Продолжаем серию астрономических пастелей Этьена Трувело. Тут представлены листы VIII—XV: Галлактика, 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 данной нам гравюре живописец употребляет наименования, почти все из которых сейчас не используются либо имеют другое значение. Почти все структуры тёмного цвета тут именуются «морями», как на Луне. На данный момент большая часть таковых географических заглавий переопределили как кратеры. В то время, по-видимому, идея о воде на поверхности Марса воспринималась как полностью разумное предположение. Сейчас понятно, что вода и лёд на поверхности Марса неустойчивы, хотя и могут существовать ограниченное время в виде концентрированных соляных смесей (см. наиболее подробную статью). Сам Трувело в объяснительном тексте написал, что «Марс весьма похож на Землю» и что наблюдающий с Марса «мог бы узреть нашу планетку приблизительно таковой же, как Марс на этом рисунке».
Тёмный овал практически в самом центре Трувело именует «морем Терби». На данный момент это — Равнина Эллада (Hellas Planitia), самое приметное снижение в южном полушарии и большой импактный кратер, а именованием Терби именуют маленькой кратер на ней. Окружает это «море» так именуемый «материк Секки». Как можно увидеть, в заглавиях отчасти употребляется марсианская номенклатура Проктора 1865 года, но встречаются имена непонятного происхождения. Тогда же была конкурирующая система наименований Дж. Скиапарелли (изобретателя «марсианских каналов»), а опосля того, как начала складываться современная географическая номенклатура Марса, разбираться в этих исторических заглавиях сделалось трудно, тем наиболее что перечень официальных заглавий в современную эру уточнялся по результатам каждой марсианской миссии. Так, материк Секки отчасти выслеживается в современном квадрангле Мемнониа, но заместо «материка» сейчас — ряд «равнин» и «земель» — Киммерийская, Нойская, Прометея и др.
Топографическая карта Марса (USGS, 2005).
В левой части рисунка находится большой «Океан де ля Рю» — потом Эритрейское море, приметное в любительский телескоп, но в современной номенклатуре разбитое на несколько единиц. По-видимому, самая большая уцелевшая структура на его месте — это равнина Аргир. Севернее него (снизу) — прошлый «материк Мэдлера», который на данный момент разбивается на несколько больших плато — равнина Хриса, вулканическое плато Тарсис и др. Трувело также отметил огромное светлое пятно на своём «материке Мэдлера» и представил, что это временная структура — артефакт, вызванный преимущественным скоплением туч в этом месте. Но судя по расположению, это как раз гора Олимп высотой 30 км — самый большенный вулкан в Солнечной системе (либо, может быть, это гора Альба в том же районе). В конце концов, светлое пятно в самом верху рисунка Трувело верно интерпретировал как южную полярную шапку из льда.
IX. Юпитер
Юпитер. 1 ноября 1880 г., 21:30.
Этот набросок кажется более схематичным и далёким от фотографической точности в пользу свободной интерпретации и больше припоминает винтажные поделки на Etsy. До этого всего видимая структура диска Юпитера определяется чередованием тёмных и светлых полос параллельно экватору — газовых масс различного состава с доминирующим перемещением по параллелям из-за большенный скорости вращения планетки (оборот за 10 часов и скорость вращения на экваторе 12 км/с). Из-за этого же планетка осязаемо сплюснута у полюсов с полярными шапками. Центральный пояс — очевидно условный участок: понятно, что в действительности таковых симметричных структур не бывает. Живописец, возможно, желал направить внимание зрителей, что тут выделяются два знакомых типа туч — кучевые и слоистые с различными критериями формирования. Два светлых кружка на западной стороне (слева и выше экватора) — это транзит 2-ух из четырёх узнаваемых ещё Галилею спутников, а резкие чёрные кружки такового же размера — это тени от их на поверхности. Спутники могут показаться очень большенными. Оказывается, на начальных рисунках они были ровно в дважды меньше размерами — при увеличении для хромолитографии ошиблись с пропорциями. И, в конце концов, Огромное красноватое пятно в южном полушарии, прямо на которое падает тень верхнего спутника — «пятно-ураган» и область антициклона, которую наблюдают уже несколько веков.
X. Сатурн
Сатурн. 30 ноября 1874 г., 17:30.
На рисунке диск Сатурна похож на Юпитер: из-за резвого вращения вокруг оси параллельно экватору тянутся цепочки туч, и планетка приметно сплюснута у полюсов. Кольца у Сатурна открыли ещё в 1610 году, сходу же опосля изобретения телескопа. Сейчас понятно, что они состоят из частиц льда и пыли и есть как минимум у планет-газовых гигантов. Линии движения неких спутников Сатурна проходят либо в самих кольцах, либо в щелях меж ними, а одна из гипотез образования колец подразумевает разрушение близких спутников под действием приливных сил.
Солнце за Сатурном — снимок «Кассини». NASA/JPL/SSI.
В описании Трувело выделяет три главных кольца Сатурна — наружное, среднее и внутреннее, каждое из которых имеет составную структуру, включая несколько маленьких колец. Исторически главные кольца Сатурна обозначались A, B и C считая снаружи. Наружное кольцо (A) имеет сероватый колер и делится щелью на два подкольца. Среднее — самое колоритное из трёх, оно состоит из трёх наименьших колец, хоть и без приметных щелей меж ними, и их яркость миниатюризируется к центру. Область меж кольцами A и B именуется делением Кассини — это самый значимый интервал в структуре колец шириной 4,5 тыс. км, но он имеет свою сложную структуру и содержит материал колец и даже собственные «истинные» щели. И третье, самое тёмное — «креповое кольцо», как его именовал в середине XIX века один из первооткрывателей. В истинное время к сиим трём «главным» добавились открытые кольца D — G с иерархической структурой, бессчетные щели меж кольцами со своими именами, и даже мини-кольца снутри щелей. Некие из колец открыли с помощью зонда «Кассини» в начале 2000-х. Одно из колец (E) содержит материал, вынесенный в галлактическое место гейзерами спутника Сатурна Энцелада с подлёдным океаном. Подразумевают, что если б в таком океане была жизнь, по такому механизму она полностью могла бы попадать на остальные тела Галлактики.
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, либо комета Теббутта. Поближе всего к Земле на расстояние 40 млн км она подошла 20 июня 1881 года. Она движется по вытянутой эллиптической орбите, очень наклонённой к плоскости орбиты Земли, и её период воззвания оценили в 2600 лет. Другими словами, как и комета NEOWISE, это объект облака Оорта.
Статус «Большенный», либо «Величавой» (Great Comet) получают более калоритные и замечательные для наблюдающего кометы, но чёткого аспекта тут нет; значение имеет, к примеру, даже медийная популярность кометы за пределами общества астрологов. В июле 2020 года (время написания данной нам заметки) весомым астрономическим объектом стала комета NEOWISE, но почти все астрологи и астролюбители считают, что она очень не дотягивает до звания Большенный, а вот памятная почти всем комета Хейла—Боппа 1997 года — неоспоримо к ним относится.
XII. Метеорный дождик
Ноябрьский метеорный поток (Леониды). 13—14 ноября 1868 г.
Метеорный дождик — это поток метеоритов, другими словами 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 данной нам кометы — частички различных размеров, от пылинок до камешков (от 10-ов микрон до метров). Когда Земля пересекает этот рой, на протяжении нескольких дней в определённый сезон в атмосферу влетает поток частиц с относительными скоростями до 10-ов км/сек. Полосы метеоритов могут размещаться по-разному, но для наблюдающего они смотрятся выходящими из одной точки на небе, либо радианта. Поток обычно именуют по созвездию, в котором радиант размещен. Самый узнаваемый метеорный дождик — Персеиды в августе. Ещё есть, к примеру, Лириды, Аквариды, Ориониды и т.д.
Ноябрьский метеорный поток. Фото 1966 г.
Ноябрьский метеорный поток именуется Леониды с радиантом в созвездии Льва. Он порождается короткопериодической кометой 55P/Темпеля—Туттля с периодом воззвания 33 года. Метеорные потоки Леонид усиливаются в годы, когда комета подступает близко к Солнцу. В крайний раз это вышло в 1999 году; весьма весомый поток из зафиксированных в Новое время наблюдался в 1833 году.
Набросок ноябрьского метеорного дождика 1868 года, в отличие от других — не моментальный снимок, а таймлапс с долговременной «экспозицией»: живописец зарисовывал на одном листе калоритные метеориты, показавшиеся на протяжении ночи наблюдений. В самом центре рисунка находится Полярная звезда, около левого края — Кассиопея, а на самом правом краю видна часть звёзд Большенный Медведицы. Созвездие Льва и радиант потока метеоритов остаётся справа за кадром. «Звёздный фон» на рисунке таковой же, как и на рисунке северного сияния (лист IV), лишь поле зрения незначительно уже.
XIII. Млечный Путь
Млечный Путь. 1874—1876.
Млечный Путь на небе — это проекция диска нашей Галактики на небесную сферу. Галлактика находится снутри этого диска на расстоянии 25 тыщ световых лет от центра Галактики, но не на самом её краю. Потому на луче зрения, направленном с Земли в всякую сторону в плоскости диска, будет находиться огромное количество звёзд, совместно составляющих ту «молочную пелену» на этом участке неба. Соответственно линия Млечного Пути обрисовывает по небесной сфере полный круг с центром в точке наблюдающего («большенный круг»). Тёмные участки практически без звёзд, разделяющие дугу Млечного Пути на рукава — это области межзвёздной пыли, обычно в ближних округах (1000-2000 световых лет), непрозрачные в видимом спектре и потому закрывающие звёзды за ними. Эти участки могут быть прозрачны в остальных спектрах, в частности, для инфракрасных телескопов.
На рисунке — сектор приблизительно в четверть окружности Млечного Пути от Кассиопеи практически поблизости Северного полюса мира до Скорпиона незначительно ниже небесного экватора. Проще всего осознать, что тут происходит по данной нам схеме. Три калоритные звезды в самом верху — это соответствующий набросок Кассиопеи в виде буковкы W. Далее Млечный Путь проходит, захватывая созвездия Ящерицы (Lacerta) и Цефея без особо приметных звёзд, но южнее на его пути как раз перед раздвоением на два рукава размещается колоритная звезда Денеб — α Лебедя. Денеб, Вега (справа, созвездие Лиры) и Альтаир (созвездие Сокола слева) составляют весьма приметный астеризм под заглавием Летний Треугольник. Ещё одна колоритная звезда-ориентир справа и ниже — это α Змееносца под заглавием Рас Альхаге. Южнее структура Млечного Пути существенно усложняется поэтому что в этом направлении размещается центр Галактики (в созвездии Стрельца). В самой нижней части поля рисунка справа — созвездие Скорпиона, в котором выделяется красная звезда Антарес, одна из самых ярчайших на небе. Этот участок похож на участок в созвездии Ориона на обратной стороне небесной сферы: это тоже область интенсивного звёздообразования со обилием туманностей и юных звёздных скоплений. Один из таковых приметных звёздных кластеров лежит прямо на Млечном Пути, на хвосте Скорпиона. Это скопление Птолемея (М7). В конце концов, из увлекательных объектов слева вверху в стороне от Млечного Пути находится Туманность Андромеды (M31). Про то, что это — отдельная галактика, а не еще одно звёздное скопление Млечного Пути, астрологи узнали несколько позднее, 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 размещено приблизительно посредине меж колоритными звёздами Вега и Арктур (про то, где можно отыскать некие самые калоритные звёзды, есть отдельная статья). В отличие от объектов с схожим заглавием, но иной природы, именуемых рассеянными скоплениями (open clusters), шаровые скопления (globular clusters) сложены старенькыми звёздами (к примеру, с возрастом порядка 10 млрд лет). Обычно, такие объекты размещаются вне плоскости Млечного Пути, в гало галактики и находятся на расстоянии в 10-ки тыщ световых лет. Они являются спутниками галактики, и около Млечного Пути их пока нашли около 200. Их практически верная сферическая форма — из-за мощной гравитационной связи звёзд в кластере. В таком скоплении быть может порядка сотен тыщ либо миллионов звёзд. Рассеянные скопления обычно встречаются в галактической плоскости и имеют возраст в десятки-сотни миллионов лет, а наиблежайшие из их находятся на расстоянии в несколько сот световых лет. Количество звёзд в их — всего сотки либо тыщи, и они нередко встречаются совместно с разными газопылевыми туманностями — областями образования звёзд.
Шаровое скопление M13.
Эта закономерность распределения скоплений на небе была знакома астрологам XIX века: шаровые скопления (в собственной массе) — там, где нет Млечного Пути, а рассеянные скопления (не постоянно, но желательно) — там, где он кое-где рядом. О том, что шаровые скопления находятся существенно далее и совершенно за пределами диска Галактики узнали лишь в 10-х годах XX века. Тогда возник метод определять расстояния до галлактических объектов за границами способа параллакса — единственного доступного ранее, предел которого — несколько сот световых лет, другими словами до ближайших звёздных скоплений. Расстояния порядка размеров диска Галактики и расстояний до шаровых скоплений, другими словами 10-ов тыщ световых лет, определяют, используя объекты («обычные свечки»), у которых можно косвенно найти абсолютную светимость. В частности, таковым объектом являются переменные звёзды определённого класса — цефеиды. По ним оказалось вероятным найти расстояние до таковых «туманностей», как Магеллановы Облака, опосля что выяснилось, что это совершенно — отдельные галактики. Подробнее о этом см. статью о составлении карты Млечного Пути по базе данных 2,5 тыщ цефеид.
XV. Туманность Ориона
RA: 05h 35m, Dec: −05° 23′
Туманность Ориона, 1875—1876.
Туманность Ориона, либо M42 — один из самых фаворитных объектов для наблюдений в любительской астрономии. Под туманностью Ориона в широком смысле соображают бессчетные туманности, звёздные скопления и газопылевые облака — объекты, которые скрываются за астеризмом «клинок Ориона». Невооружённым взором он воспринимается как три звезды в ряд под наиболее броским «поясом Ориона». Сверху вниз это c Ориона, потом фактически туманность M42 (пятно вокруг средней звезды) и нижняя звезда — ι, либо Йота Ориона. Верхняя звезда «Пояса» c Ориона, либо 42 Ориона — это кратная звезда, может быть, тройная, которая подсвечивает газопылевое скопление — так возникает туманность NGC 1977 (туманность «Бегущий Человек») и ещё несколько примыкающих объектов. О этих «второстепенных» туманностях, не весьма приметных на фоне «главной» M42, см. соответственный раздел в статье «Астрономия с биноклем…». Все они совместно с «Большенный туманностью Ориона» находятся на сопоставимом расстоянии 800—1500 световых лет и относятся к одной из ближних к нам областей звёздообразования. На обратной стороне неба в созвездии Скорпиона находится аналогичный объект — наиблежайшая область интенсивного звёздообразования, либо OB-ассоциация Скорпиона-Центавра. Такие участки в особенности ярчайших звёзд и туманностей на расстоянии около 1000 световых лет составляют видимый практически сплошной пояс на небе (пояс Гулда), наклонённый на 20° по отношению к дуге Млечного Пути — см. о этом наиболее подробную статью. Туманность Ориона как сектор этого пояса примечательна тем, что это малогабаритная ассоциация разнородных объектов, она успешно размещена вне плоскости Млечного Пути, но прямо на небесном экваторе, и потому видна из обоих полушарий.
Самый броский объект снутри туманности — «звезда» θ (Тета) Ориона. Это плотное рассеянное скопление весьма юных звёзд, родившихся из газопылевого облака конкретно в туманности. Поначалу в телескоп выделялись четыре ярчайших звезды — «Трапеция Ориона». Они и показаны снутри центрального светлого пятна на рисунке. На самом деле звёзд там больше — «звезду», обозначенную в систематизации Байера 1603 года θ Ori, пришлось с развитием телескопов поначалу поделить на две — θ1 и θ2, а позже в каждой из их 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, ярчайших звёзд там очевидно больше четырёх.
Туманность Ориона — рис. из каталога Мессье (1781).
Маленькая отдельная туманность вокруг броской звезды к северо-востоку (ниже и левее) от главный туманности — это ещё одна эмиссионная туманность де Мерана (объект M43), отделённая от главный туманности тёмным пылевым облаком.
Йота Ориона (ι Orionis, Хатсия) — нижний из трёх видимых невооружённым глазом объектов, составляющих «клинок Ориона». Это двойная звезда — жаркий голубой гигант и самая колоритная звезда клинка. На рисунке это единственная колоритная звезда около верхнего края, дающая представление о масштабе — расстоянии меж нижней (Йота) и средней (Тета, другими словами фактически туманность) видимыми звёздами клинка (напомним, что набросок по изображению в телескопе перевёрнут, как и остальные зарисовки тех пор, к примеру, как та же туманность в каталоге 1781 года: «низ» клинка находится сверху).
Ниже — недавняя астрофотография созвездия Ориона (astrophotography.ie). Её создатель, ирландский астроном-любитель, издержал на её создание 100 ночей съёмки в течение четырёх лет в различных странах, а суммарная экспозиция составила 400 часов.
Созвездие Ориона. Tom O’Donoghue.