Чекаю на фотозвіт!!!!
снують і поодинокі, і подвійні, і кратні зорі, змінні зорі різних типів, нові й наднові, надгіганти і карлики, зорі найрізноманітніших розмірів, світностей, температур і густин. Чи не створюють вони хаос фізичних характеристик? Виявляється, ні
Опрацювати практичну роботу : крім 7 завдання !!!!
1. Температура зір. Будемо вважати, що зорі випромінюють як абсолютно чорні тіла - тіла, які цілком поглинають промені (усіх довжин хвиль), що падають на них. Температуру Т поверхні (фотосфери) зір можна визначити, скориставшись законом Стефана-Больцмана, так само, як ми це вже робили, визначаючи температуру Сонця:
- стала Стефана—Больцмана.
Визначену таким методом температуру називають ефективною температурою. Однак цей метод застосовується обмежено, тому що досить точне значення радіусів визначено приблизно для кількох десятків яскравих гігантських зір.
Температури зір дуже різняться. Холодні червоні зорі мають температуру близько 3000 К. Наше Сонце з температурою фотосфери 6000 К належить до жовтих карликів. Температура гарячих зір сягає 50 000 К. Основна частина випромінювання гарячих зір припадає на ультрафіолетову частину спектра, і ми їх бачимо як зорі блакитних кольорів. Найбільш гарячими є молоді зорі типу Вольфа-Райе, температури фотосфер яких дуже високі: від 60 000 до 100 000 К.
2. Спектральна класифікація зір. Зорі відрізняються великою розмаїтістю, однак серед них можна виділити окремі групи, що мають загальні властивості. При першому ознайомленні із зоряним небом видно, що зорі відрізняються за кольорами. Особливо це помітно, коли розглядати їхній спектр. Найважливіші розходження спектрів зір полягають у кількості та інтенсивності спостережуваних спектральних ліній, а також у розподілі енергії в безперервному спектрі. З урахуванням видів спектральних ліній і їхньої інтенсивності побудовано спектральну класифікацію зір, яку було затверджено у 20-х рр. XX ст.
У Гарвардській обсерваторії (США) було розроблено класифікацію спектрів зір, у якій послідовність спектральних класів позначається великими літерами латинського алфавіту. Розходження всередині кожного класу додатково підрозділяють на 10 підкласів - від 0 до 9. Наприклад, Сонце належить до спектрального класу G2.
Ця послідовність спектральних класів відображає зменшення температури атмосфер (фотосфер) зір від класу О до класу L. Спектральна послідовність одночасно є й колірною: зорі класу О мають блакитний колір, класу В - блакитно-білий, А - білий тощо (мал. 5.3).
Мал. 5.3. Спектральна класифікація зір
Хімічний склад атмосфер більшості зір майже однаковий. Зовнішні шари зір складаються з воднево-гелієвої суміші з дуже малою добавкою більш важких елементів. Наприклад, аналогічно до Сонця інші зорі містять у своїх атмосферах 73 % водню, 25 % гелію та 2 % усіх інших елементів.
Розходження у спектрах зір визначаються, головним чином, розходженнями температури. У фотосферах холодних зір можуть існувати найпростіші молекули. Тому характерними деталями спектрів зір класів М і L є широкі смуги поглинання молекул, наприклад CrH. За більш високих температур молекулярні сполуки розпадаються. У таких спектрах пропадають спектральні смуги молекулярних сполук, проте з’являються лінії, що відповідають нейтральним металам. Таким чином, спектральна класифікація зір - це температурна класифікація зоряних спектрів, що ґрунтується на оцінках відносної інтенсивності й вигляду спектральних ліній. У наш час спектральною класифікацією охоплено понад 500 тис. зір.
3. Розміри зір. Лінійний радіус R зорі можна визначити, якщо відомо її кутовий радіус р" і відстань до зорі r або річний паралакс π" за формулою
Лінійні радіуси зір прийнято виражати в радіусах Сонця. У радіусах Сонця 1 а. о. = 149,6 • 106 км : (0,696 • 106) км = 215.
Використовуючи це співвідношення, одержимо формулу для визначення лінійних радіусів зір у радіусах Сонця в такому вигляді:
Зорі так віддалені від нас, що їхні кутові розміри менші від межі роздільної здатності найбільших телескопів. Для яскравих близьких зір кутовий радіус визначають за інтерференційною картиною, яка виходить у результаті перекриття зображень зорі, за допомогою двох далеко розміщених телескопів. Наприклад, за допомогою оптичного інтерферометра, що складається з двох сферичних дзеркал діаметром 6,6 м кожне, розміщених на максимальній відстані 180 м одне від одного, вдалося виміряти кутовий діаметр ε Оріона. Він виявився рівним 0,00072", а якщо річний паралакс зорі дорівнює
Радіуси зір можуть бути обчислені за їхньою потужністю випромінювання (світністю) і температурою. Запишемо значення повної потужності випромінювання для якої-небудь зорі та для Сонця: L = 4pR2σT4, Lʘ = 4πR2ʘσT4ʘ, де L і Lʘ, R і Rʘ, T і Tʘ - відповідно світності, лінійні радіуси та абсолютні температури зорі й Сонця.
Приймаючи Lʘ = 1 й Rʘ = 1, одержимо: L = R2T4 /T4ʘ, або остаточно в лінійних радіусах Сонця: R =√LT2ʘ /Т2.
Розміри зір дуже відрізняються: від діаметрів, порівнянних з діаметром орбіти Юпітера (червоні надгіганти), до розмірів планет Сонячної системи (білі карлики) або навіть до кількох кілометрів у нейтронних зір (мал. 5.4).
Мал. 5.4. Розміри деяких зір порівнянних з розмірами Землі (ліворуч) і Сонця (праворуч)
ЧИ ЗНАЄТЕ ВИ, ЩО...
Сесілія Гелена Пейн-Гапошкіна
У книжці «Зоряні атмосфери» американка-астроном Сесілія Гелена Пейн-Гапошкіна (1900-1979) уперше розглянула фізичні умови в атмосферах далеких зір шляхом зіставлення спостережуваних інтенсивностей ліній в спектрах зір різних спектральних класів з інтенсивностями, розрахованими для різних температур на основі теорії іонізації і збудження атомів. Вона побудувала першу шкалу температур. Визначила хімічний склад зоряних атмосфер. Встановила, що відносний вміст елементів у більшості зір однаковий і не відрізняється від спостережуваного на Сонці.
ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО
- 1. Як можна визначити температуру зорі, використовуючи закони Стефана-Больцмана та Віна?
- 2. За яким принципом здійснюється спектральна класифікація зір?
- 3. До яких класів належить основна кількість зір? До якого класу і підкласу спектральної класифікації зір належить наше Сонце?
- 4. З яких хімічних елементів в основному складаються зорі?
- 5. Від чого залежать кольори зір?
- 6. У чому головна причина розходження спектрів зір?
- 7. Які розміри можуть мати зорі порівняно із Сонцем?
Сонячна активність (плями, протуберанці,
спалахи)
Активна область на Сонці - (АО) - це сукупність
змінних структурних утворень в деякій обмеженій області сонячної атмосфери,
повʼязана з посиленням у ній магнітного поля від значень 10-20 до декількох
(4-5) тисяч ерстед. У видимому світлі найбільш помітним структурним утворенням
активної області є темні, різко окреслені сонячні плями, що часто утворюють
цілі групи. Зазвичай серед безлічі більш-менш дрібних плям виділяються дві
великі, що утворюють біполярну групу плям з протилежною полярністю магнітного поля
в них. Окремі плями і вся група зазвичай оточені яскравими ажурними, схожими на
сітку структурами - факелами. Тут магнітні поля досягають значень в десятки
ерстед. Протяжності активної області досягають декількох сотень тисяч
кілометрів, а час життя - від декількох днів до декількох місяців. Як правило,
їх можна спостерігати практично в усіх діапазонах електромагнітного сонячного
спектра від рентгенівських, ультрафіолетових і видимих променів до
інфрачервоних і радіо хвиль. На краю сонячного диска, коли активну область
видно збоку, над нею, у сонячній короні в емісійних лініях часто
спостерігаються протуберанці - величезні плазмові «хмари» химерних форм. Час
від часу в активній області відбуваються раптові вибухи плазми - сонячні
спалахи. Вони породжують потужне іонізуюче випромінювання (в основному,
рентгенівське) і проникаюче випромінювання (енергійні елементарні частинки,
електрони і протони). Високошвидкісні корпускулярні плазмові потоки змінюють
структуру сонячної корони. Коли Земля потрапляє в такий потік, деформується її
магнітосфера і виникає магнітна буря. Іонізуюче випромінювання сильно впливає
на умови у верхніх шарах атмосфери і створює збурення в іоносфері.
На сонячній поверхні спостерігаються деякі явища,
що в сукупності своїй характеризують міру сонячної активності. До них належать
уже розглянуті нами сонячні плями, факели, протуберанці, спалахи. Місця, де їх
спостерігають, називають активними зонами. Головним проявом
сонячної активності є плями.
Статистичний аналіз їх кількості від року до року дає змогу скласти певні
уявлення щодо існування окремих циклів сонячної активності. За міру
плямотворної діяльності Сонця
прийнято число Вольфа W=10g+f (1), де g - кількість груп плям,
f=∑fi - загальна кількість усіх плям, які є в цей момент на
диску Сонця, fi - кількість їх у конкретній і-й групі, якщо на
Сонці немає жодної плями, то W=0; коли одна, то W=11. Такі обчислення проводять
на кожний день, після чого, усереднюють, знаходять середньомісячне, середнє за
рік число Вольфа. Показано, що кількість плям на Сонці змінюється середньому
з періодом 11,1 роки, проте проміжок між двома максимумами коливається в межах
від 7,5 років до 16. Тому передбачати настання конкретного максимуму
нелегко. Для зручності при характеристиках того, чи іншого циклу введено
їхню умовну нумерацію.
Циклічність сонячної активності;
Першим названо той цикл, який розпочався в 1755 р. У 1985
р. закінчився 21-й і розпочався 22-й цикл. У кожному 11-річному циклі
головні плями у всіх груп мають магнітне поле однієї полярності, а наступні за
ними – протилежної. Через 11 років картина розподілу полярності магнітного поля
змінюється на протилежну. Тому часто говорять про 22 - річний цикл
Хейла. Зіставлення числа Вольфа у різних максимумах сонячної
активності вказує на існування вікового циклу – певної повторюваності найбільших максимумів
через 100 років. Підозрюють, що є і тисячолітній цикл сонячної
активності з періодом близько 1800 років. Багато процесів, що відбуваються на
Землі, виявляють тісний зв’язок з періодичною діяльністю Сонця. До таких явищ належать:
земний магнетизм, полярні сяйва та втрата радіозв’язку на коротких і середніх
хвилях.
Вплив сонячної активності на Землю.
Спостереження
показали, що через 1-2 доби після проходження великих плям або їхніх груп через
центральний меридіан Сонця виникають особливо сильні неправильні коливання
величини магнітного поля Землі — магнітні бурі. Це вказує на те, що
магнітні збурення викликає не світлова радіація, а корпускулярна, тобто потоки
заряджених частинок, що йдуть з активних областей Сонця. Ще в минулому
столітті виявлено, що багато магнітних бур супроводжується Полярними
сяйвами. Стан магнітного поля Землі тісно пов’язаний з частотою появи і
яскравістю Полярних сяйв. У спектрі Полярних сяйв виявлено світлі лінії і
смуги, які належать атомарному кисню, молекулярному азоту, натрію. Все це
свідчить, що молекули і атоми газів атмосфери перебувають у стані сильного
збудження (причиною є корпускулярні потоки від Сонця). Електрично
заряджені частинки, проходячи відстань від Сонця до Землі, захоплюються
магнітним полем. Оскільки магнітні силові лінії сходяться біля магнітних
полюсів Землі (які віддалені від географічних). Тому ми спостерігаємо в
полярних областях Земної кулі явище – Полярне сяйво.
Безпосередньо під час спалахів відбувається порушення
радіозв’язку, особливо на довжинах від 15 до 60 м. Вони зумовлені різким
зростанням іонізації в іоносфері Землі під дією підвищеного випромінювання
Сонця в ультрафіолетовому та рентгенівському діапазоні.
Встановлено, що чим більше число Вольфа, тим
меншою є середня концентрація соляної кислоти у шлунку. У максимумі активності
здатність крові розчиняти тромби, сторонні частинки і мікроби приблизно на 30 %
менше, ніж у мінімумі. Тому й знижується бар’єр, яким організм
захищає себе від хвороботворних мікробів.
Влітаючи в земну атмосферу, як рентгенівське (через
8,5 хв), так і корпускулярне (через 2 доби)
випромінювання спричиняють у ній появу додаткових електричних зарядів і тим
самим — збурення магнітного поля Землі, яке передається на людський
організм. Настає спазм кровоносних судин, підвищується тиск, а звідси інфаркти
та інсульти.
З метою вивчення процесів, що відбуваються на Сонці, створено всесвітню службу
Сонця.
Тест з теми
"Сонце та його активність"
Назвіть прояви
сонячної активності *
Виберіть кілька
варіантів відповідь
o факели
o полум'я
o протуберанці
o калюжі
o плями
o спалахи
Сонце називають жовтою зорею, у той час як для більшості
людей воно має білий колір. Як пояснити цю суперечність? *
Дайте поширену відповідь
Сонце випромінює
електромагнітні хвилі різної довжини, які нашим оком сприймаються як біле
світло. Насправді, біле світло складається з цілого спектра електромагнітних
хвиль від червоного кольору до фіолетового, але Сонце випромінює найбільше
енергії у жовто-зеленій частині спектра, тому астрономи називають Сонце жовтою
зорею. Температура на поверхні Сонця становить 5780 К.
Сонячні плями проявляються у *
Виберіть одну правильну відповідь
o яскравих кольорах
o темні кольори
o контрасних утвореннях
o променистій рівновазі
Головним проявом сонячної активності є: *
Виберіть одну правильну відповідь
o протуберанці
o плями
o факели
o спалахи
Що знижує температуру всередині сонячних плям? *
Виберіть кілька варіантів відповідей
o Вітер
o Гравітаційне стиснення
o Магнітне поле
o Потік енергії
Укажіть наявність хімічних елементів у складі Сонця *
Укажіть за величиною
|
|
Мало |
Присутні |
Багато |
|
Гідроген |
|
|
|
|
Гелій |
|
|
|
|
Літій |
|
|
|
|
Залізо |
|
|
|
|
Уран |
|
|
|
Циклічність
сонячної активності проявляється: *
Виберіть одну
відповідь
o Раз на рік
o Числом Вольфа
o Правилом Галілея
o Законами Кеплера
Що таке
протуберанець? *
Виберіть кілька
варіантів
o Викид сонячної речовини
o Магнітні лінії
o Холодні хмари газу
o Світлі виступи в атмосфери
Раптове виділення
енергії, накопиченої у магнітному полі *
Виберіть один
варіант відповіді
o Факел
o Пляма
o Спалах
o Протуберанець
Полярні сяйва -
це: *
Укажіть правильну
відповідь
o Потік високоенергійних частинок
o Потік високоенергійних частинок в атмосфері
Землі
o Повернення атомів
повітря до нейтрального стану після бомбардування рентгенівськими квантами
o Коливання сонячних променів у атмосфері
Магнітна буря *
Дайте правильну
відповідь
Це збурення
магнітного поля Землі під впливом спалаху на Сонці. У цей час виникають
неполадки в радіозв'язку та електронних приладах, погіршується самопочуття
людей
Наведіть приклад
впливу Сонця на клімат Землі *
Записати приклад
У 1961 році і 1969
році замерзав пролив Босфор, у 1709 році покрилось льодом Адріатичне море, а у
областях помірного клімату сніговий покрив лежав майже весь рік. Цей період
вчені назвали Малим Льодовиковим періодом. Між 1100 і 1150 роками
випромінювання Сонця було таким потужним, що острів Гренландія втратив свій
сніговий покрив.
Наведіть приклад
впливу сонячної активності на біосферу *
Записати приклад
У роки максимумів сонячної активності приріст дерев
більший, ніж у роки мінімумів. Тісно пов’язані
з 11-річним циклом періоди підвищеного розмноження каракуртів, бліх,
пустельної саранчі. У роки сонячної активності виникали пандемії грипу, холери,
дизентерії, дифтерії тощо.
Сонце — одна з мільярдів зір нашої Галактики, центральне світило в Сонячній системі, вік якого близько 5 млрд років.
Світність Сонця
Світність Сонця (Ls) визначає потужність його випромінювання, тобто кількість енергії, що випромінює поверхня Сонця у всіх напрямках за одиницю часу.
де R =1, 5·1011 м — відстань від Землі до Сонця; q — Сонячна стала, енергія, яку отримує 1 м2 поверхні Землі за 1 с, якщо сонячні промені падають перпендикулярно до поверхні.
Ядро — центральні області Сонця, де протікають термоядерні реакції.
Зона радіації — зона, де енергія переноситься шляхом перевипромінювання окремих квантів.
Конвективна зона — зона, де здійснюється передача енергії шляхом перемішування — більш гарячі комірки спливають угору, а холодні опускаються донизу.
Атмосфера Сонця | ||
Фотосфера | Хромосфера | Сонячна корона |
Фотосфера (від грец. sphera photos — куля світла) — найглибший шар атмосфери завтовшки 200–300 км, котрий сприймається нами як поверхня Сонця з температурою 5780 К.
Хромосфера (від грец. chromos sphera — кольорова сфера), шар атмосфери завтовшки 10–15 тис. км, де атомами різних речовин утворюються темні лінії поглинання у спектрі Сонця з температурами до 100000 К.
Сонячна корона — зовнішній шар атмосфери Сонця з температурою мільйони градусів Кельвіна.
- 1. Коли відбувся перший політ людини у відкритий космос?
- 2. Який внесок зробили українські вчені у розвиток космонавтики?
- 3. Скільки мінімально має тривати політ на Марс?
- 4. Коли і як утворилася Сонячна система згідно з загальноприйнятою теорією?
- 5. Скористайтеся додатковими джерелами інформації. Знайдіть відомості про гіпотезу формування Сонячної системи В. Фесенкова і підготуйте стислу доповідь.
За
своїми характеристиками великі планети Сонячної системи поділяються на дві
групи: планети земної групи – Меркурій, Венера, Земля та Марс, планети-гіганти
– Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун. Відмінності між планетами обох груп
обумовлені їхніми масами, хімічним складом та віддаленістю від Сонця. Планети
земної групи мають тверду
поверхню та значну густину, тому що складаються переважно з важких хімічних
елементів. Планети-гіганти
утворилися здебільшого з Гідрогену та Гелію, тому їхня середня густина
невелика, а між атмосферою і поверхнею немає чіткої межі. Отже, сьогодні на уроці ми розглянемо
першу групу планет, а саме планети земної групи.
Планета Меркурій. Меркурій – найближча
до Сонця планета, за розмірами небагато більша від Місяця, а середня
густина майже така, як у Землі.
Параметри Меркурія
1. Зоряна величина (максимальна) –2,2
2. Середня відстань до Сонця 57,9 млн км = 0,387 а.
о.
3. Період обертання навколо Сонця 88 земних діб
4. Період обертання навколо осі 58,6 земних діб
5. Діаметр по екватору 4880 км
6. Маса (Земля = 1) 0,055
7. Середня густина 5,4·103 кг/м3
8. Температура поверхні від –170°С до +430°С
9. Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1) 0,38
Через відсутність атмосфери і близькість до
Сонця фізичні умови на поверхні Меркурія дуже суворі. Для нього властиві різкі
перепади температури впродовж доби. В полудень на екваторі максимальна
температура сягає 700 К, вночі вона знижується до 100 К і нижче.
На
Меркурії майже відсутня атмосфера, його розріджена газова оболонка в основному складається з гелію,
а також водню (він представлений у набагато меншій кількості), є незначна
кількість аргону, неону, ксенону. Наявність у Меркурія магнітного поля
(напруженість якого становить близько 1% від напруженості магнітного поля Землі
біля його поверхні) і велика густина дозволили припустити, що Меркурій має
велике металеве ядро, розміри якого становлять приблизно 2/3 діаметра планети,
в якому зосереджено 80% усієї маси планети.
Планета Венера. Венера – найгарячіша планета
Сонячної системи. У неї, як і у Меркурія, немає природних супутників. Планета привертає увагу людей тим, що
на нашому небі її яскравість у десятки разів перевищує блиск зір першої зоряної
величини. За яскравістю Венера посідає третє місце в Сонячній системі
після Сонця й Місяця. Українська народна назва цієї планети — Вечірня, або
Вранішня, зоря, адже вона першою з’являється на вечірньому небосхилі й
останньою гасне на світанку. Древні римляни дали цій планеті ім’я
богині кохання і краси. Венера
має найгустішу атмосферу серед планет земної групи, найповільніше обертання і
найменший ексцентриситет орбіти.
Венера
- друга в Сонячній системі й найближча до Землі планета.
Параметри Венери
1. Зоряна величина (максимальна) –4,7
2. Середня відстань до Сонця 108,2 млн км 0,723 а. о.
3. Період обертання навколо Сонця 224,7 земних діб
4. Період обертання навколо осі (зворотне обертання) 243 земні доби
5. Діаметр по екватору 12104 км
6. Маса (Земля = 1) 0,815
7. Середня густина 5,2·103 кг/м3
8. Температура поверхні 480 °С
9. Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1) 0,9
Венера
дуже повільно обертається навколо осі у зворотному напрямку з періодом 243
земних доби.
Атмосфера і
клімат. У 1761
р. під час проходження Венери по диску Сонця М. Ломоносов відкрив існування
атмосфери на цій планеті. Венера має дуже щільну атмосферу (тиск біля її
поверхні складає 90 атм.) і потужний хмаровий шар. Головна складова атмосфери – вуглекислий
газ (97%), азот та інертні гази складають приблизно 2%, кисень – близько 0,1%,
а водяна пара – 0,002%. Окрім того, до складу атмосфери входить багато
інших газів, не типових для земного повітря: чадний газ, метан, аміак, двоокис
сірки, соляна та пластикова кислоти, ацетилен. Наявність в атмосфері Венери великої кількості
Рельєф поверхні
Венери.
Рельєф Венери складаються велетенські кратери згаслих вулканів діаметром до 50
км, просторі низовини і плато, високі гірські масиви. В наш час вулкани не
проявляють великої активності, кора Венери не розколота на окремі плити, як
земна кора, тому потоки лави майже не досягають поверхні. Власне магнітне поле Венери не
виявлено.
Планета Марс. Марс — четверта за
відліком планета Сонячної системи. Вона
являє собою величезну пустелю, більша частина якої вкрита червонуватим піском. За
розмірами Марс майже удвічі, а за масою - в дев'ять разів менший від Землі,
сила тяжіння на Марсі становить 0,39 земної.
Параметри Марса
1. Зоряна величина (максимальна) –2,0
2. Середня відстань до Сонця 228,0 млн км = 1,524 а. о.
3. Період обертання навколо Сонця 1,88 земного року
4. Період обертання навколо осі 24,62 год
5. Діаметр по екватору 6794 км
6. Маса (Земля = 1) 0,107
7. Середня густина 3,9·103 кг/м3
8. Температура поверхні від –130 °С до +15°С
9. Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1) 0,38
Атмосфера і
клімат.
Атмосфера на Марсі дуже розріджена, її тиск біля поверхні становить приблизно
0,006 земного тиску. За складом нагадує
атмосферу Венери: 95% вуглекислого газу, 4% азоту і аргону, кисню і водяної
пари – менше 1%. Швидкість вітру, як правило, невелика, під час пилових бур
досягає 40-50 м/с. Пилові бурі тривають декілька місяців і повністю закривають поверхню.
Через невелику силу тяжіння пил осідає дуже довго навіть після закінчення
пилової бурі.
Середня
температура на Марсі близько -40
Рельєф Марса. 2/3 поверхні
Марса займає оранжево-червона пустеля, червонуватий колір якої обумовлений
великою кількістю гідратів оксидів заліза у ґрунті. 1/3 поверхні – темної ділянки –
називаються морями. Існує припущення, що в минулому на Марсі клімат був
значно теплішим, і на планеті існували моря і ріки.
Рельєф
Марса сформувався в результаті активного виверження вулканів, які припинились
близько мільярда років тому, падіння
метеоритів, сильного вітру і потоків води, що залишили слід у вигляді каналів.
Поверхня вкрита багато чисельними кратерами, пагорбами і проваллями. Ряд
кратерів на Марсі назвали на честь українських астрономів: Барабашова,
Герасимовича, Сімейкіна, Фесенкова. Виділяються два великих вулканічних регіони
– Елізіум
висотою 5 км і Фарсида (10 км). У
регіоні Фарсида знаходиться найбільший у Сонячній системі вулкан Олімп
(діаметром 550 км, висота 27 км) і бере початок рифтова долина Маринер довжиною
4 км і шириною 200 км.
Супутники Марса. Марс має два природні супутники — Фобос і
Деймос, які із Землі можна побачити лише в телескопи. Зображення обох супутників
були зафіксовані космічними станціями. Вони виявилися безформними брилами
розмірами 27×21×29 км (Фобос) та 15×12×8 км (Деймос) і нагадують астероїди.
Поверхня супутників вкрита кратерами діаметром від 50 м до 10 км, які свідчать
про метеоритні удари, адже в надрах малих тіл вулканічна діяльність є
неможливою.
ДОМАШНЄ
ЗАВДАННЯ
Ознайомитись
з даним матеріалом ; підготувати повідомлення
на тему: «Історія відкриття та дослідження супутників Марса»; заповнити
таблицю.
|
|
Меркурій |
Венера |
Марс |
|
Діаметр |
|
|
|
|
Маса |
|
|
|
|
Густина |
|
|
|
|
Період обертання навколо осі (зоряна доба) |
|
|
|
|
Період обертання навколо Сонця (зоряний рік) |
|
|
|
|
Нахил орбіти |
|
|
|
|
Кількість супутників |
|
|
|
Існують і поодинокі, і подвійні, і кратні зорі, змінні зорі різних типів, нові й наднові, надгіганти і карлики, зорі найрізноманітніших розмірів, світностей, температур і густин. Чи не створюють вони хаос фізичних характеристик? Виявляється, ні
 |
 |
Ще на початку цивілізації люди, спостерігаючи за небесними світилами та їхніми рухами, намагалися пояснити побачене. Найдавніші, найпримітивніші уявлення про світобудову полягають в тому, що Землю вважали плоскою, розташованою на трьох китах чи слонах. Із часом були створені інші моделі, у яких обов'язково Землі відводилось центральне місце. Вони теж виявились неправильними. Лише у XV ст. Миколай Коперник запропонував таку модель світу, якою користуються дотепер.
Системою світу називають уявлення про розташування в просторі і рух Землі, Сонця, Місяця, планет, зір та інших небесних тіл.
Автором першої системи світу був Арістотель (384-322 pp. до н.е.) - один із найвидатніших та найавторитетніших учених Стародавньої Греції. Він був наставником та другом Олександра Македонського, брав участь у військових походах. Подорожуючи, учений проводив наукові спостереження. Арістотель довів, що Земля кулеподібна (за формою тіні на диску Місяця під час затемнення). Система світу Арістотеля називається геоцентричною (від грецького «геос» — земля). Навколо Землі, яку вчений вважав центром Всесвіту, обертаються прозорі тверді сфери, до яких прикріплені Місяць, Меркурій, Венера, Сонце, Марс, Юпітер та Сатурн. На восьмій сфері розташовані всі зорі, а на дев'ятій, на думку Арістотеля, — «двигун», який обертає всі сфери.
Через півтисячоліття інший грецький учений Клавдій Птоломей (бл. 90-160 pp. н.е.) у праці «Альмагест» (арабізована назва «Велика будова») описав систему світу, яка теж є геоцентричною. У центрі Всесвіту розміщена нерухома Земля. Навколо неї рухаються по колах — деферентах — Місяць і Сонце. Планети Меркурій, Венера, Марс, Юпітер і Сатурн рівномірно рухаються по малих колах — епіциклах, центри яких обертаються навколо Землі по відповідних деферентах (див. рис. 1).
Підбором радіусів орбіт та шляхом складних геометричних побудов ученому вдалося створити систему світу, яка пояснювала складний видимий петлеподібний рух планет на небосхилі та дозволяла передбачати сонячні і місячні затемнення. Геоцентрична система світу проіснувала 1300 років.
Результатом тридцятилітньої наукової роботи видатного польського " астронома Миколая Коперника (1473-1543) стали шість книг зі спільною назвою «Про обертання небесних сфер» (1543 рік). У цій праці були викладені основи геліоцентричної системи світу (від грецького геліос — сонце). Учений вважав, що Земля обертається навколо своєї осі і разом з іншими планетами — навколо Сонця, причому періоди обертання та радіуси планет різні (див. рис. 2). Коперник спростував уявлення про Землю, як особливе центральне тіло Всесвіту і вважав її рядовою планетою, що рухається навколо Сонця. Своїм ученням Коперник насмілився заперечити геоцентричну систему світу, яку визнавала церква. Тривалий час, аж до 1836 року, католицька церква забороняла читання праць великого вченого. Зараз геліоцентричну систему світу використовують для опису Сонячної системи — мізерної частини Галактики. Будову ж Всесвіту в цілому вивчає космологія, у якій і створені повніші та загальніші моделі світу.
До складу Сонячної системи входять Сонце, дев'ять великих планет (Меркурій, Венера, Земля, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон), 58 супутників планет, понад сто тисяч малих планет (астероїдів), понад сто мільярдів комет, та безліч метеорних тіл (діаметром до 100 м). Усі вони об'єднанні гравітаційною взаємодією (див. рис. 2).
Найвіддаленіша з планет — Плутон — перебуває на відстані 6 млрд км.від Сонця. Є малі тіла, що належать до Сонячної системи, але віддалені ще більше. Незважаючи на такі величезні відстані між об'єктами нашої планетної системи, вона доволі компактна, адже найближча зоря Проксима Кентавра віддалена від Сонця у 7000 разів далі, ніж Плутон.
Меркурій та Венера розташовані ближче до Сонця, ніж Земля. Ці дві планети називають внутрішніми, або нижніми (відносно Землі). Відповідно Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон називають зовнішніми, або верхніми планетами, бо їхні орбіти розміщені зовні земної.
Характерні взаємні розміщення планет, Землі і Сонця називають конфігураціями. Розглянемо конфігурації внутрішніх та зовнішніх планет, вважаючи, що вони обертаються навколо Сонця в одній площині.
Внутрішня планета може опинитися на одній прямій із Сонцем та Землею, перебуваючи або між ними, або за Сонцем. Такі конфігурації називаються відповідно нижнім та верхнім сполученнями (див. рис. 3). У нижньому сполученні планета найближча до Землі, а у верхньому — перебуває на максимальній віддалі. За умови такого розташування планети її із Землі не видно, бо у випадку нижнього сполучення планета повернута до Землі нічною (неосвітленою Сонцем) півкулею, а у верхньому сполучені вона губиться в сонячному світлі, хоча і повернута до Землі освітленою півкулею. Кутова відстань планети від Сонця називається елонгацією (від латинського елонго — віддаляюся). Елонгацію позначають буквою ці. Розрізняють східну та західну елонгації. Для внутрішніх планет існує найбільший кут (максимальна елонгація, або найбільше віддалення), на який вони віддаляються від Сонця при спостереженні із Землі (див. рис. 3). Для Меркурія ψмах=28°, а для Венерни - ψмах = 48°.
Отже, конфігураціями внутрішніх планет є верхнє та нижнє сполучення, східна та західна елонгації.
Розглянемо конфігурації зовнішніх планет. Якщо планета розташована на одній прямій із Сонцем та Землею, то вона може опинитись або за Сонцем (відносно Землі), або проти Сонця. Тоді планета відповідно у сполученні або протистоянні (див. рис. 4). У сполученні планету із Землі не видно, бо її закриває Сонце. Протистояння — оптимальна конфігурація для спостереження зовнішніх планет. За такого розміщення відстань між Землею і планетою мінімальна, планета повернута до Землі освітленою півкулею і видно планету на небосхилі цілу ніч.
Квадратура — це така конфігурація, за якої кут між напрямами на планету і на Сонце прямий. Є західна і східна квадратури (див. рис. 4).
Отже, конфігураціями зовнішніх планет є сполучення, протистояння, західна та східна квадратури.
Моменти конфігурацій планет і умови їх видимості на кожен рік друкують в астрономічних календарях.
Рух планет Сонячної системи не є безладним та невпорядкованим. Вони обертаються навколо Сонця згідно із законами, які на початку XVII століття відкрив видатний німецький учений Й. Кеплер (1571-1630).
Щоб зрозуміти суть першого закону Кеплера, зробимо короткий екскурс у геометрію.
Еліпсом називається плоска замкнена крива, що складається з точок, сума відстаней від яких до двох даних точок F1 та F2 є величиною сталою (див. рис. 5). Точки F1 та F2 називаються фокусами еліпса. Середина відрізка F1F2 точка О — центр еліпса. Відрізок АР=2а — називається великою віссю, а відрізки AO та ОР — великими півосями еліпса (AO =ОР = а).
Якщо М та N — довільні точки еліпса, то за означенням:
MF1 + MF2 = NF1 + NF2 = AF1 + AF2 = 2a.
Відрізок, що з'єднує довільну точку еліпса з одним з його фокусів (наприклад,
MF1), називається радіус-вектором цієї точки. Відношення 
ексцентриситетом еліпса і характеризує його витягнутість. Що більше витягнутий еліпс, то більший його ексцентриситет, проте у будь-якому випадку 0<е< 1.
Якщо e = 0, тобто OF1 - 0 (фокуси еліпса збігаються з його центром), то еліпс перетворюється в коло.
Еліпс має чимало цікавих властивостей, однією з яких є оптична: світлові промені, які виходять з одного фокуса, після дзеркального відбивання від еліпса проходять через інший фокус.
Перший закон Кеплера. Орбіти планет є еліпсами зі спільним фокусом, у якому міститься Сонце.
Рухаючись навколо Сонця S (див. рис. 6), планета М періодично віддаляється та наближається до нього, тобто відстань між ними постійно змінюється. Афелієм називається найдальша від Сонця точка траєкторії планети (точка А), а перигелієм — найближча (точка Р).
Середньою відстанню від Сонця до планети вважають середнє арифметичне її афелійної та перигелійної відстаней. Ця відстань дорівнює
великій півосі орбіти планети: 
Велика піввісь земної орбіти 
У перигелії (3 січня) відстань між Землею і Сонцем на 2,5 млн км менша, а в афелії (3 липня) — на стільки ж більша за астрономічну одиницю.
Ексцентриситети орбіт планет Сонячної системи малі, тобто траєкторії дуже близькі до колових. Найбільш вигнутими є орбіти Плутона (е = 0,247) та Меркурія (е = 0,207). Ексцентриситет земної орбіти 
Другий закон Кеплера. Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівні площі.
Другий закон Кеплера формулюють іноді так: секторна швидкість планети — величина стала. Це означає: якщо за однакові проміжки часу планета проходить дуги К1К2 та Т1Т2, то площі секторів SK1K2 та ST1T2 рівні (див. рис. 7).
Згідно із другим законом Кеплера, лінійна швидкість планети неоднакова у різних точках орбіти. Швидкість планети відносно Сонця поблизу перигелія найбільша, а поблизу афелія — найменша. Наприклад, Марс поблизу перигелія рухається зі швидкістю 26,5 км/с, а біля афелія сповільнюється до 22 км/с.
Комети, як і планети, рухаються навколо Сонця за тими ж законами, проте їхні орбіти дуже витягнуті (ексцентриситети орбіт великі). Тому поблизу Сонця (в перигелії) швидкість деяких комет досягає значення 500 км/с, а в афелії вони рухаються дуже повільно.
Третій закон Кеплера. Квадрати зоряних (сидеричних) періодів обертання планет відносяться як куби великих півосей орбіт.
Якщо Т1 та Т2 — сидеричні періоди обертання планет, а а1 та а2 — середні відстані від планет до Сонця (великі півосі їхніх орбіт), то третій закон можна записати так:
Записавши третій закон Кеплера для Землі та іншої планети, маємо:
Тобто квадрат сидеричного періоду планети, вираженого в земних (сидеричних) роках, дорівнює кубу великої півосі її орбіти, вираженої в астрономічних одиницях.
Відкриття третього закону Кеплера дозволило обчислити відстані від Сонця до планет, періоди обертання яких вже були відомі.
Поряд із розглянутим способом визначення відстаней у Сонячній системі існують й інші. Найвідомішим є тригонометричний метод, який дозволяє знаходити відстані до недоступних предметів, використовуючи явище паралактичного зміщення.
Паралактичним зміщенням називається зміна напрямку на об'єкт при переміщенні спостерігача.
Нехай спочатку предмет 5 розглядають із точки А1 (див. рис. 8). Після переміщення спостерігача у точку А2 йому, щоб бачити предмет, необхідно змінити напрям зору на певний кут. Очевидно, що з віддаленням предмета 5, цей кут зменшуватиметься. Тому щоб помітити паралактичне зміщення далеких предметів, необхідно, щоб базис A1A2 (відстань між точками спостереження) був значним.
Зокрема при спостереженнях об'єктів Сонячної системи базисом є радіус Землі, а при спостереженні зір та галактик — велика піввісь земної орбіти.
Горизонтальним паралаксом (від грецького parallaxis — відхилення, зміщення) називається кут р, під яким зі світила видно радіус Землі, перпендикулярний до напрямку зору.
Використовуючи обертання Землі навколо своєї осі (див. рис. 9), спочатку спостерігаємо світило S на горизонті з точки А1, а через деякий час — у зеніті — із точки А2. Зрозуміло, що напрям на світило при цьому змінюється на кут α, який дорівнює горизонтальному паралаксу світила: α = р.
Відстань до світила SO можна визначити з 
Відстані між об'єктами Сонячної системи значні, і хоча базисом спостережень є радіус Землі, паралакси планет, супутників та Сонця дуже малі. Наприклад, паралакс Сонця р = 8,8', а паралакс Місяця р = 57'. Для малих кутів (у радіанах) справедливе співвідношення sin р ≈ р.
Тоді відстань до світила:
Задача. Визначити відстань від Землі до Урану, якщо його горизонтальний паралакс дорівнює 2,21 ·10-6 радіан.
.
Дано: Розв’язання
p = 2,21·10-6 Відповідь. 18,5 а.о.
D – ?
Астроно́мія — одна з найдавніших наук, що включає спостереження і пояснення подій, які відбуваються за межами Землі та її атмосфери. Вона вивчає походження, розвиток, властивості об'єктів, що спостерігаються на небі (і перебувають поза межами Землі), а також процеси, пов'язані з ними.
Астрономи досліджують зірки, планети і їх супутники, комети і метеоритні тіла, туманності, зоряні системи і речовину, що заповнює простір між зірками і планетами, в якому б стані вона не знаходилась[1].
Дані про будову і розвиток небесних тіл, про їх положення і рух в просторі дозволяють отримати уявлення про будову Всесвіту в цілому
Потік часу може вимірюватися яким-небудь природним явищем, що періодично повторюється. Цей процес повинен бути рівномірним, щоб одиниці часу, які встановлюються з цих спостережень, могли зберігатися довго, інакше ними не можна буде користуватися. Все наше життя зв’язане з періодичними астрономічними явищами природи – з чергуванням дня і ночі, пір року, тобто з обертанням Землі навколо осі та її обертанням навколо Сонця. Тому з астрономічних спостережень встановлено дві основні одиниці вимірювання часу – доба і рік.
В межах доби потік часу фіксується штучними механізмами – годинниками, покази і хід яких контролюється в своїй основі по астрономічним явищам. Розроблено кілька систем обрахунку часу, кожна з яких має своє застосування. Слід мати на увазі, що в астрономії часто замість терміну “система обрахунку часу” використовують термін “час”. Але потрібно пам’ятати, що в природі час єдиний і об’єктивний, а різні його назви лише означають його вимірювання в різних системах обрахунку часу.
Зоряний час.
Періодичне обертання небесної сфери, повторення явищ сходу і заходу світил та їхніх кульмінацій дали людям природну одиницю лічби часу – добу. Залежно від того, що взяте за орієнтир на небі, відрізняють сонячну і зорянудобу.
Зоряна доба – це проміжок часу між двома послідовними верхніми кульмінаціями точки весняного рівнодення.
Зоряний час – це час s, що минув від верхньої кульмінації точки весняного рівнодення.
Зоряну добу розділено на 24 зоряних години, у кожній годині – 60 зоряних хвилин, у кожній хвилині – 60 зоряних секунд. Оскільки повний оберт Землі відносно точки весняного рівнодення становить 3600, то маємо таке співвідношення: 1 год. = 150, 10 = 4 хв.
Через те, що Земля обертається навколо своєї осі, на різних географічних меридіанах кульмінація точки весняного рівнодення настає в різні моменти. Якщо позначити через s0 зоряний час на нульовому гринвіцькому меридіані, то для спостерігача, який перебуває на схід від Гринвіча і географічна довгота якого 
s = s0 +
Знання зоряного часу полегшує отримання відповіді на питання про те, що можна бачити в небі в кожний заданий момент часу.
Сонячний час.
Вимірювати час, користуючись зоряною добою, найпростіше, а тому дуже зручно при розв’язанні багатьох астрономічних задач. Проте повсякденний розпорядок життя людини пов’язаний з видимим положенням Сонця, його сходом, кульмінацією і заходом. Інакше кажучи, ми живемо за сонячним часом.
Проміжок часу між двома послідовними однойменними кульмінаціями центра диска Сонця на одному і тому ж географічному меридіані називається справжньою сонячною добою.
За початок справжньої сонячної доби на певному меридіані приймається момент нижньої кульмінації Сонця. Але тривалість справжньої сонячної доби не є постійною величиною.
Це пов’язано з двома причинами:
· по-перше, Земля впродовж року рухається навколо Сонця по еліптичній орбіті, тобто нерівномірно, а отже, нерівномірним виявляється і видимий річний рух Сонця серед зір;
· по-друге, Сонце рухається не вздовж небесного екватора, а по екліптиці, нахиленій до небесного екватора під значним кутом.
Через непостійність тривалості справжньої сонячної доби користуватися справжнім сонячним часом Т¤ у побуті дуже незручно. Адже неможливо безперервно регулювати всі годинники “на догоду примхливому Сонцю”. Тому було введено поняття середнього сонця.
Середнє Сонце– це фіктивна точка, яка рівномірно рухається вздовж небесного екватора, і за той же проміжок часу (рік), що і Сонце, повертається до точки весняного рівнодення. Час, який визначається за середнім сонцем і за яким ми живемо, називається середнім сонячним часом і вимірюється середньою сонячною добою.
Середня сонячна доба – це проміжок часу між двома послідовними нижніми кульмінаціями середнього сонця.
Середній сонячний час Tλ – це час, що минув від нижньої кульмінації середнього сонця.
22. Типи календарів. Небесні координати. Видимий рух Сонця. (4 питання)
Видимий рух сонця
Вивчення небесних координат допомагає вирішувати задачі вимірювання часу, визначати географічні координати земної поверхні, досліджувати нерівномірності обертання нашої планети.
Вісь Землі зберігає незмінний напрямок в просторі. Ми не відчуваємо ні руху навколо Сонця, ні руху самої Землі навколо осі. Рух навколо осі сприймається спостерігачем на "нерухомій" Землі як рух Сонця відносно зір в напрямку з заходу на схід, тобто в протилежний бік добового руху небесної сфери. Це явище називається річнимрухом Сонця.
рім добового руху з сходу на захід (зумовленого обертанням Землі навколо своєї осі) Сонце помалу переміщується на фоні зір із заходу на схід (назустріч добовому обертанню неба). А за рік здійснює по небесній сфері один оберт (360о).
Площина в якій рухається Земля навколо Сонця, співпадає з площиною видимого річного руху Сонця відносно зір, називається площиною екліптики. Перетин цієї площини з небесною сферою називаєтьсяекліптикою.
Екліптика - це велике коло, розміщене на небесній сфері, по якому відбувається видимий річний рух Сонця. Пряма, що проходить через центр небесної сфери і перпендикулярна до площини екліптики, називається віссю екліптики. Точки перетину цієї прямої з небесною сферою називаються полюсамиекліптики. Полюс, розміщений в північній півкулі, називається північним полюсом екліптики, протилежний – південним. Північний полюс екліптики розміщений між Полярною зіркою і Вегою.
Проводячи виміри зенітної віддалі або висоти Сонця опівдні (полудень), тобто в момент його верхньої кульмінації на одній і тій же широті встановлено, що схилення Сонця на протязі року змінюється в межах від 23о27’ до –23о27’, два рази на рік проходячи через нуль
ТИПИ КАЛЕНДАРІВ:
Типи календарів Місячний календар — календар, в основу якого покладені фази місячного циклу. Тривалість синодичного місяця S = 29,53059 доби. Тому відповідний йому календарний місяць може мати 29 або 30 діб. Синодичний місяць — це середній період обертання місяця відносно сонця.
Сонячний календар — календар, в основі якого лежить тривалість тропічного року — 365,24220 доби. Отже, календарний рік може мати 365 або 366 діб. Теорія повинна вказати порядок чергування простих і високосних років в якомусь певному циклі з тим, щоб середня за цикл тривалість календарного року була якомога ближчою до тривалості тропічного року.
Юліанський календар Юліанський календар — календар, запроваджений з 1 січня 45 р. до н. е. Юлієм Цезарем наприкінці 46 до н. е. Цезар узгодив тривалість року із сонячним календарем, тобто встановив її рівною 365 із чвертю дня (365.25).
Григоріанський календар Григоріанський календар — календар, запроваджений 4 жовтня 1582 року Папою Римським Григорієм XIII, і нині ухвалений у світі як міжнародний стандарт. Григоріанський календар було розроблено на заміну юліанського. Григоріанський календар
Календар Майя Календар майя — загальна назва системи календарів та таблиць, які використовувалися цивілізацією майя, однією з цивілізацій доколумбівської Месоамерики, і продовжує використовуватися деякими представниками сучасного народу майя у гірських районах Гватемали.
Місячно-сонячний календар — календар, в основі якого лежить періодичність видимих рухів Місяця та Сонця. Місячно-сонячний китайський календар.
Домашнє завдання : Написати та вивчити конспект.
Немає коментарів:
Дописати коментар