Основи астрономії
Видимий річний рух Сонця та його напрямки. Задача Кеплера, еліптичний рух та його періоди. Рух тіла під дією сили тяжіння. Загальні відомості про Сонце і його будова. Спектри зір та їх спектральна класифікація. Рух Сонячної системи та обертання Галактики.
| Рубрика | Астрономия и космонавтика |
| Вид | курс лекций |
| Язык | украинский |
| Дата добавления | 23.09.2013 |
| Размер файла | 1,8 M |
Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже
Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.
Внаслідок збурення, елементи орбіти Місяця весь час змінюються. Наприклад, нахил орбіти коливається в межах від 4058' до 5020' за час трохи менший півроку. Кожний елемент орбіти має декілька сотень періодичних збурень з різними періодами і амплітудами. Внаслідок цього справжній рух місяця дуже складний, і його дослідження є однією з найскладніших задач небесної механіки.
Вузли місячної орбіти переміщаються по екліптиці назустріч руху самого Місяця і здійснюють повний оберт за 18 років 7 місяців. Перигей місячної орбіти рухається на схід і здійснює один оберт за 9 років.
За один оберт Місяця навколо Землі, вузли зміщаються на захід на 105'. Внаслідок цього на закінченні зоряного місяця, Місяць ніколи не повертається точно в попереднє положення і кожний наступний оберт здійснює по різному шляху. І лише через 18 років і 7 місяців, коли вузли зроблять один оберт по екліптиці, місячна орбіта займе початкове положення. Кут нахилу місячної орбіти до площини небесного екватора, коли висхідний вузол співпадає з точкою . .
Якщо в точці знаходиться низхідний вузол, то орбіта Місяця розташована між небесним екватором і екліптикою, а кут між орбітою Місяця і небесним екватором .
Внаслідок вищесказаного, в першому випадку схилення Місяця змінюється від +28036' до -280 36', а в другому - від +180 18' до -180 18'.
2. Видимий рух і фази Місяця
Видимий рух Місяця на небі є наслідком руху Місяця навколо Землі. Видимий шлях Місяця на небі - незамкнута крива, яка весь час змінює своє положення серед зір зодіакальних сузір'їв.
Видимий рух Місяця супроводжується безперервною зміною його зовнішнього вигляду, який характеризується фазою.
Фаза дорівнює відношенню найбільшої ширини освітленої частини місячного диска до його діаметра .
Размещено на http://www.allbest.ru/
Орбіта руху Місяця навколо Землі є еліпс екецентрисатет 0,005 велика піввісь 384400км. В перегелії віддаль від землі до Місяця менша середньої на 21000км, в апогеї настільки ж більша. Площина Місячної орбіти нахилена до площини екліптики піт кутом 5009'. Місяць рухається навколо Землі із заходу на схід. Сидеричний Місяць - 27,32 середніх доби.
Внаслідок близькості Місяця до землі елементи цого орбіти весь час збурюються. За пів року нахил орбіти Місяця коливається від 4058' до 5020'. Кожний елемент Місяця орбіти має декілька збурень з різними періодами і амплітудами. Внаслідок цього дійсний рух Місяця дуже складний.
Збурюється довгота вузлів, і перегелія місячної орбіти. Вузли переміщуються по екліптиці на зустріч руху Місяця здійснюється повний оберт за 18 років 7 місяців. Перегелій переміщається на схід і завершує свій оберт за дев'ять років.
За кожний оберт Місяця навколо Землі переміщення вузлів = 105'. По завершенні заряного місяця, Місяць не повиртається точно в попереднє положення і кожний новий оберт здійснюється по новому шляху і тільки через 18 років і 7 місяців Місяць знов повертається в попереднє положення.
Видимий рух Місяця на фоні зірок є наслідок дійсного руху Місяця навколо Землі. Місяць протягом зоряного Місяця переміщується завжди в одну й ту ж сторону - з заходу на схід. Видимий шлях Місяця - незамкнута лінія, яка постійно змінює своє положення серед зір зодіальних сузірїв.
Видимий рух Місяця супроводжується постійною зміною його зовнішнього вигляду (фазою Місяця).
Фаза дорівнює відношенню найбільшої ширини освітленої частини d' Місячного диска до його діаметра d.
Лінія, яка відділяє темну частину диска Місяця від світлої називається термінатором. Кут ц між напрямом від Сонця до Місяця і від місяця до Землі називають фазовим. Розрізяють чотири основні фази, які поступово преходять одна в одну в такій послідовності: новомісяччя ?, перша чверть ?, повномісяччя_, остання чверть?.
Під час новомісяччя Місяця проходять між Сонцем і Землею фазовий кут =1800. До Землі повернута темна сторона Місяця і його не видно на небі. Через два дні після (І) Місяць видно на заході у вигляді вуського серпа через сім днів після новомісяччя Місяць приймає форму півкруга. Наступає фаза першої чверті. В цей час Місяць знаходиться в першій квадратурі, тобто 900 на схід від Сонця. До замлі обернена половина освітленого Місяця і половина затемненення. В цій фазі Місяць видно в першій половині ночі.
Знову ~ через сім діб після першої чверті Місяць має вигляд повного круга. Опівночі Місяць знаходиться в протистоянні з Сонцем ц=0. Повний Місяць видно на небі в напрямі протилежному напряму на Сонце. Тому повний місяць видно протягом всієї ночі. Сходить Місяць під час заходу Сонця і заходить під час сходу Сонця.
Після повномісяччя місяць починає зменшуватися. Проблизно через сім діб Місяць знову видно у вигляді півкруга, наступає остання чверть. В цей момент Місяць знаходиться в західній квадратурі ц=900 і до Землі знову повернута половина освітленої і половина темної частини Місяця, але тепер Місяць знаходиться на 900 на захід від Сонця і видно в другій половині ночі аж до сходу Соця.
Метонів цикл.
Метону (Афіни 432 р до н. е.) приписують відкриття такого факту: в 19 тропічних роках (1т.р.=365 діб 5 год. 48хв. 46с.) (1т.р.=365,2422 діб).
Майже стільки ж діб містить 235 середніх синодичних місяці (по 29,5306 в кожному) - 6939, 69 доби. Цей період (19 років) називаєтиься Метонів цикл. Через 19 років місячні фази повторюються в ті ж дні року.
Загальна кількість затемнень в році. Сарос.
Із умов настання затемнень випливає, що протягом року може відбутися найбільше 7 затемнень - або 2 місячних і 5 сонячних, або 3 місячних і 4 сонячних. В першому випадку на початку року - два сонячних і між ними одне місячне потім в середині року два - сонячних і одне місячне і в кінці року місячне.
В другому випадку - одне місячне на початку року і після нього одне сонячне, посеред року - 2 сонячних і 1 місячне в кінці року - 1 сонячне і 1 місячне. Такі роки зустрічаються рідко. Найчастіше буває 2 сонячних і 2 місячних затемнення. Найменша кількість затемнень в році - 2 сонячних.
Послідовність затемнень повторюється майже точно і в попередньому порядку через проміжок часу, що називається Сарос.
3. Обертання і лібрація Місяця
Місяць повернутий до Землі завжди однією стороною тому що він обертається навколо осі з тим же періодом (і в тому ж напрямі) з яким він обертається навколо Землі. Зоряна доба на Місяця дорівнює 27,32 середніх сонячних діб. Вісь обертання Місяця нахилена до площини місячної орбіти на кут 83020'.
Тому площина Місячного екватора з площиною місячної орбіти складає кут 6039', а з площиною екліптики 1030'. При цьому площина екліптики лижить між площинами місячного екватора і орбіти Місяця і всі три площини перетинаються по одній прямі (це є закон Касінні).
Кожний даний момент з землі видно половину поверхні Місяця, але тривалі спостережиння Місяця дають можлмвість спостерігати 60% його поверхні. Це можливо завдяки явищам, що називається лібрація. Оптичні (видимі) лібрації бувають трьох видів: по довготі по широті і паралактична.
Лібрації по довготі викликані тим, що Місяць обертається навколо осі рівномірно, а його рух по орбіті біл перегелія швидший, а біля афелія повільний.
Размещено на http://www.allbest.ru/
Тому за чверть Місяця після проходження перегелія Місяць пройде шлях більший чверті всієї орбіти, а навколо осі повернеться рівно на 900. Точку А яка раніше була в центрі місячного диска, тепер буде видно лівіше центра місячного диска. В тому ж напрямі зміститься точка В, котру раніше було видно на правому (західному) краї диска і стане видно частину поверхні Місяця за західним горизонтом його диска. В афелії буде видно ту ж частину Місяця, що і в перегелії, але за чверть періоду після проходження Місецем афелії тепер буде видно частину диска за східним краєм диска. Найбільша величина лібрації по довготі 7054', а період дорівнює аномалістичному Місяцю.
Размещено на http://www.allbest.ru/
Лібрація по широті виникає від нахилу осі обертання Місяця до площини її орбіти і збереження напряму осі в просторі при русі Місяця.
Внаслідок цього з Землі по черзі видно то частину повного Місяця розмежовано біля південого, то біля північного полюса. Величина лібрації 6050', період = драконічному Місяцю.
Добова лібрація (паралектична) виникає внаслідок близькості Місяця до Землі. З двох точок Землі повного Місяця видно не однаково. Повна лібрація складає 10.
4. Покриття світил Місяццем. Сонячні затемлення
Покриття Сонцем Місяцем називається сонячним затемненням.Для різних точок земної поверхні сонячне затемнення має різний вид.
Диск Сонця буде повністю закритий для спостерігача який знаходиться всередині конуса тіні. Діаметр її на поверхні Землі не перевищує 270 км.В областях Земної поверхні куди падає півтінь буде часткове сонячне затемнення.Диск Місяця закрмє лиш частину диска Сонця. Лінія , яка відділяє темну частину диска Місяця від світлої називаєься Термінатором. Термінатор є напівеліпсом.
Кут між напрямами від Сонця до Місяця і від Місяця до Землі називається фазовим кутом.
Розрізняють 4 основні фази Місяця, які поступово переходять одна в іншу в такій послідовності: новий місяць, перша чверть, повний місяць, остання чверть.
Під час настання Місяця, Місяць проходить між сонцем і Землею, фазовий кут =1800. до Землі повернута темна сторона Місяця і його не видно на небі. Через 2 дні після настання Місяця, Місяць видно у вигляді вузького серпа на заході після заходу Сонця. Місячний серп повернутий випуклістю до Сонця поступово розширюється і приблизно через 7 діб після настання набирає форму півкруга. В цей час Місяць знаходиться у східній квадратурі, =900, до Землі повернута половина освітленої півкулі Місяця. У цій фазі Місяць видно в першій половині ночі, а апотім він заходить за горизонт.
Через 7 діб після 1 чверті настає повний Місяць і Місяць видно у вигляді повного круга. Тепер Місяць знаходиться в протистоянні з Сонцем ц=0. До Землі повернута вся освітлена півкуля. Місяць видно в напрямі протилежномнапру напряму на Сонце. Повний Місяць видно протягом всієї ночі. Сходить він приблизно під час заходу Сонця,а заходить приблизно в момент заходу Сонця.
Після повномісяччя Місяць починає зменшуватись з західної сторони появляється “щербина”, яка поступово зростає і через 7 діб після повного Місяця його знову видно у вигляді півкруга. Наступає остання чверть. В цей час Місяць знаходиться в західній квадратурі ц=900 і до Землі повернута половина освітленого диску Місяця. Місяць видно в другій половині ночі аж до сходу Сонця.
Поступово Місяць знову набирає вигляд вузкого серпа і його видно на сході перед сходом Сонця. Через 2-3 доби Місячний серп зникає і Місяця не видно. Через 7 діб після останньої чверті знову настає новий Місяць.
Періоди обертання Місяця.
Проміжок часу між двома однаковими фазами Місяця називається синодичним Місяцем. Тс=29,53 середніх сонячних діб.
Аномалістичним Місяцем називається проміжок часу між двома послідовними проходженнями Місяця через перегей Та=27,55d.
Драконічний Місяць - проміжок часу між двома послідовними проходженнями Місяцем через один і той же вузол своєї орбіти. Тд=27,21d.
Тропічний Місяць - проміжок часу протягом якого довгота Місяця збільшується на 3600
Частота і періодичність затемнень.
Размещено на http://www.allbest.ru/
Вузли Місячної орбіти зміщуються назустріч рухові Сонця по екліптиці на 19,30 за рік. Тому Сонце повертається до одного і того ж вузла через Т?=346,62 доби. Цей проміжок часу називається драконічним роком. Рік триває =365,3 доби. Внаслідок цього сезони затемнень кожного наступного року мали б наставати приблизно на 19 діб раніше ніж попереднього.
Але затемнення бувають у моменти нового Місяця (сонячні) або повні (місячні), а ці фази повторюються через проміжки часу S=29,53 доби. Оскільки 12S=12*29,53=354,36, то це значить, що насправді цикл затемнень мав би повторюватись через кожні 354 доби і 8 год.
Звідси випливає два висновки:
У кожному наступному році реальні сезони затемнень настають на 354,3-346=9.
10-11 днів раніше ніж попереднього; умови затемнень істотно змінюються, оскільки Сонце на момент нового Місяця опинилося на 10-110 ближче (або дальше) до вузла місячної орбіти.
У кожній зоні затемнень може нетрапитись Місячного затемнення, але обовязково відбудеться сонячне. Найменша кількість затемнень у році - 2 Сонячних. Найбільша кількість затемнень - 7 (5 -Сонячних і 2 Місячних, або 4 Сонячних і 3 Місячних)
У середньому в певній місцеврості Землі повне сонячне затемнення трапляється раз на 300 років
Настання затемнень визначається трьома періодами:
1.Синодичним Місяцем S=29,5306d;
2.Драконічним Місяцем S?=27,2122d;
3.Драконічним Роком T?=346,6200d.
Можна знайти певну кількість днів, в яку з достатньою точністю вкладається кожен із згаданих періодів, це означає, що через такий проміжок часу таж фаза місяця настане на тійже відстані Сонця від вузла місячної орбіти і повториться таке ж затемнення, що і в попередньомму циклі.
Одним із таких циклів є Сарос (від єгипетського слова, що означає повторення).
Сарос Тc=18 років і 11,3 доби.
Фази Місяця повторюються приблизно через 29,53d, Місяць повертається до одного і того ж вузла через 27,21d, проміжок часу між двома послідовними проходженнями Сонця через один і той же вузол Місячної орбіти, називається драконічним роком. Драконічний рік =346,62d.
Період повторюваності заткмнень дорівнює проміжку часу по завершенні якого початки цих трьох періодів знову співпадуть. Виявляється що:
242 драконічні місяці=6585,36 діб
223 синодичні місяці=6585,32 діб
19 драконічні роки=6585,78 діб
Оскільки 223 сидоничних місяці на 0,04 доби коротші за 242 драконічних місяці, то через 6585 діб новомісяччя буде відбуватись на дещо іншій віддалі від вузла Місячної орбіти, ніж 18 років тому. Тому умови затемнень повторюються не точно. Оскільки Сарос складається з цілого числа діб і 1/3 доби, то області видимості затемнень за 18 років переміщаються по земній поверхні на захід приблтзно на 1200.
На протязі одного Сароса відбувається 70 затемнень з них 41 Сонячних і 29 Місячних.
Сонячні затемнення відбуваються частіше за місячні, але в даній точці поверхні Землі частіше спостерігаються Місячні затемнення бо їх видно на всій півкулі,а сонячні видно у вузькій смузі.
Останнє затемнення Сонця, яке спостерігалося у нашій місцевості відбулося 11 серпня 1999 р. Наступне відбудеться 29 березня 2006 року.
Особливо рідко вдається бачити повні сонячні затемнення, хоча їх протягом Сароса буває біля 10. В даній точці земної поверхні повні сонячні затемнення видно всередньому раз в 200-300 років.
242 драконічних місяців=6585,36d
223 синодичні місяці=6585,32d
19 драконічних років=6585,78d
За конусом тіні диска Сонця видно повністю і ніякого озатемнення не спостерігається.
Віддаль Місяця від Землі змінюється від 405500 км до 363300 км, а довжина конуса тіні приблизно рівна 374000 км. Інколи вершина тіні не доходить до повехні Землі. В цьому випадку сонячне затемнення буде кільцеве. Краї сонячного диска будуть не закриті і утворюють навколо темного диска світле кільце. Тінь від Місяця переміщується із заходу на схід.
5. Місячне затемнення
Конус земної тіні довший конуса місячної тіні, а діаметр на віддалі Місяця більший в 2,5 раза діаметра Місяця. Прирусі навколо Землі Місяць може попасти в облась тіні і тоді відбудеться місячне затемнення. Місячне затемнення видно на всій нічній півкулі і для всіх точок тієї півкулі воно починається і закінчується в один і той же фізичний момент. Місячні затемнення можуть відбуватись під час повного місяця.
Сонячні і місячні затемнення.
Місяць рухається серед зір із заходу на схід з швидкістю приблизно 1 км/с, в той же бік обертається Земля навколо свєї осі.лінійна швидкість точок екватора приблизно рівна 0,46 км/с, а в північних широтах (ц=60-700) v?0,2 км/с. Тому швидкісь руху тіні під час затемнення зменшується в зоні екватора v?0,5 км/с, на північних v=0,7-0,8 км/с. Діаметр тіні d?260 км. Переміщення тіні і півтіні по земній поверхні утворює смугу повного затемнення, а з обох її боків - смуга часткового затемнення. Затемнення починається з того, що на західний край видимого диска Сонця насувається темний диск Місяця і поступово перекриває Сонце.
Якби площина орбіти Місяця збігалась з екліптикою, то сонячні і місячні затемнення відбуволись би кожного синодичного місяця. Площина орбіти Місяця нахилена до екліптики на 509 і затемнення можуть відбуватися тільки тоді, коли Місяць в новомісяччя, або повномісяччя знаходиться поблизу лінії вузлів. Така ситуація буває два рази на рік.
У полеження Землі Т1 лінія перетину площини екліптики і площини місячної орбіти перпендикулярна до радіус-вектора Землі. Під час повномісяччя Місяць знаходиться під площиною екліптики, і тому його тінь проходить нижче Землі і затемнення не відбувається. У симетричній точці, коли Земля переходить у точку Т3 - лінія вузлів поступально переміщується з нею так, що вона знову стає перпендикулярною до радіуса-вектора Землі. Затемнень у цьому положенні не буває. В положеннях Т2 і Т4 лінія вузлів збігається з радіус-вектором Землі і, коли Місяць перебуває в точках L2 і L4 відбувається сонячне затемнення, якщо ж він перебуває в симетричних точках то відбувається місячні затемнення.
Сонячні затемнення можуть відбуватися і тоді, коли Місяць перебуває на орбіті на деякій віддалі від точок L2 і L4.
Обчислимо граничну величину кута, на якій може відходити Місяць від екліптики при якому ще можливе затемнення.
Нехай С - центр Сонця, Т - центр Землі, L - центр Місяця. СТ - площина екліптики. Поверхня Місяця прилягає до дотичної проведеної до поверхні Сонця і Землі в точках С і О. В цьому випадку межа тіні. Яку відкриває Місяць збігається з дотичною і створює затемнення поблизу точки О. Кут LTC= є екліптичною широтою Місяця. Саме цей кут нас цікавить.
=LTL+LTC+CTC , де LTL= - кутовий радіус Місяця, CTC=о - кутовий радіус Сонця, LTC=TLO-TCO, бо ТLO є зовнішній кут трикутника LTC.
Можна вважати, що TLO= - паралакс Місяця, TCO=о - паралакс Сонця =+о+р-ро, оскільки =1532 о=1616 р=573 ро=88 88421,50.
Положення Місяця відносно місячного вузла в мрмент початку сонячного затемнення.
Таким чином для настання хочаби короткотривалого часткового сонячного затемненя необхідно, щоби геоцентричне екліптична широта Місяця не перевищувала 8842. Кутову віддаль центра Місяця від вузла можна обчислити із сферичного трикутника за форимулою Sin Дl =tg в/tg i
При в=8842 i=5009 Дl=1605
Размещено на http://www.allbest.ru/
Очевидно, що затемнення Сонця можливе і по іншу сторону вузла на такій же відстані від нього. Дугу екліптики 330 Сонце, переміщаючись за добу на 59, проходить за 34 доби, але за 34 доби обов'язково настане новий місяць, а може бути і два, тому що тривалість синодичного місяця - 29,5 доби . Значить кожного року обов'язково буває два сонячних затемнення (біля двох вузлів місячної орбіти) але може бути чотири і навіть п'ять. П'ять сонячних затемнень в році відбудеться тоді, коли перше відбудеться незабаром після першого січня, тоді друге відбудеться при настанні нового місяця, третє і четверте - трохи раніше ніж через півроку. А п'яте через 354d після першого.
Нехай C - центр земної тіні, кутовий радіус якої на середній віддалі рівний 41
LL -- частина орбіти Місяця, L -- центр диска Місяця, кутовий радіус Місяця 155, Щ -- вихідний вузол місячної орбіти.
Для настання місячного затемнення необзідно, щоби в фазі повна віддаль між центрами земної тіні та Місяця була меншою за 41+155=565 із сферичного трикутника СLЩ (прямокутного) СLЩ=900 за теоремою синусів Sin СL=Sin СЩ · Sin СЩL
Sin 565=Sin СЩ · Sin 509 СЩ=ДL=1006
Місячне затемнення можливе, якщо центр земної тіні знаходиться від місячного вузла по одну або іншу сторону не більше ніж на 1006. Тінь Землі, рухаючись по екліптиці з швидкістю 59 за добу проходить віддаль 2106 - за 21,6 доби. Оскільки сидеричний місяць триває 29,5 доби, то оного разу новий місяць може настати на віддалі більшій за 1006 на захід від вузла, а наступне місяця - на такій же віддалі на схід від вузла і в цей період місячних затемнень не буде.
Рельєф Місяця.
Світлі ділянки - “материки” займають 60% місячного диска. Темні ділянки - “моря” займають 40% місячного диска. Типові елементи місячного ландшафту:
Кратери. На видному боці налічується близько 300000 кратерів з діаметром від 1 до 100 км. 5 кратерів мають розміри понад 200 км. Кількість кратерів N обернено пропорційна квадрату діаметра кратера N~D-2. Це підтверджує, що практично всі кратери є наслідком випадання на Місяць метеорних тіл, для яких розподіл за розмірами має ту ж закономірність.
Маари - дрібні (діаметр до 5 км) зпадини з плоским дном, розташовані на вершині гори.
Шароподібні гори існують на Місяці з невеликими кратерами на вершинах, протяжні системи променів, велетенські тріщини і рови.
На видному боці Місяця налічується близько 500 тріщин. Деякі з них досягають до 300 км в довжину, 5 км у ширину і декількох сотень метрів у глибину. Зустрічаються довгі і круті обриви. Одним з них є Пряма стіна розташовона у південно-східній частині Моря Хмар. Її довжина приблизно 100 км, висота 300 м.
Моря - долини заповнені темною речовиною, яка нагадує застиглу вулканічну лаву. Моря оточують підвищення, які називають - Корьдельєри.
Корьдельєри - крайові підвищення на периферії морів.
“Материки” відбивають в середньому 9% сонячних променів. “Моря” - 4%.
Загалом біля 1300 об'єктів поверхні Місяця мають власні назви. Кратери названі іменами видатних вчених (Тіхо, Птолимей, Коперник, Арістарх, Платон). Гірські хребти мають такі ж назви як і на Землі: Карпати, Кавказ, Альпи, Апеніни, Алтай. Назви окремих морів: Море Вологості, Море Хмар, Море Достатку, Море Спокою, Море Криз, Море Холоду.
На поверхні Місяця побувало дванадцять дослідників, які провели загалом близько 300 годин, з них 80 годин поза кабіною. Вони встановили на Місяці сейсмографи, магнітометри, лазерні відбивачі, зібрано близько 400 штук зразків місячних порід. Хімічний склад місячних порід такий же що і земний, хоча зауважим відмінність відносного вмісту різних хімічних елементів (там менше платини, золота і срібла, але більше ртуті, свинцю, хлору і брому). Вік зразків досягає 4,4 млрд років.
Внаслідок тривалого бомбардування поверхні Місяця метеоритами на ній утворився пухкий шар товщиною до 6 метрів - реголіт. Одна з цого фракцій - бексія. Бексія - суміш дрібних уламків гірських порід зцементованих склом. Зовнішній шар реголіту - пщано-пиловий матеріал темнасірого (буроватого) кольору товщиною 15-30 см. Він укритий наче тоненькою плівкою пилу світло-сірого кольору.
На зворотньому боці Місяця виявлено три невеликі “моря”. Там є нові утвори - таласоїди. Таласоїди - “мореподібні” невеликі западини поверхня яких є такою ж світлою, як і материки.
Розподіл маси у підповерхневих шарах Місяця (переважно поблизу екватора) є неоднорідним: но невеликій глибині під кільцеподібними горами є “концентрації маси”, які називають маскони. Очевидно, там під ствердлою лавою знаходяться метиорити.
В загальному стале магнітне поле Місяця приблизно в 1000 раз слабше земного. Безпосередні вимірювання на поверхні Місяця вказують на те, це поле змінюються від точки до точки. Очевидно, в минулому відбувалось сильне намагнічування окремих ділянок Місяця, причина якого досі не з'ясована.
Сейсмографи реєстрували від 600 до 3000 місяцетрусів щороку. Середня сейсмічна енергія, що вивільнялась при цьому у мільярди разів менша, ніж на Землі: середній місяцетрус оцінювався двома балами за шкалою Ріхтера. За обчисленнями, температура у ценральних зонах Місяця не перевищую 1800К.
Атмосфери Місяць не має, хоча виявлено розріджену газову оболонку, яка складається з водню, гелію, неону та аргону. Їх концентрація в 1013 менша ніж в земній атмосфері, але у 100-1000 перевищує концентрацію частинок у сонячному вітрі в 1 см3 106 атомів водню і 6·104 Ne.
Очевидно, Місяць оточений пиловою хмарою, протяжність якої сумірна з радіусом Місяця, а концентрація пилинок розміром близько 70 мкм, що у 104 разів більше, ніж у міжпланетному просторі.
СОНЦЕ
1. Загальні відомості про Сонце
2. Сонячна стала. Температура Сонця
3. Будова сонця
4. Фотосфера. Грануляція, сонячні плями і факели
1. Загальні відомості про Сонце
У Сонці сконцентровано 99.866% всієї маси сонячної системи. Сила тяжіння з боку Сонця - основна сила, яка зумовлює рух планет. Сонце - найближча до нас зоря. Радіус Сонця визначають за формулою
де - радіус Землі, =8”,794 - паралакс Сонця, =15'59',7 середній видимий радіус Сонця
=109.1.
Маса Сонця .Середня густина речовини Сонця
Прискорення сили тяжіння на поверхні Сонця
Параболічна швидкість на поверхні Сонця
Сонце обертається навколо осі. Обертання Сонця можна помітити за рухом плям, та інших деталей його поверхні. Вони переміщаються з сходу на захід. Напрям обертання Сонця такий самий як і Землі. Кут нахилу осі Сонця до площини екліптики становить: 82 45'. Період обертання сонця на різних віддалях від екватора - різна. Сонце обертається не як тверде тіло. Кутова швидкість його обертання зменшується з віддаленням від екватора. Для точок екватора сидеричний період становить 25, а поблизу полюсів - 30. Синодичний період для тих самих областей - відповідно 27 та 32.Лінійна швидкість руху точок на екваторі.
2. Сонячна стала. Температура Сонця
Сонячна стала - кількість енергії, що надходить від Сонця на межі земної
Атмосфери на 1 см. поверхні перпендикулярно до сонячних променів протягом 1 хв. На віддалі 1 а.о.
Променева енергія Сонця, виміряна на поверхні Землі менша від сонячної сталої, бо частина енергії поглинається атмосферою, а частина розсіюється. Сонячна стала визначається із вимірювань сонячної радіації при різних висотах Сонця над горизонтом (при різних оптичних масах атмосфери) Шляхом екстраполяції знаходять величину потоку сонячної радіації на межі атмосфери. В астрофізиці вважають, що сонячна стала рівна:
Q=1,97=1,3710
Знаючи Сонячну сталу Q, можна знайти кількість енергії, яку випромінює за 1секунду
Е=4,
Якщо цю величину поділити на площу поверхні ,то дістанемо:
Тепер за законом Стефана-Больцмана можна знайти температуру
R=.
Визначена таким чином температура становить Т=5700К.
Метод визначення температури на використанні формули Планка
дає, що температура визначена на різних ділянках спектра різна.
Для
Температура визначена за законом зміщення Віна становить 6700. Таким чином не є абсолютно чорним тілом. Температура змінюється з глибиною.
3. Будова
Центральна область приблизно 0,3містить джерела енергії Сонця. Тут температура і тиск такі, що може відбуватися протон-протонна реакція. На віддалі температура і тиск значно падають. Тут відбувається перенесення енергії з внутрішніх шарів до більш зовнішніх .Це зона променистої рівноваги. Тут у будь-якому об'ємі кількість набутого і втраченого випромінювання рівні. Квант світла, який іде з глибини може бути захоплений атомом або молекулою передаючої речовини і пере випромінений з іншою частотою. Окремі кванти можуть бути поглинуті і їх енергія перетворюється в кінетичну енергію молекул. Внаслідок цього відбувається перерозподіл енергії і зміна інтенсивності випромінювання яке йде з надр Сонця. В зоні від 0,9 до 1 крім променевого переносу енергії значну роль відіграє конвекція (перенесення енергії внаслідок перемішування самої речовини).
Зовнішні шари , випромінювання яких можна спостерігати називається атмосферою Сонця. Сонячна атмосфера поділяється на три шари: фотосферу, хромосферу, корону. Цей поділ умовний. Чіткої межі між шарами не існує.
Размещено на http://www.allbest.ru/
Уявлення про внутрішню будову можна скласти лише за допомогою теоретичних розрахунків. Фізичні умови можна розрахувати виходячи з таких міркувань. У кожній точці виконується умова гідростатичної рівноваги а це означає, що різниця тисків, які діють на будь-який шар зрівноважується гравітаційним притяганням всіх глибших шарів.
Розглянемо шар товщиною H. Температуру в цьому шарі вважаємо сталою.
Р і - тиск і густина на верхній межі.
Р і - тиск і густина на нижній межі.
Запишемо умову рівноваги:
Р- Р = gh де =
З основного рівняння газового стану
, тоді
Р- Р= (1)
Вираз має розмірність довжини і називається шкалою висоти, або висотою однорідної атмосфери. Ця величина відповідає товщині шару, в якому тиск і густина змінюється в три рази. Справді, підставляючи в (1) дістанемо Р=3Р. Для Сонця H=600км
Припустимо, що речовина в сонці розподілена рівномірно. Нехай
=1б4, H=
беручи Р=0 (один шар поверхні Сонця) маємо
Р=g (3)
Прискорення g у середній точці можна знайти із формули
(4)
( В однорідній сфері радіуса зосереджена частина маси).
Підставляючи у (4) значення гравітаційної сталої і маси сонця, дістанемо
=1,3710.
Тиск на середині радіуса знаходимо із (3)
Р=6,610
Знаючи густину і тиск, знаходимо температуру:
Т= ; Т=2,810К.
Величини, визначені точними розрахунками з урахуванням нерівномірності розподілу мас близькі до наведених значень.
За теоретичними розрахунками температура в центрі Т=14 млн.градусів
тиск = 10атм.
4. Фотосфера
Фотосферою називається шар сонячної атмосфери, який є основним джерелом неперервного випромінювання Сонця. Газ фотосфери частково прозорий і сонячне випромінювання йде на землю з різних глибин фотосфери. Згідно теоретичних розрахунків з глибини більш як 400 км світлове випромінювання не відбувається.
Яскравість диска Сонця зменшується від центра до краю. Це зменшення яскравості спостерігається в інтегральному світлі і в монохроматичному.
Размещено на http://www.allbest.ru/
Нехай спостерігається елемент сонячного диска, кутова відстань якого від видимого центра сонячного диска . Тоді емпіричний закон потемніння сонячного диска має вигляд:
I()=I(0)(1-u+ucos)
де I(0) - інтенсивність випромінювання в центрі диска;
I() - інтенсивність під кутом до нормалі.
U - коефіцієнт потемніння u0,6.
I()=0,4I(0)
Інтенсивність випромінювання на краю диска значно менша ніж у центрі. Потемніння пояснюється збільшенням температури і поглинанням енергії з глибиною в фотосфері. Очевидно, що в центрі диска ми сприймаємо випромінювання від глибших і більш гарячих шарів Сонця розрахунки показують, що на зовнішній межі фотосфери температура становить 4800, а на внутрішній Т=8000.
Таким чином, фотосфера являє собою порівняно тонкий шар газу з температурою 5000 на зовнішній поверхні і 8000 на внутрішній. Густина змінюється від 0.410 до 510, тиск від
0,110 до 2,510
Грануляція. Конвективні процеси.
Фотосфера має зернисту будову. Ці окремі зерна називають гранулами. Кутові розміри гранул 1-2”, що відповідає довжині 750-1000 км. Гранули не стійкі утворення. Вони на 15-25% яскравіші за проміжки між ними. Це означає, що температура їх на 350-400 вища.
За допомогою спектрального аналізу встановлено, що гранули пов'язані з підніманням та опусканням газу в фотосфері Сонця. Зміщення ліній відповідає швидкості 1.
Конвекція в поверхневих шарах може початись з двох причин : 1) внаслідок збільшення непрозорості матерії з глибиною; 2) внаслідок зміни з глибиною ступеня іонізації.
Підрахунки показують, що конвекція в фотосфері настає тільки при певному ступені іонізації водню. Іонізація Н із глибиною зростає. Коли водень стає повністю іонізованим, конвекція припиняється. Конвекцією пояснюється грануляста структура фотосфери. Гранула ототожнюється з конвективною коміркою, в якій нагріта речовина піднімається вгору, а в проміжках між гранулами опускається до низу.
СОНЯЧНІ ПЛЯМИ І ФАКЕЛИ
Плями спостерігаються як поодинці так і групами. Розміри плям найчастіше. Спостерігалась пляма діаметром близько 185000 км.
Зароджуються плями у вигляді невеликого утворення 3”-4” в цей період вона називається порою. З часом її розміри збільшуються, а структура змінюється. Через 1-2 дні після виникнення в середній частині плями утворюється перетяжка і вона ділиться на дві , одна з яких (західна) вона називається ведучою, а друга - хвостовою. Така група називається біполярною групою тому що магнітні поля в обох групах мають протилежну полярність. Скоро після цього навколо ведучої а потім і хвостової плями менш темна напівтінь, яка має характерну радіальну структуру. Найбільший розвиток групи відбувається тоді ,коли навколо головних плям появляється багато дрібніших часто оточених спільною напівтінню. Після цього плями починають поступово зменшуватись і зчезають. При цьому розмір всієї активної області збільшується і вона “розповзається”. В центрі плями яскравість в 3-5 раз менша ніж поверхні Сонця. На основі закону Стефана-Больцмана це означає що температура плями на 1000 менша за температуру фотосфери.
Размещено на http://www.allbest.ru/
Спектр плями характерний тим, що в ньому спостерігається розчеплення деяких ліній поглинання, а це свідчить про існування магнітних полів. Напруженість магнітного поля плями 2000-3000 ерстед. Вивчення процесів розвитку сонячних плям привело до висновку що вони є наслідком виходу на поверхню Сонця потужних джгутів - трубок магнітних силових ліній.
Пляма, в якій магнітні силові лінії виходять з-під поверхні має північну полярність . Пляма має вигляд кратера, дно якого утворює тінь, а похилі стінки-півтінь. Це тому, що густина і температура речовини в плямі менша ніж поза нею і рівень поверхні з оптичною площиною знаходиться в ній нижче. Глибина кратера для великих плям може досягати 1500-2000 км.
Це ефект Вільсона.
На рівні фотосфери газ зі швидкістю рухається в напрямі від центра плями назовні, а у хромосфері над плямою газ рухається до центра плями з швидкістю до 5 .У цьому полягає суть ефекту Евершеда.
ПОХОДЖЕННЯ МАГНІТНИХ ПОЛІВ
Остаточної відповіді на це питання не має. Можливо, що внаслідок неоднорідності обертання Сонця виникає циркуляція газів, яка породжує магнітні вихори.
Невеликі магнітні поля, які існують поблизу плям підсилюють конвекцію. Це пояснюється тим, що слабке поле не може зупинити рух речовини, воно лише послаблює турбулентність і впорядковує рух газу чим підсилює конвекцію. Тому біля плям спостерігаються області великої яскравості які називаються факелами.
У видимій ділянці спектра Сонця виявлено понад 10000 ліній поглинання (ліній Фраунгофера). В області від 0.3 до 25мкм їх налічують до 30000. Значна частина цих ліній особливо в інфрачервоній частині спектра-це лінії телуричні (лінії, що утворились внаслідок поглинання світла Сонця молекулами газів атмосфери Землі).
За останні 30 років добре вивчено спектр в ультрафіолетовій і рентгенівській частині спектра.
У далекій ультрафіолетовій частині зареєстровано лінії випромінювання заліза які відповідають високим станам іонізації(FeX, FeXIV) а також лінії інших високо іонізованих елементів.
Найінтенсивнішими у видимій частині спектра є лінії K і Ca, далі за інтенсивністю йдуть лінії водню, лінії магнію, заліза та інших елементів.
Всього у спектрі Сонця ототожнено лінії 72 хімічних елементів. Лінії поглинання He у спектрі Сонця відсутні. Цей елемент виявили за лініями випромінювання.
Аналіз інтенсивності спектральних ліній показав що за кількістю частинок відношення водню до гелію H:He=5:1,відношення атомів водню до кількості атомів металів близьке до 10000.
Водень становить 63% маси Сонця . Не-36%. Інші елементи-1%.
Хромосфера
Над фотосферою знаходиться хромосфера (хромос-колір). В звичайних умовах спостерігачу не озброєному спеціальними приладами хромосферу не видно. Під час повних сонячних затемнень можна спостерігати над краєм Місяця рожеве сяйво, що облямовує Сонце, це хромосфера. Ширина , що відповідає товщині 12-15 тис. км. Х.-розріджене утворення. Густина речовини в нижніх шарах ~,а у верхніх шарах ~.
У Хромосфері спостерігаються гранули, які мають волокнистий вигляд і називаються флокулами. У Хромосфері виявлено факельні поля, які розташовані в тих самих місцях на Сонці, що і фотосферні і хромосферні факели є проявом одного і того ж процесу на різних висотах. Кількість хромосферних факелів залежить від активності Сонця. Раптове посилення частини факельного поля на Хромосферному рівні утворює сонячний спалах.
При спостереженні Хромосфери в лінії виразно видно темні волокна-це проекції протуберанців на диск Сонця. На вдалих фотографіях Хромосфери видно її неоднорідність. Поверхня Хромосфери складається з великої кількості струмочків, ніби язиків полум'я. Окремі струмені піднімаються над середнім рівнем Хромосфери, утворюючи невеликий кут з її поверхнею. Ці струмені називаються спікулами. Протяжність окремих спікул-кілька тисяч км. Час існування 8-15 хв., час підйому 1.5 хв. Швидкість руху вгору 20000 м/с.
Хромосфера має емісій ний спектр, який складається з яскравих ліній. При спостереженнях здається що вони (лінії) спалахують в момент повної фази затемнення Сонця. Тому цей спектр називають спектром спалаху. На фотопластинці одержуємо серповидні спектральні лінії.
Найінтенсивніші лінії водню, гелію, іонізованого кальцію. За спостереженнями з-за меж атмосфери (з ракет) в спектрі виявлені лінії Не, Не.Такі лінії можуть з'явитись при температурі не нижчій 25000-35000. Спектр Хромосфери дуже подібний на спектр Сонця, в якому всі лінії поглинання замінено лініями випромінювання, а суцільний спектр відсутній. В спектрі Хромосфери лінії іонізованих і важко- збуджуваних елементів яскравіші ніж в спектрі фотосфери. Все це вказує на те, що температура в Хромосфері зростає із збільшенням висоти. Нижні шари Хромосфери більш-менш однорідні і мають температуру 5000.На висотах 1000 км. з'являються спікули-гарячі струмені речовини температура яких може досягати 20000К і вище.
Хромосфера-досить протяжна. На найбільшій висоті в Хромосфері (14000 км.) спостерігається випромінювання іонів Са. На висоті 12000 км. виявляється водень, на висоті 7000 км. - гелій.
Пояснення великої протяжності Хромосфери і збільшення її температури з висотою є основ Ною трудністю у побудові фізичної моделі Хромосфери. Загальновизнаних пояснень цим питанням поки що немає.
ХРОМОСФЕРНІ СПАЛАХИ
Короткочасні, але дуже швидкі підсилення яскравості невеликої
Ділянки Хромосфери мають назву хромосферних спалахів. Раптово на короткий час (кілька хвилин, рідко годину) поблизу області сонячних плям і факельних полів відбувається збільшення яскравості майже в усіх хромосферних лініях, особливо лінії Н. Потім протягом кількох десятків хвилин свідчення послаблюється. Хромосферні спалахи супроводжуються підсиленням випромінювання в ультрафіолетовій та рентгенівській областях і на радіочастотах, посилюється також корпускулярне випромінювання і космічні промені.
Природу хромосферного спалаху ще не з'ясовано.
А.Б.Сєвєрний, помітив що хромосферні спалахи виникають навкруги тих місць, де сильне магнітне поле міняє свій знак, - поблизу нейтральної лінії.
Він висунув гіпотезу про те, що магнітний тиск(особливо сильний біля магнітних неоднорідностей) зумовлює стиск газу з дуже великою швидкістю і по обидва боки від нейтральної лінії утворюються дві ударні хвилі, які швидко з'єднуються. Там де вони з'єднуються температура може підвищуватись до 10град. У цих місцях можливі термоядерні реакції, потужне ультрафіолетове, рентгенівське та корпускулярне випромінювання.
За іншими гіпотезами розігрівання Хромосфери в області спалахів може відбуватись внаслідок падаючих протуберанців.
Протуберанці
Протуберанці прилягають до хромосфери, але простягаються над нею на кілька десятків тис. км. Рух протуберанців відбувається в різних напрямках, але часто протуберанці, які зароджуються біля поверхні Сонця, рухаються в сонячну корону, а протуберанці, що зароджуються в сонячній короні опускаються в область сонячних плям. Рух протуберанців пов'язаний з існуючим на магнітним полем.
Типи протуберанців:
1) Cпокійні протуберанці. Для них характерна велика тривалість існування . Іноді їх видно протягом кількох днів в одному місці на краю сонячного диска. Вони не мають якихось упорядкованих рухів. Ці протуберанці зустрічаються на високих геліографічних широтах.
2) Активні протуберанці - спостерігаються переважно поряд з групою плям. Для них характерним є безперервний рух речовини з швидкістю 100-130 км/с
Рух відбувається вздовж викривлених ліній магнітного поля. У більшості протуберанців цього типу буває низхідний рух ( переміщення речовини з корони в хромосферу). Через ці протуберанці відбувається обмін речовини хромосфери і корони.
3) Еруптивні ( вибухові) протуберанці. Такі утворення спочатку протягом багатьох годин ( навіть днів) мають вигляд спокійної хмари, довгого струменя чи арки. В протуберанців не помічається будь-яких помітних рухів. Стадія активізації починається з появи швидких рухів або навіть обертання протуберанців. Рух окремих вузлів відбувається з великим прискоренням. Іноді такий протуберанець піднімається на віддаль, яка дорівнює діаметру
Швидкість руху речовини досягає 700 км/с. Такий стан триває не довго. Приблизно через 0,5 години від протуберанця починають відокремлюватись окремі вузли і струмені, які падають на .
Спектр протуберанців схожий на спектр хромосфери. Температура протуберанців визначена різними методами не однакова.
Сонячна корона
Сонячна корона - зовнішня і найбільш протяжна частина атмосфери . Яскравість корони майже в 10 разів менша за яскравість фотосфери. Зовнішній вигляд корони нагадує сріблясто біле сяйво навколо . Корона має променисту будову. Її форма змінюється з часом. В роки максимуму активності корона майже рівномірно оточує , а в роки мінімуму активності вона стиснута біля полюсів і її промені видно в основному вздовж екватора . Корону розділяють на дві зони: зовнішню і внутрішню. Ознака поділу - емісійні лінії, які спостерігаються у спектрі внутрішньої корони і їх відсутність у спектрі зовнішньої корони. Поблизу на віддалі 0,3 спектр корони - слабкий неперервний спектр на фоні якого видно яскраві лінії випромінювання. Ця область називається внутрішньою короною. На більших віддалях лінії випромінювання послаблюються, але з'являються лінії Фраунгофера.
Розподіл енергії в спектрах внутрішньої корони майже не відрізняється від розподілу Е в спектрі . Це говорить про те, що корона розсіює сонячне світло. Світло внутрішньої корони помітно поляризоване, це дає можливість уточнити природу розсіюваних частинок. Це можуть бути пильові частинки і вільні електрони. Але частинки пилу завдяки високій температурі повинні випаровуватись. Тому частинками, які розсіюють світло можуть бути тільки вільні електрони.
Походження емісійних ліній в спектрі корони довго було загадкою для астрономів. Довжини хвиль цих ліній не відповідали лініям відомих елементів таблиці Менделєєва. Виникло припущення, що в короні присутній хімічний елемент невідомий ще на Землі, його назвали Корній.
В 1940 році шведський фізик Едлен розв'язав загадку. Він показав, що лінії випромінювання в короні - це заборонені лінії багаторазово іонізованого заліза, нікелю, кальцію.
Заборонені лінії в спектрі корони вказують на надзвичайно низьку густину речовини в короні, а високий ступінь іонізації газів - на температуру близько мільйона градусів.
Радіовипромінювання Сонця.
Радіовипромінювання виявлено в діапазоні 8мм 12м ( всі хвилі, які пропускає атмосфера). Характер випромінювання на різних довжинах хвиль не однаковий. Це може бути обумовлено тим, що радіовипромінювання різних довжин хвиль відбувається з різних частин .
Короткохвильове випромінювання відбувається з більших глибин, а довгохвильове - з корони. Розрізняють дві складові сонячного випромінювання: “спокійного” і “збуреного” Сонця. Перша - коли на Сонці немає плям, спалахів та інших утворень. Друга - при активних утвореннях.
Повільно змінна компонента зумовлена тепловим випромінюванням сонячної атмосфери. На фоні випромінювання “спокійного” сонця час від часу спостерігаються змінні складові двох типів. Одна - повільно змінна, час її існування- кілька днів або тижнів, джерела цього випромінювання спостерігаються поблизу плям на Сонці.
Друга швидкозмінна - існує кілька годин чи хвилин, виникає внаслідок хромосферних спалахів.
Повільнозмінна компонента зумовлена тепловим випромінюванням конденсацій, що виникають в короні над плямами та факельними полями. Вона переміщається разом з ними під час обертання . Радіовипромінювання дуже посилюється з наближенням групи плям до центрального меридіана і послаблюється при їх віддаленні від центрального меридіану.
Сплески спостерігаються на всіх довжинах хвиль, починаючи з сантиметрових. Після початку оптичного спалаху з'являється випромінювання з довжиною хвилі декілька см, потім смуга випромінювання зміщується в бік метрових хвиль, при цьому змінюється ширина смуги і стан її поляризації.
Спостереження спалахів дає можливість передбачити збурення земної іоносфери, яке виникає внаслідок корпускулярних потоків, що надходять з його області.
ЗОРІ
1. Спектри зір. Спектральна класифікація
2. Основи колориметрії
3. Зоряні величини і світимість зір
4. Діаграма спектр-світність
5. Методи визначення розмірів зір
6. Залежність радіус-світимість-маса
7. Фізичні умови в надрах і будова зір
1. Спектри зір. Спектральна класифікація
Спектри зір розташовується у вигляді послідовності, вздовж якої лінії одних хімічних елементів поступово ослаблюються, а інших - посилюються. Подібні між собою спектри об'єднують в класи. Кількісним критерієм приналежності зорі до того чи іншого класу є відношення інтенсивностей певних спектральних ліній.
В Гарвардській класифікації спектральні типи позначені буквами латинського алфавіту: О, В, А, F, G, K, M.
Клас О. Про високу температуру зір цього класу можна судити за великою інтенсивністю ультрафіолетової частини неперервного спектру. Внаслідок цього зорі здаються голубуватими. Найбільш інтенсивні лінії: іонізованого гелію, високоіонізованих вуглець, кремній, азот, кисень. Слабкі лінії нейтрального азоту і водню.
Клас В. Лінії нейтрального гелію досягають найбільшої інтенсивності. Добре видно лінію водню і деяких інших іонізованих елементів (N, C, O, Ci). Колір голубувато-білий (б-Діви “Спіка”).
Клас А. Найбільш інтенсивні лінії водню. Добре видно лінії іонізованого та нейтрального кальцію, нейтрального заліза, слабкі лінії інших металів. Колір - білий. б-Піри (Вега), б-Великого Пса (Сиріус).
Клас F. Лінії водню стають слабші. Підсилюються лінії іонізованих металів (кальцій, залізо, титан). Колір - жовтуватий. б-Малого Пса (Проціон).
Клас G. Лінії водню не виділяються серед багато чисельних ліній металів (Fe, Na,Mn). Дуже інтенсивні лінії іонізованого кальцію. Колір - жовтий. Сонце.
Клас К. Лінії водню не помітні серед дуже інтенсивних ліній металів. Фіолетовий кінець неперервного спектру помітно ослаблений. Це свідчить про зменшення температури в порівнянні з класами О, В, А. Колір зір червонуватий. б-Волопаса (Арктур), б-Тельця (Альдебаран). В спектрах багато ліній іонізованих металів (іонізований Са), виділяється смуга G .
Клас М. Червоні зорі. Лінії металів слабшають. Є молекулярні смуги. Спектр пересічений смугами поглинання молекул окису титану та інших молекулярних з'єднань. б-оріонс (Бетельгейзе).
Размещено на http://www.allbest.ru/
Клас С відрізняється від класу К і М наявністю ліній поглинання атомів і смуг поглинання молекул вуглецю (С2 та ціану СN). Називаються вуглецеві зорі.
Клас S. Зорі класу S відрізняються від зір класу М тим, що замість смуг окису титану ТіО присутні смуги оксидів рідких металів, головним чином цирконію ZrO, ітрію, лантану.
Кожний клас (крім О) ділиться на 10 підкласів, які позначаються цифрами від 0 до 9. Наприклад, А0, G5, О5.
Спектральний клас О ділиться на підкласи від О5 до О9,5.
Якщо спектр ще має якісь особливості, то після цих позначень ставлять додаткові знаки. Наприклад, В5е - зоря класу В5 з емісійними лініями в спектрі. Інші особливості в спектрі позначаються буквою Р (peculiar) - пекулярні (особливі) спектри А5р.
2. Основи колориметрії
Досить точні спектрофотометричні вимірювання можна провести лише для відносно невеликої кількості зір. Для інших не можна, бо мало до нас доходить світла.
Результати цих досліджень показали, що зорі випромінюють не по закону Планка.
Для слабких зір деяке уявлення про розподіл енергії в різних частинах спектру можна одержати при допомозі світлофільтрів. Так отримують різні системи зоряних величин.
Зоряні величини одержані внаслідок застосування візуальних фотометрів, або окомірних оцінок називаються візуальними.
Зоряні величини одержані методом фотометричних вимірювань за допомогою несексибілізованих фотоплівок називаються фотографічними зоряними величинами.
Зоряні величини одержані застосуванням ортохроматичних (ізоортохроматичних) емульсій з спеціальним жовтим світлофільтром називаються фотовізуальними.
Найбільш точні сучасні методи визначення потоку випромінювання від зірок - фотоелектричні і фотографічні методи із застосуванням спеціальних свільтрофільтрів U, B, V , що відповідає вимірюванню потоку на трьох ділянках спектра: ультрафіолетовий (U), синій (В), жовтий (V-візуальний) .
Для визначення зоряних величин порівнюються світлові потоки від досліджуваних зір і від зір прийнятих як стандартні.
Результати зоряної фотометрії можна використати для визначення температури зір. Така методика ґрунтується на тому, що положення максимуму випромінювання фактично колір зорі залежить від температури. В цій методиці беруть не довжину хвилі, на яку припадає максимум випромінювання, а деяку об'єктивну характеристику кольору зорі , яка називається показником кольору і встановлюють емпіричну залежність її від ефективної температури. Судити про колір можна порівнюючи потоки випромінювання в різних областях спектра. Показник кольору визначають як різницю між зоряними величинами, виміряними в двох будь-яких фотометричних системах, наприклад, фотографічний і фотовізуальний.
СІ = mpg - mpv
де mpg і mpv - фотографічна і фотовізуальна зоряна величина.
В системі U, B, V користуються двома показниками кольору: основним (U - B) і ультрафіолетовим (B - V).
...Подобные документы
Сонце як небесне тіло. Прилади нагляду за Сонцем. Сонячне випромінювання і вплив його на Землю. Вивчення природи Сонця, з'ясування його впливу на Землю. Проблема практичного вживання невичерпної сонячної енергії. Сонце - джерело радіовипромінювання.
реферат [28,7 K], добавлен 01.05.2009Уявлення про систему світу, розташування в просторі і русі Землі, Сонця, планет, зірок і інших небесних тіл. Спостереження переміщення Сонця серед зірок. Перша геліоцентрична система, обертання небесних сфер. Вивчення будови Галактики, Чумацького Шляху.
реферат [41,5 K], добавлен 09.09.2009Дослідження вибухових процесів виділення енергії в атмосфері Сонця. Вивчення швидких змін в магнітному полі Землі, що виникають у періоди підвищеної сонячної активності. Аналіз впливу спалахів на Сонці та магнітних бур на здоров'я і самопочуття людей.
презентация [1,3 M], добавлен 28.10.2012Геліоцентрична концепція Сонячної системи як групи астрономічних тіл, що обертаються навколо зірки на ім'я Сонце. Геоцентрична система Птолемея. Характеристика планет Сонячної системи (Меркурій, Венера, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун та Плутон).
презентация [12,1 M], добавлен 12.05.2014Геліоцентрична система Коперника. Математичні недоліки системи Миколи Коперника. Його власний твір "Про обертання небесних сфер". Примирення геліоцентричної системи Коперника з науковою програмою Арістотеля. Астрономічні праці Кеплера, його закони руху.
реферат [22,9 K], добавлен 26.04.2009Юпітер – найбільша планета Сонячної системи, його дослідження. Швидкість обертання та супутники Сатурна. Відкриття німецьким астрономом Й. Галле Нептуна. Температура поверхні та орбіта Плутона. Астероїди, боліди, комети та метеорити, їх рух і відмінності.
презентация [302,4 K], добавлен 12.11.2012Історія спостережень за Меркурієм з найдавніших часів і до наших днів. Основні фізичні характеристики та особливості руху планети, період обертання навколо Сонця і тривалість сонячної доби. Атмосфера і фізичні поля та модель внутрішньої будови Меркурія.
реферат [1,1 M], добавлен 15.11.2010Релігійна теорія виникнення Сонячної системи. Велика Червона пляма. Супутники Марса, Юпітера, Сатурна, Урана. Походження, минуле і майбутнє Місяця. Постаккреційна еволюція: дія припливів і резонансів. Карликові планети та інші тіла Сонячної системи.
курсовая работа [50,5 K], добавлен 24.03.2015Гіпотези різних учених щодо процесу формування Сонячної системи. Походження та будова планет Сонячної системи. Закономірності у будові та таємниці Сонячної системи. Пізнання законів лептонів ВВЕ - фундамент нових технологій третього тисячоліття.
реферат [31,9 K], добавлен 13.08.2010Наукова гіпотеза Канта про походження Сонячної системи. Гіпотеза Лапласа та критичні зауваження Фуше. Доведення існування механізму перенесення кутового обертального моменту Сонця до планет. Походження, будова та закономірності планет Сонячної системи.
реферат [23,4 K], добавлен 26.04.2009Дослідження методів вивчення знань з астрономії. Наша Сонячна система, її склад, характеристика планет (Земля, Луна, Сатурн, Марс). Малі тіла, комети, супутники планет та зорі. Наукові гіпотези про походження Всесвіту та основні етапи його розвитку.
презентация [756,4 K], добавлен 07.04.2011Місце Марса в Сонячній системі, його будова та астрономічні характеристики. Основні супутники. Специфіка атмосфери і клімат планети. Рельєф поверхні і переважний ландшафт. Стан і кількість води. Перші марсоходи. Особливості гори Олімп і каньйонів.
презентация [6,4 M], добавлен 02.11.2014Геліоцентризм, геліоцентрична система світу - вчення про центральне положення Сонця у планетній системі, що затвердилось після праць Коперника і прийшло на зміну геоцентризму. Закони Кеплера - емпіричні залежності, що описують рух планет навколо Сонця.
презентация [481,8 K], добавлен 06.10.2013Визначення поняття "супутник" як невеликого тіла, що обертається навколо планети під дією її тяжіння. Дослідження походження, розмірів супутників планет: Марса (Фобос, Деймос), Юпітера (Іо, Європа, Ганімеда, Каллісто), Сатурна, Урана, Нептуна та Плутона.
презентация [1,6 M], добавлен 11.04.2012Обертання зірок Галактики. Ефект гравітаційного лінзування. Встановлення розмірів Галактики. Характерна особливість зірочок гало. Спіральні гілки (рукави) як одне з найбільш помітних утворень в дисках галактик. Спіральні рукави Чумацького Шляху.
реферат [16,6 K], добавлен 23.11.2010Проблема походження Сонячної системи. Концепція "гіпотеза Канта-Лапласа". Незвичайний розподіл моменту кількості руху Сонячної системи між центральним тілом – Сонцем і планетами. Космогонічна гіпотеза Джінса та її подальше відродження на новій основі.
реферат [17,2 K], добавлен 01.05.2009Загальні відомості про Венеру - планету Сонячної системи. Телескопічні спостереження Г. Галілея. Запуск космічних станцій для дослідження поверхні та хімічного аналізу складу атмосфери планети. Створення автоматичної міжпланетної станції "Венера-8".
презентация [10,3 M], добавлен 11.05.2014Історія створення Полтавської обласної гравіметричної обсерваторії та узагальнення її головних напрямків наукових досліджень – вивчення сили тяжіння. Створення гравіметричної карти України та радіотелескопа УРАН-2 з радіоінтерферометричного комплексу.
доклад [21,4 K], добавлен 20.04.2011Наукове значення спостереження сонячних затемнень, вивчення знімків, отриманих протягом повної фази затемнення. Поправки до таблиць руху Місяця і Сонця. Вивчення зовнішніх оболонок Сонця - корони і хромосфери, будови земної атмосфери, ефекту Ейнштейна.
курсовая работа [180,3 K], добавлен 26.11.2010Розвиток наукової астрономії у Вавілоні, Давньому Єгипті, Стародавньому Китаї. Періодичні зміни на небесній сфері та їх зв'язок із зміною сезонів на Землі. Астрономічні винаходи, дослідження Коперника та Галілея. Становлення теоретичної астрономії.
реферат [35,5 K], добавлен 21.04.2009
