света их можно передать только в вакууме.  

Фотонный звездолет
 
Для того чтобы покрывать межзвездные расстояния, требуются скорости, близкие к скорости света. Единственный способ достичь такой скорости -  использовать фотонные звездолеты. В современных схемах фотонный звездолет напоминает исполинский прожектор. Предполагается, что одна половина рабочего тела (топлива) будет представлять собой вещество, а другая – антивещество, которые, вступая в реакцию, аннигилируют, т.е. превращаются в электромагнитное излучение. При этом излучению придается направленный характер – с помощью экрана (зеркала) поток фотонов отражается в сторону, противоположную направлению полета. Излучение и создает необходимую тягу.

Источники: 
Справочный раздел программы Redshift 3. (Maris Multimedia 1998г.)
Зигель Ф.Ю. "Сокровища звездного неба"  (Москва 1980г. "Наука" изд. 4-е)
Б. Гоффман "Корни теории относительности" (Москва 1987г. "Знание")
Штерн М.И. "Космос - Земле" (Москва 1976г. "Наука")
Климишин И.А. "Релятивистская астрономия" (Москва 1983г. "Наука")