Астрономiчна карта
Змiст
1. АСТРОНОМИЧЕСКАЯ КАРТА СВІТА И ЕЕ ТВОРЦЫ
2. ГАЛАКТИКИ
3. МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ
6. КОМЕТЫ И ИХ ПРИРОДА
7. КАЛЕНДАРИ
8. СОЛНЦЕ И ЖИЗНЬ ЗЕМЛИ
9. СОЛНЦЕ – БЛИЖНЯЯ ЗВЕЗДА
Список литературы
1. Астрономiчна карта свiту i її творцi
Протягом столiть людина прагнула розгадати таємницю великого свiтового «порядку» Всесвiту, який старогрецькi фiлософи i назвали Космосом (в перекладi з грецького - «порядок», «краса»), на вiдмiну вiд Хаосу, що передував, як вони вважали, появi Космосу.
знання єгиптян, шумерiв, вавiлонян, арiйцiв, але вiдрiзнялися iстотною роллю пояснюючих гiпотез, прагненням проникнути в прихований механiзм явищ.
Нагляд круглих дискiв Сонця, Мiсяцi, закруглюючої лiнiї горизонту, а так само межi тiнi Землi, що наповзає на мiсяць при її затьмареннях, правильна повторюванiсть дня i ночi, пiр року, сходу i заходiв свiтил - все це наводило на думку, що в основi будови всесвiту лежить принцип кругових форм i рухiв, «циклiчностi» i рiвномiрностi змiн. Але аж до 2 в. до н. е. не iснувало окремого вчення про небо, яке об'єднало б всi знання в цiй областi в єдину систему. Уявлення про небеснi явища, як i явищах «у верхньому повiтрi» - буквально про «метеорнi явища», довгий час входили в загальнi умогляднi вчення про природу в цiлому. Цi навчання дещо пiзнiше стали називати фiзикою (вiд грецького слова «фюзiс» - природа - в значеннi перiоди, iстоти речей i явищ). Головним змiстом цiєї стародавньої пiдлозi фiлософської «фiзики», або в нашому розумiннi - швидше за натурфiлософiю, що включала в якостi навряд чи не головних елементiв космологiю i космогонiю, були пошуки того незмiнного початку, який, як думали, лежить в основi свiту мiнливих явищ.
до н. е. найбiльший старогрецький фiлософ (i, по сутi, перший фiзик) Арiстотель (384 - 322 рр. до н. э.) велику частину життя що провiв в Афiнах, де вiн заснував свою знамениту наукову школу. Це було вчення про структуру, властивостi i рух всього, що входить в поняття природи. Разом з тим, Арiстотель вперше вiддiлив свiт земних (вiрнiше, «пiдмiсячних») явищ вiд свiту небесного, вiд власне Космосу з його нiбито особливими законами i природою об'єктiв. В спецiальному трактi «про небо» Арiстотель намалював свою натурфiлософску картину свiту.
матерiї вiдрiзнявся ще i тим, що не мав не легкостi, нi тяжкостi, що рухається). Арiстотель критикував Анаксагора за ототожнення ефiру iз звичайним матерiальним елементом - вогнем. Таким чином, Всесвiт, по Арiстотелю, iснував в однинi.
а тому не могло бути i самого простору, оскiльки воно визначалося, як щось, що було (або могло бути заповнено матерiєю). За межами матерiального всесвiту не iснувало i часу, який Арiстотель з генiальною простотою i чiткiстю визначив як мiру руху i пов'язав з матерiєю, пояснивши, що «немає руху без тiла фiзичного». За межами матерiального Всесвiту Арiстотель помiщав нематерiальний, духовний свiт божества, iснування якого постулювалось.
Великий старогрецький астроном Гиппарх (ок. 190-125 р. до н. э.) першим спробував розкрити механiзм спостережуваних рухiв свiтил. З цiєю метою вiн вперше використовував в астрономiї запропонований за сто рокiв до нього знаменитим математиком Аполлонiєм Пергськiм геометричний метод опису нерiвномiрних перiодичних рухiв як результату складання бiльш простих - рiвномiрних кругових. Тим часом саме до розкриття простого єства спостережуваних складних астрономiчних явищ закликав ще Платон. нерiвномiрний перiодичний рух можна описати за допомогою кругового двома способами: або вводячи поняття ексцентрика – кола, по якому змiщений, щодо спостерiгача, або розкладаючи спостережуваний рух на два рiвномiрних кругових, iз спостерiгачем в центрi кругового руху. В цiй моделi по колу навкруги спостерiгача рухається не саме тiло, а центр вторинного кола (епiцикла), по якому i рухається тiло. Перше коло називається деферентом (несучої). Надалi в старогрецькiй астрономiї використовувалися обидвi моделi. Гиппарх же використовував першу для опису руху Сонця i Мiсяця. Для Сонця i Мiсяця вiн визначив положення центрiв їх ексцентрикiв, i вперше в iсторiї астрономiї розробив метод i склав таблицi для передобчислювання моментiв затьмарень (з точнiстю до 1-2 годин).
Що з'явилася в 134 р. до н. е. нова зiрка в сузiр'ї Скорпiона навела Гиппарха на думку, що змiни вiдбуваються i в свiтi зiрок. Щоб в майбутньому було легше помiчати подiбнi змiни, Гиппарх склав каталог положень на небеснiй сферi 850 зiрок, розбивши всi зiрки на шiсть класiв i назвавши найяскравiшi зiрками першої величини.
доповнив власними наглядами до 1022 зiрок каталог Гиппарха. Вiн винайшов новий астрономiчний iнструмент – стiнний круг, що зiграв згодом iстотну роль в середньовiчнiй астрономiї Сходу i в європейськiй астрономiї XVI в., особливо в наглядах Тихо Бразi.
дiзналися про нього вiд арабських астрономiв – пiд спотвореною назвою «Яскраво-червоний Маджiстi», або влатинiзованої трактацiї, «Альмагест». В ньому була представлена вся сукупнiсть астрономiчних знань стародавнього свiту. В цiй працi Птолемей математичний апарат сферичної астрономiї – тригонометрiю. Протягом сторiч використовували обчисленi їм таблицi синусiв.
на цiй пiдставi бiльш точнi таблицi положення Мiсяця дозволили йому удосконалити теорiю затьмарень. Для визначення географiчної довготи мiсця нагляду точний прогноз моменту настання затьмарень мав велике значення. Але справжнiм науковим подвигом ученого стало створення ним першої математичної теорiї складного видимого руху планет, чому присвячено п'ять з тринадцяти книг «Альмагеста».
2. Галактики
Галактики сталi предметом космогонiчних дослiджень з 20-х рокiв нашого столiття, коли була надiйно встановлена їх дiйсна природа i виявилося, що це не туманностi, тобто не хмари газу i пилу, що знаходяться недалеко вiд нас, а величезнi зорянi свiти, що лежать вiд нас на дуже великих вiдстанях вiд нас. В основi всiєї сучасної космологiї лежить одна фундаментальна iдея - висхiдна до Ньютона iдея гравiтацiйної нестiйкостi. Речовина не може залишатися однорiдно розсiяною в просторi, бо взаємне тяжiння всiх частинок речовини прагнути створити в ньому згущування тих або iнших масштабiв i мас. В ранньому Всесвiтi гравiтацiйна нестiйкiсть усилювала спочатку дуже слабкi нерегулярностi в розподiлi i русi речовини i в певну епоху привела до виникнення сильних неоднорiдностей: "млинцiв" - протоскоплений. Межами цих шарiв ущiльнення служили ударнi хвилi, на фронтах яких первинне необертальне, безобертовий рух речовини набувзавiхреность. Розпад шарiв на окремi згущування теж вiдбувався, мабуть, через гравiтацiйну нестiйкiсть, i це дало початок протогалактикам. Багато хто з них виявлявся тими, що швидко обертаються завдяки завихреному стану речовини, з якої вони формувалися. Фрагментацiя протогалактичених хмар в результатi їх гравiтацiйної нестiйкостi вела до виникнення перших зiрок, i хмари перетворювалися на зорянi системи - галактики. Тi з них, якi володiли швидким обертанням, придбавали через це двокомпонентну структуру - в них формувалися гало бiльш менш сферичної форми i диск, в якому виникали спiральнi рукави, де i дотепер продовжується народження зiрок Протогалактiки, у яких обертання було повiльнiше або зовсiм було вiдсутнє, перетворювалися на елiптичнi або неправильнi галактики. Паралельно з цим процесом вiдбувалося формування великомасштабної структури Вселеною - виникали надскоплення галактик, якi, з'єднуючись своїми краями, утворювали подiбнiсть осередкiв або бджолиних стiльникiв; їх вдалося розпiзнати останнiми роками.
В 20-30 рр. XX столiття Хаббл розробив основи структурної класифiкацiї галактик - гiгантських зоряних систем, згiдно якої розрiзняють три класи галактик:
I. Спiральнi галактики - характернi двома порiвняно яскравими гiлками, розташованими по спiралi. Гiлки виходять або з яскравого ядра (такi галактики позначаються S), або з кiнцiв свiтлої перемички, що перетинає ядро (позначаються - SB).
Представник - кiльцева туманнiсть в сузiр'ї Лiри знаходиться на вiдстанi 2100 свiтлових рокiв вiд нас i складається з свiтиться газу, що оточує центральну зiрку. Ця оболонка утворилася, коли постарiла зiрка скинула газовi покриви i вони спрямувалися в простiр. Зiрка стиснулася i перейшла в стан бiлого карлика, по масi порiвнянного з нашим сонцем, а за розмiром iз Землею.
По ступеню клочковатостi гiлок спiральнi галактики роздiляються на пiдтипи а, в, з. У перших з них - гiлки аморфнi, у других - дещо клочковатi, у третiх - дуже клочковаты, а ядро завжди неяскраве i мале.
залишається поблизу неї; перiоди обiгу складають 107 - 109 рокiв. При цьому внутрiшнi частини обертаються як тверде тiло, а на периферiї кутова i лiнiйна швидкостi обiгу убувають з видаленням вiд центру. Проте в деяких випадках те, що знаходиться, усерединi ядра ще менше ядро ("керн") обертається швидше за все. Аналогiчно обертаються i неправильнi галактики, що є також плоскими зоряними системами.
Елiптичнi галактики складаються iз зiрок другого типу населення. Обертання знайдено лише у самих стислих з них. Космiчного пилу в них, як правило, нi, нiж вони вiдрiзняються вiд неправильних i особливо спiральних галактик, в яких поглинаюча свiтло пилова речовина є у великiй кiлькостi.
В спiральних галактиках поглинаюча свiтло пилова речовина є в бiльшiй кiлькостi. Воно складає вiд декiлькох тисячних до сотої частки повної їх маси. Унаслiдок концентрацiї пилової речовини до екваторiальної площини, воно утворює темну смугу у галактик, повернених до нас ребром i мають вид веретена.
положення мiж спiральними i елiптичними галактиками (позначаються Sо). Цi галактики мають величезне центральне згущування i навколишнiй його плоский диск, але спiральнi гiлки вiдсутнi. В 60-х роках ХХ столiття були вiдкрито численнi пальцеподiбнi i дископодiбнi галактики зi всiма градацiями великої кiлькостi гарячих зiрок i пилу. Ще в 30-х роках ХХ столiття були вiдкрито елiптичнi карликовi галактики в сузiр'ях Печi i Скульптора з украй низькою поверхневою яскравiстю, настiльки малою, що цi, однi з найближчих до нас, галактик навiть в центральнiй своїй частинi насилу виднi на фонi неба. З другого боку, на початку 60-х рокiв ХХ столiття була вiдкрита безлiч далеких компактних галактик, з яких найдальшi по своєму виду не вiдрiзнюванi вiд зiрок навiть в найсильнiшi телескопи. Вiд зiрок вони вiдрiзняються спектром, в якому виднi яскравi лiнiї випромiнювання з величезними червоними зсувами, вiдповiдними таким великим вiдстаням, на яких навiть найяскравiшi одиночнi зiрки не можуть бути виднi. На вiдмiну вiд звичайних далеких галактик в якi, через поєднання iстинного розподiлу енергiї в їх спектрi i червоного зсуву виглядають червонуватими, найкомпактнiшi галактики (що називаються також квазiзiрковими галактиками) мають голубуватий колiр. Як правило, цi об'екти в сотнi раз яскравiше за звичайнi надгiгантськi галактики, але є i бiльш слабкi. У багатьох галактик знайдено радiовипромiнювання нетеплової природи, що виникає, згiдно теорiї руського астронома І. С. Шкловського, при гальмуваннi в магнiтному полi електронiв i важчих заряджених частинок, що рухаються з швидкостями, близькими до швидкостi свiтла (так зване синхотроне випромiнювання). Такi швидкостi частинки одержують в результатi грандiозних вибухiв усерединi галактик.
Компактнi далекi галактики, що володiють могутнiм нетепловим радiовипромiнюванням, називаються N-галактиками.
Зiркоподiбнi джерела з таким радiовипромiнюванням, називаються квазарами (квазiзiрковими радiоджерелами), а галактики володiючi могутнiм радiовипромiнюванням i мають помiтнi кутовi розмiри, - радiогалактиками. Всi цi об'єкти надзвичайно далекi вiд нас, що утрудняє їх вивчення. радiогалактики, що мають особливо могутнє нетеплове радiовипромiнювання, володiють переважно елiптичною формою, зустрiчаються i спiральнi.
При цьому швидкостi розльоту осколкiв можуть досягати величезних значень. Дослiдження показали, що багато груп i навiть скупчення галактик розпадаються : їх члени необмежено вiддаляються один вiд одного, неначебто вони всi були породжено вибухом.
Галактики – надгiганти мають свiтимостi, в 10 разiв перевищуючi свiтимiсть Сонця, квазари в середньому ще в 100 разiв яскравiше; сама слабка ж з вiдомих галактик - карликiв порiвняннi iз звичайними кульовими зоряними скупченнями в нашiй галактицi. Їх свiтимiсть складає близько 10 свiтимостi сонця.
його наскрiзь так само, як i в електромагнiтне випромiнювання.
займає об"ем лiнзоподiбної форми поперечником близько 30 i товщиною близько 4 кiлопарсек (вiдповiдно близько 100 тисяч i 12 тисяч свiтлових рокiв). Менша частина заповнює майже сферичний об"ем з радiусом близько 15 кiлопарсек (близько 50 тисяч свiтлових рокiв).
Всi компоненти галактики зв'язанi в єдину динамiчну систему, що обертається навкруги малої осi симетрiї. Земному спостерiгачу, що знаходиться усерединi галактики, вона представляється у виглядi Чумацького Шляху (звiдси i її назва - "Галактика") i всiєї безлiчi окремих зiрок, видимих на небi.
Зiрки i мiжзоряна газо-пилова матерiя заповнюють об'єм галактики нерiвномiрно : найбiльш зосередженi вони бiля площини, перпендикулярної осi обертання галактики i площиною її симетрiї, що складається (так званою галактичною площиною). Поблизу лiнiї перетину цiєї площини з небесною сферою (галактичного екватора) i видний Чумацький Шлях, середня лiнiя якого є майже великим кругом, оскiльки Сонячна система знаходиться недалеко вiд цiєї площини. Чумацький Шлях є скупченням величезної кiлькостi зiрок, що зливаються в широку бiлясту смугу; однак зiрки, що проектуються на небi поряд, видаленi один вiд одного в просторi на величезнi вiдстанi, що виключають їх зiткнення, не дивлячись на те, що вони рухаються з великими швидкостями (десятки i сотнi км/сек) у напрямi полюсiв галактики (її пiвнiчний полюс знаходиться в сузiр'ї Волосся веронiки). Загальна кiлькiсть зiрок в галактицi оцiнюється в 100 мiльярдiв.
Мiжзоряна речовина розсiяна в просторi також не рiвномiрно, концентруючись переважно поблизу галактичної площини у виглядi глобул, окремих хмар i туманностей (вiд 5 до 20 - 30 парсек в поперечнику), їх комплексiв або аморфних дифузних утворень. Особливо могутнi, вiдносно близькi до нас темнi туманностi представляються неозброєному оку у виглядi темних прогалин неправильних форм на фонi смуги Чумацького Шляху; дефiцит зiрок в них є результатом поглинання свiтла цими пиловими хмарами, що не свiтяться. Багато мiжзiркових хмар освiтлено близькими до них зiрками великої свiтимостi i представляються у виглядi свiтлих туманностей, оскiльки свiтяться або вiдображеним свiтлом (якщо складаються з космiчних порошинок) або в результатi збудження атомiв i подальшого випуску ними енергiї (якщо туманностi газовi).
Нашi днi з повною пiдставою називають золотим столiттям астрофiзики - чудовi i частiше за все несподiванi вiдкриття в свiтi зiрок слiдують зараз одне за iншим. Сонячна система стала останнiй час предметом прямих експериментальних, а не тiльки наглядових дослiджень. Польоти мiжпланетних космiчних станцiй, орбiтальних лабораторiй, експедицiї на Мiсяць принесли безлiч нових конкретних знань про Землю, навколоземний простiр, планети, Сонце. Ми живемо в епоху вражаючих наукових вiдкриттiв i великих звершень. Найнеймовiрнiшi фантазiї несподiвано швидко реалiзуються. З давнiх пiр люди мрiяли розгадати таємницi Галактик, розкиданих в безмежних просторах Всесвiту. Доводиться тiльки вражатися, як швидко наука висуває рiзнi гiпотези i тут же їх спростовує. Проте астрономiя не стоїть на мiсцi : з'являються новi способи нагляду, модернiзуються старi. З винаходом радiотелескопiв, наприклад, астрономи можуть «заглянуть» на вiдстанi, якi ще в 40-х. роках ХХ сторiччя здавалися неприступними. Проте треба собi ясно представити величезну величину цього шляху i тi колосальнi труднощi, з якими ще належить зустрiнеться на шляху до зiрок.
3. Чумацький шлях
Чумацький шлях (Греч. galaxias) - перетинаюча зоряне небо срiбляста туманна смуга. В Чумацький Шлях входить величезна кiлькiсть вiзуально невиразних зiрок, що концентруються до основної площини Галактики. Поблизу цiєї площини розташовано Сонце, так що бiльшiсть зiрок Галактики проектується на небесну сферу в межах вузької смуги - Чумацький Шлях. Думка про те, що Чумацький Шлях складається з незлiченної безлiчi зiрок, першим виказав, мабуть, Демокрiт. Вiн вважав, що Чумацький Шлях - це розсiяне свiтло безлiчi зiрок, яке, поза сумнiвом, було б видне по всьому небу, але виявився малопомiтним в сонячному промiннi. Арiстотель спростував останнє твердження i сформулював правильну концепцiю, що враховує рух Землi i форму земної тiнi, але потiм вiдмовився вiд неї i виказав припущення, що Чумацький Шлях - це скупчення пари розжарених небесних тел.
Ширина Чумацького Шляху рiзна: в найширших мiсцях - бiльше 15°, в найвужчих - всього декiлька градусiв.
Чумацький Шлях проходить по наступних сузiр'ях: Однорогий, Малий Пес, Орiон, близнюки, Телець, Вiзничий, Персей, Жираф, Касiопея, Андромеда, Цефей, Ящiрка, Лебiдь, Лисичка, Лiра, Стрiла, Орел, Щит, Стрiлець, Змiєносець, Пiвденна Корона, Скорпiон, Наугольник, Вовк, Пiвденний Трикутник, Центавр, Циркуль, Пiвденний Хрест, Муха, Кiль, Вiтрила, Корми.
2) наявнiстю поглинаючого середовища, яке у виглядi темних туманностей самих рiзних форм i розмiрiв додає химернi контури. Клочковатость добре помiтна в сузiр'ї Лебедя. Але особливо чудова дуже яскрава i щiльна зоряна хмара в сузiр'ї Щита. Декiлька зоряних хмар є в сузiр'ї Стрiльця.
"велика щiлина"), мабуть, викликаний численними i порiвняно близькими до нас темними туманностями, якi затуляють областi Чумацького Шляху. В пiвденнiй пiвкулi неба, поблизу Пiвденного Хреста, знаходиться Вугiльний мiшок - чорний провал в Чумацький Шлях, який спостерiгачi XVII вважали справжнiм отвором в небi.
Середня лiнiя усерединi Чумацького Шляху. - галактичний екватор.
"Молочним Шляхом", Срiбною Рiчкою, Небесною рiчкою i т. д.
4. Що таке зiрки
Зiрки - могутнi джерела енергiї. Зокрема, життя на Землi зобов'язано своїм iснуванням енергiї випромiнювання Сонця. Зiрки в космiчному просторi не розподiленi рiвномiрно, вони утворюють зорянi системи. До них вiдносяться кратнi зiрки, зорянi скупчення i галактики.
Бiльшiсть зiрок знаходиться в стацiонарному станi, тобто змiн їх фiз. характеристик не спостерiгається. Це вiдповiдає стану рiвноваги. Але iснують i такi зiрки, властивостi яких мiняються видимим чином. Їх називають змiнними зiрками i нестацiонарними зiрками. Слiд зазначити зiрки, в яких безперервно або час вiд часу вiдбуваються спалахи, зокрема - новi зiрки. При спалахах т. наз. найновiших зiрок речовина зiрки в деяких випадках може бути повнiстю розсiяне в просторi.
Характеристики зiрок дiляться на видимi (найважливiша - блиск, який прийнято виражати в логарифмiчнiй шкалi видимих зоряних величин) i iстиннi (свiтимiсть, колiр зiрок, радiус, маса). Найважливiшу iнформацiю про властивостi зiрки дають їх спектри. Далi, iснує класифiкацiя зiрок по свiтимостi. Найпростiший вид цiєї класифiкацiї полягає в роздiленнi зiрок на гiганти i карлики. При бiльш докладнiй класифiкацiї видiляють надгiганти, субгiганти, субкарлики i т. п.
синтезуються ядра важчих елементiв i видiляється велика кiлькiсть енергiї. Енергiї гравiтацiйного стиснення, як показують розрахунки, було б достатньо для пiдтримки свiтимостi Сонця протягом всього лише 30 млн. рокiв, тодi як з геологiчних i iн. даних витiкає, що свiтимiсть Сонця залишалася приблизно постiйною протягом мiльярдiв рокiв. Гравiтацiйне стиснення може служити джерелом енергiї лише для дуже молодих зiрок. З другого боку, термоядернi реакцiї протiкають з достатньою швидкiстю лише при температурах, в тисячi раз перевищуючих температуру поверхнi зiрки. В надрах зiрок при температурах >10Е7 До i величезнiй густинi газ володiє тиском в мiльярди атмосфер. В цих умовах зiрка може знаходитися в стацiонарному станi лише завдяки тому, що в кожному її шарi внутрiшнiй тиск газу врiвноважується дiєю сил тяжiння. Такий стан називається гiдростатичною рiвновагою. Отже, стацiонарна зiрка є газовою (точнiше, плазмовий) кулею, що знаходиться в станi гiдростатичної рiвноваги. Якщо усерединi зiрки температура з якої-небудь причини пiдвищиться, зiрка повинна роздутися, оскiльки зросте тиск в її надрах. Сили тяжiння не зможуть запобiгти розширенню зiрки, оскiльки у поверхнi зiрки, що розширяється, вони зменшаться. Звiдси витiкає, що для збереження гiдростатичної рiвноваги зiрки з великою температурою за iнших рiвних умов повиннi мати меншi розмiри. Все сказане вiдноситься до хiмiчно однорiдних (гомогенним) зоряних моделей, якi цiлком придатнi для величезної бiльшостi зiрок. (такi зiрки називаються зiрками головної послiдовностi, до них вiдноситься i наше Сонце). Але iснують зiрки, процеси в яких описуються iншими моделями (напр., червонi гiганти). Стацiонарний стан зiрки характеризується не тiльки механiчною, але i тепловою рiвновагою: процеси видiлення енергiї в надрах зiрок, процеси тепловiдводу енергiї з надр до поверхнi i процеси випромiнювання енергiї з поверхнi повиннi бути збалансованi. Тому зiрки - стiйкi саморегульованi системи.
Свiтимiсть зiрки (за винятком наймасивнiших) пропорцiйна масi в ступенi, що перевищує одиницю. Запас же ядерної енергiї в зiрках просто пропорцiйний масi. Отже, чим бiльше маса зiрки, тим швидше вона повинна витратити свої внутрiшнi джерела енергiї. Термiни еволюцiї тим менше нiж бiльше маси зiрок. Для наймасивнiших зiрок свiтимiсть пропорцiйна масi. Час життя таких зiрок у мiру збiльшення їх маси перестає зменшуватися i прагне певної величини порядка 3. 5 млн. рокiв, дуже малої по космiчних масштабах. Таким чином, зiрки з великим сяянням - це або молодi зiрки (голубi гiганти класу Про), або зiрки, еволюцiї, що недавно вступили в ту або iншу стадiю (червонiнадгiганти).
Вiдносну поширенiсть зiрок рiзних типiв в Галактицi можна охарактеризувати так: на 10 млн. червоних карликiв доводиться близько 1 млн. бiлих карликiв, приблизно 1000 гiгантiв i лише одна зiрка-надгiгант.
АСТРОНОМІЯ (вiд астро... i грец. nomos — закон), наука про будову i розвиток космiчних тiл, утворюваних ними систем i Всесвiту в цiлому. Астрономiя включає сферичну астрономiю, практичну астрономiю, астрофiзику, небесну механiку, зоряну астрономiю, позагалактичну астрономiю, космогонiю, космологiю i ряд iнших роздiлiв. Астрономiя — якнайдавнiша наука, що виникла з практичних потреб людства (прогноз сезонних явищ, рахунок часу, визначення мiсцеположення на поверхнi Землi i iн.). Народження сучасної астрономiї було пов'язано з вiдмовою вiд геоцентричної системи свiту (Птолемей, 2 в.) i замiною її гелiоцентричною системою (Н. Коперник, сiрий. 16 в.), з початком телескопiчних дослiджень небесних тiл (Р. Галiлей, поч. 17 в.) i вiдкриттям закону всесвiтнього тяжiння (І. Ньютон, кон. 17 в.). 18-19 ст. були для астрономiї перiодом накопичення даних про Сонячну систему, Галактику i фiзичну природу зiрок, Сонця, планет i iнших космiчних тел. В 20 в. у зв'язку з вiдкриттям свiту галактик стала розвиватися позагалактична астрономiя. Дослiдження спектрiв галактик дозволило Э. Хабблу (1929) знайти загальне розширення Всесвiту, передбачене А. А. Фридманом (1922) на основi теорiї тяжiння, створеної А. Эйнштейном в 1915-16. Науково-технiчна революцiя 20 в. надала те, що революцiонiзувало дiю на розвиток астрономiї в цiлому i астрофiзики особливо. Створення оптичних i радiотелескопiв з високим дозволом, вживання ракет i штучних супутникiв Землi для позаатмосферних астрономiчних наглядiв привели до вiдкриття цiлого ряду нових видiв космiчних тiл: радiогалактик, квазарiв, пульсарiв, джерел рентгенiвського випромiнювання i iн. Були розробленi основи теорiї еволюцiї зiрок i космогонiї Сонячної системи. Найбiльшим досягненням астрофiзики 20 в. стала релятивiстська космологiя — теорiя еволюцiї Всесвiту в цiлому.
Комети (вiд грец. kometes [aster] - "волохата [зiрка]") - малi тiла Сонячної системи (разом з астероїдами i метеорними тiлами), що рухаються по сильно витягнутих орбiтах i рiзко мiняючi свiй вигляд з наближенням до Сонця. Комети - тiла, що утворилися в зовнiшнiй частинi Сонячної системи (включаючи область вищих планет).
"хвiст", звичайно направлений в протилежну вiд Сонця сторону. Усерединi туманної плями, званої "головою" комети або комою, iнодi видно порiвняльне яскраве ядро, схоже на зiрку, а навкруги голови - концентричнi кiльца-галоси. Ядро комети є великою глибою змерзлих газiв, усерединi якої знаходяться i твердi частинки, - вiд найдрiбнiшого пилу до крупних кам'янистих мас. Лiд цей не зовсiм звичайний, в ньому, окрiм води, мiстяться амiак i Метан. Хiмiчний склад кометного льоду нагадує склад Юпiтера. Поперечники ядер комети складають iмовiрно 0. 5 - 20 км i мають масу порядка 1014 - 1019 р. Проте зрiдка з'являються До. iз значно великими ядрами. Численнi ядра менше 0. 5 км породжують слабкi комети, практично неприступнi наглядам. Видимi поперечники голiв До. складають звичайно вiд 10 тис. до 1 млн. км, змiнюючись з вiдстанню вiд Сонця. У деяких комет максимальнi розмiри голови перевищували розмiри Сонця. Ще бiльшi розмiри (понад 10 млн. км) мають оболонки з атомарного водню навкруги голови. Як правило, хвости бувають менш яскравими, нiж голова, i тому їх вдається спостерiгати не у всiх комет. Довжина їх видимої частини складає 106 -107 км, тобто звичайно вони зануренi у водневу оболонку. У деяких комет хвiст вдавалося прослiдити до вiдстанi понад 100 млн. км. В головах i хвостах До. речовина украй розрiджений; не дивлячись на гiгантський об'єм цих утворень, практично вся маса комети зосереджена в її твердому ядрi. Густина хвоста настiльки нiкчемна, що крiзь нього просвiчують слабкi зiрки.
" комета " пояснюється тим, що яскравi комети схожi на голову з розбещеним волоссям. Щорiчно вiдкривають 5-10 комет. Кожну з них привласнюють попереднє позначення, що включає прiзвище вiдкрив комету, рiк вiдкриття i букву латинського алфавiту в порядку вiдкриття. Потiм його замiнюють остаточним позначенням, що включає рiк проходження через перигелiй i римську цифру в порядку дат проходження через перигелiй.
Комети спостерiгаються тодi, коли ядро комети наближається до Сонця ближче 4-6 а. о., нагрiвається його промiнням i починає видiляти газ i пиловi частинки.
Бiльшiсть комет, що спостерiгалися, належить Сонячнiй системi i звертається навкруги Сонця по витягнутих елiптичних орбiтах рiзних розмiрiв, довiльно орiєнтованим в просторi. Розмiри орбiт бiльшостi До. в тисячi раз бiльше поперечника планетної системи. Поблизу афелiїв своїх орбiт комети знаходяться найбiльшу частину часу, так що на далеких околицях Сонячної системи iснує хмара комет - т. наз. хмара Оорта (на iм'я данського астронома, що запропонував дану теорiю). Походження даної хмари зв'язано, мабуть, з гравiтацiйним викидом крижаних тiл iз зони планет-гiгантiв пiд час їх освiти. Хмара Оорта мiстить порядка 100 млрд. кометних ядер. У комет, що вiддаляються до периферичних частин хмари Оорта (їх вiдстанi вiд Сонця можуть досягати 100 тис. а. о., а перiоди обiгу навкруги Сонця - 1-10 млн. рокiв), орбiти мiняються пiд дiєю тяжiння найближчих зiрок. При цьому деякi комети придбавають параболiчну швидкiсть по вiдношенню до Сонця (для таких далеких вiдстаней - порядка 0. 1 км/с) i назавжди втрачають зв'язок з Сонячною системою. Іншi (дуже небагато) придбавають при цьому швидкостi порядка 1 м/с, що приводить до їх руху по орбiтi з перигелiєм поблизу Сонця, i тодi вони стають доступними для наглядiв. У всiх комет при їх русi в областi, зайнятою планетою, орбiти змiнюються пiд дiєю тяжiння планет. При цьому серед комет, що прийшли з периферiї хмари Оорта, близько половини придбаває гiперболiчнi орбiти i втрачається в мiжзоряному просторi, У iнших, навпаки, розмiри орбiт зменшуються, i вони починають частiше повертатися до Сонця.
Комети, що належать Сонячнiй системi, час вiд часу (з перiодами вiд 3. 3 року, як у комети Енке, до декiлькох десяткiв тисяч рокiв) проходять поблизу Сонця i називаються перiодичними. Оддалiк Сонця комета тьмяно освiтлюється його промiнням, не має хвоста i не доступна для наглядiв. У мiру наближення до Сонця, її освiтлення посилюється, замерзлi гази ядра, що нагрiваються сонячним промiнням, випаровуються i закутують ядро газопиловою оболонкою, створюючою голову комети. Пiд дiєю свiтлового тиску з боку сонячного промiння i елементарних частинок, що викидаються Сонцем, газ i пил йдуть вiд голови комети, утворюючи хвiст, який в бiльшостi випадкiв направлений убiк вiд Сонця i, залежно вiд природи вхiдних в нього частинок, може мати рiзну форму, вiд майже iдеально прямiй (хвiст складається з iонiзованих газових молекул) до рiзко викривленої (хвiст з важких пилових частинок). У деяких комет спостерiгаються невеликi аномальнi хвости, направленi до Сонця. Деякi комети мають два хвости: один викривлений, складався з частинок пилу; iнший - прямий, газовий, витягнутий в напрямi, точно протилежному напряму на Сонцi. У ряду комет було помiчено по декiлька пилових хвостiв. Спостерiгалися комети, хвости яких пнулися майже на пiвнеба.
Видима довжина кометного хвоста оцiнюється в градусах дуги. Якщо видне ядро комети, то його блиск оцiнюється подiбно блиску змiнних зiрок.
Чим частiше комета пiдходить до Сонця, тим швидше вона втрачає свою речовину. Тому перiодичнi До., якi йдуть вiд Сонця порiвняно недалеко (наприклад, до орбiти Юпiтера або сатурна) i часто до нього повертаються (короткоперiодичнi; їх вiдомо близько 100), не можуть бути яскравими. Вони не виднi неозброєним оком. Навпаки, довгоперiодичнi До. з великими перiодами обiгу навкруги Сонця поблизу нього звичайно вельми яскравi i виднi неозброєним оком.
Календар (вiд лат. calendarium - "боргова книга": в римському мiсячному календарi перше число кожного мiсяця називалося "календами" - Calendae, i цього дня вiдбувалися сплати вiдсоткiв по боргах) - система, що дозволяє погоджувати тривалiсть середнiх сонячних дiб з iншими, бiльш тривалими перiодичними явищами (змiною пiр року, фазами Мiсяця i т. п.), i звичайно вживана для рахунку тривалих промiжкiв часу. Календар виник на зорi становлення цивiлiзацiї i генетично спорiднений астрологiї. Вже в глибокiй старовинi люди помiтили, що промiжки часу, сприятливi для тiєї або iншої дiяльностi, повторюються з певною перiодичнiстю. Наприклад, час, сприятливий для посiву, повторюється приблизно через 365 змiн дня i ночi, а повний мiсяць, що сприяє нiчному полюванню, повторюється кожнi 29-30 дiб. Не менше важливе значення мало точне визначення моментiв часу, найсприятливiших для здiйснення жертвопринесень богам, магiчних дiй i т. п. Подiбнi функцiї календарi схожi з функцiями астрологiї. Пiдтвердженням цього є i те, що у деяких народiв астрологiя пов'язана з календарями не менше нiж з положеннями план, а iнодi i зовсiм заснована тiльки на календарi. Основна проблема, з якою зiткнулися вже стародавнi творцi календаря, полягає в тому, що нi тривалiсть тропiчного року, нi тривалiсть сiнодичного мiсяця не рiвнi цiлому числу доби. Бiльш того, неможливо пiдiбрати яке-небудь цiле число тропiчних рокiв (або сiнодичних мiсяцiв, в якому б мiстилося цiле число доби). В старовинi ця проблема ускладнювалася ще i тим, що не були точно вiдомi тривалiсть тропiчного року i сiнодичного мiсяця.
Календарi, в яких використовувався тропiчний рiк (сонячнi календарi), складалися перш за все в сiльськогосподарських цiлях для визначення сезонiв польових робiт. Основною проблемою при розробцi цих календарiв була проблема високосiв, яка дозволила б зробити календар наскiльки можливо точним. В даний час найширше поширення набув григорiанський календар з досить зручною системою високосних рокiв. Погрiшнiсть в 1 доби в ньому нагромаджується приблизно за 3300 рокiв. Сонячними календарями є також юлiанський календар i Хайяма календар.
Календарi, заснованi на синодичному мiсяцi (мiсячнi календарi), використовувалися звичайно для культових цiлей, оскiльки були непридатнi для визначення термiнiв сiльськогосподарських робiт (один i той же мiсяць в рiзнi роки доводився на рiзнi пори року). Головним в розробцi систем мiсячного було пiдiбрати таке число цiлих мiсячних рокiв по 354 i 355 днiв, щоб тривалiсть цього перiоду була найбiльш близька до цiлого числа. Найвдалiшими спiввiдношеннями є: 354. 36706 x 8 = 2834. 936 днiв; 354. 36706 х 30 = 10641. 012 днiв (354. 36706 - тривалiсть 12 мiсячних мiсяцiв). Тiльки ця рiвнiсть i одержали вживання у всiх дiючих мiсячних календарiв. Перше з них називається турецьким циклом, друге - арабським циклом. Вони заснованi на вiдповiдних дробах 3/8 i 11/30 вiдповiдно. Мiсячний календар використовувався в Стародавньому Вавiлонi, Давньому Єгиптi, Грецiї, Римi, а в країнах iсламу вiн у вживаннi i до цього дня. Використовування мiсячного календаря, що не дозволяє точно визначити початок сезонiв року, приводило до необхiдностi використовувати календарнi прикмети, пов'язанi з сонячним роком.
Календар, що дозволяє погоджувати тропiчний рiк, синодичний мiсяць i середнi сонячнi доби, називається мiсячно-сонячним. В такому календарi повиннi дотримуватися двi умови: необхiдно, щоб початки календарних мiсяцiв можливо ближче розташовувалися до молодика, а сума деякого числа цiлих мiсячних мiсяцiв (12, але в метоновому циклi 7 разiв протягом 19 рокiв - 13 мiсяцiв) можливо точнiше вiдповiдала iстиннiй тривалостi тропiчного року, чим досягається приблизне узгодження змiни мiсячних фаз з рiчним рухом Сонця. мiсячно-сонячнi календарi дуже громiздкi, сьогоднi вони використовуються в основному в країнах Пiвденно-схiдної Азiї.
тенденцiя до теоретичних узагальнень. Пiсля того, як були видiленi основнi календарнi цикли (тиждень, мiсяць, рiк i iн.), фазам цих циклiв були приписанi свої значення. Загальною для двох якнайдавнiших видiв астрологiї була наявнiсть нерозривного зв'язку з ворожiнням. Вiдмiннiсть полягала в тому, що астрологiя ознак вимагала численних i ретельних наглядiв за рiзними явищами в природi (астрономiчними, метеорологiчними, сейсмiчними i т. п.). Календарна ж астрологiя потребувала набагато меншої кiлькостi наглядiв, але в бiльшiй кiлькостi розрахункiв.
8. Сонце i життя землi
Сонцем, i показали, що сонячна постiйна не постiйна, а схильна варiацiям в межах десятих часток вiдсотка, причому довгоперiодичнi варiацiї пов'язанi з сонячним циклом (Сонячна постiйна - кiлькiсть сонячної енергiї, що приходить на поверхню площею 1 кв. м, розгорнену перпендикулярно сонячному промiнню в космосi) Вiд максимуму до мiнiмуму сонячна постiйна зменшується приблизно на 0. 1%, тобто пiд час максимуму активностi (багато плям на Сонце) воно випромiнює як би бiльше. Такi змiни також можуть мати вплив на земний клiмат. В Маундеровськiй мiнiмум (1645-1715) було дуже мало плям. Цей перiод вiдомий на Землi як малий льодовиковий перiод: в цей час було набагато холоднiше, нiж зараз. У принципi це може бути простим збiгом, але швидше за все, цi подiї мають причинний зв'язок.
Глибина проникнення сонячної радiацiї в атмосферу Землi залежить вiд довжини хвилi його випромiнювання. На щастя для життя, оксид азоту в тонкому шарi атмосфери на висотi вище 50 км над поверхнею Землi блокує дуже змiнне короткохвильове ультрафiолетове випромiнювання Сонця. На менших висотах озон i молекулярний кисень поглинають довгохвильову частину ультрафiолетового випромiнювання, яке також шкiдливе для життя. Змiни сонячного ультрафiолетового випромiнювання впливають на структуру озонового шару.
На Землю надає дiю також так званий сонячний вiтер, обумовлений спокiйним випуском коронарної плазми. Сонячний вiтер дуже сильно впливає на хвости комет i навiть має вимiрюванi ефекти впливу на траєкторiю супутникiв. Зарядженi частинки з сонячного вiтру вiдповiдальнi за пiвнiчнi i пiвденнi полярнi сяйва, коли вони пронизують земну атмосферу на високiй швидкостi i примушують її свiтитися.
Випуск Сонцем заряджених частинок, яке залежить в основному вiд умов в шарах, розташованих вище за фотосферу, також мiняється в циклi сонячної активностi. Найбiльше значення серед цих частинок з погляду впливу на земнi процеси мають високоенергiйнi протони, якi викидаються при вибухах в сонячнiй коронi (одночасно викидаються також високоенергiйнi електрони).
Високоенергiйнi сонячнi протони, що приходять до Землi, мають енергiї вiд 10 млн. до 10 млрд. еВ (для порiвняння енергiя фотона видимого свiтла складає близько 2 еВ). Найенергiйнiшi протони рухаються з швидкiстю, близькою до швидкостi свiтла, i досягають Землi приблизно через 8 мiн пiсля наймогутнiших сонячних спалахiв. Такi спалахи пов'язанi з колосальними виверженнями в активних областях Сонця, якi рiзко збiльшують свою яскравiсть в рентгенiвському i крайньому ультрафiолетовому дiапазонах. Вважається, що джерелом енергiї спалахiв є швидке взаємозвищення (анiгiляцiя) сильних магнiтних полiв, при якiй вiдбувається розiгрiвання плазми i виникають могутнi електричнi поля, прискорюючi зарядженi частинки. Цi частинки здатнi зробити рiзноманiтний вплив на людей знаходяться у цей момент не пiд захистом земного магнiтного поля.
Могутнi протоннi спалахи є важливим чинником для планування польотiв на цивiльних авiалiнiях, особливо проходячих в полярних широтах, де силовi лiнiї земного магнiтного поля направленi перпендикулярно поверхнi Землi i тому дозволяють зарядженим частинкам досягати нижнiх шарiв атмосфери. Пасажири в цьому випадку пiддаються пiдвищеному радiацiйному опромiнюванню. Ще бiльш сильну дiю такi явища можуть надавати на екiпажi космiчних апаратiв, особливо тих, якi лiтають на орбiтах, що проходять через полюси. Спостерiгався також вплив протонних спалахiв на функцiонування обчислювальних систем. Так, в серпнi 1989 року одна така подiя паралiзувала роботу обчислювального центру фондової бiржi в Торонто. Протягом сонячного циклу вiдбувається лише декiлька десяткiв таких могутнiх спалахiв, i їх частота значно вище в його максимумi, нiж в мiнiмумi.
Змiни потоку плазми сонячного вiтру, оточуючого Землю, приводять до дiї зовсiм iншого вигляду. Ця вiдносно низько енергiйна плазма як би тiкає з сонячної корони, долаючи через високу температуру гравiтацiйне тяжiння Сонця. Магнiтне поле Землi впливає на зарядженi частинки сонячного вiтру i не дозволяє їм наблизитися до поверхнi планети. Простiр навкруги Землi, в який в основному не можуть проникати частинки сонячного вiтру, називають земною магнiтосферою. Спалахи i iншi рiзкi змiни магнiтних полiв на Сонцi приводять до обурень в сонячному вiтрi i змiнюють тиск плазми на земну магнiтосферу. Пов'язанi з дiєю сонячного вiтру змiни геомагнiтного поля складають лише бiля 0,1% його напруженостi, рiвної приблизно 1 Гс. Проте iндукованi навiть такими малими змiнами геомагнiтного поля електричнi струми в довгих провiдниках на поверхнi Землi (таких як високовольтнi лiнiї або труби нафтопроводiв) можуть приводити до драматичних наслiдкiв. Довгий час робилися численнi спроби знайти зв'язок мiж сонячною активнiстю i погодою, Видатний англiйський астроном Уїльям Гершель припустив, що Сонце найбiльш яскраво свiтить при максимумi сонячних плям, а пiдвищення температури в цей перiод було б повинне було приводити до збiльшення урожаю пшеницi i вiдповiдно падiнню цiн на неї. В 1801 р. вiн заявив, що цiна на пшеницю дiйсно корелює з циклом сонячних плям. Кореляцiя, проте, виявилася недостовiрною, i Гершель став займатися iншими проблемами. Багато таких уявних зв'язкiв виявилися недовговiчними, i всi вони мали той недолiк, що були швидше статистичними, нiж причинними. Нiхто ще не запропонував розумний механiзм, за допомогою якого такi малi змiни сонячної постiйної могли б вiдчутно впливати на земнi процеси.
9. Сонце – ближня зiрка
Сонце є сферично симетричним тiлом, що знаходиться в рiвновазi. Усюди на однакових вiдстанях вiд центру цiєї кулi фiзичнi умови однаковi, але вони помiтно мiняються у мiру наближення до центру. Густина i тиск швидко наростають в глибiнь, де газ сильнiше стислий тиском вищерозмiщених шарiв. Отже, температура також росте у мiру наближення до центру. Залежно вiд змiни фiзичних умов Сонце можна роздiлити на декiлька концентричних шарiв, поступово перехiдних один в одного.
В центрi Сонця температура складає 15 млн. градусiв, а тиск перевищує сотнi мiльярдiв атмосфер. Газ стислий тут до густини близько 1,5·105 кг/м3. Майже вся енергiя Сонця генерується в ядрi - центральної областi з радiусом приблизно 1/3 сонячного.
свiтло багато разiв поглинається речовиною i випромiнюється знов. Вважається, що зона випромiнювання тягнеться приблизно на 1/3 радiусу Сонця.
Протягом останньої третини радiусу знаходиться зона конвекцiї. Причина виникнення перемiшування (конвекцiї) в зовнiшнiх шарах Сонця та ж, що i в киплячому чайнику: кiлькiсть енергiї, поступаючi вiднагрiвача, набагато бiльше того, яке вiдводиться теплопровiднiстю. Тому речовина вимушена приходить в рух i починає саме переносити тепло.
Всi розглянутi вище шари Сонця фактичноне спостерiгаємi. Про їх iснування вiдомо або з теоретичних розрахункiв, або на пiдставi непрямих даних.
Над конвективною зоною розташовуються безпосередньо спостережуванi шари Сонця, званi його атмосферою. Вони краще вивченi, оскiльки про їх властивостi можна судити з наглядiв.
км. Чим глибше шари фотосфери, тим вони гарячiше. В зовнiшнiх бiльш холодних шарах фотосфери на фонi безперервного спектру утворюються фраунгоферовi лiнiї поглинання.
Пiд час найбiльшого спокою земної атмосфери в телескоп можна спостерiгати характерну зернисту структуру фотосфери. Чергування маленьких свiтлих плямочок - гранул - розмiром близько 1000 км., оточених темними промiжками, створює враження комiрчастої структури - грануляцiї. Виникнення грануляцiї пов'язано з конвекцiєю, що вiдбувається пiд фотосферою. Окремi гранули на декiлька сотень градусiв гарячiше навколишнього їх газу, i в перебiгу декiлькох хвилин їх розподiл по диску Сонця мiняється. Спектральнi вимiрювання свiдчать про рух газу в гранулах, схожих на конвективнi: в гранулах газ пiдiймається, а мiж ними - опускається.
шарiв атмосфери - хромосфери i корони. В результатi верхнi шари фотосфери з температурою близько 4500K виявляються "найхолоднiшими" на Сонцi. Як углиб, так i вгору вiд них температура газiв швидко росте.
спостерiгаються виступаючi як би язички полум'я - хромосфернi спiкули, представляючi собою витягнутi стовпчики з ущiльненого газу. Тодi ж можна спостерiгати i спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. Вiн складається з яскравих емiсiйних лiнiй водню, гелiю, iонiзованого кальцiю i iнших елементiв, якi раптово спалахують пiд час повної фази затьмарення. Видiляючи випромiнювання Сонця в цих лiнiях, можна одержати в них його зображення. Хромосфера вiдрiзняється вiд фотосфери значно бiльш неправильною i неоднорiдною структурою. Помiтнi два типи неоднородностей - яскравi i темнi. За своїми розмiрами вони перевищують фотосфернi гранули. В цiлому розподiл неоднородностей утворює так звану хромосферну сiтку, особливо добре помiтну в лiнiї iонiзованого кальцiю. Як i грануляцiя, вона є слiдством рухiв газiв в пiдфотосфернiй конвективнiй зонi, що тiльки вiдбуваються в бiльш крупних масштабах. Температура в хромосферi швидко росте, досягаючи у верхнiх її шарах десяткiв тисяч градусiв.
|
