Тема №6827 ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА В АСТРОФИЗИКЕ
Поиск задачи:

Рассмотрим тему ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА В АСТРОФИЗИКЕ из предмета Астрономия и все вопросы которые связанны с ней. Из представленного текста вы познакомитесь с ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА В АСТРОФИЗИКЕ, узнаете ключевые особенности и основные понятия.

Уважаемые посетители сайта, если вы не согласны с той информацией которая представлена на данной странице или считаете ее не правильной, не стоит попросту тратить свое время на написание негативных высказываний, вы можете помочь друг другу, для этого присылайте в комментарии свое "правильное" решение и мы его скорее всего опубликуем.

ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА В АСТРОФИЗИКЕ

Свет — электромагнитные волны, находящиеся в интервале частот, которые воспринимаются глазом человека, — от 4,0*1014— 7,5*1014 Гц. Свет является переносчиком энергии и нагревает тела, вызывая тем самым химические реакции.

Как известно, у света двойственная природа (свет ведет себя как волна и как частица). Эффекты волны и эффекты кванта ни-

когда не проявляются одновременно. Существуют законы геометрической оптики.

Видимый свет является лишь малой частью всех электромагнитных излучений в космосе, где энергия может переноситься в виде радиоволн, ультрафиолетового излучения, инфракрасного излучения, гамма-лучей, а также в форме рентгеновского излучения.

Инфракрасное излучение — тепловое излучение, испускаемое всеми нагретыми телами, которое не воспринимается человеческим глазом, с длиной волны от 10-4 см до 10-1 см.

Видимые лучи излучаются и поглощаются внешними электронами атомов.

Длина волны от 7,4х10-7 м до 4х10-7 м. Диапазон очень мал, однако именно в нем человек видит все цвета и оттенки окружающего мира.

Ультрафиолетовые лучи излучаются горячими газами (или плазмой). Находятся в диапазоне от 3х10-5 м до 10-15 м.

Рентгеновские лучи — жесткое коротковолновое излучение с длиной волны 10-6 см. Энергия фотонов при рентгеновском излучении находится в промежутке от 0,1—100 кэВ. Оно появляется во внутренних слоях электронных оболочек в результате торможения электронов в металле или стекле.

Гамма-излучение — коротковолновые лучи с длиной волны 10—9 см, возникающие при ядерных реакциях и в результате торможения электронов в веществе.

Закон обратимости световых лучей: при замене направления света на противоположное то выходящий луч станет лучом падающим.

Закон прямолинейного распространения: в оптически однородных средах (среда, свойства которой не меняются от точки к точке) свет распространяется прямолинейно.

Закон независимости световых лучей: пучки света могут пересечься, при этом не изменив ни своей интенсивности, ни своего направления.

Закон отражения: луч падающий, перпендикуляр к границе раздела сред в точке падения, и луч отраженный находятся в одной плоскости.

Закон отражения: угол падения равен углу отражения.

Закон преломления: луч падающий, луч преломленный и перпендикуляр к границе раздела находятся в одной и той же плоскости.

Закон преломления: отношение синуса угла падения к синусу угла преломления является величиной постоянной, равной относительному показателю преломления.

Спектр (оптический) — электромагнитные колебания в диапазоне от инфракрасного излучения до ультрафиолетового. Оптические спектры бывают трех видов: сплошные — спектр белого света, инфракрасного излучения нагретого тела; линейчатые — спектры атомов, переходящих из возбужденного состояния и обратно; полосатые — молекулярные спектры.

Дисперсия света — зависимость абсолютного показателя преломления среды от частоты падающего света.

Интерференция — явление наложения нескольких когерентных световых волн, которые линейно поляризованы в одной плоскости, приводящее к усилению или ослаблению амплитуды колебаний.

Спектральный анализ — физический метод качественного и количественного анализа химического состава веществ, который создан на исследовании их оптических спектров. Особенностью спектрального анализа является высокая чувствительность, благодаря чему он находит большое применение в химии, астрофизике, геологической разведке и т. д.

Спектрограф — оптический прибор, предназначенный для получения и регистрации спектра излучений. Главной частью спектрографа является оптическая призма или дифракционная решетка, которая раскладывает излучение в спектр.

Дисперсия — отклонение волны от прямолинейного распространения, огибание препятствий, а также способность проникновения в область геометрической тени.

Световой год — это расстояние которое проходит свет в течении одного года в пустоте. В таком году содержится 3,156*107 секунд, или 9,5*1012 км. Скорость света в вакууме — 299 793 км/с.

Закон излучения Вина: длина волны, на которой тело излучает самое большое количество энергии, обратно пропорционально его температуре.

Телескоп — астрономический прибор, собирающий и фокусирующий световое излучение от космических объектов. Задача те-

лескопа сводится к увеличению видимого углового размера и яркости созерцаемых объектов. Первый телескоп появился в 1609 г. Создателем является Галилей.

Объектив — главная часть любого оптического телескопа, которая состоит из системы линз или зеркал, задача которых строить изображение заезд, собирая свет, идущий от них.

Хроматическая аберрация — явление, при котором линза ведет себя как призма, разлогая свет на составляющие.

Светосила — характеристика объектива, характеризующая количество света, которое собирает объектив. Светосила пропорциональна квадрату диаметра объектива, например, название 5-метровый телескоп означает, что диаметр объектива равен 5 метрам.

Окуляр — часть телескопа, представляющая собой сложную лупу, через которую можно посмотреть или сфотографировать полученное изображение.

Окуляры могут быть двух типов: окуляры Гюгейнса (отрицательные) и окуляры Рамсдена (положительные). Любые другие окуляры являются лишь усовершенствованием одного из этих двух окуляров.

Оптические телескопы — телескопы, которые строят изображение слабых и далеких звезд, собирая свет намного больше, чем способен собрать человеческий глаз. Оптические телескопы делятся на преломляющие (рефракторы) и отражающие (рефлекторы).

Рефракторы (или преломляющие телескопы) — телескопы в которых объективом является большая стеклянная линза, находящаяся в передней части зрительной трубы. Свет от звезды проходящий через объектив, преломляется так, что на фокальной плоскости трубы формируется изображение звезды или любого другого светила.

Рефрактор, объективы которых состоят из двух линз (ахроматы) или трех линз (апохроматы), способны частично устранять хроматическую аберрацию. Конструкция телескопа не допускает проникновения во внутрь пыли, влаги и рассеянного света. Телескопы-рефракторы могут иметь объективы размерами от 60 мм до 102 м.

Рефлекторы (или отражающие телескопы), телескопы, в которых объективом является сильно отполированное стеклянное или металлическое зеркало параболической формы, которое находится в открытой части трубы.

Свет от наблюдаемого объекта попадает на зеркало, которое отражает его обратно вдоль трубы, строя изображение в главном фокусе, куда можно поместить пленку для фотографирования изображения или же использовать добавочные зеркала, которые переотразят свет в другую точку для непосредственного наблюдения невооруженным глазом. Рефлекторы могут иметь различное строение.

Например, в рефлекторе Ньютона используется небольшое плоское зеркало для переотражения света в окуляр, который находится на боковой поверхности трубы. В рефлекторе Касегрена применяется вторичное выпуклое зеркало, которое переотражает свет в отверстие, имеющееся в объективе. Объектив находится в нижней части трубы.

В рефлекторе по системе Шмидта присутствует коррекционная линза позволяющая использовать наиболее удобное сферическое зеркало в качестве главного зеркала. Размеры телескопов-рефлекторов могут быть от 75 мм до 6 метров в диаметре.

Теодолит — зрительная труба, которая вращается около своей горизонтальной и вертикальной оси. С помощью теодолита производят измерение высоты, углового расстояния объекта от горизонта.

Оптическая ось — прямая, которая соединяет центр объектива с центром его окуляра.

Геометрическая светосила — это характеристика яркости изображения протяженного объекта.

Проницающая сила телескопа — максимальная звездная величина звезд, которые видны в телескоп в ясную безлунную ночь.

Дифракционный диск — изображение звезды не в виде точки, а в виде яркого пятна, из-за волновой природы света, в частности дифракции.

Дифракционные кольца — изображение звезды не в виде точки, а в виде яркого пятна, окруженного темными и светлыми кольцами, из-за волновой природы света, в частности дифракции.

Предельный угол разрешения — минимальное угловое расстояние между двумя объектами, при котором они видны в телескоп, отдельно не сливаясь.

Поле зрения — угловые размеры участка неба, который виден в телескоп.

Астрограф — вид телескопов, которые предназначены для фотографирования больших участков неба в небольшом масштабе либо небольших участков неба в крупном масштабе.

Радиотелескопы — вид телескопов, которые состоят из антенны, которая принимает радиоволны, и чаши, которая собирает радиоволны.

Радиоволны собираются в фокусе металлическим зеркалом. Эти зеркала могут достигать огромных размеров — до нескольких десятков метров. По-другому они называются чашами. Антенны радиотелескопов представляют собой или комбинацию диполей (которые имеют вид телевизионных антенн), или отражатели, имеющие параболическую поверхность, которая может быть либо сплошной, либо сетчатой.

У радиотелескопов есть ряд преимуществ по сравнению с оптическими телескопами. Во-первых, они дают возможность узнать намного больше информации о небесных объектах, которые излучают мало света, но много радиоволн. Во-вторых, они дают нам возможность обнаруживать радиоисточники, которые расположены за облаками межзвездной пыли, препятствующими прохождению видимого света. В-третьих, радиотелескопы позволяют вести наблюдение в облачную погоду и в дневное время суток, так как земная атмосфера не препятствует прохождению радиоволн и не поглощает их. Еще одно отличие заключается в том, что чаши у радиотелескопов намного больше, чем у рефлекторов, поэтому они могут собирать намного больше излучения. Радиотелескопы могут быть подвижными, у которых чашей служит специально обработанная вогнутая поверхность (например, жерло вулкана), и подвижные — телескопы, представляющие собой большие подвижные рамы.

Основной характеристикой радиотелескопа является его диаграмма направленности. Она характеризует чувствительность инструмента к сигналам, которые поступают из разных источников в пространстве.

У классической параболической антенны диаграмма направленности включает в себя главный лепесток, который имеет вид конуса и ориентированного по оси параболоида, а также несколько гораздо более слабых боковых лепестков. Угловое разрешение обусловливается шириной главного лепестка диаграммы направленности.

Если два источника на небе попадают в раствор одного лепестка, то они сливаются для радиотелескопа в один. Но по ширине диаграммы направленности можно определить размер самых мелких деталей радиоисточника, если их еще можно различить по отдельности. На сегодняшний день крупнейший в мире радиотелескоп находится в обсерватории Грин-Бэнк (США), имеет подвижную тарелку антенны размерами 100 на 110 м.

Апертурный синтез — метод исследования, который позволяет объединить данные наблюдений нескольких радиотелескопов, соединенных между собой компьютером и представляющих собой как бы одну большую «чашу». Самая знаменитая система такого типа — «Очень большая решетка» (Very Large Array, VLA) — сооружена в 1980 г. в Национальной радиоастрономической обсерватории США.

Радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой — метод наблюдения, при котором используются данные двух и более телескопов, находящихся на очень большом расстоянии друг от друга.

Радиометр — радиотехнический прибор, который предназначен для измерения радиоизлучений, имеющих малую мощность. Радиометры могут быть различных видов: спектральные, модуляционные и корреляционные. Спектральный радиометр применяют для исследования излучения космических тел в спектральных линиях.

Модуляционный позволяет выделять из сильного немодулированного радиошума более слабый, полезный модулированный сигнал. Корреляционные радиометры применяют для выделения сигнала на фоне не связанных друг с другом более мощных шумов.

Спектральный анализ — метод, который дает ценные и разнообразные сведения о небесных объектах. Спектральный анализ позволяет узнать химический состав объекта, его температуру, напряженность магнитного поля, скорость движения и т. д.

Как известно, свет, проходящий через линзу, разлагается на спектр, состоящий из семи цветов. У каждого света имеется своя длина волны. Для изучения спектров существуют спектрографы и спектроскопы. Именно на изучении данных с этих приборов и основан спектральный анализ.

Спектрограф — прибор, который подсоединяют к телескопу. Он разлагает свет, идущий от объекта, на компоненты по длинам волн. Свет, попадающий в спектроскоп, проходит через коллима-торную линзу, которая делает из светового пучка параллельные лучи.

Далее эти лучи попадают на призму или дифракционную решетку, которые разлагают свет на отдельные цвета. При помощи фотографической пластинки камера фотографирует весь спектр лучей, идущих от объекта. Главной характеристикой спектрографа является его спектральное разрешение. Чем больше разрешение, тем точнее можно увидеть близкие спектральные линии.

Разрешение спектрографа зависит от нескольких параметров. Один из них — это порядок спектра. Дифракционная решетка дает много спектров, видимых под разными углами, т. е. она имеет много порядков спектра

Эффект Доплера возникает, когда частота света, воспринимаемого наблюдателем, который движется относительно источника, отличается от частоты света, которую испустил этот источник. В случае когда источник движется относительно наблюдателя, эффект сохраняется.

Инфракрасный телескоп — прибор, в основе которого лежит рефлектор со специализированным приемником теплового излучения в главном фокусе.

Приемник имеет температуру около 4 К и надежно экранизируется, чтобы регистрировались лучи, приходящие из космоса, а не из окружающей среды.

Недостаток инфракрасных телескопов в том, что водяной пар, который содержится в атмосфере, сильно поглощает инфракрасные лучи, для этого приходится располагать их на вершинах гор, где атмосфера значительно тоньше, а воздух суше.

Рентгеновский телескоп — прибор для регистрирования рентгеновских лучей, которые поступают к нам из глубин галактик. Первый рентгеновский телескоп был разработан физиком Х. Волтером в 1952 г., затем был испытан на спутнике «Эйнштейн» в 1978 г.

В этом телескопе использовались асферические зеркальные поверхности, которые были обработанные с высоким классом чистоты, на эти зеркала была нанесена либо пленка из алюминиевой фольги либо пленка из осажденных монокристаллов отдельных оптических материалов (кремния и др.).

Рентгеновская линза представляет собой определенное количество трубчатых зеркал на металлическом основании, которые расположены концентрически, в виде элементов поверхности эллипсоида вращения в сочетании с параболоидом вращения. Такое устройство зеркальной рентгеновской линзы позволяет получать полноценные фотоснимки.

Фотометры — прибор для измерения блеска звезд. Фотометр действует на основе многих принципов: например, клиновые фотометры, поляризационные фотометры, фотометры с искусственными звездами и фотоэлектрические фотометры.

Астрономическая единица — среднее расстояние между Землей и Солнцем, которое равно 149 597 780 или приблизительно 150 млн км. Эта единица используется для измерения и обозначения расстояний в Солнечной системе.

Солнце — это самая близкая к Земле звезда. Как звезда Солнце не является одной из ярчайших, а всего лишь желтый карлик, звезда со средними размером, температурой и массой.

Солнце является источником тепла и света, которые так необходимы нам, и оказывает влияние на все земные природные явления. Солнце является системы. Эта масса создает силу тяготения, которая удерживает планеты на орбитах. Диаметр солнца равен 1 392 000 км, что составляет 109,12 диаметров Земли.

Объем солнца составляет 1,4х1018 км3 или 1 303 800 объемов Земли. Солнце — это центр планетной системы, в которую, кроме самого Солнца, входят 9 больших планет, десятки спутников планет, несколько тысяч астероидов (малых планет), кометы, метеорные тела, межпланетные пыль и газ. Солнце светит достаточно равномерно в течении миллионов лет, это было доказано биологическими исследованиями остатков сине-зеленых водорослей.

При изменении температуры поверхности Солнца всего на 10% жизнь на всей Земле была бы уничтожена. Одним из первых вращение Солнца наблюдал Галилей по движению пятен на поверхности. Различные зоны нашей звезды обращаются вокруг оси с различными периодами.

Например, точки на экваторе вращаются с периодом около 25 суток, на широте 40° период вращения составляет 27 суток, а около полюсов — 30 суток. То есть Солнце совершает вращение не как твердое тело, а скорость вращения точек на поверхности Солнца убавляется от экватора к полюсам. Количество энергии, которое излучает Солнце, равно L = 3,864033 эрг/с = = 3,86-1026 Вт.

Это составляет 6,5 кВт с каждого квадратного сантиметра его поверхности. И всего лишь 0,000 000 001 долю этой энергии полу-

чает Земля. Энергия, которую излучает Солнце, образуется в результате термоядерных реакций в ядре, постепенно переходит от ядра к видимой поверхности светила.

Эта энергия переносится посредством процессов, при которых атомы поглощают, переизлучают и рассеивают излучение, т. е. лучевым способом. При прохождении 80% расстояния от ядра к поверхности газ принимает неустойчивую форму, в результате чего далее энергия переносится посредством конвекции к видимой поверхности Солнца, а также в его атмосферу.

При слиянии ядер атомов легких элементов в ядро атома более тяжелого элемента масса нового ядра становится меньше, чем суммарная масса ядер, из которых это ядро образовалось. Остаток этой массы превращается в энергию, которая переносится частицами, освободившимися в процессе реакции. Данная энергия практически полностью переходит в тепло.

Эта реакция соединения атомных ядер может происходить лишь при очень высоком давлении, а также температуре более 10 млн °С. Основное вещество, из которого состоит Солнце это водород. Водород составляет около 71% всей массы Солнца практически 27% массы занимает гелий, а остальные 2% — более тяжелые элементы, такие как углерод, азот, кислород и металлы.

Однако главным источником энергии на Солнце служит именно водород, т.к. из четырех атомов водорода в результате череды превращений получается атом гелия. Однако не всегда при столкновении двух протонов происходит ядерная реакция, на протяжении долгого времени протон может часто сталкиваться с другими протонами, но без ядерного превращения.

Однако если в момент сближения двух протонов совершится распад протона на нейтрон, позитрон и нейтрино, т. е. бета-распад (что маловероятно), то протон с нейтроном соединятся в устойчивое ядро атома тяжелого водорода — дейтерия. Ядро дейтерия (дейтон) по свойствам схоже с ядром водорода, лишь имеет большую массу. Но внутри Солнца ядро дейтерия неустойчиво и встретившись еще с одним протоном, оно добавляет его к себе, испускает мощный гамма-квант и превращается в ядро изотопа гелия, у которого два протона связаны с одним нейтроном.

При последующих ядерных реакциях образуется ядро обычного гелия, но получившиеся при такой реакции позитроны и гамма-кванты передают энергию окружающему газу, а нейтрино покидают звезду, т.к. имеют способность проникать через колоссальные толщи вещества, не возбудив ни одного атома. Будущее Солнца представляется ученым таким: когда выгорит весь водород в ядре (превратится в гелий), что случится, предположительно, через 5 млрд лет, начнется горение водорода в слое вокруг ядра, что приведет к увеличению размеров Солнца.

Постепенно Солнце превратится в красный гигант, и его размер будет превосходить границы орбиты Земли. Но на этом жизнь Солнца не закончится, оно будет меняется до тех пор, пока термоядерные реакции в нем не прекратятся и Солнце не станет холодным и плотным газовым шаром.

Внутреннее строение Солнце состоит из ряда концентрических сфер, или областей, причем у каждой такой области существуют свои специфические особенности. В центре находится ядро, далее область лучевого переноса энергии, затем конвективная зона и атмосфера. Атмосфера, в свою очередь, делится на три внешние области: фотосферу, хромосферу и корону.

Ядро — центральная часть Солнца со сверхвысоким давлением и температурой, которые обеспечивают процесс ядерных реакций. Эти реакции выделяют колоссальное количество электромагнитной энергии в предельно коротких диапазонах волн. Хотя радиус ядра не более четверти общего радиуса Солнца, в его объеме сконцентрирована половина солнечной массы и именно в ядре выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца.

Область лучистого переноса энергии — область, которая находится над ядром. Эта область состоит из практически неподвижного и невидимого сверхвысоко температурного газа. Передача через нее энергии, которая генерируется в ядре, к внешним сферам Солнца происходит посредством лучевого способа, т. е. без перемещения газа.

Из ядра Солнца в область лучевого переноса энергия передается в максимально коротковолновых диапазонах — гамма-излучение, а уходит в более длинноволновом рентгеновском излучении, с чем и связано понижение температуры газа к периферической зоне.

Конвективная область — область, которая располагается над областью лучистой энергии. Эта область, как и предыдущая, образована невидимым раскаленным газом, находящимся в состоянии конвективного перемешивания. Это перемешивание

связано с положением области между двумя средами, которые резко различаются по преобладающим в них давлениям и температурам.

В этой области тепло переносится в результате локальных поднятий сильно нагретых масс воздуха, которые находятся под высоким давлением, к периферии светила, где температура газа меньше и где начинается световой диапазон излучения Солнца. Толщина конвективной области равна приблизительно 1/10 части радиуса Солнца.

Фотосфера — это самый нижний из трех слоев атмосферы Солнца, который расположен непосредственно на непроницаемой массе невидимого газа конвективной области.

Фотосфера сформирована раскаленным ионизированным газом, температура которого у основания близка к 10000 К (т. е. абсолютная температура), а у верхней границы, которая находится приблизительно в 300 км выше, порядка 5000 К. Средняя температура фотосферы берется в 5700 К.

При данной температуре раскаленный газ начинает излучать электромагнитную энергию главным образом в оптическом диапазоне волн. Именно этот нижний слой атмосферы мы и видим как желтовато-яркий диск, который воспринимается нами как Солнце. Так как воздух фотосферы прозрачен, то в телескоп можно отчетливо увидеть ее основание, которое является контактом с массой непрозрачного воздуха и конвективной области.

Грануляция — поверхность раздела конвективной области и фотосферы, которая имеет зернистую структуру. Зерна, или гранулы, обладают поперечниками от 700 до 2000 км. Положение, конфигурация и величины гранул непостоянны.

Из наблюдений видно, что каждая гранула находится в стационарном состоянии лишь небольшой промежуток времени, всего 5 или 10 мин, а далее эта гранула исчезает, заменяясь новой гранулой. Гранулы на поверхности Солнца постоянно совершают нерегулярные движения с приблизительной скоростью 2 км/с.

В общем, до 40% поверхности солнечного диска занимают эти светлые зерна (гранулы). Процесс грануляции происходит при наличии на самых нижних слоях фотосферы непрозрачного газа конвективной области, т. е. сложной системы вертикальных круговоротов.

Из глубины конвективной области поступают порции более разогретого газа по сравнению с газом, уже охлажденным на поверхности, так называемая светлая ячея. Светлая ячея более яркая, компенсационная и погружающейся вниз. Яркость гранул на 10—20% больше чем окружающий их фон. Это явление указывает на разность температур гранул и окружающего их фона в 200— 300 °С.

Для более глубокого познания грануляции на поверхности Солнца ее можно сравнить с кипением густой жидкости, например расплавленного гудрона, когда вместе со светлыми восходящими струями появляются пузырьки воздуха, но темные и плоские участки показывают погружающиеся порции жидкости.

При изучении способа передачи энергии в газовом шаре Солнца от ядра к поверхности, а также его излучения в космическое пространство было доказано, что энергия переносится лучами. Хотя в конвективной зоне, в которой передача энергии происходит посредством движением газов, все равно большая часть энергии переносится излучением.

Из всего изложенного можно сделать вывод, что поверхность Солнца, которая излучает энергию в космическое пространство в световом диапазоне спектра электромагнитных волн, — разреженный слой газов фотосферы и гранулированная верхняя поверхность слоя непрозрачного газа конвективной области, которая просматривается сквозь фотосферу. Таким образом, грануляция признается свойственной только фотосфере, т. е. нижнему слою солнечной атмосферы.

Хромосфера — слой солнечной атмосферы, который не имеет четких границ, а является лишь сочетанием множества ярких выступов или языков пламени, которые пребывают в постоянном движении.

Иногда в астрономии встречается сравнение хромосферы с горящей степью. У хромосферы имеются языки, которые называют спикулами. Их размеры в поперечнике от 200 до 2000 км (иногда до 10000), а высота их достигает нескольких тысяч километров. Спикулы представляют собой потоки плазмы, которые вырываются из Солнца (раскаленного ионизированного газа).

При переходе от фотосферы к хромосфере температура скачкообразно увеличивается от 5700 К до 8000—10000 К. Однако к верхней границе хромосферы, которая находится приблизительно на высоте 14000 км от поверхности Солнца, температура достигает величины 15000—20000 К. Плотность вещества в хромосфере рав-

на всего лишь 10—12 г/см3, что в сотни и даже тысячи раз меньше плотности вещества в нижних слоях хромосферы.

Солнечная корона — внешняя атмосфера Солнца, которая сформирована из наиболее разреженного ионизированного газа. Солнечная корона занимает огромное расстояние, приблизительно 5 диаметров Солнца, у нее лучистое строение и она слегка светится. Эту часть солнечной атмосферы можно пронаблюдать только во время полного солнечного затмения. Хотя яркость короны приблизительно такая же, как у Луны в полнолуние, но это составляет всего лишь приблизительно 5/1000000 долей яркости Солнца. Газы, которые находятся в солнечной короне, в высокой степени ионизированы, этот фактор определяет их температуру примерно в 1 млн °С. При полном солнечном затмении солнечная корона видна у самого края затемненного диска Солнца как розовое сияние.

Солнечный ветер — газ, который внешние слои солнечной короны излучают в космическое пространство. Солнечный ветер является вторым энергетическим (после лучистого электромагнитного) потоком, идущим от Солнца, который получают планеты.

Скорость, с которой корональный газ удаляется от Солнца, не одинакова и она меняется от нескольких километров в секунду у короны до 450 км/сек на уровне орбиты Земли. Это изменение связано с уменьшением силы притяжения Солнца с увеличением расстояния. Отдаляясь от Солнца, корональный газ постепенно разреживается, при этом заполняет собой все межпланетное пространство.

Он оказывает влияние на тела Солнечной системы как непосредственно, так и посредством магнитного поля, которое он несет с собой. Именно это магнитное поле взаимодействует с магнитными полями планет. Поэтому корональный газ (солнечный ветер) является первостепенной причиной полярных сияний, которые происходят на Земле, а также активности других процессов магнитосферы.

Солнечные пятна — это темные образования на диске Солнца. Как показали наблюдения у телескопов, у крупных пятен имеется весьма сложное строение: область тени окружает полутень, диаметр которой больше чем в два раза превосходит размер самой тени.

При наблюдении пятен на краю солнечного диска создается впечатление, что оно похоже на глубокую тарелку. Это случается потому, что газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере, и взгляд может проникнуть глубже, чем обычно.

Размер пятен очень разнообразен — от малых, диаметром приблизительно 1000—2000 км, до очень больших, размер которых существенно превосходит размеры нашей планеты. Некоторые пятна могут достигать в диаметре 40 тыс. км, хотя самое большое пятно из тех, что наблюдали с Земли, достигало размеров 100 тыс. км.

Пятна являются источником выхода в солнечную атмосферу мощных магнитных полей. Магнитные поля понижают мощность потока энергии, который идет от недр Солнца к фотосфере, из-за этого в месте выхода магнитных полей на поверхность температура понижается. Температура пятен меньше температуры окружающего их вещества, разность температур составляет приблизительно 1500 К, а следовательно, они менее ярки.

Именно из-за этого пятна выглядят темнее на общем фоне Солнца. Эти пятна зачастую создают группы из нескольких больших и малых пятен.

Эти группы могут занимать существенные области на диске всего Солнца. Количество пятен в группе не постоянно, пятна появляются, растут и распадаются. Существуют группы пятен долго, приблизительно на протяжении двух или трех оборотов Солнца.

Факелы — яркие поля, которыми практически всегда окружены солнечные пятна. Факелы имеют температуру горячее окружающей атмосферы приблизительно на 2000 К, а также имеют сложную ячеистую структуру. Величина одной ячейки приблизительно 30 тыс. км.

В центре диска контраст факелов весьма малозаметен, но уже ближе к краю увеличивается, поэтому лучше всего они заметны именно по краям. Факелы существуют намного дольше, чем пятна, срок их жизни составляет три-четыре месяца. Факелы не обязательно наличествуют совместно с пятнами, очень часто встречаются факельные поля, области внутри которых пятна вообще не появляются.

Существует предположение, что факелы также являются источниками выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, однако эти поля слабее, чем магнитные поля в солнечных пятнах.

Солнечная активность — состояние Солнца, которое зависит от количества пятен и факелов.

Максимумы солнечной активности повторяются через каждые 11 лет. В годы, когда солнечная активность находится в минимуме, на Солнце долгое время может не быть ни одного пятна, а в годы максимума число пятен, как правило, измеряется десятками. Ближайший максимум солнечной активности, когда была возможность наблюдать много пятен и факелов, был в 2000 г.

Солнечная постоянная — количество энергии, идущей от Солнца, подающей за минуту на 1 см2 поверхности Земли, которая перпендикулярна относительно солнечных лучей при среднем расстоянии Земли от Солнца. Она равна 2 кал/см2*мин или 0,14 вт/см2.

Эффективная температура Солнца — температура тела, которое имеет такие же размеры, как и Солнце, и посылающее такую же суммарную энергию.

Гелиосейсмология — наука, которая занимается изучением колебаний солнечной поверхности. Земная сейсмология опирается на специфику распространения звука под землей и использует сейсмограф. Но на Солнце его установить нельзя, и колебания Солнца измеряют абсолютно другими методами. Самый распространенный из них берет за основу эффект Доплера. Этот способ использует спектр солнечного излучения, который изменяется при ритмичном опускании и поднимании солнечной поверхности (приближение-удаление).

При изучении этих спектров на разных участках солнечного диска строят картину распределения скоростей; но, со временем она изменяется, т.к. волны бегут. Периоды таких волн находятся в диапазоне приблизительно от 3 до 10 мин, но первоначальное значение периода было равно 5 мин в результате чего эти волны и были названы «пятиминутными». Хотя скорости колебания солнечной поверхности малы (десятки сантиметров в секунду) и измерить их не просто.

Прибор, который измеряет яркость солнечного света, настраивается таким образом, чтобы он пропускал свет с длиной волны только в центре какой-либо узкой линии поглощения, чтобы даже при малейшем изменении длины волны прибор показывал не темную линию, а яркий соседний участок непрерывного спектра. Мощность характеризуется магнитудой. Солнцетрясение с магнитудой 11 баллов было зафиксировано после умеренной солнечной вспышки, при изучении картины распределения были замечены распространяющиеся от места яркой вспышки темные волны.

Магнитуда и эволюция этих солнцетрясений помогают при изучении физической природы солнечных вспышек и дают информацию о солнечной поверхности и о внутреннем строении Солнца.

Для непрерывного наблюдения солнечной поверхности раньше использовали наблюдения за Южным полярным кругом, где Солнце летом не заходит за горизонт неделями. Но это было невыгодно. Тогда начали проводить наблюдения из разных точек Земли, современные методы разрешают изобразить такие наблюдения как один непрерывный ряд экспериментов. Другой способ более очевиден, но еще более дорог — наблюдения из космоса.

Эти наблюдения часто проводятся в виде побочных исследований (например, на «Фобосах», пока они летели к Марсу). Что же удалось узнать о Солнце, изучая эти необычные, беззвучные звуковые волны? Сначала представления об их природе не сильно отличались от того, что было известно о колебаниях земной коры. Ученые представляли себе, как процессы на Солнце возбуждают эти волны и они бегут по поверхности нашего светила, словно морские волны по водной глади. Но в дальнейшем обнаружился очень интересный факт: оказалось, что некоторые волны в разных частях солнечного диска связаны между собой (физики говорят: имеют одну фазу).

Это можно представить себе так, будто вся поверхность покрыта равномерной сеткой волн, но в некоторых местах она не видна, а в других отчетливо проявляется. Получается, что разные области имеют тем не менее согласованную картину осцилляций. Однако у гелиосейсмологии существуют свои проблемы, к примеру, до сих пор не удалось выяснить причину колебаний солнечной поверхности. Благодаря методам гелиосейсмологии удалось определить, что внутренняя часть Солнца (ядро) вращается быстрее, чем наружные слои.

Закон всемирного тяготения: все материальные тела притягиваются друг к другу с силами, пропорциональными их массам и обратно пропорциональными квадрату расстояния между ними.

где G — гравитационная постоянная, равная 6,67*10-11 Н*м2/кг2. Эту постоянную впервые определил Кавендиш в 1798 г. с помощью крутильных весов.

Гравитация — фундаментальное взаимодействие в природе, которое действует на больших расстояниях. Гравитация действует на все материальные тела.

На сегодняшний день гравитация является универсальным взаимодействием, т. е. в отличие от любых других сил абсолютно всем без исключения телам вне зависимости от их массы сообщает одинаковое ускорение. Это взаимодействие играет главную роль в космических масштабах. Сам термин гравитация применяется также в названии раздела физики, который изучает само гравитационное взаимодействие. По-другому гравитация называется еще всемирным тяготением, или просто тяготением.

Законы Кеплера — законы, которым подчиняется движение планет в Солнечной системе и не только в ней.

Первый закон Кеплера: планета движется в плоскости, проходящей через Солнце, по эллипсу, и Солнце находится в одном из его фокусов.

Второй закон Кеплера: при движении планеты вокруг Солнца прямая, которая соединяет ее с Солнцем, т. е. ее радиус-вектор, описывает равные площади за равные промежутки времени.

Третий закон Кеплера: квадрат времени обращения двух планет вокруг Солнца пропорционален кубам больших полуосей орбит этих планет.

Каноническое сечение, или коника, есть пересечение плоскости с круговым конусом. Различают три главных типа конических сечений: эллипс, парабола (плоскость сечения параллельна образующей конуса) и гипербола. Кроме этих трех типов, существуют также вырожденные сечения: точка, прямая и пара прямых, или же окружность, которую можно разбирать как частный случай эллипса. Если плоскость сечения проходит через начало координат, то получается вырожденное сечение; если секущая плоскость пересекает все образующие конусы в точках одной его полости, получаем эллипс; если секущая плоскость параллельна какой-либо касательной плоскостей конуса, то мы получим параболу; а если секущая плоскость пересекает обе полости конуса, в результате мы получим гиперболу.

Реактивное движение — движение тела, которое возникает при отделении от тела с какой-либо скоростью какой-либо части этого тела.

Орбитальные элементы — в качестве орбитальных элементов употребляют шесть кеплеровых элементов орбиты.

Кеплеровы элементы орбиты — шесть элементов орбиты, которые позволяют определить положение небесного тела в пространстве. Кеплеровыми элементами орбиты являются: большая полуось, эксцентриситет, наклонение, аргумент перицентра, долгота восходящего узла и средняя аномалия. Большая полуось и эксцентриситет определяют форму орбиты; наклонение, аргумент перицентра и долгота восходящего узла — ориентацию по отношению к базовой плоскости; средняя аномалия определяет положение тела на орбите.

Большая полуось — это половина главной оси эллипса, по которой движется тело. В астрономии большая полуось характеризует расстояние небесного тела от Солнца. Является одним из кепле-ровых элементов орбиты.

Эксцентриситет — числовая характеристика конического сечения. Эксцентриситет инвариантен относительно движений плоскости, а также преобразований подобия. Эксцентриситет обозначается е или е. У него также существуют свойства, исходя из которых при e < 1 получается эллипс; при e = 1 получается парабола; при e > 1 результатом будет гипербола. Является одним из кеплеровых элементов орбиты.

Наклонение — кеплеровых элемент орбиты, который представляет собой угол между плоскостью орбиты небесного тела и плоскостью отсчета или базовой плоскостью. Наклонение обозначается буквой i и измеряется в угловых градусах, минутах и секундах. При 0 < i < 90° движение тела называется прямым, а при 90° < i < 180° движение небесного тела называется обратным. В случае, когда мы рассматриваем Солнечную систему, за плоскость отсчета, как правило, выбирают плоскость орбиты Земли, т.к. орбиты других планет Солнечной системы, а также Луны отклоняются от орбиты Земли всего лишь на несколько градусов. При расчете движения искусственных спутников Земли за плоскость отсчёта берется плоскость экватора Земли. При расчете движения спутников других планет Солнечной системы за плоскость отсчета берется плоскость экватора соответствующей планеты. В случае когда рассматриваются экзопланеты или двойные звезды за плоскость отсчета выбирают картинную плоскость.

Перицентр — ближайшая к притягивающему центру точка орбиты спутника.

Аргумент перицентра — кеплеровый элемент орбиты. Аргумент перицентра представляет собой угол между направлениями, кото-

рые выходят из притягивающего центра на восходящий узел орбиты и на перицентр, а также угол между линией узлов и линией апсид. Аргумент перицентра имеет начало отсчета из притягивающего центра по направлению движения спутника, обычно берется в пределах от 0°до 360°. Чтобы определить восходящий и нисходящий узел, выбирают базовую плоскость, в которой находится притягивающий центр. В качестве такой плоскости в основном используют плоскость эклиптики при рассмотрении движения планет, комет, астероидов вокруг Солнца; плоскость экватора планеты при рассмотрении движения спутников вокруг планеты, и т. д. Когда же рассматривают экзопланеты или двойные звезды за базовую плоскость применяют картинную плоскость, т. е. ту плоскость, которая проходит через звезду и которая перпендикулярна лучу наблюдения звезды с Земли. Орбита экзопланеты, пересекает такую плоскость в двух точках. Та точка, в которой планета пересекает картинную плоскость, при этом приближаясь к наблюдателю, называется восходящим узлом орбиты, а та точка, в которой планета пересекает картинную плоскость и при этом удаляется от наблюдателя, называется нисходящим узлом. При эт ом аргумент перицентра ведет отсчет от притягивающего центра против часовой стрелки.

Долгота восходящего узла — один из кеплеровых элементов орбиты, которые применяются для описания математической формы орбиты, а также ее ориентации в пространстве. Долгота восходящего узла находит точку, пересечение орбиты основной плоскости в направлении с юга на север. При рассмотрении тел, которые вращаются вокруг Солнца, основной плоскостью является эклиптика, а нулевой точкой — первая точка Овна, или точка весеннего равноденствия. Долгота восходящего узла обозначается буквой Й.

Аномалия — термин, который используется в небесной механике и характеризует угол, употребляемый при описании движения тела по эллиптической орбите. Истинная аномалия (обозначается г) является углом между линией, соединяющей тело с центром эллипса, и линией, которая соединяет центр эллипса с перицентром.

Средняя аномалия — один из кеплеровых элементов орбиты, который определяется как произведение среднего движения тела и интервала времени, которое проходит после прохождения перицентра. Т.е. средняя аномалия — это угловое расстояние от перицентра предположительного тела, которое движется, а постоянная угловая скорость равна его среднему движению. Применяется при рассмотрении тела, которое движется по невозмущенной орбите Эксцентрическая аномалия — параметр, применяемый при выражении переменной длины радиус-вектора. Обозначается E.

Истинная аномалия является углом между большой полуосью и лучом, исходящим из фокуса. Истинная аномалия отсчитывается от перицентра.

Видимая звездная величина — числовая характеристика звезды, которая не имеет размерности, чаще всего звезды, характеризующая количество света, приходящего от звезды в точку нахождения наблюдателя. Видимая звездная величина имеет зависимость от количества света, которое излучает звезда, а также зависимость от того, какое расстояние от объекта до точки, в которой находится наблюдатель. Эта величина принимается за единицу измерения звездного блеска, причем имеется такая зависимость, что чем больше блеск звезды, тем меньше звездная величина, и обратно, чем меньше блеск звезды, тем больше звездная величина. Понятие звездной величины, которое мы имеем на сегодняшний день, впервые дал древнегреческий астроном Гиппарх во II в. до н. э. Гиппарх разделил все звезды на шесть величин и самым ярким он присвоил звание звезд первой величины, а самым тусклым звание звезд шестой величины. Все оставшиеся промежуточные величины он равномерно разделил на другие оставшиеся звезды. Видимую звездную величину также называют просто звездной величиной. Звездную величину имеют Солнце, и Луна, просто она у них имеет большое отрицательное значение. Использование звездных величин очень помогает на практике, т.к. существуют два свойства:

1)    стократное увеличение светового потока соответствует уменьшению точно на 5 единиц видимой звездной величины;

2)    понижение звездной величины ровно на одну единицу влечет за собой увеличение светового потока в 2,512 раза.

Видимая звездная величина зависит от спектральной чувствительности приемника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. д.)

Визуальная звездная величина — величина, которая характеризуется чувствительностью человеческого глаза, т. е. спектру которого максимум чувствительности приходится на длину волны 555 нм. Такая величина имеет обозначение V или mv.

Фотографическая звездная величина — величина, которую называют также «синей» звездной величиной, характеризующаяся фотометрированием изображения звезды с использованием чувствительной к синим и ультрафиолетовым лучам фотопленки или же с использованием сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром. Такая величина имеет обозначение B или mp.

Ультрафиолетовая звездная величина — величина, у которой максимум длины волны приходится на ультрафиолет, т.е, на длины волны, равные приблизительно 350 нм. Такая величина имеет обозначение U.

Болометрическая звездная величина — величина, которая равна максимальной мощности излучения звезды или той мощности, которая получается при суммировании всего спектра излучения. При измерении болометрической звездной величины используют специальное устройство, которое называется болометр.

Абсолютная звездная величина — характеристика небесных тел, которая определяется как видимая звездная величина небесных тел, но при условии что все рассматриваемые тела находятся от наблюдателя на расстоянии 10 парсек. Солнечная абсолютная болометрическая звездная величина равна +4,7.


Категория: Астрономия | Добавил: Админ (26.07.2016)
Просмотров: | Рейтинг: 0.0/0


Другие задачи:
Всего комментариев: 0
avatar