Персеиды – самый знаменитый метеоритный дождь
Метеорный поток Персеиды
Радиант метеорного потока Персеид является самым ярким летним событием. Его можно наблюдать августовскими ночами в рассматриваемом нами созвездии Персей. Данный поток появляется как результат того, что Земля пересекает шлейф мельчайших частичек пыли, которые являются остатками кометы Свифта-Туттля. Эти мелкие частички, сравнимые по размерам с песчинками, очень быстро сгорают в нашей атмосфере, представляя нашему вниманию своеобразное подобие звездного дождя. Интенсивность потока постепенно нарастает, а затем ослабевает.
Галерея снимков Персеид
Комета Свифта-Туттля
Комета Свифта-Туттля
Сама комета Свифта-Туттля приближается к нашей планете только раз в 135 лет, с ее же хвостом Земля «встречается» ежегодно. Когда комета близка к Солнцу, она рассеивает в космосе кусочки льдов и пыли. Последняя, двигаясь по направлению от Солнца, попадает в нашу атмосферу, сгорает, вспыхивая как звезды на ночном небе. Обычно персеиды наблюдаются с середины до конца августа. Тогда ежечасно наблюдатель может насчитать в среднем 60 метеоров.
9 Денеб
- Альтернативное название: α Лебедя
- Видимая звездная величина: 1,25
- Расстояние до Солнца: ~1550 св. лет
Имя «Денеб» происходит от арабского dheneb («хвост»), из фразы ذنب الدجاجة dhanab ad-dajājat, или «хвост курицы». Эта звезда является самой яркой в созвездии Лебедя, занимает девятое место по яркости среди звезд северного полушария и двадцатое среди звезд обоих полушарий. Вместе со звёздами Вега и Альтаир Денеб образует «летне-осенний треугольник», который виден в Северном полушарии в летние и осенние месяцы.
Денеб входит в число самых крупных и самых мощных звёзд, известных науке. Диаметр Денеба примерно равен диаметру земной орбиты (≈300 миллионов километров). Абсолютная звёздная величина Денеба оценивается в −6,5m, что делает Денеб самой мощной звездой из всех 25 самых ярких звёзд неба.
Точное расстояние до Денеба по сей день остаётся причиной споров. Большинство звёзд, находящихся от Земли на таком же расстоянии, не видны невооружённым глазом, и могут быть идентифицированы только по каталогу, при условии, что они вообще известны. На различных интернет-ресурсах можно найти значения от 1340 до 3200 световых лет. Последние уточнения параллакса дают оценку расстояния от 1340 до 1840 световых лет с наиболее вероятной величиной 1550 световых лет.
Если бы Денеб был точечным источником света на том же расстоянии от Земли, что и Солнце, то он был бы гораздо ярче, чем большинство промышленных лазеров. За один земной день он излучает больше света, чем Солнце за 140 лет. Будь он на таком же расстоянии, как Сириус, он был бы ярче полной Луны.
Масса Денеба считается равной 15—25 солнечных. Так как Денеб является белым сверхгигантом, то из-за его высокой температуры и массы можно заключить, что продолжительность жизни у него короткая, и через пару миллионов лет он станет сверхновой. В его ядре уже прекратились термоядерные реакции с участием водорода.
Ежегодно Денеб теряет до 0,8 миллионной части солнечной массы в виде звёздного ветра. Это в сто тысяч раз больше аналогичного показателя Солнца.
Факты о звезде Альдебаран
Альдебаран — одна из двух звезд в созвездии Тельца, включенных в список 58 навигационных звезд. Другая навигационная звезда созвездия — Эльнат (Бета Тельца).
Альдебаран был самой яркой звездой на небе около 200 000 лет, между 420 000 и 210 000 годами до нашей эры. Звезда находилась на расстоянии 21,5 световых лет от Солнечной системы и на своем максимуме была немного ярче, чем Сириус сегодня (маг. -1,46), сияя с магнитудой -1,54.
Альдебаран — четвертая по яркости звезда на небе в ближнем инфракрасном диапазоне длин волн. При звездной величине в J-диапазоне -2,1 её затмевают только Бетельгейзе (-2,99), Дорада (-2,6) и Арктур (-2,2).
Альдебаран — одна из ярких звезд, чье движение по небу привело к открытию правильного движения. В 1718 году английский астроном и математик Эдмунд Галлей изучил записи о лунном затмении звезды, которое произошло 11 марта 509 года н.э. и было замечено из Афин, Греция. Он обнаружил, что с тех пор звезда переместилась на несколько угловых минут к северу. Галлей сравнил свои измерения с данными, приведенными Птолемеем в его Альмагесте во 2 веке н.э., и отметил, что Сириус и Арктур также значительно сдвинулись. Осознав, что то, что ранее считалось «неподвижными» звездами, в конце концов, не было таким уж неподвижным.
Альдебаран используется в качестве спектрального стандарта для своего класса, K5+ III.
Первым человеком, изучившим спектр Альдебарана, был английский астроном и пионер астрономической спектроскопии сэр Уильям Хаггинс, который наблюдал звезду из своей частной обсерватории в Талс Хилл, Лондон, в 1864 году. Хаггинс смог идентифицировать девять элементов в спектральных линиях Альдебарана, включая железо, натрий, кальций и магний.
Альдебаран — одна из наиболее изученных звезд на небе. Значительный список наблюдений и исследований привел к тому, что его использовали для калибровки инструментов космического телескопа «Хаббл». Альдебаран также является одной из 33 звезд, используемых в качестве эталонов для калибровки звездных параметров во время миссии космической обсерватории Gaia (2013-2022), запущенной для проведения точных астрометрических измерений и создания крупнейшего на сегодняшний день трехмерного космического каталога Млечного Пути.
Поверхностная гравитация Альдебарана составляет 1,59 кг/с, что примерно в 25 раз ниже, чем у нашей планеты и в 700 раз ниже, чем у Солнца, но не является чем-то необычным для звезды-гиганта.
Альдебаран расположен всего в 5,47 градусах к югу от эклиптики, видимого пути Солнца по небу, и может быть закрыт Луной. Затенение, произошедшее 22 сентября 1978 года, позволило астрономам получить довольно точную оценку диаметра звезды. В период с 29 января 2015 года по 3 сентября 2018 года из мест вблизи экватора и в северном полушарии можно было наблюдать 49 затенений звезды. Солнце приближается к Альдебарану примерно 1 июня каждого года.
Около 5000 лет назад Альдебаран был близок к весеннему равноденствию, моменту, когда Солнце пересекает небесный экватор, отмечая начало весны в северном полушарии. Из-за осевой прецессии Земли звезда с тех пор отодвинулась.
Скорость удаления Альдебарана была впервые рассчитана как 48 км/с немецким астрофизиком Германом Карлом Фогелем и его помощником, астрономом Юлиусом Шайнером, в астрофизической обсерватории Потсдама в Германии в конце 1880-х годов.
Альдебаран — самая яркая из всех звезд в зодиакальных созвездиях. Объект едва затмевает Антарес в созвездии Скорпиона, а также ярче звезд первой величины: Спики в Деве, Поллукса в Близнецах и Регула во Льве.
В средневековой астрологии Альдебаран был одной из 15 неподвижных звезд, считался источником особой астрологической силы и ассоциировался с планетами Венера и Марс.
Космический зонд Пионер 10, запущенный в 1972 году, направляется в общем направлении звезды. Потребовалось бы более двух миллионов лет, чтобы максимально приблизиться к Альдебарану, если бы относительная скорость звезды была нулевой.
Сверхновая
Несмотря на то, что звезда Пистолет еще очень молода, ее большая масса определяет ее окончательную судьбу в качестве сверхновой или гиперновой через 1-3 миллиона лет.
Все яркие голубые переменные заканчивают свою жизнь как сверхновые. Они также могут подвергаться гигантским вспышкам, сопровождающимся резкой потерей массы, еще до того, как погаснут. Эти события можно ошибочно принять за вспышки сверхновых, поскольку светимость звезд заметно возрастает. Хорошо известные примеры исторических событий, связанных с самозваными сверхновыми были зарегистрированы для Эта Киля и P Лебедя.
Капелла
- Альтернативное название: α Возничего
- Видимая звездная величина: 0,08
- Расстояние до Солнца: 42,6 св. лет
Капе́лла — самая яркая звезда в созвездии Возничего, шестая по яркости звезда на небосклоне и третья по яркости на небе Северного полушария.
Капелла (лат. Capella — «Козочка»), также Капра (лат. Capra — «коза»), Аль Хайот (араб. العيوق — «коза») — жёлтый гигант. В рисунке созвездия Капелла расположена на плече Возничего. На картах неба часто на этом плече у Возничего рисовали козочку. Она ближе к северному полюсу мира, чем любая другая звезда первой величины (Полярная звезда — только второй величины) и вследствие этого играет важную роль во многих мифологических сказаниях.
С астрономической точки зрения Капелла интересна тем, что это спектрально-двойная звезда. Две звезды-гиганта спектрального класса G, светимостью около 77 и 78 солнечных, удалены друг от друга на 100 млн км (2/3 расстояния от Земли до Солнца) и вращаются с периодом 104 дня. Первый и более тусклый компонент — Капелла Aa уже проэволюционировал с главной последовательности и находится на стадии красного гиганта, в недрах звезды уже начались процессы горения гелия. Второй и более яркий компонент — Капелла Ab тоже покинул главную последовательность и находится на так называемом «пробеле Герцшпрунга» — переходной стадии эволюции звёзд, при которой термоядерный синтез гелия из водорода в ядре уже закончился, но горение гелия ещё не началось. Капелла — источник гамма-излучения, возможно, из-за магнитной активности на поверхности одного из компонентов.
Массы звёзд приблизительно одинаковы и составляют 2,5 массы Солнца у каждой звезды. В перспективе вследствие расширения до красного гиганта оболочки звёзд расширятся и, вполне вероятно, соприкоснутся.
Центральные звезды имеют также слабый спутник, который, в свою очередь, сам является двойной звездой, состоящей из двух звёзд класса M — красных карликов, обращающихся вокруг основной пары по орбите радиусом примерно в один световой год.
Капелла была ярчайшей звездой неба в период с 210 000 до 160 000 годов до н. э. До этого роль самой яркой звезды неба играл Альдебаран, а после — Канопус.
Тип звезды
Мю Цефея — красный сверхгигант спектрального типа M2e Ia. Ее часто описывают как гипергигант, звезду с высокой яркостью (класс светимости 0 или Ia+), которая быстро теряет массу из-за сильных звездных ветров. Другие красные гипергиганты включают NML Лебеля, VX Стрельца, VY Большого Пса, S Персея и в настоящее время две крупнейшие известные звезды: WOH G64 и Вестерлунд 1-26.
Скорость потери массы Мю Цефея в несколько раз превышает 10-7 масс Солнца в год. Из-за потери массы звезда окутана слоем пыли, который простирается на расстояние до 15 000 астрономических единиц от звезды. Скорость расширения пылевой оболочки составляет 10 км/с -1, что указывает на то, что она сформировалась около 2000-3000 лет назад. Мю Цефея также окружена большой сферой водяного пара.
В видимых длинах волн Мю Цефея примерно в 100 000 раз ярче Солнца. Она имеет абсолютную звездную величину -7,6. При эффективной температуре около 3 200 ºС светимость звезды в 283 000 — 340 000 раз превышает солнечную.
Если звезду UY Щита поместить в центр Солнечной системы, то размеры звезды будут граничить с орбитой Сатурна.
Мю Цефея имеет 19,2 массы Солнца, что значительно превышает предел для кандидата на роль сверхновой. Считается, что звезда начала свою жизнь с примерно 25 масс Солнца. Несмотря на то, что ей всего около 10 миллионов лет, она начала превращать гелий в углерод и приближается к концу своей жизни. В конечном итоге, она закончит свою жизнь как сверхновая, оставив после себя нейтронную звезду или черную дыру, в не столь отдаленном будущем.
Мю Цефея классифицируется как полурегулярная переменная звезда типа SRc (сверхгигант позднего спектрального класса, демонстрирующий полурегулярные изменения яркости из-за пульсаций). Когда-то она служила прототипом для класса звезд, известных как переменные Мю Цефея. Класс в настоящее время устарел. Другие звезды этого типа (SRc) включают Бетельгейзе, Расалгети, VX Стрельца, S Персея, CE Тельца и T Кита.
Радиальные пульсации Мю Цефея имеют небольшую амплитуду – около 1,67 звездной величины, но амплитуда, вероятно, будет увеличиваться в дальнейшем. Несмотря на то, что пульсации невелики, они вытеснили внешние слои звезды, образовав вокруг нее оболочку из пыли и газа.
Яркость Мю Цефея изменяется от 3,4 до 5,1 звездной величины с периодами 860±50 дней или 4400±1060 дней. В самом ярком состоянии звезду относительно легко заметить, но когда она тускнеет до величины 5.1, для этого требуются очень хорошие условия, с ясным, темным небом и без светового загрязнения.
Мю Цефея — убегающая звезда, движущаяся в космосе с необычно высокой скоростью относительно межзвездной среды. Она движется со специфической скоростью 80,7±17,7 км/с.
Многие параметры звезды неизвестны, включая размер, расстояние и светимость. Несмотря на расстояние, звезда достаточно велика, чтобы измерить ее угловой диаметр в 0,021 угловой секунды. Угловой размер и расстояние составляет около 2400 световых лет, дают физический радиус в 1650 солнечных радиусов. Расстояние и температура дают светимость, в 353 000 раз превышающую солнечную, и размер в 1450 солнечных радиусов. Радиус, полученный из углового диаметра и расстояния в 2800 световых лет, дает светимость в 475 000 раз превышающую солнечную. Эффективная температура около 3 500 ºС подразумевает размер в 1 260 солнечных радиусов.
Исследование скорости потери массы красными сверхгигантами, проведенное в 2011 году, дает расстояние в 870 парсеков или 2840 световых лет.
Светимость звезды, основанная на спектральном распределении энергии, в 283 000 раз превышает солнечную, а рассчитанная по соотношению цвета в видимом и инфракрасном диапазоне, составляет 340 000 солнечных светимостей, что подразумевает радиус, в 1420 раз превышающий солнечный.
Ярчайшие звезды в созвездии Персея
Созвездие Персей содержит 8 звезд с собственными названиями. Собственные названия звезд, официально одобренные Международным Астрономическим Союзом (МАС). На данный момент известно о 6 звездах с подтвержденными планетами.
Звезда Мирфак (Альфа Персея)
Альфа Персея — сверхгигантская звезда, принадлежащая к спектральному классу F5 Ib. Она имеет видимую величину 1,806 и находится примерно в 510 световых годах от Земли. Это самая яркая звезда в созвездии Персея и одна из самых ярких звезд на небе.
Мирфак циркумполярен и никогда не заходит за горизонт. Он расположен в звездном скоплении, известном как Альфа-Персей, которое легко увидеть в бинокль.
Альфа Персея имеет 7,3 солнечных масс и примерно в 60 раз больше и в 5 000 раз ярче Солнца. Традиционные названия звезды, Мирфак, означают «локоть» или «бок».
Звезда Алголь (Бета Персея)
Алголь — одна из самых известных звезд на небе. Это была первая затмевающая двойная звезда, когда-либо открытая, и одна из первых переменных звезд, которые были найдены.
Бета Персея — это фактически тройная звездная система, состоящая из первичной звезды Бета Персея А, которая затмевается Бета Персея Б. Видимая величина системы составляет около 2,1, но она падает до 3,4 каждые 2 дня 20 часов и 49 минут и остается более тусклой около 10 часов. Именно столько длится затмение.
Алголь имеет видимую звездную величину 2,12 и находится на расстоянии 92,8 световых лет от нас. Она прошла в пределах 9,8 световых лет от Солнечной системы около 7,3 миллиона лет назад. Её видимая величина в то время была -2,5, что сделало её намного ярче, чем Сириус, в настоящее время самая яркая звезда на небе.
Название звезды происходит от арабского слова и означает «Голова Демона». В арабской традиции она ассоциировался с упырем, а в греческой мифологии — с головой Горгоны. В еврейской традициимифологии она была известена как голова Сатаны. Латинское название звезды в XVI веке было Caput Larvae или «голова призрака».
Звезда Атик (Менхиб) или Дзета Персея
Дзета Персея — это бело-голубой сверхгигант, относящаяся к спектральному классу B1Ib. Она примерно в 47 000 раз ярче Солнца. Атик имеет видимую величину 2,86 и находится в 750 световых годах от Земли. У звезды есть спутник 9-й величины, расположенный на расстоянии 12,9 угловых секунд. Предполагается, что эти две звезды физически связаны друг с другом, поскольку они движутся по одной и той же траектории.
Звезда ε Persei (Эпсилон Персея)
Эпсилон Персея состоит из нескольких звезд. Система имеет суммарную видимую величину 2,88 и находится на расстоянии около 640 световых лет от Солнца. Первичная звезда в системе классифицируется как переменная бета Цефея с периодом первичной пульсации 0,1603 дня.
Два основных компонента системы Эпсилон Персей вращаются вокруг друг друга с периодом обращения 14 дней. Система может иметь и третий компонент, но его существование не подтверждено. Основной компонент — звезда главной последовательности, принадлежащая к спектральному типу B0.5V. Звезда в 28 000 раз ярче, чем Солнце. Вторичная звезда относится к спектральному диапазону между A6V и K1V и намного меньше первичной компоненты, имея только от 6% до 13% массы первичной звезды.
Звезда γ Persei (Гамма Персея)
Гамма Персея — двойная звезда с суммарной видимой звездной величиной 2,93, удаленная от Земли примерно на 243 световых года. Это четвертая по яркости звезда созвездия Персея.
Гамма Персея состоит из гиганта спектрального типа G9 III и звезды-компаньона, которая обычно классифицируется либо как A3V, либо как A2III. Система представляет собой затмевающую двойную звезду, причем две звезды обращаются друг вокруг друга каждые 14,6 года. Первичный компонент проходит перед компаньоном, и суммарная величина системы падает на 0,55.
Происхождение названия
Канопус — традиционное название Альфы Киля с древних времен. Он появился в Альмагесте Птолемея во 2 веке нашей эры. Оно также пишется как Канобус, Канопус и Канобос.
Формально название относится только к компоненту Альфа Киля A. Происхождение названия неизвестно. Обычно считается, что оно происходит от греческого κάνωβος (Канобос), которое было именем мифического мореплавателя Менелая из Спарты во время Троянской войны. В греческой мифологии после разрушения Трои в 1183 году до н.э. флот Менелая по пути домой остановился в Египте и Канопус был укушен змеей. Менелай воздвиг памятник в свою честь в дельте Нила, где позже возник город Канопус. В гомеровских мифах именно Менелай основал город и назвал его в честь своего кормчего.
Второе возможное происхождение названия происходит от египетско-коптского Kahi Nub, что означает «Золотая Земля». Это ссылка на появление Канопуса близко к горизонту в Древнем Египте.
Название было одобрено рабочей группой Международного Астрономического Союза (МАС) по названиям звезд (WGSN) 30 июня 2016 года.
Происхождение названия
У Мю Цефея нет официального названия, но она известна как Гранатовая звезда Гершеля, а также называлась Эракис. Ни одно из двух названий не было официально утверждено Международным Астрономическим Союзом.
Мю Цефея получил прозвище «Гранатовая звезда Гершеля» после того, как британский астроном Уильям Гершель (1738-1822), родившийся в Германии, сравнил цвет звезды с цветом звезды Мира, описав ее как: «Очень красивый глубокий гранатовый цвет и самый красивый объект.» Итальянский астроном Джузеппе Пиацци (1746-1826) впоследствии назвал Мю Цефея Гранатовой звездой в 1803 году.
Рассеянные скопления в составе изучаемого созвездия
Если перевести взгляд немного в сторону от описанной ранее звезды эта Персей, можно без применения оптических приборов увидеть размытое светлое пятно, которое имеет неправильную форму. Уже в телескоп каждый различит в этом пятне целых два звездных скопления, разбросанных на небе. Они называются Хи и Аш Персея . Примечательно то, что в составе данных двух скоплений сосредоточено большое количество звезд.
Так, рассеянное скопление h Персей имеет звездную величину, равную 4,3m, а его диаметр составляет 56 световых лет. В составе данного рассеянного скопления можно насчитать около 350 звезд. h Персей расположилось на расстоянии 6200 св. лет от нас.
Второе рассеянное скопление — x Персей имеет аналогичную звездную величину, что и h Персей, — 4,3m. Диаметр скопления равен 77 световым годам. В данном скоплении сосредоточено близко трехсот звезд. Рассеянное скопление под названием x Персей расположено от Земли на удалении 6520 св. лет. Созерцание данных двух скоплений в телескоп предстает перед глазами наблюдателя поистине потрясающим зрелищем.
Персеиды – самый знаменитый метеоритный дождь
Метеорный поток Персеиды
Радиант метеорного потока Персеид является самым ярким летним событием. Его можно наблюдать августовскими ночами в рассматриваемом нами созвездии Персей. Данный поток появляется как результат того, что Земля пересекает шлейф мельчайших частичек пыли, которые являются остатками кометы Свифта-Туттля. Эти мелкие частички, сравнимые по размерам с песчинками, очень быстро сгорают в нашей атмосфере, представляя нашему вниманию своеобразное подобие звездного дождя. Интенсивность потока постепенно нарастает, а затем ослабевает.
Галерея снимков Персеид
Комета Свифта-Туттля
Фото Комета Свифта-Туттля
Сама комета Свифта-Туттля приближается к нашей планете только раз в 135 лет, с ее же хвостом Земля «встречается» ежегодно. Когда комета близка к Солнцу, она рассеивает в космосе кусочки льдов и пыли. Последняя, двигаясь по направлению от Солнца, попадает в нашу атмосферу, сгорает, вспыхивая как звезды на ночном небе. Обычно персеиды наблюдаются с середины до конца августа. Тогда ежечасно наблюдатель может насчитать в среднем 60 метеоров.
Constellation
Mirfak is located in the northern constellation Perseus. Located in the vicinity of several constellations related to the myth of Perseus (Andromeda, Cassiopeia, Cepheus, Cetus and Pegasus), Perseus is usually depicted holding the head of the Gorgon Medusa, marked by the constellation’s famous eclipsing variable star Algol.
Perseus constellation map by IAU and Sky&Telescope magazine
In addition to the Alpha Persei Cluster, Perseus contains several other notable deep sky objects. These include the bright open clusters Messier 34 (mag. 5.5) and the Double Cluster (NGC 869 and NGC 884, mag. 3.7/3.8), the planetary nebula Messier 76, also known as the Little Dumbbell Nebula (mag. 10.1), and the emission nebula NGC 1499 (California Nebula).
The best time of year to see the stars and deep sky objects in Perseus is during the month of December.
The 10 brightest stars in Perseus are Mirfak (Alpha Per, mag. 1.806), Algol (Beta Per, mag. 2.09), Zeta Persei (mag. 2.86), Epsilon Persei (mag. 2.88), Gamma Persei (mag. 2.93), Delta Persei (mag. 3.01), Rho Persei (mag. 3.39), Miram (Eta Per, mag. 3.79), Nu Persei (mag. 3.80), and Misam (Kappa Per, mag. 3.80).
Mirfak – Alpha Persei
| Spectral class | F5 Ib |
| U-B colour index | +0.38 |
| B-V colour index | +0.483 |
| Apparent magnitude | 1.806 |
| Absolute magnitude | -5.1 |
| Distance | 510 ± 10 light years (155 ± 4 parsecs) |
| Parallax | 6.44 ± 0.17 mas |
| Radial velocity | -2.04 km/s |
| Proper motion | RA: +23.75 mas/yr |
| Dec.: -26.23 mas/yr | |
| Mass | 8.5 ± 0.3 M☉ |
| Luminosity | 5,000 L☉ |
| Radius | 68 ± 3 R☉ |
| Temperature | 6,350 ± 100 K |
| Metallicity | -0.02 dex |
| Age | 41 million years |
| Rotational velocity | 20 km/s |
| Surface gravity | 1.90 ± 0.04 cgs |
| Constellation | Perseus |
| Right ascension | 03h 24m 19.37009s |
| Declination | +49° 51′ 40.2455″ |
| Designations | Mirfak, Alpha Persei, α Per, 33 Persei, HD 20902, HR 1017, HIP 15863, GC 4041, GCRV 1871, SAO 38787, PPM 46127, CCDM J03243+4951A, BD+49 917, FK5 120, IRAS 03207+4941, 2MASS J03241936+4951401, IDS 03171+4930 A, WDS J03243+4952A, TYC 3320-2808-1, Gaia DR2 441695506170854400 |
Легенда созвездия Персей
У созвездия Персей есть своя легенда, как и у многих других, известных с древних времён. Как водится, это древнегреческие мифы, где есть герой с таким именем. Персей был сыном обычной земной женщины, хоть и царской дочери, и самого бога Зевса.
Персею было поручено убить Горгону Медузу, которая обращала в камень всех, кто посмел взглянуть на неё. Нужно было не просто убить Медузу, но и доставить её голову в качестве свадебного подарка. В итоге Персей справился с заданием и отрубил голову Горгоны Медузы. Созвездие так и изображается – Персей держит голову в руке.
На обратном пути Персей еще и спас красавицу Андромеду от морского чудовища, а потом женился на ней. Андромеда тоже запечатлена в отдельном созвездии рядом, как и морское чудовище – созвездие Кит.
Учимся находить Малую Медведицу, Кассиопею и Дракон
Итак, начнем наше знакомство со звездным небом. Сегодня мы познакомимся с четырьмя созвездиями Северного неба: Большая Медведица, Малая Медведица (с известной Полярной звездой), Дракон и Кассиопея. Все эти созвездия ввиду своей близости к Северному полюсу мира на Европейской территории бывшего СССР являются незаходящими. Т.е. их можно отыскать на звездном небе в любой день и в любой момент времени. Первые шаги следует начать с известного каждому «ковша» Большой Медведицы. Вы нашли его на небе? Если нет, то для его поиска помните, что летними вечерами «ковш» находится на северо-западе, осенью – на севере, зимой – на северо-востоке, весной – прямо над головой
Теперь обратите внимание на две крайние звезды этого «ковша»
Если мысленно провести прямую через эти две звезды, то первой же звездной, яркость которой сравнима с яркостью звезд «ковша» Большой Медведицы, будет Полярная звезда, принадлежащая созвездию Малой Медведицы. Попытайтесь отыскать остальные звезды этого созвездия. Если вы наблюдаете в городских условиях, то разглядеть звезды «малого ковша» (а именно так неофициально называют созвездие Малой Медведицы) будет трудно: они не так ярки, как звезды «большого ковша», т.е. Большой Медведицы. Для этого лучше иметь под рукой бинокль. Когда вы разглядите созвездие Малой Медведицы, то можете попробовать отыскать созвездие Кассиопеи. Не знаю как вам, но для меня оно изначально ассоциировалось с еще одним «ковшом». Скорее это даже «кофейник». Итак, посмотрите на вторую от конца звезду «ручки ковша» Большой Медведицы. Это та звезда, рядом с которой видна еле заметная невооруженному глазу звездочка. Яркая звезда носит имя Мицар, а та, что рядом – Алькор (вот вам и модельный ряд культовых советских телескопов для любителей астрономии, производимых новосибирским приборостроительным заводом (НПЗ)). Говорят, что если перевести с арабского, то Мицар – это конь, а Алькор – это всадник. Будучи знакомым с арабским языком подтвердить это не могу, но доверимся книгам.
Итак, Мицар найден. Теперь проведите мысленную прямую от Мицара через Полярную звезду и далее примерно на такое же расстояние. И вы наверняка увидите довольно яркое созвездие в виде латинской буквы W. Это и есть Кассиопея. Все-таки чем-то похоже на «кофейник», не правда ли?
Другие не менее любопытные звезды созвездия
Ро Персея
Есть в данном созвездии и другое переменное светило, которое мы можем увидеть с Земли. Таковой является звезда ро Персея, которую относят к переменным звездам. Яркость звезды меняется от величины 3,2m до 4m, но это изменение всякий раз происходит с разным периодом, который колеблется в рамках 33-55 дней. Есть предположение, что как раз на это время накладывается еще и долгопериодическое изменение сияния звезды, период которого составляет уже около 1100 суток.
Еще одной красивой звездой Персея, которая является также двойной системой, является ее Эта. Главенствующая звезда системы обладает звездной величиной в 3,8m. Тогда как ее спутник, удаленный на угловое расстояние в 29 секунд дуги, имеет величину лишь 7,9m. Наблюдение этой парной звезды в телескоп представляется поистине впечатляющим зрелищем. «Ведущая» звезда сияет мягким оранжевым светом, тогда как спутник обладает синеватым блеском. От сияния этих двух тел открытого космоса на ночном небе очень сложно оторвать свой взор.
Туманность NGC 1333
Туманность NGC 1333
На таком же удалении от Земли, что и туманность Калифорния, располагается еще одна туманность NGC 1333. Данная туманность является отражательной. На изображениях можно увидеть, что данный объект обладает голубоватым оттенком. Это обуславливается отражением света звезд от межзвездной пыли, но на самом деле светится еще и сама пыль.
Cпиральная галактика NGC 1260
Галактика NGC 1260 и ее соседи
Имеется в составе созвездия Персей и очень удивительная спиральная галактика NGC 1260. Именно на ее месте некогда располагалась самая яркая из когда-либо увиденных человечеством SN 2006gy — сверхновая звезда. Взрыв этой звезды по мощности был в сотню раз сильнее, чем у любой другой сверхновой. Пик яркости был достигнут лишь по истечении 70 дней. Тогда суммарное излучение света было равно свечению 50 (!) миллиардов Солнц. Галактика NGC 1260, в которой произошел данный сверхмощный взрыв, расположилась от Земли в 238 млн. световых годах.