ывеапп. астрономия. Основныеэлементынебеснойсферы. Системынебесныхкоординат
 Скачать 1.28 Mb.
|
|
7 ОПРЕДЕЛЕНИЕПОЛОЖЕНИЙИУСЛОВИЙВИДИМОСТИ ПЛАНЕТ Цельработы: изучить положение планет на небе в заданный период времени, определить условия видимости и наблюдений заданной планеты. Оборудование: IBM - совместимый компьютер типа XT/AT 286 и выше, с монитором не хуже EGA 256 K, DOS версии не ниже 3.0, пакет программ ASTRONOM, звездная карта зодиакальных созвездий, подвижная карта звезд- ного неба. Вопросыкдопуску: 1. Условия видимости планет. 2. Подвижная карта звездного неба. Основныетеоретическиесведения Мы наблюдаем движение планет Солнечной системы с движущейся во- круг Солнца Земли и это приводит к ряду особенностей в их видимых переме- щениях на небе. Траектории движения планет проецируются на неподвижные звезды. Планеты, как и Солнце, движутся только по зодиакальным созвездиям, постоянно пересекая эклиптику, но никогда сильно не удаляются от нее. Хорошие условия для наблюдений имеют только те планеты, которые на- ходятся на значительном удалении от Солнца, при проекции их положений на эклиптику. Меркурий и Венера, имеющие свои орбиты внутри орбиты Земли, нико- гда не отходят далеко от Солнца. Меркурий может удалиться на 280, Венера − на 480. Поэтому условия для наблюдения Меркурия редко бывают благоприят- ными. Он почти все время теряется в лучах Солнца. Венера видна всегда перед восходом Солнца или сразу после его захода. Различают периоды утренней и вечерней видимости Венеры. Некоторые древние народы, которые слабо знали астрономию, считали, что это два разных светила и называли Венеру Утренней и Вечерней звездой, в зависимости от того, когда она наблюдалась. Внешние планеты, т.е. имеющие орбиты за орбитой Земли, удаляются от Солнца, в проекции на эклиптику, в любых пределах. Однако бывают времена, когда Солнце проходит по тем же зодиакальным знакам, где в данный момент находится та или иная планета. В этот период условия для наблюдения планеты 39 неблагоприятные, потому что она бывает на видимой части неба днем и теряет- ся в ярких лучах Солнца. Планеты обладают разной скоростью движения. Самые быстрые — Мер- курий, Венера, Марс. Планеты, находящиеся далеко от Солнца, движутся мед- ленно. К ним относятся: Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон. Так, Мерку- рий имеет сидерический период обращения 87,97 суток, значит один зодиа- кальный знак он проходит примерно за неделю. Юпитер же, с сидерическим периодом 11,86 лет, будет двигаться по одному знаку около года. Планеты движутся прямо, в направлении движения Солнца по эклиптике, потом замедляют свой ход, останавливаются и движутся в противоположном направлении. Через какое-то время направление движения снова меняется. Эти движения называются прямыми и попятными. Древние астрономы называли планеты из-за их сложного движения "блуждающими светилами". Прямые и попятные движения планет объясняются различием орбиталь- ных линейных скоростей планеты и Земли. При этом планеты имеют пет- леобразные траектории. Размер петли зависит от отношения радиусов орбит планеты и Земли. У Юпитера угловой размер петли около 11 °, а у Плутона − всего 3 °. При некоторых положениях Земли и планеты, которые можно заранее вы- числить, диск планеты проектируется на яркий диск Солнца. Происходит явление прохождения планеты по диску Солнца. У Меркурия такие про- хождения бывают часто, в среднем одно за 15 лет. У Венеры прохождения по диску Солнца случаются реже. Ближайшее произойдет в 2004 году. Сведения о прохождениях даются в астрономических календарях. Фаза планеты измеряется отношением площади освещенной части видимого диска ко всей его площади. Угол между направлением с планеты на Солнце и Землю называется фазовым углом. При фазовом угле ψ = 180° планета находится между Солнцем и Землей, фаза равна нулю, планета не освещена совсем. Рис.12 Фазовыйуголпланеты к Солнцу к Земле ψ Рак Путь Марса Эклиптика Лев Регул 40 При фазовом угле ψ = 0° Земля и Солнце находятся по одну сторону от плане- ты, фаза равна 1, видимый диск планеты освещен полностью. Связь между фазой и фазовым углом: 2 cos 2 Ψ = Φ Для нижних планет фазовый угол изменяется от 0 до 180 °. Для Марса — не более 48 °,3, для Юпитера — 11°, для остальных меньше 11°. Для верхних планет фаза близка к 1. В среднем планета становится видимой при удалении от Солнца на угол не менее 10 ° в весеннее и осеннее время и на угол 15° – в зимнее и летнее время года. Поэтому в первом приближении, считая орбиты планет круговыми, мож- но рассчитать угловое удаление планеты от Солнца, т.е. будет планета наблю- даема в данный момент или нет. Литература: 1. БакулинП.И., КононовичЭ.В., МорозВ.И. Курсобщейастрономии. М., 1983. 2. УиплФ.Л. СемьяСолнца. М., 1984. 1. ЦесевичВ.П. Чтоикакнаблюдатьнанебе. М., 1979. Образецзаданий 1. С помощью программного пакета ASTRONOM определить экваториальные координаты Меркурия (15-20 опорных точек) с 1 октября по 1 декабря 1999 года и Юпитера с 1 августа 1999 года по 1 декабря 2000 года. 2. Нанести по полученным координатам опорные точки на звездную карту зо- диакальных созвездий и построить траекторию видимого движения планеты, отмечая даты нахождения планеты в данных точках. 3. Провести анализ полученной траектории. Отметить: даты прямого и попят- ного движения; созвездия и яркие звезды, среди которых лежит путь плане- ты, даты максимального углового удаления от Солнца. 4. Определить, в каких конфигурациях находится планета в указанный период. 5. С помощью масштабного чертежа, считая орбиты планет круговыми, опре- делить, наблюдаемы ли 20 декабря планеты, если они ранее были в следую- щих конфигурация: а) 15 июня Венера в нижнем соединении; б) 10 мая Юпитер в противостоянии. 41 M 1 V 1 Рис . а. Солнце T 1 T 2 M 2 V 2 6. С помощью подвижной карты звездного неба определить, в какое время су- ток и в каком направлении наблюдаема Венера в наибольшей восточной элонгации. 7. Используя программный пакет ASTRONOMY LAB, определить даты наи- лучшей видимости вышеуказанных планет с 1 сентября по 31 декабря теку- щего года. Найти для данных дат моменты восхода и захода планет, угловое удаление от Солнца, расстояние от Земли и видимую звездную величину. Примерывыполнениянекоторыхзаданий 1. Спомощьюмасштабногочертежа, считаяорбитыпланеткруговыми, оп- ределить, наблюдаемыли 1 сентябряпланеты, еслиониранеебыливсле- дующихконфигурациях: а) 1 декабряВенеравверхнемсоединении; б) 1 декабряМарсвзападнойквадратуре. Определить, будут ли наблюдаемы 1 сентября планеты, можно при помощи масштабного чертежа и транспортира. Чертеж в масштабе обозначает изобра- жение орбит планет в виде концентрических окружностей, радиусы которых соотносятся как большие полуоси орбит данных планет (рис.а). Допустим, 1 декабря Земля находилась в точке Т 1 , тогда Венера – в точке V 1 , а Марс – в точке М 1 . Спустя 9 месяцев (точнее 274 суток) Земля пройдет по своей орбите (l = n ××××∆ ∆∆ ∆t, где n – средняяугловаяско- ростьорбитальногодвижения, ∆ ∆∆ ∆t – время движения.) 0 °.9856 × 274 ≈ 270° и окажется в точке Т 2 , Венера пройдет 1 °.6021 × 274 ≈ 439° (точка V 2 ), а Марс – 0 °.524 × 274 ≈ 143°.5 (точка М 2 ). Теперь, измерив угол ∠V 2 T 2 S ( ∆λ V ) и угол ∠M 2 T 2 S ( ∆λ M ), можно в первом приближении говорить о видимости этих пла- нет на данную дату. Итак, ∆λ V ≈ 34°, а ∆λ M ≈ 65°, т.е. в данном случае обе планеты наблюдаемы. 42 Л абораторнаяработа№ 8 СПЕКТРЫИСВЕТИМОСТЬЗВЕЗД Цельработы: изучение классификации звездных спектров, диаграммы Герцшпрунга-Рессела, определение светимостей звезд. Оборудованиеипособия: IBM - совместимый компьютер типа XT/AT 286 и выше, с монитором не хуже EGA 256 K, DOS версии не ниже 3.0, пакет программ ASTRONOM, астрономический календарь (постоянная часть), щеле- вые спектрограммы звезд. Вопросыкдопуску: 1. Гарвардская классификация звездных спектров. 2. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела. Основныетеоретическиесведения Спектральнаяклассификация.Звездные спектры позволяют изучать физические характеристики звезд и судить о процессах, происходящих в их не- драх. Звезды имеют непрерывные спектры, на которые накладываются темные и яркие спектральные линии. Различия спектров звезд заключаются в количест- ве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий, а также в распределе- нии энергии в непрерывном спектре. Часть лучей, проходящих через атмосферу звезды, поглощается, причем это поглощение может быть непрерывным, когда ослабляется некоторый более или менее протяженный участок спектра, и избирательным, когда поглощаются узкие участки спектра. Спектры большинства звезд удалось расположить в виде последователь- ности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабе- вают, а других — усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить под- классы. Звезды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами. Эта классификация была впервые применена на Гарвардской обсервато- рии в начале ХХ века. Позднее Гарвардская классификация дополнялась, видо- изменялась и сегодня — это сложная схема с множеством индексов и подразде- лов. В результате работы гарвардских астрономов появился “Каталог Генри Дрэпера”, содержащий спектральные характеристики 225 320 звезд северного и 43 южного полушария неба и включающий практически все звезды до 9 зв. вели- чины. В Гарвардской классификации спектральные типы обозначены буквами латинского алфавита WN C R - N Q - P - W - O - B - A - F - G - K - M . WC S КлассО. Большая интенсивность ультрафиолетовой области свидетель- ствует о высокой температуре. Свет этих звезд кажется голубоватым. Наи- более интенсивны линии ионизован- ного гелия и, многократно ионизован- ных, углерода, кремния, азота, кисло- рода. Есть слабые линии нейтрального гелия и водорода. Температура фото- сферы - 30 000 К. КлассВ. Наибольшую интенсивность имеют линии нейтрального гелия. Хо- рошо видны линии водорода. Цвет го- лубовато-белый. Температура - 20 000 К. Типичная звезда — Спика. КлассА. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция. Цвет белый. Температура — 10 000 К. Типичные звезды — Вега, Сириус. Класс F. Линии водорода ослабевают. Усиливаются линии ионизованных ме- таллов (кальция, железа, титана). Цвет желтоватый. Температура — 7 000 К. Типичная звезда — Процион. Класс G. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет желтый. Тем- пература — 6 000 К. Типичная звезда — Солнце. Класс K. Фиолетовый конец ослаблен, что свидетельствует о сильном умень- шении температуры. Цвет красноватый. Температура — 4 000 К. Типичные звезды — Арктур, Альдебаран. КлассМ. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглоще- ния молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Цвет красный. Температура — 3 000 К. Типичная звезда — Бетельгейзе (альфа Ориона). Водород Гелий Углерод Гелий Железо Кальций Железо Кислород Натрий Магний Кислород Окись титана метила дин Рис. 13 Спектры 44 Кроме основных классов есть ответвления от классов G и К, представляющие собой звезды с аномальным химическим составом, отличающимся от химиче- ского состава большинства других звезд. КлассС. Содержит углеродные звезды. В спектрах выделены линии поглоще- ния атомов и полос поглощения молекул углерода. Класс S. Циркониевые звезды. Вместо полос окиси титана присутствуют поло- сы окиси циркония. В классах R и N заметны различные молекулярные соединения. Буквой Q обозначаются спектральные классы новых звезд. Буквой Р обозначаются спектральные классы спектров планетарных ту- манностей. Буквой W обозначаются спектры звезд типа Вольфа-Райе — очень горя- чие звезды, в спектрах которых много эмиссионных линий. В спектрах звезд WN видны спектральные линии азота. В спектрах звезд WС видны спектральные линии углерода. Температуры фотосфер этих звезд очень высоки: от 60 000 до 100 000 К. Внутри каждого спектрального класса можно установить плавную после- довательность подклассов, переходящих из одного в другой. Каждый класс (кроме О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы. Спектральный класс О делится на подклассы от О4 до О9,5. После таких обозначений ставятся разные значки, если спектр обладает особенностями. Если присутствуют эмиссионные линии, ставится буква е. Звезды-сверхгиганты часто отличаются глубокими узкими линиями. Это отме- чается буквой с (сF0). Давление газа в той области звездной оболочки, где об- разуются спектральные линии, влияет на их ширину. При малой плотности и малом давлении спектральные линии тонкие и резко очерченные. Эта особен- ность указывает на высокую светимость. Интенсивность избранных линий поглощения позволяет судить о свети- мости звезды, является она гигантом или карликом. В первом случае перед спектральным классом ставится индекс g (гигант), во втором — d (карлик). Другие особенности, нетипичные для данного класса обозначаются буквой p (pecular) — пекулярные спектры (А5p). Осевое вращение звезд приводит к расширению и размыванию спек- тральных линий. Поэтому введены индексы n — диффузные линии, и s — рез- кие линии, они пишутся рядом с обычным символом спектрального класса. Сравнивая спектрограмму звезды со стандартными звездными спектрами, можно установить подкласс звезды и приближенно оценить ее температуру. Различия в деталях спектров одного и того же подкласса позволяют оце- нить светимость звезд. Светимостью называется поток энергии, излучаемый звездой по всем направлениям. lg(L з /L с ) = 0,4 (Мс - Мз), 45 где Мс и Мз — абсолютные звездные величины Солнца и любой звезды соот- ветственно, а Lс и Lз — их светимости. Обычно светимость Солнца принимает- ся равной единице и светимости звезд выражаются в единицах светимости Солнца. Тогда: lgL з = 0,4 (Мс - Мз). Абсолютную звездную величину звезды можно найти по формуле. М = m + 5 - lg r. А если она известна, можно найти расстояние до звезды. lg r m M = − + 5 1 Разность между фотографической и визуальной звездными величинами называется показателемцветаС. С = m фот - m виз = M фот - M виз Температура может быть найдена по формуле: T C m = + 7200 0 64 0 , Помимо Гарвардской классификации была разработана еще спектральная классификация звезд по светимостям. Она называется Йеркская классификация или “классификация МКК” по имени разработчиков — Моргана, Кинана и Колльмана. В этой классификации оставлены спек- тральные классы Гарвардской классифика- ции, но введено понятие о классе светимо- сти, который определяется по виду и отно- сительной интенсивности некоторых из- бранных для этой цели спектральных ли- ний. Класс светимости — это характери- стика абсолютной звездной величины. Ia — яркие сверхгиганты (светимость около 10 000). Iab — промежуточные сверхгиганты. Ib — слабые сверхгиганты (светимость 5 000). II — яркие гиганты. III — слабые (нормальные) гиганты. IV — субгиганты. V — главная последовательность (до спек- трального класса F – гиганты, после – карлики). VI — субкарлики. VIIa и VIIb — белые карлики. с в е т и м о с т ь Температура фотосферы Спектральная классификация Белые карлики Красные карлики Солнце Главная последовательность Сверхгиганты Рис.14 Диаграмма Герцшпрунга-Рассела 46 ДиаграммаГерцшпрунга-Рассела.В 1905 году Эйнар Герцшпрунг и в 1910 году Генри Рассел установили существование зависимости между видом спектра и светимостью звезд. Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого от- кладывается спектральный класс, по другой — абсолютная звездная величина. Эта диаграмма называется диаграммойспектр-светимостьилидиаграммой Герцшпрунга-Рассела. Положение каждой звезды на диаграмме определяется ее физической природой и стадией эволюции. Поэтому на диаграмме запечатлена вся история рассматриваемой системы звезд. Диаграмма позволяет выделить различные группы звезд, объединенные общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторы- ми их физическими характеристиками. С помощью диаграммы можно исследо- вать химический состав и эволюцию звезд. Верхняя часть диаграммы соответствует звездам большой светимости, которые при данном значении температуры отличаются большими размерами. Здесь располагаются гиганты и сверхгиганты. Нижняя часть диаграммы занята звездами малой светимости. Здесь нахо- дятся карлики. В левой части располагаются горячие звезды более ранних спектральных классов, а в правой — более холодные звезды, соответствующие более поздним спектральным классам. Диагональ идущая слева вниз направо, называется главной последова- тельностью. Вдоль нее расположены звезды, начиная от самых горячих до наи- более холодных. Литература: 1. Астрономическийкалендарь. Постояннаячасть. М. 1981. 2. БакулинП.И., КононовичЭ.В., МорозВ.И. Курсобщейастрономии. М., 1983. 3. ЦесевичВ.П. Чтоикакнаблюдатьнанебе. М., 1979. Дляполучениязачетанеобходимо |