462

Небесные тела в астрофизике

Конспект

Астрономия и авиация

Электромагнитное излучение, исследуемое в астрофизике. Фотоэлектрические приемники излучения. Физические свойства Планет земной группы и планет гигантов. Распределение звезд в Галактике. История развития космонавтики.

Русский

2013-01-06

636 KB

14 чел.

  1.  Электромагнитное излучение, исследуемое в астрофизике

Как известно, видимый свет является частным видом электромагнитного излучения, которое испускается не непрерывно, а отдельными порциями (квантами), характеризующимися величиной своей энергии. Совокупность всех видов излучения называется спектром электромагнитного излучения.  За единицу измерения энергии квантов обычно принимают электрон-вольт (эв).  Между гамма-лучами и радиоволнами последовательно располагаются рентгеновские, ультрафиолетовые, визуальные (видимые) и инфракрасные лучи. Табл.

Э/м излучение обладает волновыми свойствами, проявляющимися в таких явлениях, как интерференция и дифракция. Поэтому, его можно характеризовать длиной волны  и частотой , произведение которых равно скорости распространения колебаний:   c =

Электромагнитный спектр исследуемый в астрофизике

Область спектра

Длины волн

Поглощение земной атмосферой

Методы исследования

приборы

Гамма лучи

<0,1 ангстрем (Ао)

Сильное поглощение атомарным и молекулярный водородом О2,N2

Внеатмосферные методики измерений с помощью автомат.станций и пилотируемых космич.апаратов.

Счетчики фотонов, фотоэмульсии, ионизационные камеры.

Рентгеновские лучи

0,1-100 Ао

Сильное поглощение молекулами воздуха

То же.

Фотоэмульсии и фотоэлектронные установки

Дальний ультрафиолет

От 100-2100 Ао

Сильное поглощение молекулами воздуха

То же.

То же

Ближний ультрафиолет

2100-3500 Ао

Слабое поглощение земной атмосферой

наземные

То же

Видимый свет

3500-7600 Ао

То же

То же

Глаз человека, фотоэмульсии, фотокатоды.

инфракрасное

0,76 – 15 мкм

Частичное поглощение молекулами воды, углекисл газа, и др. молекулярных соединений

Атмосферные методы измерений с помощью зондов, аэростатов

Болометры, термопары, фотосопротивления,фотоэмульсии, фотокатоды.

инфракрасное

15 мкм-1мм

Сильное поглощение молекулярными соединениями

внеатмосферные

То же

радиоволны

>1 мм

Пропускаются волны длиной 1 мм, 4,5 мм, 8 мм, 1 см-20м.

С поверхности земли либо внеатмосферные

радиотелескопы

У всех электромагнитных волн скорость распространения в вакууме одинакова и составляет приближенно, с = 3,00 ×1010 см/сек.     Области видимых лучей соответствует интервал длин волн примерно от 3900 Å (фиолетовая граница видимого спектра) до 7600 Å (красная граница). Между ними располагаются все цвета видимого спектра: фиолетовый синий  голубой зеленый желтый оранжевый и красный. Указанные границы условны, и в действительности цвета излучения плавно переходят друг в друга.    Земная атмосфера прозрачна для радиоволн в диапазоне примерно от 1 см до  20 м. Волны короче 1 см, за исключением узких областей около 1 мм, 4,5 мм и 8 мм, полностью поглощаются нижними слоями земной атмосферы, а волны длиннее нескольких десятков метров отражаются и поглощаются самыми верхними ее слоями — ионосферой.

2. Астрофотография

В отличие от глаза, фотографическая эмульсия способна к длительному накоплению светового эффекта. Очень важным свойством фотографии является панорамность: одновременно регистрируется сложное изображение которое может состоять из очень большого числа элементов.  Фотографическая эмульсия состоит из зерен галоидного серебра взвешенных в желатине. Под действием света в зернах эмульсии протекают сложные фотохимические процессы, в результате которых выделяется металлическое серебро. Чем больше света поглотилось данным участком эмульсии, тем больше выделяется серебра.

Галоидное серебро поглощает свет в области  < 5000 Å . Область спектра 3000-5000 Å  называют иногда фотографической. Чтобы сделать эмульсию чувствительной к желтым и красным лучам, в нее вводят органические красители.  Звезды на фотографиях выходят в виде кружков. Чем ярче звезда, тем большего диаметра получается кружок при данной экспозиции.  Для каждого сорта эмульсии можно указать освещенность или экспозиции, при которых он наиболее эффективен. Чувствительные кино- и фотопленки, предназначенные для коротких экспозиций, не пригодны для длительных, применяемых в астрономии.

Фотография позволяет проводить фотометрические исследования астрономических объектов, т.е. определять количественно их яркость и звездную величину. Для этого необходимо знать зависимость почернения негатива от освещенности. Чтобы измерить степень почернения, надо пропустить сквозь негатив световой пучок, интенсивность которого регистрируется. Тогда почернение D можно выразить через оптическую плотность негатива: где I0 — интенсивность падающего пучка, I — интенсивность пучка, прошедшего сквозь негатив. Зависимость            называется характеристической кривой эмульсии. Зная характеристическую кривую, можно сравнивать освещенности, соответствующие различным точкам негатива, и в случае протяженных объектов, таких, как туманности или планеты, построить их изофоты. Этого достаточно для относительной фотометрии (т.е. измерения отношения яркости или блеска). Для измерения почернения негатива применяются фотоэлектрические микрофотометры. В этих приборах интенсивность светового пучка, прошедшего сквозь негатив, измеряется фотоэлементом.   Главный недостаток фотографической пластинки как приемника излучения — это нелинейная зависимость почернения от освещенности. Кроме того, почернение зависит от условий обработки. В результате точность фотометрических измерений, производимых фотографическим методом, обычно не превышает 5-7%.

Фотоэлектрические приемники излучения

Для увеличения точности фотометрии применяются фотоэлементы, устанавливаемые в фокусе телескопа.  Простые фотоэлементы с внешним фотоэффектом применяются сейчас сравнительно редко. На смену им пришли более сложные фотоэлектрические приемники — фотоумножители (ФЭУ). В этих приборах используется явление вторичной электронной эмиссии: электрон, попав на поверхность с малой работой выхода, может выбить несколько электронов. с помощью вторичной электронной эмиссии можно получить усиление фототока. Так же как и в фотоэлементах, в фотоумножителях имеется фон темнового тока, мешающий измерениям слабых световых потоков.

Фотометрические приборы, в которых в качестве приемника света используется фотоэлемент или фотоумножитель, называются электрофотометрами - прибор для фотоэлектрического измерения звездных величин.  Когда звезды нет, прибор записывает отсчет от фона неба, обусловленного свечением верхней атмосферы. Когда звезда находится в диафрагме прибора, прибор записывает суммарный отсчет от фона и звезды и при обработке наблюдатель берет разность обоих отсчетов. Сравнивая отсчеты n1 и n2 от разных звезд, можно определить разность звездных величин,    и по известной звездной величине m1 одной звезды вычислить звездную величину m2 другой звезды.  Если звезды не очень слабые, то с помощью звездного электрофотометра можно получить точность 0m,005-0m,01. Пользуясь светофильтрами, можно электрофотометром определить цветовые характеристики звезд, а если ввести в оптический путь поляризационный анализатор, то можно измерять с высокой точностью степень поляризации света звезд.

В последнее время в астрономических наблюдениях все шире применяются преобразователи изображения — электронно-оптические преобразователи (ЭОП) и телевизионные системы. 

Телевизионные системы с чувствительными телевизионными трубками также как и ЭОП позволяют регистрировать очень слабые изображения. В инфракрасной области спектра (> 1мк) для регистрации излучения используются главным образом фотосопротивления — пленочные слои или кристаллы определенных полупроводниковых веществ, концентрация или подвижность носителей заряда в которых возрастает при облучении. Это явление называется фотопроводимостью.

Красная граница спектральной характеристики фотосопротивления определяется конкретной природой материала. Фотосопротивления, чувствительные в инфракрасной области спектра, как правило, требуют охлаждения до низкой температуры.

Высокая чувствительность в инфракрасной области может быть получена также с помощью некоторых типов болометров, охлаждаемых жидким гелием. Болометры принадлежат к классу тепловых приемников, действие которых основано на увеличении температуры при поглощении излучения. К классу тепловых приемников относятся также термопары, в которых используется термоэлектрический эффект, и оптико-акустические преобразователи (ОАП), в которых излучение поглощается в некотором газовом объеме, нагревает его и расширяет. Преимущество тепловых приемников -  их чувствительность не зависит от длины волны.

В приборах, установленных на искусственных спутниках, для регистрации рентгеновского излучения используются счетчики Гейгера, сцинтилляционные счетчики и фотоумножители с особыми фотокатодами. Счетчики Гейгера представляют собой колбу с двумя электродами, наполненную некоторым газом, ионизующимся под действием рентгеновского излучения, и имеющую прозрачное для него окно. Рентгеновский квант, пройдя через газ, образует пару ион — электрон, они ускоряются в электрическом поле между электродами, сталкиваются с нейтральными молекулами, ионизуют их, и в результате образуется лавина ионов и электронов, которая регистрируется в виде импульса тока. Сцинтилляционный счетчик состоит из сцинтиллятора — пластины вещества, которое дает световую вспышку при попадании рентгеновского кванта, — и фотоумножителя, который эту вспышку регистрирует.

3.  Физические свойства Планет земной группы

Четыре планеты земной группы имеют много общего в своих характеристиках. Почти все вещество сосредоточено в литосфере. Массы находятся в пределах от 1,5×10-7 до 3 × 10-6 M¤ и радиусы, примерно, от 3,5×10-3 до 9,0×10-3 R¤. Средние плотности лежат в еще более узких пределах — от 4,0 (Марс) до 5,4-5,5 г/см3 (остальные три планеты). По-видимому, в недрах всех планет этой группы имеется химическая дифференциация: тяжелые элементы (в частности, Fe) концентрируются к центру, легкие и вместе с тем более легкоплавкие — в наружных оболочках; кора и мантия состоят из силикатных пород. Возможно, все четыре планеты обладают жидким ядром. По крайней мере на двух планетах (Земля и Марс) имеются вулканы. На поверхности всех четырех планет имеются в тех или иных масштабах следы тектонической деятельности (процессов горообразования). Все подвергались сильной метеоритной бомбардировке, которая явилась одним из основных факторов в формировании поверхности Марса и Меркурия. На Земле метеоритные кратеры почти целиком стерты тектоническими и эрозионными процессами, на Венере они, сохранились гораздо лучше.  Единственным энергетическим источником, определяющим температуру и климат планет земной группы, является солнечное излучение. Поток внутреннего тепла пренебрежимо мал по сравнению с потоком солнечного излучения.

Три планеты из четырех имеют атмосферу. Венера и Марс по составу атмосферы похожи: углекислый газ является главной составляющей в обоих случаях, но количества его очень разные. Состав земной атмосферы совсем другой: азот, кислород, углекислого газа очень мало, и, кроме того, у Земли имеется гидросфера — огромное количество воды (которой, наоборот, очень. мало на Венере и Марсе). Различия велики, но есть очень важные общие черты: легкие газы — водород и гелий, наиболее обильные элементы (входящие в состав Солнца, звезд и межзвездного газа) присутствуют только как малые составляющие; все газы, которые являются основными компонентами атмосфер — (СO2 , N2) и вода оказываются продуктами газовыделения вулканов. Кислород на Земле является вторичным продуктом, возникшим при разложении H2O в результате фотохимических и биологических процессов. Современные атмосферы планет земной группы (и гидросфера Земли) определенно имеют вторичное происхождение — в том смысле, что они были выделены литосферой уже после того, как она сформировалась. Первичная атмосфера, состоявшая главным образом из легких газов, оставшихся от протопланетной туманности, могла сохраниться (если такая атмосфера вообще существовала) лишь очень короткое время и должна была быстро диссипировать.

Количество СО2 и N2 , выделившееся за время существования планет (4,5×109 лет), примерно одинаково на Земле и на Венере, а воды, по-видимому, выделилось гораздо больше на Земле. Жидкая вода очень хорошо растворяет СО2 и переводит в карбонатные породы. Гидросфера на Земле удалила в результате почти весь углекислый газ, а на Венере она не образовалась, и СО2 полностью остался в атмосфере. На Марсе общая скорость газовыделения, видимо, на два порядка меньше, чем на Венере, и, кроме того, основная часть выделившегося количества СО2 и Н2О связана в полярных шапках и в грунте (в результате процессов адсорбции и образования вечной мерзлоты).

Практически полностью лишен атмосферы Меркурий. Между тем ускорение силы тяжести на его поверхности почти такое же, как у Марса, и он мог бы, вероятно, удержать СО2, если бы его накопилось столько же, сколько на Марсе.

4. Физические свойства Планет-гигантов

В группу планет гигантов входят: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун.  Все эти планеты (и особенно Юпитер) имеют большие размеры и массы. Например, по объему Юпитер превосходит Землю почти в 1320 раз, а по массе - в 318 раз. Планеты-гиганты очень быстро вращаются вокруг своих осей; менее 10 ч требуется огромному Юпитеру, чтобы совершить один оборот. Результат быстрого вращения - большое сжатие планет-гигантов (заметное при визуальных наблюдениях). Разность экваториального и полярного радиусов Земли составляет 21 км, а у Юпитера она равна 4400 км.

Планеты-гиганты находятся далеко от Солнца, и независимо от характера смены времен года на них всегда господствуют низкие температуры. На Юпитере вообще нет смены времен года, поскольку ось этой планеты почти перпендикулярна к плоскости ее орбиты. Своеобразно происходит смена времен года и на планете Уран, так как ось этой планеты наклонена к плоскости орбиты под углом 8°.

Планеты-гиганты отличаются большим числом спутников; К началу 2004 г. у больших планет известны 132 спутника. Юпитер - 61, Сатурн - 31, Уран - 27, Нептун – 13.  Замечательная особенность планет-гигантов - кольца, которые открыты не только у Сатурна, но и у Юпитера, Урана и Нептуна.

Важнейшая особенность строения планет-гигантов заключается в том, что эти планеты не имеют твердых поверхностей. Такое представление хорошо согласуется с малыми средними плотностями планет-гигантов, их химическим составом (они состоят в основном из легких элементов - водорода и гелия), быстрым зональным вращением и некоторыми другими данными. Следовательно, все, что удается рассмотреть на Юпитере и Сатурне (на более далеких планетах детали вообще не видны), происходит в протяженных атмосферах этих планет. В верхних слоях водородно-гелиевой атмосферы Юпитера в виде примесей встречаются химические соединения (например, метан и аммиак), углеводороды (этан, ацетилен), а также различные соединения (в том числе содержащие фосфор и серу), окрашивающие детали атмосферы в красно-коричневые и желтые цвета. Таким образом, по своему химическому составу планеты-гиганты резко отличаются от планет земной группы. Это отличие связано с процессом образования планетной системы.

Совокупность всех имеющихся сведений о планетах-гигантах дает возможность построить модели внутреннего строения этих небесных тел, т. е. рассчитать, каковы плотность, давление и температура в их недрах. Например, температура вблизи центра Юпитера достигает нескольких десятков тысяч Кельвинов.

В отличие от планет земной группы, обладающих корой, мантией и ядром, на Юпитере газообразный водород, входящий в состав атмосферы, переходит в жидкую, а затем и в твердую (металлическую) фазу. Появление таких необычных агрегатных состояний водорода (в последнем случае он становится проводником электричества), связано с резким увеличением давления по мере погружения в глубину. Так, на глубине, несколько большей 0.9 радиуса планеты, давление достигает 40 млн. атмосфер.

Возможно, что с быстрым вращением проводящего ток вещества, находящегося в центральных областях планет-гигантов, связано существование значительных магнитных полей этих планет. Особенно велико магнитное поле Юпитера. Оно во много раз превосходит магнитное поле Земли, причем полярность его обратна земной (у Земли вблизи северного географического полюса расположен южный магнитный). Магнитное поле планеты улавливает летящие от Солнца заряженные частицы (ионы, протоны, электроны и др.), которые образуют вокруг планеты пояса частиц высоких энергий, называемые радиационными поясами. Такие пояса из всех планет земной группы есть только у нашей планеты. Радиационный пояс Юпитера простирается на расстояние до 2,5 млн. км. Он в десятки тысяч раз интенсивнее земного. Как и на Земле, на Юпитере наблюдаются полярные сияния, связанные с прорывом заряженных частиц из радиационных поясов в атмосферу, а также мощные электрические разряды в атмосфере (грозы).

5. Наша Галактика.

Видимая часть нашей галактики хорошо различима на небе, в виде Млечного Пути. Галактика представлена множеством звезд (более 100 млрд) и их скоплений (Плеяды, Гаиады).  Помимо звезд и звездных скоплений в Галактике имеется большое количество разреженного газа с примесью небольших твердых частичек —пылинок. Максимальная плотность этого вещества создает так называемые диффузные газово-пылевых туманности. В Галактике имеется большое количество элементарных частиц, обладающих огромными энергиями и движущихся со скоростями, близкими к скорости света, — космические лучи (потоки частиц). Существенную роль в Галактике играют магнитные и гравитационные поля и электромагнитное излучение.  Солнечная система находится внутри Галактики, но достаточно далеко от ее центра. Многие области Галактики удалены от Солнечной системы  на огромные расстояния, вплоть до 25 кпс. (75-100 тыс световых лет). Диффузные газовые туманности в Млечном Пути позволяют проводить оптические наблюдения на расстояниях не больше 3 кпс. Следовательно, большинство областей галактики не доступны для визуального наблюдения.

Распределение звезд в Галактике

Знание расстояний до звезд позволяет подойти к изучению их распределения в пространстве, а следовательно, и структуры Галактики.  Для того чтобы охарактеризовать количество звезд в различных частях Галактики, вводят понятие звездной плотности- количество звезд, находящихся в единице объема пространства. За единицу объема обычно принимают 1 кубический парсек.  Результаты подсчетов показывают, что в окрестностях Солнца звездная плотность составляет около 0,12 звезды на кубический парсек, т.е в среднем, на каждую звезду в среднем приходится объем свыше 8 пс3; среднее же расстояние между звездами — около 2 пс.

Чтобы узнать, как меняется звездная плотность в различных направлениях, подсчитывают число звезд на единице площади  небесной поверхности в данном направлении. Очевиден факт резкого увеличения площади поверхности звезд к полосе Млечного Пути (средняя линия которого образует на небе большой круг). по мере приближения к полюсу этого круга концентрация звезд быстро уменьшается. Этот факт  в конце XVIII в. позволил В.Гершелю сделать вывод о том, что наша галактика имеет сплюснутую форму, и при этом Солнце находится недалеко от плоскости симметрии галактики.

Второй важный вывод можно сделать, если производить подсчет не сразу всех звезд, а последовательно до каждого значения видимой звездной величины т. Тогда обнаруживается, что с увеличением видимой звездной величины число звезд Nm возрастает в геометрической прогрессии. Описанный выше факт приводит к следующим выводам: 1)Галактика является ограниченной системой, 2) Большинство звезд в галактике сконцентрировано вблизи ее центральной части, далее плотность звездного вещества плавно изменяется вблизи плоскости галактики и резко падает во всех остальных направлениях. Зная звездную плотность на разных расстояниях и в различных направлениях, можно составить представление о структуре Галактики. Центр нашей галактики (ядро) – проектируется с поверхности Земли в созвездие Стрельца, в точку с координатами = 265° и = —29°. Распределение звезд в галактике имеет ярко выраженную тенденцию

. Во-первых, резкое возрастание плотности в центре галактики и ее уменьшение к периферии. Удаленность Солнца от основной плоскости галактики составляет приблизительно 25 пс.

Большинство галактических объектов занимает пространство в пределах тонкого плоского слоя. К ним относятся звезды ранних спектральных классов О и В. Кроме этого пространство заполнено плотной газопылевой туманностью, цефеидами,(звезды – имеющие  переменное излучение) а так же сверхновыми звездами.

О всех этих объектах говорят, что они образуют плоскую подсистему (или составляющую) Галактики (см. рис. 220). К ней концентрируется большинство звезд, образующих звездный диск. Как правило, это все молодые объекты.

Остальные объекты, не входящие в центральную область располагаются в пределах основного и эллиптического скоплений, к ним относятся: долгопериодические переменные звезды, белые карлики, звезды спектральных классов С и S. Данные объекты отличаются уникальностью своих кинематических характеристик.

Звезды спектральных классов О и В встречаются не во всех областях нашей галактики, а образуют в пространстве некое распределение похожее на спиральные рукава.

6.   Современные представления о строении Вселенной.

Согласно современным представлениям, полученным в результате многовековых наблюдений и исследований, строение Вселенной в основных чертах следующее.

Изученная часть пространства заполнена огромным количеством звезд — небесных тел, подобных нашему Солнцу.  Звезды рассеяны в пространстве неравномерно, они образуют системы, называемые галактиками. Галактики имеют в большинстве своем эллипсоидальную и сплюснутую форму. Их размеры таковы, что свет, распространяясь со скоростью 300 000 км/сек, проходит расстояние от одного края галактики до другого за десятки и сотни тысяч лет.

Расстояния между отдельными галактиками еще больше — они в десятки раз превосходят размеры самих галактик.  Число звезд в каждой галактике огромно — от сотен миллионов до сотен миллиардов звезд. С Земли галактики видны как слабые туманные пятна, и поэтому их раньше называли внегалактическими туманностями. Только в близких к нам галактиках и только на фотографиях, полученных самыми сильными телескопами, можно рассмотреть отдельные звезды.  Внутри галактик звезды распределены также неравномерно, концентрируясь к их центрам и образуя различные скопления.

Пространство между звездами в галактиках и пространство между галактиками заполнено материей в виде газа, пыли, элементарных частиц, электромагнитного излучения и гравитационных полей. Плотность вещества межзвездной и межгалактической среды очень низка. Солнце и большинство звезд и звездных скоплений, наблюдаемых на небе, образуют систему, которую мы называем нашей Галактикой; огромное количество входящих в нее слабых звезд представляется невооруженному глазу белесой полосой, проходящей через все небо и называемой Млечным Путем.

Солнце — одна из многих миллиардов звезд Галактики. Но Солнце — не одинокая звезда: оно окружено планетами — темными телами, вроде нашей Земли. Планеты (не все) в свою очередь имеют спутников. Спутником Земли является Луна. Солнечной системе принадлежат также астероиды (малые планеты), кометы и метеорные тела.

Наука располагает данными, позволяющими утверждать, что многие звезды в нашей Галактике и звезды в других галактиках имеют планетные системы, подобные Солнечной.

Во Вселенной все находится в движении. Движутся планеты и их спутники, кометы и метеорные тела; движутся Солнце и звезды в галактиках, движутся галактики друг относительно друга. Как нет пространства без материи, так нет и материи без движения.

Основные черты строения Вселенной, описанные выше, выявлены в результате огромной работы, которая велась в течение тысячелетий. Конечно, различные части Вселенной изучены с различной полнотой. Так, до XIX в. в основном изучалась Солнечная система и лишь с середины XIX в. началось успешное изучение строения Млечного Пути, а с начала XX в. — звездных систем.

9. Общие сведения о Солнце

Солнце представляется кругом с резко очерченным краем (лимбом). Видимый радиус Солнца несколько меняется в течение года вследствие изменения расстояния Земли от Солнца, вызванного эллиптичностью земной орбиты. Когда Земля в перигелии (начало января) видимый диаметр Солнца составляет 32’35”, а в афелии (начало июля) —33'31". На среднем расстоянии от Земли (1 а.е.) видимый радиус Солнца составляет 960", что соответствует линейному радиусу 69600 км, объем солнца 1,41*1033 см3, масса 2*1033г, средняя плотность вещества 1,41 г/см3, ускорение силы тяжести на  поверхности солнца g=274 м/с2.

Наблюдения отдельных деталей на солнечном диске, а также измерения смещений спектральных линий в различных его точках говорят о движении солнечного вещества вокруг одного из солнечных диаметров, называемого осью вращения Солнца. Плоскость, проходящая через центр Солнца и перпендикулярная к оси вращения, называется плоскостью солнечного экватора. Она образует с плоскостью эклиптики угол в 7° 15' и пересекает поверхность Солнца по экватору. Угол между плоскостью экватора и радиусом, проведенным из центра Солнца в данную точку на его поверхности называется гелиографической широтой.

Вращение Солнца обладает важной особенностью: его угловая скорость w убывает по мере удаления от экватора и приближения к полюсам (рис. 122), так что в среднем w = 14°,4 - 2°,7 sin2В, где В — гелиографическая широта. В этой формуле угловая скорость w измеряется углом поворота за сутки.

Таким образом, различные зоны Солнца вращаются вокруг оси с различными периодами. Для точек экватора сидерический период составляет 25 суток, а вблизи полюсов он достигает 30 суток. Вследствие движения Земли вокруг Солнца его вращение представляется земному наблюдателю несколько замедленным: период вращения на экваторе составляет 27 суток, а у полюсов — 32 суток (синодический период вращения).

Поскольку Солнце вращается не как твердое тело, систему гелиографических координат нельзя жестко связать со всеми точками его поверхности. Условно гелиографические меридианы жестко связываются с точками, имеющими гелиографические широты В = ±16°. Для них сидерический период обращения составляет 25,38 суток, а синодический равен 27,28 суток. За начальный гелиографический меридиан принят тот, который 1 января 1854 г. в 0h по всемирному времени проходил через точку пересечения солнечного экватора с эклиптикой.

7. Внутреннее строение Солнца: 

Возраст Солнца около 5 млрд. лет. Видимая звездная величина (блеск) Солнца -26,6m. Температура видимой поверхности (фотосферы) Солнца 5770 К. Спектральный класс Солнца G2, абсолютная звездная величина + 4,96m. Химический состав Солнца: водород - 71 %, гелий - 26,5 %, остальные элементы 2,5 %. Солнце не содержит в своем составе неизвестных на Земле химических элементов.  Агрегатное состояние солнечного вещества – ионизированный атомарный газ (плазма). Вглубь Солнца, с увеличением температуры и давления, степень ионизации растет вплоть до полного разрушения атомов в ядре Солнца.

 Внутреннее строение Солнца

1. Ядро (зона термоядерных реакций) - центральная область, простирающаяся на 1/3 радиуса Солнца от его центра, вблизи которого при давлении до 2× 1018 Па, температуре 1,5- 1,6× 107 К и плотности плазмы до 16 г/см3 протекают термоядерные реакции превращения ядер атомов водорода в ядра атомов гелия, сопровождающиеся выделением колоссальной энергии. Ядро вращается как единое твердое тело с периодом 22-23 суток.

2. Зона лучистого переноса (расстояния от 1/3 до 2/3 R¤ ) – область, в которой выделяющаяся в солнечном ядре энергия передается наружу, от слоя к слою, в результате последовательного поглощения и переизлучения электромагнитных волн. Плавно распределяясь по возрастающему объему вещества, энергия электромагнитных волн постепенно уменьшаются от 10-11-10-12 Дж (g - и жесткое рентгеновское излучение) на границе с ядром до 10-16 Дж (жесткий ультрафиолет) на границе с конвективной зоной.

3. Зона конвекции (0,29 R¤ ) простирается почти до самой видимой поверхности Солнца. В ней происходит непрерывное перемешивание (конвекция) солнечного вещества со скоростью от 1 м/с в глубине зоны до 2-3 м/с на границе с фотосферой. Помимо вертикальных, восходящих и нисходящих потоков плазмы, в конвективной зоне наблюдаются локальные, зональные и меридиональные течения от экватора к полюсам со скоростью до 30 м/с. Взаимодействие этих движений солнечного вещества порождает эффект динамо-механизма, порождающего магнитное поле Солнца. На дне конвективной зоны с 22-летней периодичностью накапливается намагниченная плазма, образующая мощный магнитный слой. На глубины 0,8-0,9 R¤ появляются первые нейтральные атомы – сначала гелия, затем водорода, выше их концентрация увеличивается.

Выше простирается атмосфера Солнца, в которой выделяется ряд следующих областей:   Фотосфера (4) - слой газов толщиной 350-700 км.

В нижнем слое фотосферы, обладающем температуре 8000 К при давлении солнечного вещества до 106 Па наблюдается гранулы - ячейки верхнего яруса конвективной зоны размерами около 700 км и временем существования до 8 минут - восходящие потоки раскаленных газов. Гранулы разделяются темными промежутками шириной до 300 км. В "обращающем слое" - "видимой поверхности" Солнца при температуре 5770 К формируется все приходящее к Земле солнечное электромагнитное излучение. На фоне непрерывного спектра излучения глубин Солнца наблюдаются черные линии поглощения атомарных газов солнечной фотосферы, называемых фраунгоферовыми линиями. Уменьшение температуры в верхних слоях фотосферы до 4000 К порождает потемнение солнечного диска к краям светила. Светлые участки фотосферы (6), на которых поверхность Солнца разогрета до 7000-10000 К, называются факельными полями (флоккулами). Отдельные участки фотосферы с пониженной до 4000-4500 К температурой по контрасту с раскаленной окружающей поверхностью воспринимаются как черные солнечные пятна (7).

Фотосфера условно считается "видимой поверхностью" Солнца (хотя на самом деле это тонкий слой раскаленного ионизированного газа) потому, что в вышележащих слоях солнечной атмосферы плотность вещества уменьшается настолько, что мы видим фотосферу Солнца сквозь эти слои, которые можем наблюдать лишь в особых обстоятельствах или при помощи специальных приборов.

Хромосфера (5) толщиной около 104 км наблюдается во время полных солнечных затмений как красноватое кольцо вокруг Солнца. Температура вещества повышается от нижней хромосфере падает до 5000 К (при давлении газа около 0,1 Па), а затем в средней и верхней хромосфере возрастает до 10000 К (при давлении 6× 10-2 Па). Выше 1500 км хромосфера представляет собой совокупность сравнительно плотных и горячих (6000-15000 К) газовых струй и волокон. На высоту 4000-5000 км со скоростью 20 км/с поднимаются редкие изолированные столбы солнечного вещества – хромосферные спикулы диаметром 500-3000 км, занимающие до 0,5 % солнечной поверхности. На высоту от 104–105 км вздымаются протуберанцы (8) - сравнительно холодные плотные облака солнечного вещества разнообразной, часто причудливой формы. Время от времени наблюдаются хромосферные вспышки – термоядерные взрывы с выделением энергии до1025 Дж (9).

В узком переходном слое между хромосферой и короной ионизированные частицы солнечного вещества ускоряются в магнитном поле, и характеризующая их скорость кинетическая температура быстро возрастает до 106 К.

Корона (10) – внешняя, наиболее разреженная часть солнечной атмосферы, обладает очень сложной и постоянно изменяющейся структурой. Корона разделяется на внутреннюю  и внешнюю образующую на расстоянии в несколько радиусов Солнца поток солнечного вещества - заряженных частиц (е-, р) и электромагнитного излучения - солнечный ветер, "дующий" со скоростью от 350-400 км/с на экваторе до 700 км/с на полюсах Солнца.

19. История развития космонавтики

Циолковский в конце 19 века выдвинул идею о возможности освоения человеком космического пространства. Первоначально эти мысли были опубликованы им в виде научно - фантастических повестей, а затем, в 1903 г. была опубликована знаменитая работа "Исследование мировых пространств реактивными приборами", в которой он показал возможность достижения космических скоростей и иных небесных тел с помощью ракеты на жидком топливе.  В 1932 г.  Московской группе изучения реактивного движения, государством  была предоставлена экспериментальная база  для постройки и  испытания ракет, а его начальником  назначен  молодой С. П. Королев.  Первый искусственный спутник имел форму шара диаметром 58 см и весом 83,6 кг. На нем были установлены два радиопередатчика, непрерывно излучающие сигналы.  Ракета с первым спутником стартовала 4 октября 1957 г. в 22 ч. 28 мин. по московскому времени с космодрома Байконур. Он отделился от второй ступени ракеты-носителя на 315-й секунде после старта и был выведен на орбиту.   Находился на орбите до 4 января 1958 года, совершив 1440 оборотов. Американский "Эксплорер" был запущен лишь 119 дней спустя, а советские лидеры уже намекали на скорый полет человека в космос. Так началась космическая гонка. Через месяц был запущен «спутник 2», с собакой Лайкой на борту.  В январе ракета-носитель "Молния" впервые достигла второй космической скорости, и вывела в космос станцию "Луна-1", массой 1472кг. "Луна-1", пройдя в 6 тыс. км., от поверхности нашего спутника вышла на орбиту вокруг солнца. Связь со станцией поддерживалась до расстояния 600 тыс. км. Первые корабли  были беспилотными. На них отрабатывался сход с орбиты, а также изучалось поведение подопытных собак. На одном из  кораблей благополучно слетали Белка и Стрелка.  15 мая 1958 – запущен третий спутник, с большим количеством научной аппаратуры.  12 апреля 1961 года с космодрома Байконур был запущен «Восток-1» с Гагариным. Выполнив один оборот вокруг Земли на 108 минуте, корабль завершил плановый полёт (на одну секунду раньше, чем было запланировано). Из-за сбоя в системе торможения спускаемый аппарат приземлился неподалёку от Энгельса. Второй орбитальный полет - осуществил Г. С. Титов, который продолжался более суток. В ходе этого полета выяснялось влияние на человеческий организм длительного пребывания в космосе. В это время были разработаны специальные методы тренировки вестибулярного аппарата космонавтов.  16 июня 1963 года на космическом корабле «Восток-6» совершила полёт В.В. Терешкова. Он продолжался почти трое суток.  При жизни Королева на его космических кораблях в космосе побывало еще 10 советских космонавтов, был осуществлен выход человека в открытый космос (А.А. Леонов 18 марта 1965 на КК «Восход-2»). Общее время первого выхода составило 23 минуты 41 секунду  (из них вне корабля 12 минут 9 секунд), и по его итогам был сделан вывод о возможности человека выполнять различные работы в открытом космосе. Королевым и группой координируемых им организаций были созданы космические аппараты серий «Венера в 1961 прошедшая в 100 тыс. км от планеты, Венера-2 в 1965 сфотографировавшая планету», «Марс в 1962 в 195 тыс. км», «Зонд», искусственные спутники Земли серий «Электрон», «Молния-1», «Космос», разработан космический корабль «Союз».  В январе 1966г. мягкую посадку на Луну наконец осуществила станция "Луна-9". На землю была передана первая панорама Лунной поверхности. Ракета-носитель «Сатурн» 16 июля 1969 года доставила на Луну "Аполлон-11", и весь мир, затаив дыхание, наблюдал первые шаги Нейла Армстронга и американский флаг на Луне.  Создание орбитальных станций «Салют» и нового, многоцелевого корабля «Союз», способного совершать сложные маневры на орбите, сближаться и состыковываться с другими кораблями и космическими объектами - один из самых важных этапов в развитии космонавтики.  Станция «Салют-1» была запущена тяжелой ракетой-носителем «Протон».  Орбитальная станция Мир («Салют-8)», представляла собой сложный многоцелевой научно-исследовательский комплекс. Базовый блок был выведен на орбиту 20 февраля 1986 года. Затем в течение 10 лет один за другим были пристыкованы ещё шесть модулей. 23 марта 2001 года станция была затоплена в водах Тихого океана. 20 ноября 1998 г. был запущен первый элемент МКС - российский модуль "Заря". Этим стартом начался второй этап сборки самого большого сооружения в космосе. Только три страны: Россия, США и Китай, имеют возможность самостоятельно осуществлять пилотируемые полёты в космос.

14. Основы астрофотометрии

1) Количество световой энергии, излучаемой телом, это основная энергетическая характеристика небесного объекта. Существует два основных способа измерения этой величины: а) непосредственное определение количества световой энергии, дошедшей от данного тела до измерительного прибора, б) сравнение излучения исследуемого объекта с излучением какого-нибудь другого объекта, излучательная способность которого известна. Сравнивать излучение двух объектов имеет смысл только в одной и той же спектральной области. 2) Мощность световой энергии обычно характеризуют потоком излучения (световым потоком), являющимся основным понятием фотометрии. Потоком излучения называется количество лучистой энергии, проходящей за единицу времени через данную площадку (например, входное отверстие телескопа).  - освещенность. 3)  Энергия, проходящая в единицу времени через некую замкнутую поверхность, окружающую данный источник излучения, называется светимостью объекта. Излучение светящейся поверхности в данном направлении характеризуется яркостью. Яркостью называется поток излучения, который проходит через перпендикулярную к данному направлению единичную площадку, соприкасающуюся с излучающей поверхностью, и заключен внутри единичного телесного угла в том же направлении.

При приеме э/м излучения мы формально определяем количество энергии приходящейся на телесный угол при котором в направлении распространения видна проекция излучающей площадки. Описанная выше методика измерения применима только для протяженных объектов разрешимых в телескоп. Для точечных объектов, возможно, наблюдать только освещенность создаваемую ими. В астрономии освещенность от звезд принято измерять в специальной логарифмической шкале – шкала звездных величин.  (Этот термин никак не характеризует размеров звезд!). За интервал в 1 звездную величину (1m) принято отношение освещенностей  Это число выбрано таким образом, чтобы интервал в 5 звездных величин соответствовал отношению освещенностей объектов =100. Условимся, что звезды, освещенности от которых меньше, имеют большую звездную величину. Таким образом, освещенности от объектов   ….-Зm, -2m, -1m, 0m, 1m, 2m, Зm, ... образуют бесконечную убывающую геометрическую прогрессию со знаменателем 2,512.

звездной величиной называется взятый со знаком минус логарифм по основанию 2,512 от освещенности, создаваемой данным объектом на площадке, перпендикулярной к лучам.  Для двух звезд, создающих освещенности E1 и Е2 , разность соответствующих звездных величин m1 — m2 удовлетворяет соотношениям . Значение звездной величины = 0m, так называемый ноль пункт, принимают условно по совокупности группы звезд. Условная звезда 0m должна создавать на границе атмосферы освещенность = 2,78 микролюкс.   Звездная величина, полученная на основании определения полной энергии, излучаемой во всем спектре, называется болометрической.  1 квадратный градус ясного безлунного ночного неба в зените имеет звездную величину +3,5 m; Солнце -26,8 m; Луна в полнолуние -12,7 m; Меркурий -0,2 m; Венера -4,1 m; Марс, Юпитер, остальные положительные. Сатурн +0,8 m; Уран +5,8 m; Плутон +14,7 m.

16 Телескопы

Телескоп имеет три основных назначения:  1) собирать излучение от небесных светил на приемное устройство (глаз, фотографическую пластинку, спектрограф и др.); 2) строить в своей фокальной плоскости изображение объекта или определенного участка неба; 3) помочь различать объекты, расположенные на близком угловом расстоянии друг от друга или имеющим малые угловые размеры. Основной оптической частью телескопа является объектив (линзовый или зеркальный), который собирает свет и строит изображение объекта или участка неба в фокальной плоскости.

Объектив соединяется с приемным устройством трубой (тубусом). Механическая конструкция, несущая трубу и обеспечивающая ее наведение на небо, называется монтировкой. Если приемником света является глаз, то необходим окуляр, в который рассматривается изображение, построенное объективом. При фотографических, фотоэлектрических, спектральных наблюдениях окуляр не нужен. Фотографическая пластинка, входная диафрагма электрофотометра, щель спектрографа и т.д. устанавливаются непосредственно в фокальной плоскости телескопа.

Телескоп с линзовым объективом называется рефрактором, т.е. преломляющим телескопом. Так как световые лучи различных длин волн преломляются по-разному, то одиночная линза дает окрашенное изображение. Это явление называется хроматической аберрацией. Телескопы снабженные зеркальными объективами носят название рефлекторы (отражательный телескоп).  Первый рефлектор (диаметром всего лишь в 3 см и длиной в 15 см) был построен Ньютоном в 1671 г.

Сферическое зеркало не собирает параллельного пучка лучей в точку; оно дает в фокусе несколько размытое пятнышко. Это искажение называется сферической аберрацией. В астрометрических работах применяются рефракторы. Т.к., рефлекторы очень чувствительны к малым случайным поворотам зеркала. поворот объектива в рефракторе дает гораздо меньшее смещение. Для наблюдений, требующих большого поля зрения, стали строить комбинированные зеркально-линзовые телескопы, в которых аберрации зеркала исправляются тонкой линзой, часто увиолевой (сорт стекла, пропускающего ультрафиолетовые лучи). 

Основными характеристиками телескопа являются диаметр D и фокусное расстояние F объектива. Чем больше диаметр, тем больший световой поток F собирает телескоп:

где Е — освещенность объектива и S — его площадь.  Другой существенной характеристикой является относительное отверстие  

Освещенность в фокальной плоскости, создаваемая протяженным объектом, . При фотографировании слабых протяженных объектов (туманностей, комет) существенно иметь большое относительное отверстие. Однако, чем больше относительное отверстие, тем труднее устранять внеосевые абберации. Поэтому относительное отверстие рефлекторов обычно не превышает 1:3. Зеркально-линзовые системы и сложные объективы могут обеспечить в некоторых случаях относительное отверстие 1:1 и более.

Для визуального телескопа важной характеристикой является увеличение, равное отношению фокусных расстояний объектива и окуляра:

Сложной технической задачей является наведение телескопа на объект и слежение за ним. Современные обсерватории оснащены телескопами диаметром от нескольких десятков сантиметров до нескольких метров. Самый большой в мире рефлектор в настоящее время действует в России. Он имеет диаметр 6 м и установлен на высоте 2070 м (гора Пастухова, Северном Кавказе). Следующий по размерам рефлектор имеет диаметр 5 м и находится в США (обсерватория Маунт Паломар).

Во время полной фазы солнечного затмения Луна закрывает солнечный диск, и тогда на потемневшем небе вокруг темного диска Луны вспыхивает жемчужное сияние солнечной короны. Многие астрономы и оптики пытались построить специальные телескопы, в которые можно было бы увидеть корону вне затмения. Впервые это удалось известному фр. астрофизику Лио, который использовал рефрактор с однолинзовым объективом. Такая система обеспечивает минимум рассеянного света в телескопе. Чтобы уменьшить атмосферное рассеяние, Лио установил свой прибор (он назвал его внезатменным коронографом) на горе. Внутри телескопа он поместил “искусственную Луну”, которая закрывала от наблюдателя изображение солнечного диска. С этими предосторожностями солнечную корону можно было наблюдать визуально и фотографировать в лучах ее наиболее ярких эмиссионных линий. Космические тела излучают электромагнитную энергию в очень широком диапазоне частот — от гамма-лучей до самых длинных радиоволн. Радиоизлучение от космических объектов принимается специальными установками, называемыми радиотелескопами, которые состоят из антенны и очень чувствительного приемника.

20. Свойства излучения и основы спектрального анализа

Тепловое излучение. Всякое, даже слабо нагретое тело излучает электромагнитные волны (тепловое излучение). Однако при низких температурах, не превышающих 1000°К, излучаются главным образом инфракрасные лучи и радиоволны. По мере дальнейшего нагревания спектр теплового излучения меняется: во-первых, увеличивается общее количество излучаемой энергии,
во-вторых, появляются лучи все более и более коротких длин волн — видимые (от красных до фиолетовых), ультрафиолетовые, рентгеновские и т.д. При каждом данном значении температуры нагретое тело излучает сильнее всего в некоторой области спектра, определяющей видимый цвет объекта. Так, например, при температуре 2000°, как правило, наиболее интенсивно излучаются красные лучи, при 6000° — желто-зеленые, при 10000-20000° — голубые, синие и фиолетовые лучи. Однако точное распределение энергии и конкретный вид спектра в общем случае зависят не только от температуры, но и от химического состава и физического состояния светящегося тела.

Излучение абсолютно черного тела. Тело, находящееся в условиях термодинамического равновесия, называется абсолютно черным: поскольку оно не может терять своей тепловой энергии, оно полностью поглощает всякое излучение. Излучательная способность абсолютно черного тела может быть вычислена по формуле Планка.  С увеличением температуры максимум излучения абсолютно черного тела смещается в коротковолновую область спектра – это закон Вина. По мере увеличения температуры меняется не только цвет излучения, но и его мощность. Мощность излучения абсолютно черного тела пропорциональна четвертой степени температуры (закон Стефана — Больцмана).  Доля излучения, поглощаемая данным телом в некотором участке спектра, называется поглощательной способностью (или коэффициентом поглощения) и обозначается k. Поглощательная способность абсолютно черного тела k=1. Поэтому для абсолютно черного тела отношение излучательной и поглощательной способности равно функции Планка. Это хорошо известный закон Кирхгофа: для излучения с данной длиной волны отношение излучательной и поглощательной способности абсолютно черного тела зависит только от температуры.

Элементарные процессы излучения и поглощения. Разреженные газы (например, часто встречающиеся в Млечном Пути диффузные туманности) дают линейчатые спектры, в которых излучение сосредоточено в узких участках — ярких спектральных линиях, характеризующихся определенными значениями длин волн. Расположение и количество спектральных линий в различных участках спектра зависит от химического состава излучающего газа, а также от его температуры и плотности. Каждая спектральная линия излучается атомом какого-либо одного химического элемента, обладающего определенным запасом внутренней энергии, с бесконечным множеством строго определенных (дискретных) значений. Эти дискретные значения внутренней потенциальной энергии называются энергетическими уровнями. Возникновение линейчатых спектров связано с беспрестанно меняющейся внутренней энергией атомов, то поглощающих, то вновь излучающих энергию. В астрофизике приходится иметь

дело с тремя типами спектров — линейчатым, непрерывным и поглощения (абсорбционным). Изучение непрерывных спектров позволяет получить представление о температуре, плотности и количестве излучающего газа. Отождествление спектральных линий со спектрами известных химических элементов позволяет установить их присутствие в космических объектах,  а детальное исследование отдельных спектральных линий дает сведения о температуре, давлении, количестве излучающих или поглощающих атомов, внутренних движениях в газе, величине магнитного поля и других физических свойствах.

Спектральные линии, наблюдаемые в астрофизических условиях. Расположение спектральных линий, характерных для атома данного химического элемента, определяется зарядом его ядра и количеством внешних, валентных электронов.  В спектрах большинства астрономических объектов, почти у всех звезд, наблюдаются интенсивные линии водорода. Счет его энергетических уровней ведется от основного состояния, соответствующего минимальной энергии атома. В видимой области спектра расположены линии серии Бальмера, возникающие при переходах со всех энергетических уровней на второй. У водорода главная серия, называемая серией Лаймана (La, Lb, ...), лежит в ультрафиолете. Переходы со всех вышележащих уровней на третий и четвертый дают соответственно серии Пашена и Брэккета, расположенные в инфракрасной части спектра. В спектрах некоторых тел, особенно горячих звезд, наблюдаются линии гелия. Спектр ионизованного гелия очень похож на водородный и наблюдается у самых горячих звезд. Линии нейтрального гелия встречаются чаще.  Рядом с этой линией гелия, обозначаемой D3, находятся две интенсивные линии D1 и D2 с длинами волн 5896 и 5890 Å, часто наблюдаемые в спектрах звезд и межзвездной среды. Это резонансные линии натрия. Еще более интенсивными часто бывают резонансные линии ионизованного кальция, расположенные у фиолетовой границы видимого спектра ( = 3968 Å) и (= 3934 Å).  Спектральные линии в магнитном поле. Спектральные линии, излучаемые атомом, находящимся в магнитном поле, расщепляются на несколько тесно расположенных компонентов. В простейшем случае спектральная линия разделяется на две, если наблюдать вдоль силовых линий магнитного поля, и на три, если смотреть поперек них. Излучение в каждой из этих линий особым образом поляризовано. Это явление называется эффектом Зеемана. Расстояние между компонентами расщепленных спектральных линий пропорционально напряженности магнитного поля. Это дает возможность на основании спектроскопических наблюдений измерять космические магнитные поля.

формула Планка: Закон Вина: .   Закон Стефана — Больцмана:. Формула Вина: . Формула Рэлея — Джинса:  

15.Доплеровское смещение спектральных линий

Если расстояние между излучающим телом и наблюдателем меняется, то скорость их относительного движения имеет составляющую вдоль луча зрения, называемую лучевой скоростью. По линейчатым спектрам лучевые скорости могут быть измерены на основании эффекта Доплера, заключающегося в смещении спектральных линий на величину, пропорциональную лучевой скорости, вне зависимости от удаленности источника излучения. При этом, если расстояние увеличивается (лучевая скорость положительна), то смещение линий происходит в красную сторону, а в противном случае — в синюю.

Изменяется не только частота воспринимаемого излучения, но и длина его волны соответственно на величину .  Формула для величины доплеровского смещения спектральных линий:  (1). Смещение спектральных линий вызывается не только движениями вдоль луча зрения, но и перпендикулярными к нему перемещениями (так называемый поперечный эффект Доплера). он пропорционален и должен приниматься во внимание только при скоростях, близких к скорости света.  Эффект Доплера играет исключительно важную роль в астрофизике, так как позволяет на основании измерения положения спектральных линий судить о движениях небесных тел. Приведем несколько примеров.

Для измерения смещения спектральных линий рядом со спектром исследуемого объекта, например звезды, на ту же пластинку фотографируют спектр лабораторного источника, в котором имеются известные спектральные линии. Затем при помощи микроскопов, снабженных точными микрометрами, измеряют смещение линий объекта по отношению к лабораторной системе длин волн и тем самым находят величину , а по формуле (1) вычисляют лучевую скорость vr.

Даже в тех случаях, когда излучающий газ в целом не имеет относительного движения вдоль луча зрения, спектральные линии, излучаемые отдельными атомами, все равно имеют доплеровские смещения из-за беспорядочных тепловых движения. Поскольку в каждый момент множество атомов приближается к нам со всевозможными скоростями и примерно столько же их удаляется с такими же скоростями, происходит симметричное расширение спектральной линии, изображенное на рис.

 

Такой график, показывающий распределение энергии, излучаемой в узкой области спектра в пределах спектральной линии, называется ее профилем. Если расширение линии вызвано только тепловыми движениями излучающих атомов, то по ширине профиля можно судить о температуре светящегося газа.  Половина расстояния между точками профиля линии, в которых интенсивность составляет 1/е (37%) от центральной, называется доплеровской шириной спектральной линии D. Поскольку атомы, излучающие спектральную линию, смещенную на величину D, должны двигаться с наиболее вероятной скоростью v*, имеем  .  Если эта скорость обусловлена только тепловыми движениями, то, учитывая формулу (1), получим. Откуда . Если помимо тепловых движений в газе наблюдаются течения или какие-нибудь другие крупномасштабные движения (например, турбулентность), то спектральная линия расширяется еще сильнее, а иногда разбивается на несколько линий, соответствующих различным потокам. Таким образом, изучая профили спектральных линий, можно судить как о температуре, так и о движениях, происходящих в излучающем газе.

17. Звезды. Классификация звезд.

Вполне очевиден факт связи спектральной  характеристики звезды и ее температуры. В настоящее время используется Гарвардская классификация звезд по спектральным классам.  Большинство так называемых нормальных звезд  имеют характеристики принадлежащие тому или иному классу.  Схема Гарвардской классификации:

(С,S) – отдельные классы звезд.

        Класс О. звезды обладающие высокой излучательной способностью. О высокой температуре звезд этого класса можно судить по большой интенсивности ультрафиолетовой области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов  (углерода, кремния, азота, кислорода). Звезды этого класса наиболее молодые звезды, относящиеся к ранним стадиям эволюции.  Класс В. Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов (углерод). Цвет голубовато-белый. Типичная звезда —   Девы (Спика).  Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Отчетливо видны линии ионизованного кальция. Цвет звезд белый. Типичные звезды:  Лиры (Вега) и   Большого Пса (Сириус). Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии излучения ионизованных металлов (кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый. Типичная звезда —   Малого Пса (Процион). Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды желтый. Типичный пример — Солнце. Класс К. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовая область непрерывного спектра имеет достаточно низкую интенсивность по сравнению с другими областями, что свидетельствует о резком уменьшении температуры по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды красноватый, как, например, у  Волопаса (Арктур) и  Тельца (Альдебаран). Класс М. Красные звезды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Типичная звезда —  Ориона (Бетельгейзе). Звезды данного класса относятся к наиболее старым звездам из всех звезд данной последовательности. Кроме этих основных классов существуют дополнительные, являющиеся ответвлениями от классов G и К и представляющие собой звезды с аномальным химическим составом. Первое ответвление происходит от класса G и содержит «углеродные» звезды: Класс С, отличающийся от классов К и М наличием линий поглощения атомов и полос поглощения молекул углерода. Второе ответвление происходит от класса К и содержит «циркониевые» звезды: Класс S. Звезды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместо полос окиси титана присутствуют полосы окиси циркония.    Внутри каждого спектрального класса можно установить плавную последовательность подклассов, переходящих из одного в другой. Каждый класс (кроме класса О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после обозначения спектрального класса, например, В0,….В8,В9, А0,….А9. где В9 и А0 похожие звезды.   Спектральный класс О подразделяется на подклассы от O5 до O9,5. При обозначении звезд по их принадлежности к тому или иному классу, могут быть использованы дополнительные символы, характеризующие уникальные свойства той или иной звезды. Например сF0 – индекс с – сверх-гигант, F0 – класс F, подкласс 0. G5e – индекс e- наличие эмиссионных линий, G5 – типичный представитель класса G.

Гарвардская классификация, является одномерной, так как основной характеристикой, учитываемой в ней, является температура звезды.   В 1953 г. была разработана новая, уточненная двумерная классификация звезд. По этой классификации у каждой звезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости. Он обозначается римскими цифрами от I до V. Цифра I относится к сверхгигантам, II–III — к гигантам, IV — к субгигантам, и цифра V характеризует карлики. В этой новой классификации спектральный класс звезды Бетельгейзе -M2I, Сириуса — АIV. Новая классификация позволяет определять расстояния до звезд по их спектрам и видимым звездным величинам. Сейчас она является общепринятой и широко используется в астрономии.

11. Физика солнечного и лунного затмения

В системе Земля – Луна попеременные "затенения" одного космического тела – это солнечные и лунные затмения.  Солнечные затмения наступают тогда, когда Луна загораживает собой Солнце, а лунные затмения – когда Луна попадает в тень, отбрасываемую Землей в мировое пространство. Чтобы произошло солнечное или лунное затмение, Земля, Луна и Солнце должны выстроиться в одну линию.

Если бы плоскость лунной орбиты совпадала с плоскостью орбиты Земли, солнечные и лунные затмения происходили бы регулярно два раза в месяц: солнечные – в момент новолуния, а лунные – в момент полнолуния. На самом деле это не так. Луна движется вокруг Земли с запада на восток, и ее видимый путь на небе пересекается под углом 5° с эклиптикой— видимым путем, по которому движется Солнце на фоне звезд. точки пересечения лунной орбиты с плоскостью земной орбиты называются узлами, а отрезок, их соединяющий, – линией узлов. Следовательно солнечные и лунные затмения могут наступать лишь тогда, когда Луна находится вблизи узлов своей орбиты и линия узлов направлена на Солнце.

Ежегодно должно происходить не менее 2 и не более 5 солнечных затмений (причем одно из них, как правило, полное или кольцеобразное), а также не более 3 лунных затмений, причем в иные годы лунных затмений может не быть вовсе. Во время солнечного затмения Луна иногда загораживает Солнце полностью (полное затмение) или частично (частное затмение). солнечное затмение видно не на всей поверхности Земли, а только там, где пробегает тень и полутень Луны. Путь лунной тени по земной поверхности называется полосой полного солнечного затмения. Ширина этой полосы и продолжительность полного солнечного затмения зависят от взаимных расстояний Солнца, Земли и Луны в момент затмения. Чаще всего ее ширина бывает от 40 до 100 км, а продолжительность полной фазы затмения — 2–3 мин.

Если в момент солнечного затмения Луна находится вблизи апогея, ее видимые размеры уменьшаются настолько, что она не может полностью закрыть собой Солнце и вместо полного солнечного затмения наблюдается так называемое кольцеобразное солнечное затмение, (до 12 мин.). Если в момент солнечного затмения Луна проходит перигей (ближайшую к Земле точку орбиты), то она полностью затмевает Солнце.

Во время солнечного затмения Луна, двигаясь справа налево (от запада к востоку), медленно загораживает собой Солнце. Солнечное затмение продолжается в общей сложности обычно около двух часов, тогда как полная фаза солнечного затмения длится не более 7,5 мин. Наблюдать затмение можно только сквозь темный светофильтр (темное стекло).  С наступлением полной фазы на небе появляются наиболее яркие звезды и планеты, а вокруг Солнца вспыхивает жемчужно-серебристое сияние – солнечная корона. 

Полные солнечные затмения, повторяющиеся в среднем раз в 1,5 года, могут вовсе не наблюдаться в каком-либо одном месте Земли на протяжении сотен лет. Максимальный размер тени на поверхности Земли около 270 км. Из наблюдений солнечных затмений можно уточнить движение Луны, наблюдать солнечную атмосферу и ее внешние слабосветящиеся части.

Если Луна полностью погружается в земную тень, наступает полное лунное затмение, при котором цвет луны становится бурым из-за преломления солнечного света, если Луна только частично погружается в тень – то наступает частное лунное затмение.

Лунные затмения видны со всего ночного полушария Земли, где в это время Луна находится над горизонтом. Полная фаза лунного затмения может длиться до 1 ч 40 мин, а все лунное затмение обычно продолжается больше трех часов.

период повторения затмений (через 223 лунных месяца) называется саросом и позволяет заранее определить дни предстоящих затмений на много лет вперед.  В течение одного 18 летнего сароса бывает 43 затмения Солнца и 28 затмений Луны.

18    Определение химического состава и плотности небесных тел

В основе определения химического состава звезд лежит спектральный анализ позволяющий идентифицировать сплошные спектры тел, а так же эмиссионные спектры и спектры поглощения элементов входящих в состав небесных тел.

Как правило, наличие в спектре линий некоторого химического элемента говорит о том, что он имеется в исследуемом теле.  Измеряя энергию, излучаемую или поглощаемую в данной спектральной линии, вычисляют количество атомов и тем самым массу той части вещества, которая создает излучение. Если эта масса составляет главную долю всей массы наблюдаемого объекта с известными размерами, то легко найти его плотность. Плотность вещества, точнее, давление в нем, сказывается на форме отдельной спектральной линии, особенно вдали от ее центра (в так называемых крыльях). Это так же может быть использовано для определения плотности.

Как правило, в данной спектральной линии наблюдается свечение (или поглощение) лишь части атомов, принадлежащих данному телу. Доля атомов, “наблюдаемых” в какой-либо линии, определяется тем, что, во-первых, не все атомы данного химического элемента находятся в соответствующем состоянии возбуждения, необходимом для излучения или поглощения этой линии, а во-вторых тем, что в исследуемом теле могут быть и другие химические элементы.

Поэтому для определения плотности вещества необходимо предварительно изучить его химический состав.  В спектрах подавляющего большинства космических объектов наблюдаются линии водорода. Водород — наиболее распространенный химический элемент в природе.  Второе место по распространенности в природе после водорода занимает гелий, хотя принадлежащие ему спектральные линии наблюдаются значительно реже.

Для правильного определения химического состава необходимо учитывать, что некоторые атомы могут находиться в ненаблюдаемых или трудно наблюдаемых состояниях, как, например, в случае, когда все возбуждаемые спектральные линии находятся в далеком ультрафиолете.

Некоторые тела (например, звезды определенных типов) обладают теми или иными особенностями химического состава. Однако большинство остальных объектов состоит примерно из одних и тех же относительных количеств известных химических элементов. Поэтому можно говорить о среднем космическом содержании элементов, о котором обычно судят по относительному числу атомов, находящихся в каком-либо объеме.

Средняя распространенность хим.элементов

в космических условиях.

элемент

Относительное число атомов

элемент

Относительное число атомов

Водород

1 000 000

Кремний

60

Гелий

100 000

Сера

29

Кислород

1 000

Железо

6

Углерод

400

Натрий

2

Неон

200

Аргон

2

азот

100

кальций

1

Все числа атомов приведены по отношению к числу атомов водорода, содержание которых условно принято равным 106. Атомов гелия в космосе раз в 10 меньше, чем водорода. Количество атомов всех остальных элементов составляет лишь около 0,14% от числа атомов водорода, а всех металлов меньше примерно в 10 000 раз.

10. Методы определения температуры в астрофизике.

Температура — является универсальной мерой тепловой энергии. Поэтому является основной характеристикой звезд. Ее определение — одна из труднейших астрофизических задач.  Принципиально можно выделить 2 метода определения температуры. 1) непосредственное 2) определение температуры нагретого тела по его свойствам (например, по излучению).

Рассмотрим основные методы определения температур: 1).Определение температуры по ширине спектральных линий. (на основании эффекта Доплера). В следствие хаотичного движения частиц составляющих звезд, всегда можно выделить группы частиц движущихся вдоль луча зрения, к наблюдателю и от него. А так же частицы движения в направлении перпендикулярном лучу зрения. Для частиц движущихся вдоль луча зрения будет наблюдаться эффект Доплера, приводящий к доплеровскому уширению спектральных линий излучения тела, как правило температуру рассчитывают через параметры полуширины спектральной линии.

2)Определение температуры на основании исследования элементарных атомных процессов, приводящих к возникновению наблюдаемого излучения. Этот метод основан на  сравнении теоретических расчетах спектра излучения данного тела с результатами наблюдений.

3) Определение температуры на основании применения законов излучения абсолютно черного тела.  Изучение и измерение мощности излучения звезд (энергетической светимости звезд) позволяет на основании закона Стефана-Больцмана определить энергетическую температуру. На основании закона Вина можно определить цветовую температуру. По аналогии можно определить и яркостную температуру. Под яркостною температурой понимают температуру такого абсолютно черного тела, каждый квадратный сантиметр которой на некоторой длине волны излучает такой же поток энергии, как и данное тело на той же длине волны.

13. Галактики (виды, структура, движение).

Название галактик определяется комбинацией букв определяющих название каталога и комбинацией цифр определяющих номер галактики в данном каталоге. Туманность Андромеды в каталоге Мессье стоит под № 31, а в NGC «Новом общем каталоге» Дрейера — под № 224.

Строение галактик изучают по их фотографиям, в результате внешнему виду галактики делятся на эллиптические, спиральные, неправильные и пекулярные.

1)Эллиптические галактики (Е) имеют форму эллипсоидов без резких границ. Яркость плавно увеличивается от периферии к центру, а внутренняя структура, как правило, отсутствует.2) Спиральные галактики (S) — наиболее многочисленны. Типичными представителями являются наша Галактика и туманность Андромеды. В отличие от эллиптических галактик, в них наблюдается структура в виде характерных спиральных ветвей. Различаются два типа спиралей. а) SA спиральные ветви выходят непосредственно из центрального уплотнения. б) SB спиральные рукава выходят из перемычки (пересеченные спиральные галактики).

У каждой спиральной галактики различают степень развитости спиральных рукавов, которые обозначают малыми лат. Буквами –а - самые развитые (четкие), -b, - с,…. Наиболее удобным для исследования спиральной структуры галактик соответствует объектам, у которого плоскость центрального уплотнения расположена перпендикулярно лучам зрения наблюдателя. 3) Неправильные галактики (I). Примером галактик этого типа являются Магеллановы Облака,. Галактики не имеют спиралевидных рукавов и характеризуются отсутствием центральных уплотнений и симметричной структуры, а также низкой светимостью и относительно высоким содержанием нейтрального водорода, 4) Пекулярные галактики (Р). Так называются галактики, которые обладают теми или иными особенностями, не позволяющими отнести их ни к одному из перечисленных выше классов. Пример, галактики открытые в последнее время.

Спектры галактик. Внегалактические туманности имеют непрерывные спектры с линиями поглощения, напоминающие спектры звезд, чаще всего спектральных классов A, F или G, на которые иногда накладываются эмиссионные линии, характерные для свечения газовых туманностей.  Неправильные галактики по спектру, как правило, напоминают звезды спектральных классов А и F, спиральные — F и G, а эллиптические — G и К. Это означает, что в спиральных и неправильных галактиках содержится относительно много молодых горячих звезд ранних спектральных классов, в то время как эллиптические галактики состоят из старых звезд поздних спектральных классов, подобно сферической подсистеме нашей Галактики. Большой интерес представляют взаимодействующие галактики, состоящие из двух и более (до 8) звездных систем — компонентов. Компоненты соединены между собой полосами светлой материи или оказываются погруженными в облако звезд, создающих вокруг них как бы туман.

           Физические свойства галактик.  Галактики, даже одного и того же типа, могут сильно различаться по своим размерам, светимостям, массам и другим характеристикам. У большинства галактик нет резких границ и звездная плотность постепенно убывает с расстоянием от центра, результат определения видимых их размеров зависит от того, до какой предельной поверхностной яркости они наблюдаются. В наиболее крупных спиральных и эллиптических галактиках звезды наблюдаются на расстояниях 15-20 кпс от центра. Карликовые системы характеризуются расстояниями меньшими на порядок. Наиболее крупные галактики имеют фотографическую абсолютную звездную величину Mpg = —21m, для галактик типа Е и S в среднем Mpg  = —19m,3, что соответствует светимости десятка миллиардов солнц. Неправильные галактики раз в 100 слабее.

Вращение галактик. Сравнивая смещение спектральных линий в различных частях одной и той же внегалактической туманности или измеряя расширение линий во всем ее спектре, можно обнаружить, что галактики вращаются. Периоды вращения внешних частей галактик оказываются порядка 108 лет. Центральные части галактик, как правило, вращаются с одной угловой скоростью, т.е. как твердые тела. Направление вращения спиральных галактик происходит, по-видимому, в сторону закручивания спиральных ветвей.

Массы галактик определяются на основании скоростей вращения внешних их частей. Для грубой оценки массы предполагается, что это вращение происходит по закону Кеплера. Их можно оценивать схожим образом. Как и в случае звезд имеется определенная зависимость между массой галактики и их светимостью. Данная зависимость позволит по сравнению светимости определить массы галактик. Пример: у спиральных  и неправильных галактик отношение массы к светимости, выраженное в солнечных единицах, колеблется от 1 до 10. Для эллиптических галактик это отношение составляет несколько десятков. Массы большинства наблюдаемых галактик заключены в пределах 109-1012 масс Солнца.

Центральные сгущения галактик. В центральных областях галактики сосредоточены как правило наиболее молодые и горячие звезды причем в спектрах центральных сгущений, наряду с эмиссионными линиями, наблюдаются спектры с широким поглощением. Широкие эмиссионные линии не могут быть связаны с излучением газово-пылевых туманностей, возникают гипотезы о наличии в ядрах галактик объекта (ов), не звездной природы, обладающих большими запасами энергии.  В центральных областях некоторых галактик наблюдается движение газа в виде отдельных облаков, причем скорости эти облаков составляют 106 м в секунду.  Сейфертовские галактики – галактики с движением газовых облаков. Известны галактики из внутренних областей которых происходят выбросы вещества. Сгустки вещества наиболее интересны в плане изучения космологических вопросов, т.к. хранят в себе информацию о структурах галактик в далеком прошлом.

Радиогалактики. Радиоволны в той или иной степени излучают все галактики. Однако у большинства обычных галактик на радиоизлучение приходится лишь ничтожная доля всей их мощности, в то время как поток радиоволн от некоторых галактик оказывается сравнимым с мощностью их оптического излучения. Такие галактики называются радиогалактиками. Мощность их радиоизлучения часто в тысячи и десятки тысяч раз больше, чем у обычных галактик.  Примером очень мощной радиогалактики  галактика в созвездии Лебедя, называемым Лебедь-А. Расстояние до источника Лебедь-А составляет 170 Мпс. Мощность его радиоизлучения в шесть раз превышает мощность всех остальных объектов радиоизлучения.                                   Квазары

В 1963 г. некоторые источники радиоизлучения с угловыми размерами в 1" или меньше были отождествлены со звездообразными объектами в оптическом диапазоне, иногда окруженными диффузным ореолом или выбросами вещества. Изучено более 200 подобных объектов, названных квазарами (квазизвездными радиоисточниками).  Такие же оптические объекты, но не обладающие сильным радиоизлучением, были открыты в 1965 г. и названы квазизвездными галактиками (квазагами), а вместе с квазарами их стали называть квазизвездными объектами. По физической структуре квазары напоминают ядра галактик лишенных внешней структуры, что позволяет сделать вывод о том что квазары являются эволюционной стадией развития галактик. Наиболее близкий к нам квазар, объект +13м, удаленный на 500 Мпс.

                                                Пространственное распределение галактик

Обычно галактики встречаются небольшими группами, содержащими по десятку членов, часто объединяющимися в обширные скопления сотен и тысяч галактик. Наша Галактика входит в состав так называемой Местной группы, включающей в себя три гигантские спиральные галактики (наша Галактика, туманность Андромеды и туманность в созвездии Треугольника), а также более 15 карликовых эллиптических и неправильных галактик, крупнейшими из которых являются Магеллановы Облака. В среднем размеры скоплений галактик составляют около 3 Мпс. В отдельных случаях диаметр их может превышать 10-20 Мпс. Они делятся на рассеянные (неправильные) и сферические (правильные) скопления.

Есть основания полагать, что скопления галактик в свою очередь также распределены неравномерно. Согласно некоторым исследованиям, окружающие нас скопления и группы галактик образуют грандиозную систему — Сверхгалактику. Масса нашей Сверхгалактики должна составлять около 1015 масс Солнца, а ее диаметр порядка 50 Мпс.

12. Луна как космическое тело.

Ближайшее к Земле небесное тело, естественный спутник нашей планеты. Второй по яркости объект после Солнца, и 5 по величине спутник. Это единственное небесное тело на котором побывал человек. Она обращается вокруг Земли на расстоянии 380 тыс. км. Диаметр Луны лишь в 4 раза меньше земного, он равен 3476 км. Масса Луны в 81 раз меньше массы земли. На лунной поверхности сила тяготения в шесть раз меньше, чем на Земле. Сила тяготения настолько слаба, что весь воздух и вся вода, которые были на Луне, улетучились в космос.  Гравитационные силы между Землёй и Луной вызывают морские приливы и отливы. Средняя плотность Луны составляет 3,34 г/см3. Она примерно соответствует плотности верхней оболочки Земли - ее коры. У Луны нет естественных спутников.   Луна постоянно обращена к Земле одной и той же своей стороной. Правда, она немного колеблется, поэтому с Земли иногда можно видеть дополнительные участки поверхности Луны; в результате наблюдают почти три пятых лунного глобуса. Слабые колебания в движении Луны, которые называются либрацией (по долготе, по широте(из-за наклона плоскости лунной орбиты к эклиптике)), позволяют нам видеть в течение месяца немного больше половины Луны 59% поверхности. Обратная сторона Луны в основном покрыта горами. Суточная (до 1 градуса) и физическая (до 2о) либрация возникают из-за суточного вращения Земли и вследствие неравномерного гравитационного притяжения к Земле. Атмосферы на Луне нет. Небо над Луной всегда черное, даже среди дня, из-за отсутствия воздуха. Звуковые волны в вакууме не распространяются, так что на Луне царит полная тишина. Погоды тоже нет.  Днем температура +130°С , а ночью -150°С.   На один оборот вокруг Земли по эллиптической орбите Луна затрачивает 27,3 сут. Такой промежуток времени называется сидерическим или звездным месяцем. Луна обращается по орбите вокруг Земли, и тем самым угол между Землёй, Луной и Солнцем изменяется; мы наблюдаем это явление как цикл лунных фаз. Период времени между последовательными новолуниями составляет 29,5 дней (709 часов) и называется синодический месяц.

Луна состоит из коры(толщина 50 км), верхней мантии, средней мантии, нижней мантии (астеносферы) и ядра (из жидкого железа). Атмосфера практически отсутствует. Поверхность Луны покрыта так называемым реголитом — смесью тонкой пыли и скалистых обломков, образующихся в результате столкновений метеороидов с лунной поверхностью. Луна не имеет магнитного поля. В мантии залегают очаги лунотрясений (сейсмическая активность): приливные, дважды в месяц; тектонические – нерегулярные; метеоритные; термальные.

Поверхность Луны можно разделить на два типа: очень старая гористая местность (лунный материк) и относительно гладкие и более молодые лунные моря. Лунные моря, 16 % всей поверхности, — это огромные кратеры, возникшие в результате столкновений с небесными телами, которые были позже затоплены жидкой лавой. Воды на луне нет. Особенно большое значение для понимания природы Луны имела доставка на Землю образцов лунного грунта. Их анализ доказал полное отсутствие в поверхностном слое Луны органических соединений. Изучение лунного грунта дало возможность установить точный химический состав лунных пород и их возраст. Выяснилось, что возраст Луны и Земли одинаков: им по 4,5 млрд. лет.

8. Двойные звездные системы

Это Пары звезд, связанные в одну систему силами тяготения. Движение компонентов двойных звезд происходит в соответствии с законами Кеплера оба компонента описывают в пространстве подобные (т.е. с одинаковым эксцентриситетом) эллиптические орбиты вокруг общего центра масс. Существуют тройные, четверные звезды; их называют кратными звездами.  В зависимости от размеров и расположения орбит в пространстве, а также от расстояния от нас двойные звезды изучают разными методами. из наблюдений известна орбита относительного движения, то можно определить сумму масс компонентов двойной звезды. Если же известны отношения полуосей орбит движения звезд относительно центра масс, то можно найти еще отношение масс и, следовательно, массу каждой звезды в отдельности. Огромная роль изучения двойных звезд, состоит в определении массы звезды, необходимой для исследования внутреннего строения и атмосферы звезды. Системы, в которых компоненты можно разглядеть в телескоп или сфотографировать, называют визуально-двойными звездами. Среди наблюдаемых двойных звезд не все образуют физические пары. Иногда звезды, хотя и кажутся близкими на небе, на самом деле лишь случайно расположены в одном направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют громадные расстояния. Это оптические двойные звезды. Их более 60 000.  Другой тип двойных составляют те звезды, у которых плоскости орбит близки к направлению луча зрения. При движении такие звезды попеременно загораживают друг друга, поэтому блеск системы временно ослабевает. Это затменно-двойные звезды (затменно-переменные). Отдельные их компоненты увидеть нельзя, из=за малого углового расстояния. Звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей — спутником. Например, Алголь  Персея и  Лиры.  Затменно-двойных открыто уже более 4000.  Если компоненты двойной звезды очень близки между собой и достаточно ярки, то можно сфотографировать их спектры и подметить периодическое расщепление спектральных линий вследствие эффекта Доплера. Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основании спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными.  Если один из компонентов — слабая звезда, то наблюдается лишь периодическое колебание положения одиночных линий. Оно свидетельствует об орбитальном движении компонентов вокруг их общего центра масс. Это спектрально-двойные звезды. Их известно около 2500. Тесные двойные системы представляют собою такие пары звезд, расстояние между которыми сопоставимо с их размерами, при этом существенную роль начинают играть приливные взаимодействия между компонентами.  Примером является звезда Лиры.

Изучать двойные звезды начал английский астроном Гершель в конце 18 в. и продолжил в начале 19 в. русский астроном В. Я. Струве.   В настоящее время можно сделать вывод, что более 70% всех звезд входит в состав двойных или кратных звезд различного вида. При этом наблюдаются комбинированные системы. Например, компонент визуально-двойной звезды сам оказывается спектрально-двойной или затменно-двойной звездой и т. п.

К перечисленным видам двойных можно присоединить еще звезды со сложным спектром. Это свидетельствует о том, что компоненты — звезды разных спектральных классов.

Двойными являются и звезды с одинаковым собственным движением. Это так называемые широкие пары. При помощи многоцветной фотоэлектрической фотометрии можно обнаружить двойственность звезды, которая иначе ничем себя не проявляет. Это фотометрические двойные. Кроме того, существуют звезды с невидимыми спутниками, которые также могут быть причислены к двойным звездам. Их около 20. Лишь у нескольких десятков визуально-двойных пар надежно вычислены элементы орбит. Их периоды обращения составляют от нескольких лет до нескольких сотен лет. Сопоставление данных о массах звезд и их светимостях позволило составить диаграмму «масса—светимость» . По одной оси откладывается масса, а по другой — светимость. Светимость увеличивается пропорционально кубу массы.


 

А также другие работы, которые могут Вас заинтересовать

23738. Язык и логика 84.5 KB
  2 а Подставим вместо переменных x и y их значения и найдём значение получившегося числового выражения по действиям. Если x = 15 y = 6 то 49  15 – 17  6 = 633 49  15 = 735; 17  6 = 102; 735 – 102 = 633 Сравним получившийся результат с число стоящим в правой части данного равенства. 633 = 533 Л б Подставим вместо переменных x и y их значения и найдём значение получившегося числового выражения по действиям. Подставим результат в исходное предложение вместо левой части 15 ≤ 3 Л 3 Надо найти такое число в разряде единиц...
23739. ОСТРЫЕ УГЛЫ МОЛОДЫХ СЕМЕЙ ИЛИ ШПАРГАЛКА ДЛЯ МОЛОДОЖЕНОВ 3.83 MB
  Книга Андрея Зберовского написана в традиционной для автора форме, где большая часть практических советов подана в увлекательной и живой форме, нередко с элементами юмора. Она адресована очень широкой читательской аудитории любых возрастных категорий, прежде всего – молодоженам!
23740. Степень числа 42 KB
  Сначала определяем значение степени а затем проходим произведение. – Найдите значение выражения: 5 23 – 362 81 : 32 . 3 1 2 4 9 7 5 6 8 12 11 10 5 23 – 362 81 : 32 = 5  2  2  2 – 36  5  2  2  2 – 36 81 : 3  3 – Проанализируйте каков порядок действий в нашем выражении Сначала находим значение степени в скобке затем значение произведения значение разности значение степени результата получившегося в скобках значение степени числа 3 значение...
23741. Степень числа 44 KB
  – При выполнении каких заданий мы можем получить произведение одинаковых множителей При разложении чисел на простые множители. – Что интересного вы можете сказать о полученном ряде чисел Все числа кратны 10. – Найдите НОК и НОД чисел а и b если: а = 23 3 52 b = 22 32 7. – Что необходимо сделать что бы выполнить задание Надо расписать степени чисел и применить известные алгоритмы – А можно ли выполнить задание не расписывая степени Этот вопрос может вызвать затруднение.
23742. Высказывания 228 KB
  – Назовите число из полученного ряда сумма цифр в котором равна 6. – Какое число данного ряда может быть лишним Например число 50 – двузначное а остальные – трехзначные. На сколько 150 больше 50 во сколько раз 150 больше 50 на сколько 50 меньше 150 – Придумайте числовые выражения частное в которых равно 3. – Найдите число которого равны 21.
23743. Взаимно простые числа 72.5 KB
  2 Тренировать способности к использованию: а понятий простого и составного числа; б признаков делимости на 2 5 10 3 9; в различных способов нахождения НОД; г алгоритмов объединения и пересечения множеств. На доске остаются числа: 375 164 2310 171. – Разложите получившиеся числа на простые множители.
23744. Делимость произведения 48.5 KB
  Делится ли на 37 число 555 555 555 555 − Сформулируйте в общем виде свойство делимости которое вы наблюдаете. Если первое число делится на второе число второе число делится на третье число то первое число делится на третье число. Докажите используя введение обозначений что если первое число делится на второе а второе делится на третье то и первое число делится на третье. Первое число a второе число b третье число c.
23745. Делимость произведения 48.5 KB
  – Что означает что число а делится на число b – Это означает что существует такое число с которое при умножении на b дает а. – И что – Можно заменить число 16 произведением 4 и 4 и получится произведение 4 4 а. Если ктолибо из учащихся по аналогии с предыдущим заданием верно найдет ответ последнего примера – число 555 то учитель просит его обосновать как выполнены действия. – А как можно разделить произведение на число – Разделить один множитель а потом полученный результат умножить на второй множитель.
23746. Делимость произведения 85.5 KB
  Делится ли: на 13 на 5 на 2 на10 – На 13 делится так как 39 делится на 13; на 5 не делится так как ни один из множителей не делится на 5; на 2 делится так как 356 кратно 2; на 10 не делится так как ни один из множителей не делится на 10.– Делится ли 225 на 3 если известно что 225 делится на 15 – Да делится т. 15 делится на3. Известно что: а 686 делится на 49.