В книге рассказывается об открытиях древних народов, о роли античных географов в истории географических открытий. Читатель познакомится с древнейшими цивилизациями Ближнего Востока, с походами римлян в Западную Европу, Азию и Африку, с первооткрывателями и исследователями Атлантики. Большой интерес представляет материал об открытии русскими Восточной и Северной Европы, о первых походах в Западную Сибирь.

ПРЕДИСЛОВИЕ

Географическая карта в ее многообразных видах — от карты полушарий до карт отдельных материков, стран, небольших территорий, издавна служит людям незаменимым справочником, обогащает знаниями, сопутствует в дороге, помогает во множестве различных работ. Вместе с тем карта Земли — один из самых замечательных памятников истории науки и культуры, она как бы аккумулирует многовековой путь познания человечеством поверхности нашей планеты.

Географическая карта напоминает нам о трудах и подвигах многих и многих мореплавателей и путешественников, людей разных стран и эпох, знаменитых и безымянных исследователей. Напоминает она и о том, что история открытий новых земель и морей прочно связана с социально-экономической историей общества, обусловлена ею, сопровождалась в истории классовых докапиталистических обществ и в особенности в условиях капитализма завоеваниями, порабощением народов, возникновением колониальных держав и их соперничеством.

Географические названия на карте вызывают порой в памяти страницы истории открытий. С чувством гордости за свершения наших предков мы находим на карте имена русских землепроходцев, участников Великой Северной экспедиции, первооткрывателей Антарктиды; во многих географических названиях отражена история исследований и открытий советского времени.

Не приходится пояснять, насколько велико образовательное и воспитательное значение истории открытий, благодаря которым формировалась физическая карта Земли. В историко-научном аспекте создание этой карты — наиболее значительное достижение географической науки прошлого.

География зародилась и долгое время развивалась как наука, занимающаяся описанием Земли. Еще в древности обозначились в ней землеведческое и страноведческое направления. А важнейшим ее делом на протяжении веков оставалось создание и уточнение карты, связанное с дальними морскими и сухопутными путешествиями. Не случайно смысл понятия «географическое открытие» сводился к обнаружению географического объекта, не нанесенного еще на карту. Такая трактовка этого понятия стала традиционной.

Читать далее...

Биография

 
Жуковский Николай Егорович [5(17).1.1847, с. Орехово, ныне Владимирской области, — 17.3.1921, Москва], русский учёный в области механики, основоположник современной гидроаэродинамики.

Родился в семье инженера-путейца. В 1868 окончил физико-математический факультет Московского университета по специальности прикладная математика. С 1870 преподаватель физики 2-й Московской женской гимназии, с 1872 преподаватель математики, с 1874 доцент по кафедре аналитической механики Московского высшего технического училища (МВТУ).

В 1876 защитил магистерскую диссертацию "Кинематика жидкого тела".

За исследование "О прочности движения" Ж. была присуждена степень доктора прикладной математики (1882).

С 1885 преподавал теоретическую механику в Московском университете. В МВТУ и Московском университете Ж. работал до конца жизни.

Читать далее...

    Миклухо-Маклай Николай Николаевич [5(17).7.1846, с. Рождественское, ныне Боровичского района Новгородской обл., — 2(14).4.1888, Петербург], русский учёный, путешественник и общественный деятель.

Родился в семье инженера. В 1863 поступил в Петербургский университет, откуда в 1864 за участие в студенческом движении был исключен без права поступления в высшие учебные заведения России. Естественно-научное образование продолжал в Гейдельбергском (1864), Лейпцигском (1865) и Иенском (1866—68) университетах. Его мировоззрение формировалось под влиянием идей рус. демократического движения 60-х гг. 19 в. В 1866—67 совершил путешествие на Канарские острова и в Марокко. В 1869, после посещения побережья Красного моря (март — май), М.-М. вернулся в Россию. Первые научные исследования М.-М. посвящены сравнительной анатомии морских губок и мозга акул и др. вопросам зоологии. Во время последующих путешествий (о-ва Малайского архипелага, полуостров Малакка, острова Океании, Австралия) М.-М. провёл также ценные географические наблюдения (описания рельефа, измерение глубин моря, метеорологические наблюдения), многие из которых не утратили значения доныне.

    С самого начала своей работы М.-М. живо интересовался культурой и бытом населения посещаемых им стран. В дальнейшем он посвятил свою жизнь антропологическому и этнографическому изучению коренного населения Юго-Восточной Азии, Австралии, островов Тихого океана. Два с половиной года (1871—72, 1876—77, 1883) он прожил на северо-восточном берегу Новой Гвинеи (ныне берег Миклухо-Маклая), где завоевал любовь и доверие новогвинейцев; посетил юго-западный берег этого острова (1874) и дважды юго-восточное побережье (1880, 1881), совершил два труднейших путешествия во внутренние районы Малакки (1874, 1875), побывал на Филиппинах и в Индонезии (1873), посетил многие острова Микронезии и Меланезии (1876, 1879), в 1878—82 и 1884—86 жил в Австралии, где основал близ Сиднея биологическую станцию Читать далее...

Вопрос о возникновении жизни, о появлении на Земле первичных живых существ уже давно, со времен глубокой древности, привлекает к себе человеческую мысль. Можно смело сказать, что вопрос этот принадлежит к числу величайших-проблем естествознания. Нет такой религиозной или философской системы, нет такого крупного мыслителя, который не уделял бы этому вопросу серьезного внимания. То или иное решение проблемы происхождения жизни, тот или иной ответ на вопрос о том, как появились, как возникли на нашей планете населяющие ее живые существа, является совершенно обязательным для каждого мыслящего человека. Без этого ответа не может быть создано законченное целостное мировоззрение.

Как в прежние времена, так и теперь, пути, по которым шло человечество, стремясь разрешить указанную проблему, определялись в первую очередь тем, как понималась самая сущность жизни: рассматривалась ли жизнь как проявление какого-то высшего духовного начала, или считалось, что она, так же, как и весь остальной мир, материальна по своей природе. Эти две позиции, — позиции идеализма и материализма, — непримиримы между собой.

Читать далее...

Нейтронные звезды и «черные дыры»

Что же будет со звездой, израсходовавшей свои запасы термоядерного топлива, если ее масса превосходит предел Чандрасекара?

Когда Л. Д. Ландау представил к опубликованию свою первую работу по устойчивости холодных звезд, нейтрон еще не был открыт. Это случилось несколькими месяцами позднее. Но уравнения Ландау, в которых рассматривался вырожденный холодный газ, были вполне применимы и к нейтронному газу.

В 1937 г. Л. Д. Ландау вновь вернулся к этой проблеме. За это время в мировой печати уже промелькнули высказывания астрофизиков В. Бааде и Ф. Цвикки о том, что могут существовать нейтронные звезды. Ландау исследовал этот вопрос подробнее. Нейтроны могут образовываться из протонно-электронного газа благодаря реакции

р + е → п + nu

(протон плюс электрон дают нейтрон и нейтрино). Скорость этой реакции зависит от плотности газа. При плотности менее 10⁷ г/см³ число протонов и нейтронов в газе почти одинаково, но при увеличении плотности число нейтронов начинает быстро расти. Ядра с аномально большим числом нейтронов становятся неустойчивыми и распадаются. Наконец, при плотности больше 10¹⁰ г/см³ вещество звезды почти целиком состоит из нейтронов. Отсюда Ландау заключил, что после исчерпания источников энергии во внутренних частях звезды с достаточно большой массой (а значит, и плотностью) образуется массивная нейтронная сфера.

Работу Ландау продолжили американские физики Роберт Оппенгеймер (впоследствии один из создателей атомной бомбы) и Г. М. Волков. В 1939 г. они рассчитали точную модель нейтронной звезды с использованием уравнений общей теории относительности. Выяснилось, что при плотности 10¹⁰ г/см³   масса звезды, находящейся в равновесии, составляет лишь 0,1 массы Солнца. С ростом плотности растет и равновесная масса звезды, и при плотности 10¹⁵ г/см³ она достигает своего максимума, 0,7М_©, после чего снижается примерно до 0,4М_© с приближением плотности к бесконечности. Но все конфигурации звезды с плотностями в центре больше 10¹⁵ г/см³ оказываются неустойчивыми, поэтому данное значение плотности и соответствующая ей масса получили название предела Ландау — Оппенгеймера — Волкова или сокращенно — предела ЛОВ.

Читать далее...

Конец пути

Как же заканчивается жизненный путь звезды? Если вначале существовало наивное представление о том, что каждая звезда, исчерпав свои энергетические ресурсы, «просто остывает», то уже в 20-е годы у Рессела возникло представление, что конечный этап жизни звезды — стадия белого карлика. Это представление прошло через полстолетия поисков, и каждый раз попытки как-то обосновать его встречали большие трудности. Даже машинные расчеты М. Шварцшильда, Киппенхана, Масевич, в каждом из которых рассчитывалось по 600—800 моделей, не доводили звезду до стадии белого карлика. Трудность состояла не столько в быстроте изменений состояния звезды, сколько в том, что с изменением этого состояния приходится принимать во внимание новые законы природы — законы поведения вырожденного газа при сверхвысоких плотностях с учетом эффектов общей теории относительности. Уравнения, описывающие превращение звезды в белый карлик, усложняются настолько, что их решение не под силу даже электронно-вычислительным машинам.

Но конечное состояние звезды рассчитать можно. И попытки это сделать предпринимались еще в конце двадцатых — начале тридцатых годов.

Вспомним вкратце основное, что известно астрономам о природе белых карликов. Это звезды с массами от одной до 0,2 солнечной, но с очень малыми размерами и чудовищной плотностью.

Первый белый карлик — спутник Сириуса — был обнаружен по отклонениям в движении Сириуса, которые он создавал своим притяжением. Вывод о том, что у Сириуса есть слабый, невидимый спутник, сделал еще Ф. Бессель в 1844 г. на основании обработки своих наблюдений за 1834—1840 гг. Лишь в 1862 г. А. Кларк, известный оптик, испытывая изготовленный им объектив нового телескопа обсерватории университета в Миссисипи, заметил вблизи Сириуса звездочку 7-й величины, такого же цвета, как и сам Сириус. Оказалось, что светимость спутника в 3000 раз меньше, чем у Сириуса, диаметр — в 55 раз, но масса была только в 2,5 раза меньше массы главной звезды. Таким образом, средняя плотность спутника Сириуса составляла 4·10⁴ г/см³.

В 1896 г. был открыт второй белый карлик — спутник Проциона (также предсказанный Бесселем), за следующие 40 лет — еще три. Но потом число открываемых белых карликов начало быстро расти. Этому в немалой степени способствовало применение новых методов их обнаружения. По специальной программе, разработанной американским астрономом В. Лейтеном, на 48-дюймовом телескопе Шмидта обсерватории Маунт Паломар фотографируются участки неба, один за другим. Путем сравнения положений звезд на снимках, разделенных интервалом в несколько лет, отбираются звезды с большими собственными движениями (т. е. близкие к нам). Они подвергаются более тщательному анализу, в частности, исследуются их спектры. По спектрам и выявляются белые карлики.

Уже к 1953 г. было зарегистрировано 267 белых карликов, а дальше их стали открывать по сотне и более в год. В 1970 г. В. Лейтен опубликовал сводный каталог, в котором содержится 2934 объекта.

Читать далее...

Открытия в звездной астрономии

В годы второй мировой войны на американской обсерватории Маунт Вилсон, на тогда еще крупнейшем в мире 2,5-метровом рефлекторе, проводил фотографирование избранных участков неба астроном Вальтер Бааде. Уроженец Германии, он с 1929 г. работал в США, но сохранял германское подданство. Когда Соединенные Штаты в 1941 г. вступили в войну, Бааде был объявлен «союзником врага» и ему было запрещено выезжать за пределы обсерватории. Но он продолжал работать, используя исключительно темные ночи, так как в Лос-Анджелесе и других близлежащих городах было введено затемнение.

В 1944 г. Бааде сделал ряд очень важных открытий. Фотографируя эллиптические галактики, он впервые смог разложить их на звезды и доказать тем самым, что они состоят из звезд. Затем он разложил на звезды ядро галактики в Андромеде. Не удовольствовавшись этими чисто внешними результатами, Бааде построил для звезд этих галактик верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга—Рессела (изучать можно было только гиганты). Диаграмма получилась совсем не такая, как для таких же звезд нашей Галактики, но зато очень напоминала диаграммы «спектр— светимость», построенные еще в 1915 г. на той же обсерватории Харлоу Шепли — тогда еще молодым астрономом, учеником Г. Н. Рессела, впоследствии ставшим директором Гарвардской обсерватории.

Бааде решил сам заняться шаровыми звездными скоплениями. У него получился тот же результат, что и у Шепли: красные гиганты оказались в шаровых скоплениях гораздо ярче, чем голубые, а диаграмма «спектр — светимость» имела вид вилки, обращенной влево и вниз. Вскоре Бааде обнаружил, что звезды нашей Галактики можно разделить по этому признаку на два «населения»: «население» I, к которому относилось большинство звезд  плоской составляющей Галактики, а также звезды рассеянных звездных  скоплений, и «население» II, к которому относились звезды шаровых звездных скоплений, а также звезды с большими скоростями, короткопериодические цефеиды типа RR Лиры и некоторые другие. К такому же типу относились звезды эллиптических галактик и ядер спиральных галактик.

В 1947—1949 гг. советский астроном Б. В. Кукаркин проделал  громадную работу по изучению пространственного распределения звезд различных типов, главным образом переменных звезд: коротко-периодических цефеид (типа RR Лиры), долго-периодических цефеид, звезд типа Миры Кита, новых звезд и других. Одновременно П. П. Паренаго изучил их кинематические характеристики. Проведение этой работы облегчалось тем, что оба исследователя составляли в это время «Общий каталог переменных звезд», куда вошло свыше 10000 звезд. Данные по каждой звезде выписывались на специальную карточку со всеми необходимыми библиографическими ссылками. Это помогло проведению исследования распределения и движений этих звезд в Галактике.

 

Читать далее...

Источник найден!

Долог и труден был путь астрофизиков к открытию источников звездной энергии. Мы проследили все его этапы. Но самое удивительное — это то, что ученые не раз говорили о тех явлениях, которые, как мы теперь хорошо знаем, служат источниками энергии в звездах, и... проходили мимо.

В 1925 г. А. Эддингтон отстаивал возможность образования гелия из водорода в недрах звезд. Он спорил с физиками, считавшими звездные недра недостаточно горячими для ядерных реакций:

«Гелий, который мы имеем, должен был где-то и когда-то образоваться. Мы не спорим с критиком, который говорит, что звезды недостаточно горячи для этого процесса, мы говорим ему: найдите более горячее место!»

Эддингтон интуитивно понимал, что образование гелия из водорода может протекать в звездах и давать им энергию. Но он не мог доказать это. Не было еще ни теоретических, ни экспериментальных данных о скоростях ядерных реакций при разных температурах.

В 1929 г. американские физики Р. Аткинсон и Ф. Хоутермэнс доказл; и, что при температурах порядка 20 миллионов градусов протоны могут проникать в ядра легких элементов (от лития до азота). Прежде это считалось невозможным из-за потенциального барьера. Ядро и протон (или два ядра) оба имеют положительные заряды и по закону Кулона должны отталкиваться друг от друга. Кинетическая энергия протонов при температурах, царящих в недрах звезд, недостаточна для преодоления этого кулоновского барьера. Именно поэтому физики высмеивали идеи Эддингтона о ядерных реакциях.

Но так обстоит дело лишь с точки зрения классической физики. Развитие в середине 20-х годов новой, квантовой физики позволило открыть туннельный эффект: некоторую вероятность для налетающей частицы преодолеть потенциальный барьер даже с меньшей энергией, чем требуется, чтобы его «перепрыгнуть». Такая частица проходила как бы не над барьером, а под ним, сквозь своеобразный «туннель».

Аткинсон и Хоутермэнс оценили высоту потенциальных барьеров различных ядер и подсчитали вероятность освобождения энергии. Она оказалась пропорциональной двадцатой степени температуры! При звездных температурах выход энергии был достаточен для покрытия расходов звезды на излучение.

Но работа Аткинсона и Хоутермэнса не имела экспериментальной основы. Кроме того, они не могли указать, какие именно ядерные реакции происходят в звездах и дают энергию.

Читать далее...

Жизненный путь звезды

К проблеме: как протекает жизненный путь звезды — можно было подойти с нескольких позиций.

Можно было подвергнуть тщательному анализу диаграмму Герцшпрунга — Рессела и сделать из него какие-то космогонические выводы.

Можно было, задавшись каким-то определенным механизмом пополнения звездной энергии и зная, как зависит интенсивность излучения от массы, радиуса и температуры звезды, попытаться теоретически рассчитать ход эволюции звезды.

Можно было взять за основу условия лучистого и конвективного равновесия и построить семейство устойчивых моделей звезд, а затем сравнить их с данными наблюдений.

Астрономы и физики шли по всем трем направлениям, неуклонно приближаясь к решению проблемы.

Первые попытки проследить жизненный путь звезды были весьма робкими. О некоторых из них мы уже рассказывали. Применение законов Лейна к гипотезе гравитационного сжатия Гельмгольца — Кельвина уже принесло новый результат: сжимающаяся звезда должна разогреваться (температура изменяется обратно пропорционально радиусу!), пока увеличение плотности не замедлит сжатие настолько, что расход энергии превысит приход. Тогда звезда начнет остывать. Эволюционный путь звезды, таким образом, уже сто лет назад представлялся состоящим из двух ветвей: восходящей и нисходящей. А. Риттер в 1883 г. прямо указывал на то, что красные гиганты находятся на восходящей, а красные карлики — на нисходящей ветви эволюции.

Оригинальную гипотезу происхождения звезд путем конденсации из метеорной материи предложил Норман Локиер в своем выступлении 17 ноября 1887 г. перед Лондонским королевским обществом. Развивая свою гипотезу дальше, Локиер опирался не только на теоретические выводы Лейна и Риттера, но и на результаты исследований спектров звезд.

Схема эволюции звезд по Локиеру выглядит так.

 

Схема эволюции звезд по Локиеру.

 

В начале жизненного пути находятся красные гиганты типа Антареса (класс М), затем звезда проходит стадии оранжевого гиганта, как Альдебаран (К5), желтого гиганта, как Полярная (Ив), белого гиганта, как Денеб (А2) и Ригель (В8). На вершине эволюции находятся самые горячие голубые звезды: у Парусов и £ Кормы (класс О). На нисходящей ветви последовательно располагаются бело-голубые звезды, как Ахернар (В5), белые, как Сириус (А0), бело-желтые, как Процион (F5), желтые, как Солнце (G) и Арктур (К), наконец, красные карлики, как 19 Рыб (N). Дальше звезда угасает и становится темной.

Читать далее...

Что такое главная последовательность

В 1905 г. датский астроном Эйнар Герцшпрунг сделал важный шаг вперед: он впервые сопоставил особенности спектров звезд с их светимостью. Выяснилось, что звезды поздних классов (от О до М) резко разделяются на две группы: с очень большой и очень малой светимостью. Герцшпрунг назвал их гигантами и карликами. Действительно, поскольку температура у всех звезд одного и того же спектрального класса одинакова, полная светимость звезды зависит только от ее размеров. Проведенные, начиная с 1919г., прямые измерения диаметров звезд с помощью интерферометра Майкельсона подтвердили, что звезды-гигангы действительно во много раз больше Солнца, и дали хорошее согласие с определениями размеров звезд по их светимостям.

Что касается с-звезд мисс Мори, то они оказались еще больше обычных гигантов. Их назвали сверхгигантами.

Через несколько лет после Г'ерцшпрупга к изучению связи между спектрами и светимостью звезд обратился уже известный нам Генри Норрис Рессел, построивший в 1913 г. стройную диаграмму «спектр—светимость», которую называют также диаграммой Герцншрунга — Рессела или Г — Р - диаграммой. По вертикальной шкале в ней отложены логарифмы светимости, а по горизонтальной —спектральные классы. Светимость Солнца принята за единицу.

Тут сразу же выявилась интересная особенность этой диаграммы. Звезды не заполняли ее равномерно — они располагались двумя расходившимися ветвями. Одна из них, к которой принадлежало большинство звезд, шла по диагонали вниз и вправо; другая шла почти горизонтально слева направо и состояла из звезд-гигантов. Первая получила название «главная последовательность», вторая — «ветвь гигантов». Солнце, принадлежащее к спектральному классу G и имеющее светимость 1, находилось почти точно в середине главной последовательности.

 

 

После того как Рессел построил в 1913 г. свою диаграмму, стало возможно связать интенсивность и ширину линий в звездных спектрах со светимостью звезд. Метод такого количественного сопоставления разработали астрономы американской обсерватории Маунт Вилсон, У. Адамс и Кольиноттер.

Читать далее...