Номінація: сучасний навчальний посібник (підручник) Рожище 2014 Укладач: М. Л. Мізюк
жүктеу/скачать 5.51 Mb.
|
- Бұл бет үшін навигация:
- 4. Сонячна активність
- 5. Цікаві факти
- Візуально-подвійні зорі – це зорі, які можна бачити окремо.
- Спектрально-подвійні зорі – це зорі, подвійність яких можна визначити за допомогою спектрів.
2. Будова Сонця.Як і всі зорі, Сонце - розжарена газова куля. Речовина Сонця дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу - плазми. Середня густина сонячної речовини ρ ≈ 1400 кг/м³. В центрі Сонця густина становить близько 1,5×105 кг/м³, тиск - близько 2×1018 Па, а температура - близько 15 000 000 К. За такої температури відбуваються термоядерні реакції, в результаті яких з водню утворюється гелій і вивільняється значна кількість енергії, що перетворюється на тепло. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а водню зменшується. Залежно від температури й характеру процесів, що нею визначаються, Сонце можна умовно поділити на 4 частини: - ядро, (простягається від центра на відстань приблизно 1/3 радіуса). В ядрі при температурі 15 млн. градусів проходять термоядерні реакції; -промениста зона (відстань від 1/3 до 2/3 радіуса). В променистій зоні енергія передається назовні внаслідок послідовного поглинання і випромінювання квантів електромагнітної енергії;
- сонячна атмосфера починається відразу за конвективною зоною і сягає далеко за межі видимого диска Сонця і складається з фотосфери, хромосфери і сонячної корони. Верхніх шарів атмосфери безпосередньо (хромосфери та корони) не видно через значну розрідженість, їх можна спостерігати або під час повних сонячних затемнень, або за допомогою спеціальних приладів. 3. Будова атмосфери Сонця. - фотосфера (нижній шар атмосфери) - це тонкий шар газів (200-300 км), який ми сприймаємо як поверхню Сонця. Температура фотосфери зменшується з висотою від 8000 до 4000 К. Фотосфера (шар, що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця;- хромосфера (середній шар атмосфери товщиною 10-15 тисяч км). В хромосфері атоми різних речовин утворюють темні лінії поглинання у спектрі Сонця. Температура підвищується до 100 000○С;- сонячна корона (зовнішній шар атмосфери). Температура сягає кількох мільйонів градусів. Речовина корони, яка постійно витікає у простір, називається сонячним вітром.4. Сонячна активність:- визначається сукупністю фізичних змін, які відбуваються на Сонці. Зовнішні прояви сонячної активності - сонячні плями, факели, флокули, протуберанці тощо; - розрізняють періодичні компоненти цих змін, основним з яких є 11-річний сонячний цикл, і аперіодичні зміни. - температура плям 4500К (фотосфери 5780К), у плямах більше магнітне поле, яке зупиняє конвекцію;- хромосферні спалахи вибухають біля плям великої потужності. Під час спалахів у міжпланетний простір викидаються потоки заряджених частинок з швидкістю 20 000 км/c.;- протуберанці (здуваюсь) існують постійно – це щільні холодні хмари водню, які піднімаються в корону і рухаються вздовж магнітних ліній.Сонячна активність впливає на зміну погоди та клімату на Землі. 5. Цікаві факти:- Сонце містить у собі 99,87% маси усієї Сонячної системи; - середня густина Сонця складає всього 1,4 г/см³, тобто дорівнює густині води Мертвого моря; - кожну секунду Сонце випромінює в 100 000 разів більше енергії, ніж людство виробило за всю свою історію; - питома (на одиницю маси) енерговитрата Сонця - всього 2×10-4 Вт/кг, тобто приблизно така ж, як у купи гнилого листя; - 8 квітня 1947 року на поверхні південної півкулі Сонця було зафіксовано найбільше скупчення сонячних плям за весь час спостережень. Його довжина становила 300 000 км, а ширина - 145 000 км. Воно було приблизно у 36 разів більше за площу поверхні Землі і його можна було легко розгледіти неозброєним оком під час заходу Сонця; - на честь Сонця названо нову валюту Перу (новий соль). 6. «Життєвий» цикл Сонця. Вважається, що Сонце сформувалося приблизно 4,59 млрд. років тому, коли швидке стиснення під дією сил гравітації хмари молекулярного водню призвело до утворення зірки. Зірка такої маси, як Сонце, має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років. Таким чином, зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого життєвого шляху. На сучасному етапі в сонячному ядрі відбуваються термоядерні реакції перетворення водню на гелій. Щосекунди близько 4 млн тонн речовини перетворюється на променисту енергію. Відповідно до чинних уявлень через 4-5 млрд років воно перетвориться на червоного гіганта. У міру того, як водневе паливо в ядрі буде вигоряти, його зовнішня оболонка буде розширюватися, а ядро - стискатися й нагріватися. Приблизно через 7,8 млрд років, коли температура в ядрі досягне приблизно 100 млн К, у ньому почнеться термоядерна реакція синтезу вуглецю з гелію. На цій фазі розвитку температурні нестійкості всередині Сонця призведуть до того, що воно почне втрачати масу і скидати оболонку. Зовнішні шари Сонця на той час досягнуть сучасної орбіти Землі. Дослідження показують, що ще до того часу втрата Сонцем маси призведе до того, що Земля перейде на віддаленішу від Сонця орбіту і, таким чином, уникне поглинання зовнішніми шарами сонячної плазми. Попри це, вся вода на Землі перейде в газоподібний стан, а більша частина її атмосфери розсіється в космічному просторі. Збільшення температури Сонця в цей період таке, що протягом наступних 500-700 млн років поверхня Землі буде занадто гаряча для того, щоб на ній могло існувати життя в його сучасному розумінні. Після того, як Сонце пройде фазу червоного гіганта, термічні пульсації приведуть до того, що його зовнішня оболонка буде зірвана і з неї утворюється планетарна туманність. У центрі цієї туманності залишиться сформований із дуже гарячого ядра білий карлик, який протягом багатьох мільярдів років буде поступово остигати й згасати. Такий життєвий цикл вважається типовим для зір малої та середньої маси. Маса Сонця недостатня для того, щоб його еволюція завершилася вибухом наднової.
Для вимірювання відстаней до зір використовують річний паралакс. Річний паралакс р – кут, під яким із зорі було б видно радіус земної орбіти. Астрономічна одиниця (а. о.) – це відстань, яка дорівнює середній відстані Землі від Сонця (149600000 км).  , r – відстань від Землі до зорі
1 парсек (пк) (від слів “паралакс” і “секунда”) – це відстань, з якої середній радіус земної орбіти видно під кутом 1' (секунда дуги). Світловий рік (св.р.) - це така відстань, яку проходить світло за один рік, поширюючись зі швидкістю 300 000 км/с. Між одиницями довжини, що використовуються в астрономії, існують такі співвідношення: 1 пк=3,26 св.р.=206265 а.о.=3·1016м; 1 св.р.=0,3066 пк= 63240 а.о.=9,5·1015м.
- Проксима – 4,2; - Бернарда – 5,9; - Вольф 359 – 7,5; - Сіріус -8,8; - Росс 154 -9,5. 2. Видимі зоряні величини. З метою класифікації зір за їхнім блиском Гіппарх (грецький астроном, 190 – 126 до н.е.) увів поняття видимої зоряної величини (цей термін до фізичних розмірів зорі не має ніякого відношення). Видима зоряна величина  - це величина, яка характеризує видимий блиск чи яскравість небесного тіла з погляду земного спостерігача. Позначається буквою в показнику. Приклад: 2m читається блиск зорі дорівнює двом зоряним величинам.
 ,  - освітленість, 
Зорі 6m рівно у 100 разів слабкіші за зорі 1m. Зір з величинами яскравіше 1m налічується всього 13, від 1m до 2m - 27. а всіх зір до 6m - близько 6000. Видима зоряна величина Сонця становить –26,8m, Місяця -12,6m . Орбітальний телескоп «Хаббл» може спостерігати зорі до +31,5m. Абсолютна зоряна величина  - це така зоряна величина, яку б мала зоря, якби перебувала від нас на відстані 10 пк (32,6 св. р.).
 ,  - відстань до зорі, виміряна в парсеках.
 – абсолютна зоряна величина Сонця.
Видимі та абсолютні зоряні величини деяких зір: Зоря m M Сонце -26,7 +4,8 Сіріус -1,6 +1,3 Арктур -0,1 - 0,3 Вега 0 +0,5 Капелла +0,1 - 0,7 3. Світність зорі  - повна кількість енергії, яку випромінює зоря з усієї її поверхні за одиницю часу в усіх напрямках. За одиницю світності приймається потужність випромінювання Сонця 4·1026 Вт.
 , 
Світність деяких зір: Зоря L Сонце 1
Денеб 90000 Рігель 70000 Бетельгейзе 25000 Полярна 17600 Капелла 150
За температурою зорі поділяються на 7 спектральних класів: O, B, A, F, G, K, M (англійське прислів’я: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me» - «будь гарною дівчиною, поцілуй мене», або українською мовою: «ОБидвА Фазани Жовтим Кольором Мазані Рядком Надуті Сидять») O-B-A-F-G-K-M Найгарячіші зорі спектрального класу О (сині), найхолодніші - класу М (червоні). Сонце належить класу G (жовтих зір з температурою 6000○С).
Для визначення радіуса зір використовується закон Стефана-Боьцмана: Q – енергія, що випромінює одиниця поверхні зорі за одиницю часу;
Т – абсолютна температура поверхні зорі.  - світність зорі в одиницях світності Сонця.
R – радіус зорі, RO – радіус Сонця, Т – абсолютна температура Сонця. Існують зорі, які мають радіус у сотні разів більший за радіус Сонця, і зорі, що мають радіус менший, ніж радіус Землі.
За цією діаграмою можна визначити залежність між виглядом спектра (температурою) і світністю зір. Зорі утворюють декілька послідовностей. Більшість зір (90%) утворюють головну послідовність. Розрізняють червоні гіганти і надгіганти, білі карлики і субкарлики. Діаграма Герцшпрунга - Рассела або діаграма колір - світність - графічно відображена залежність між світністю (чи абсолютною зоряною величиною) та спектральним класом (тобто, температурою поверхні) зорі. Запропонована 1910 року незалежно Ейнаром Герцшпрунгом (Данія) та Генрі Расселом (США). Діаграма використовується для класифікації зір та відповідає сучасній уяві про зоряну еволюцію. Зорі на цій діаграмі розташовуються не випадково, а утворюють добре помітні ділянки, які називають послідовностями. Найцікавішим є те, що схожі за фізичними властивостями зірки займають відокремлені області: головну послідовність, послідовності надгігантів, яскравих і слабких гігантів, субгігантів, субкарликів, білих карликів та ін. Близько 90% зір розташовано вздовж вузької смуги - головної послідовності, що перетинає діаграму по діагоналі від високих світностей та температур до низьких. Світність цих зір зумовлено ядерними реакціями перетворення водню на гелій. Згідно з Йєркською класифікацією, зорі головної послідовності належать до V-го класу світності. Чітко виділяються кілька гілок зір, що вже пройшли стадію головної послідовності (гіганти, надгіганти). У них відбувається «горіння» гелію та важчих елементів. Вони розташовані вище головної послідовності, ці зорі належать до I-IV класів світності. У нижній частині діаграми розташовано білі карлики, що проеволюціонували майже повністю. Вони мають VII клас світності.
Розглянемо основні види зір. 1. Подвійні зорі. 
Подвійна зоря - система з двох гравітаційно пов'язаних зір, які обертаються навколо спільного центру мас по еліптичних орбітах. Інколи трапляються системи із трьох і більше зірок. Візуально-подвійні зорі – це зорі, які можна бачити окремо.Такою зіркою є Сіріус, що складається з компонентів A і B, що легко розрізняються в звичайний телескоп. Затемнювано-подвійні зорі – це зорі, в яких відбувається коливання блиску при затемненні одної зірки іншою.Спектрально-подвійні зорі – це зорі, подвійність яких можна визначити за допомогою спектрів.Оптично подвійні зорі – це зорі, які випадково проектуються на дуже близькі одна до одної точки небесної сфери.Класичним прикладом таких зірок є Міцар і Алькор у сузір'ї Великої Медведиці. 2. Змінні зорі. Змінні зо́рі - зорі, у яких спостерігається зміна блиску. Не слід плутати змінність зір із їх мерехтінням, яке відбувається через коливання земної атмосфери. Під час спостережень із космосу зірки не мерехтять. Кількість відомих на сьогодні змінних зір дуже велика (понад 40 000). жүктеу/скачать 5.51 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|
- Стала Стефана-Больцмана;
