Астрономия. Астрономия лекции. ЗемляЛуна. Иоганн Кеплер (15711630)
 Скачать 1.56 Mb.
|
|
L ⨀ = E ∙ 4πR 2 ( L = 4•10 26 Вт С Земли мы видим диск Солнца - ослепительный жёлтый (реже белый) круг со средним угловым диаметром около 32′. Это видимый слой атмосферы Солнца – фотосфера.Она даёт основную часть излучения Солнца. Знание законов излучения позволяет определить температуру фотосферы Солнца. Энергия, излучаемая нагретым телом с единицы площади, определяется закономСтефана-Больцмана: Е = Т, где σ - это постоянная Стефана - Больцмана (σ = 5,67 ∙ 10 – 8 Вт/(м 2 ∙ К 4 ). Подставив это уравнение в формулу для определения светимости Солнца нетрудно выразить температуру фотосферы Солнца, она примерно равна Т = 6000 К. Такая высокая температура возникает за счет термоядерных реакций превращения водорода в гелий с выделением огромной энергии. Наша звезда излучает свети тепло более 4,5 миллиардов лет. Расчёты специалистов показывают, что топлива в его недрах достаточно для поддержания термоядерных реакций ещё в течение примерно 5 миллиардов лет. После этого в недрах Солнца начнутся необратимые реакции, которые приведут к его гибели. Атмосфера Солнца и солнечная активность. Солнечная атмосфера состоит из нескольких слов фотосферы, хромосферы и короны 1. Фотосфера - самый нижний (видимый) слой солнечной атмосферы. Толщина (300 -400 км.)Температура фотосферы по мере приближения к её внешнему краю уменьшается с 6600 К до 4400 К. Именно фотосфера излучает практически всю приходящую к нам солнечную энергию, так как из-за непрозрачности вещества фотосферы солнечное излучение из более глубоких слоев Солнца к нам уже не доходит и их увидеть невозможно а Поверхность фотосферы состоит из отдельных зёрен — гранул - огромные пузыри горячего газа, поднимающиеся вверх диаметр 700—1000 км. Время существования 5-10 минут. Затем на её месте появляется новая гранула, отличающаяся от прежней по форме и размерам. Процесс постоянного возникновения и исчезновения гранул в фотосфере называется грануляцией. б) Наиболее приметными и самыми известными объектами фотосферы Солнца являются солнечные пятна Их диаметр может достигать 200 000 километров. Но есть и маленькие пятна, которые принято называть порами. Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к 800 году до нашей эры. Солнечные пятна - это области холодного газа Их температура примерно на 2000—2500 о С меньше, чем температура окружающей фотосферы. Поэтому на общем фоне поверхности они выглядят темнее. Наблюдение за солнечными пятнами вначале века показали, что их положение на Солнце постоянно меняется. Так было установлено, что наша звезда вращается вокруг своей оси. Вращение совпадает с направлением движения планет. Период вращения частей Солнца неодинаков. На экваторе время полного оборота вокруг оси составляет 25,05 дней. У полюсов же сидерический период увеличивается до 34,3 дня. Солнечные пятна — это не статичные объекты. Возникновение тёмных пятен на Солнце учёные связывают с колебаниями его магнитного поля. в. Вблизи пятен, где магнитное поле слабее, конвективные движения усиливаются. И тогда в этих местах появляются факелы - области фотосферы, имеющие повышенную яркость. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, а их температура на несколько сотен градусов превышает температуру фотосферы. Факел - долгоживущее образование, он часто не исчезает в течение целого года, а группа пятен на его фоне "живёт" около месяца. Хромосфера - названа так за свою красновато-фиолетовую окраску (видна только при полных затмениях, или при помощи специальных приборов). Её толщина составляет порядка 10- 15 тыс. км. Температура вещества в ней увеличивается с высотой от 4000 К до 20 000 К. Яркость хромосферы невелика (из-за малой плотности вещества в ней). Основные элементы структуры хромосферы Солнца спикулы - достаточно тонкие (в масштабах Солнца) столбики светящейся плазмы. Одна такая спикула в среднем живёт около 5-10 минут. А её максимальная длина может достигать 20 000 километров. Солнечная корона- самая разреженная и горячая оболочка Солнца, серебристо-жемчужного цвета . Протяженность - несколько солнечных радиусов (наблюдается вовремя затмений или при помощи специальных приборов Температура короны резко возрастает по сравнению с температурой хромосферы и достигает 2 000 000 К. Корона в основном состоит из протуберанцев и солнечных извержений. а) Протуберанцы - гигантские яркие вспышки и арки, опирающиеся на хромосферу и врывающиеся в солнечную корону - это выброс вещества (плазмы). Высота - до 2 000 000 км скорость вещества в таких образованиях достигает нескольких сотен километров в секунду Детальное изучение данного явления показало, что происходит оно в основном вовремя вспышек. б)Вспышки - это самые мощные и быстроразвивающиеся проявления солнечной активности, вовремя которых иногда выделяется энергия, эквивалентная взрыву примерно 160 миллиардов мегатонных атомных бомб (6 ∙ 10 25 Дж. Для сравнения это объём мирового потребления электроэнергии за миллион лет. в) Солнечный ветер - это поток ионизованных частиц (в основном протонов и электронов, истекающий из солнечной короны со скоростью 300—1200 км/с в окружающее космическое пространство . 4. Солнечная активность - совокупность нестационарных процессов, периодически возникающих в солнечной атмосфере (период около 11 лет).Проявлением солнечной активности являются пятна, факелы в фотосфере протуберанцы, вспышки и выбросы вещества в атмосфере и короне. Они оказывают значительное влияние на физические условия в земной атмосфере и околоземном космическом пространстве и, как следствие, на биологические явления. Солнце и жизнь Земли. Расстояние до звезд. Солнце излучает в космическое пространство колоссальный по мощности поток излучения который в значительной мере определяет физические условия на Земле и других планетах, а также в межпланетном пространстве. емля получает всего лишь одну двухмиллиардную долю солнечного излучения. Количество приходящей от Солнца на Землю энергии принято характеризовать солнечной постоянной. Солнечная постоянная - поток солнечного излучения, который приходит на поверхность площадью 1 м, расположенную за пределами атмосферы перпендикулярно солнечным лучам на среднем расстоянии емли от Солнца - Е = 1367 Вт/м 2 везда - это массивный газовый шар, излучающий свети удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза. Мысли о том, что звёзды - это далёкие солнца, высказывались ещё в глубокой древности. Но из-за колоссальных расстояний до них диски звёзд невидны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти возможность сравнивать звёзды между собой и с Солнцем, необходимо было придумать способы определения расстояний до них. Ещё Аристотель понимал, что если Земля движется, то, наблюдая положение какой-либо звезды из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить, что направление на звезду изменится (рис. Это кажущееся (параллактическое) смещение звезды будет служить мерой расстояния доне чем смещение больше, тем ближе к нам расположена звезда Ноне только самому Аристотелю, но даже значительно позднее Копернику не удалось обнаружить это смещение. Только в конце первой половины XIX в, когда телескопы были оборудованы приспособлениями для точных угловых измерений, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд. Годичным параллаксом звезды p называется угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты равную 1 а. е, перпендикулярную направлению на звезду (рис. Расстояние до звезды где a - большая полуось земной орбиты. Заменив синус малого угла величиной самого угла, выраженной в радианной мере, и приняв a = 1 а. е, получим следующую формулу для вычисления расстояния до звезды в астрономических единицах Первые измерения годичного параллакса были осуществлены почти одновременно в Германии, России и Англии в 1837 году. В России первые измерения годичного параллакса были проведены В.Я. Струве для ярчайшей звезды Северного полушария Веги (α Лиры. По измеренному годичному параллаксу было определено расстояние от Земли до Веги (оно равно 1 676 951 а.е.). Единицами для измерения столь значительных расстояний являются парсеки световой год. Парсек - это такое расстояние, на котором параллакс звёзд равен 1ʺ (сокращённо пк), название которой происходит от двух слов - параллакс и секунда. 1 пк = 206 265 а. е. =30,8586 трлн. км. Исходя из определения, расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса Например поскольку параллакс α Центавра равен 0,75ʺ, расстояние доне равно 1,3 парсека Помимо парсека, в астрономии используется ещё одна внесистемная единица измерения расстояний — световой год. Световой год - это расстояние, которое свет, распространяясь в вакууме со скоростью 300 тыс. км/с, , проходит за один год 1 пк = 3,26 св. га. е. = 3 · 10 13 км К настоящему времени с помощью специального спутника «Гиппаркос» измерены годичные параллаксы более 118 тыс. звёзд с точностью 0,001ʺ. То, измерением годичного параллакса можно определить расстояния до звёзд, удалённых от нас на 1000 пк, или 3000 св. лет. После того как астрономы получили возможность определять расстояния до звёзд, выяснилось, что звёзды, находящиеся на одинаковом расстоянии, могут отличаться по видимой яркости (те. по блеску -мера яркости небесного тела сточки зрения земного наблюдателя. При этом видимый блеск не характеризует реального излучения звезды. Например, Солнце кажется самым ярким объектом на небе только потому, что оно находится гораздо ближе всех остальных звёзд. Поэтому для сравнения истинного блеска звёзд необходимо было определять их звёздную величину на определённом одинаковом расстоянии от Земли. За такое одинаковое(или стандартное) расстояние принято 10 пк. Видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии 10 пк, называется абсолютной звёздной величиной М. Формула для вычисления абсолютной звездной величины M = m + 5 – 5 lg D, или M = m + 5 + lg p, где m - звёздная величина видимой яркости, D -расстояние до звезды, параллакс – p. Абсолютная звёздная величина Солнца M ʘ = 5 m . Иначе говоря, с расстояния 10 пк наше Солнце выглядело бы как слабая звезда пятой звёздной величины. Зная абсолютную звёздную величину звезды, можно вычислить её светимость L. Светимостью называется полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени Она выражается в абсолютных единицах (ваттах) или в единицах светимости Солнца светимость Солнца равна 3,85 10 26 Вт. Соотношение между светимостями и абсолютными звёздными величинами какой-либо звезды и Солнца L = 2,512 5 – M , считая светимость Солнца L ʘ = 1, а абсолютная звёздная величина равна 5 m По светимости (мощности излучения) звёзды значительно отличаются друг от друга Так мощность излучения некоторых звёзд-сверхгигантов больше мощности излучения Солнца в 330 тыс. А некоторые звёзды-карлики, обладающие наименьшей светимостью, излучают свет в 480 тыс раз слабее нашего Солнца. 7. Пространственные скорости звезд. Физическая природа звезд. Всю информацию о звёздах можно получить только на основе исследования приходящего от них излучения Наблюдая звёзды, можно заметить, что они имеют различный цвет. Хорошо известно, что цвет любого нагретого тела, в частности звезды, зависит от его температуры. Более полное представление об этой зависимости даёт изучение звёздных спектров. Для большинства звёзд это спектры поглощения, в которых на фоне непрерывного спектра наблюдаются тёмные линии. Температуру наружных слоёв звезды, от которых приходит излучение, определяют по распределению энергии в непрерывном спектре (риса также по интенсивности разных спектральных линий Длина волны, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры излучающего тела. По мере увеличения температуры положение максимума смещается от красного к фиолетовому концу спектра. Количественно эта зависимость выражается законом Вина Т где λ max - длина волны (в см, на которую приходится максимум излучения, а T - абсолютная температура. Как оказалось, эта температура для различных типов звёзд заключена в пределах от 2500 до 50 000 К. Изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосферах звёзд, что отражается в их спектрах. По температуре, по цвету и виду спектра все звезды разбили на спектральные классы которые обозначаются буквами О, В, A, F, G, КМ. У наиболее холодных красных) звёзд класса M в спектрах наблюдаются линии поглощения некоторых двухатомных молекул (например, оксидов титана, циркония и углерода. В спектрах жёлтых звёзд класса G преобладают линии металлов железа, натрия, кальция и т. д. Для спектров белых звёзд класса A, наиболее характерны линии водорода и множество слабых линий ионизованных металлов. В спектрах наиболее горячих звёзд появляются линии нейтрального и ионизованного гелия. Различия звёздных спектров объясняются отнюдь не разнообразием их химического состава, а различием температуры и других физических условий в атмосферах звёзд. Изучение спектров показывает, что преобладают в составе звёздных атмосфер (изв зд в целом) водород и гелий. На долю всех остальных химических элементов приходится не более нескольких процентов. Измерение положения спектральных линий позволяет не только получить информацию о химическом составе звёзд, но и определить скорость их движения. Если источник излучения звезда или любой другой объект) приближается к наблюдателю или удаляется от него со скоростью υ, то наблюдатель будет регистрировать изменение длины волны принимаемого излучения В случае уменьшения расстояния между наблюдателем и звездой длина волны уменьшается и соответствующая линия смещается к сине-фиолетовому концу спектра. При удалении звезды длина волны излучения увеличивается, а линия смещается в красную его часть. Явление изменения частоты и, соответственно, длины волны излучения, воспринимаемое наблюдателем, вследствие движения источника излучения и/или движения наблюдателя получило название эффекта Доплера. Связь между физическими характеристиками звезд. Двойные звезды. Физические переменные, новые и сверхновые звезды. Многие звёзды образуют пары или сложные системы. Двойные звёзды – близко расположенные пары звёзд. Бывают оптически двойные и физически двойные. Оптически двойные составляются издал ких друг от друга звёзд, которые случайно проецируются на небесную сферу получу зрения. Физически двойные – системы близко расположенных в пространстве звёзд, связанных силами тяготения и обращающиеся около общего центра масс. Первая известная ещё в древности звёздная пара – Мицар (конь) и Алькор (всадник наблюдаемые в ручке ковша Большой Медведицы – пример оптически двойных звёзд так как Алькор отстоит от Мицара примерно на 12 угловых минут. Физически двойные бывают Визуально-двойные – их компоненты можно увидеть с помощью телескопа визуально или сфотографировать. атменно-двойные – их компоненты периодически загораживают друг друга от наблюдателя. Спектрально-двойные – двойственность проявляется в периодических смещениях или раздвоениях линий их спектров. Астрометрически - двойные – одна звезда невидна и возмущает правильное движение соседней. Первый список двойных звёзд составил в 1803 г. англ. астроном Гершель несколько сотен. В настоящее время известно около 100 тысяч визуально-двойных звёзд. Периоды обращения компонентов у визуально-двойных систем составляют от нескольких лет до нескольких тысяч лет. Двойные звёзды являются частным случаем кратных звёзд, состоящих из нескольких компонентов Пример кратных звёзд - тройная звезда α Центавра. К кратным звёздам принято причислять звёзды, имеющие менее 10 компонентов. Система с большим числом звёзд называется звёздным скоплением. Пример - рассеянное скопление Плеяд, видное на ночном небе невооружённым глазом. атменно-двойные или затменно-переменные звёзды – тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких лет по орбитам, большая полуось которых сравнима с самими звёздами. Т.к. угловое расстояние между ними мало, мы не можем увидеть отдельно их компоненты Судить о двойственности системы можно лишь по периодическим колебаниям блеска У таких звёзд обнаруживается явление затмений, когда один из компонентов проходит впереди или сзади другого относительно наблюдателя. Разность звездных величин в минимуме и максимуме блеска называется амплитудой, а промежуток времени между двумя последовательными наименьшими минимумами - периодом переменности. Пример затменно- переменной звезды - Персея (Алголь), которая регулярно затмевается нач с периодом 2,867 суток. Известно около 4000 затменно-двойных звёзд. Спектрально-двойные звёзды - звезды, двойственность которых устанавливается лишь на основании спектральных наблюдений. Представьте, у насесть две звезды одна массивная и яркая А, вторая — менее яркая и массивная В. Обе они обращаются вокруг общего центра масс системы, то приближается к наблюдателю, то удаляется. Вследствие эффекта Доплера в первом случае линии в спектре звезды будут смещаться в фиолетовую область спектра, а во втором - в красную. Период этих смещений будет равен периоду обращения звёзд. Интересно, что благодаря этому методу в 1995 году у звезды 51 Пегаса был обнаружен спутник, масса которого составляла около половины массы Юпитера. Так была найдена первая |