Решение проблемы происхождения и развития отдельных тел и образуемых ими систем
жүктеу/скачать 1.33 Mb.
|
|
Отклонения формы Земли от сферической симметрии; 2) Притяжение Луны и Солнца 3) световое давление солнечного излучения; 4) приливные явления в земной атмосфере. ИСЗ позволяют решать важнейшие практические задачи для жителей Землив основном в следующих направлениях: 1) в качестве ретрансляторов для обеспечения дальней связи (например, в сетях INTERNET); 2) для получения глобальной информации о состоянии поверхности Земли и ее атмосферы для нужд метеорологии, биологической службы (обнаружение лесных пожаров, миграций животных и т.д.), геологической разведки и картографии, позволяя получать изображения любых участков земной поверхности, оборонных задач, служб спасения и т.д.; 3) ИСЗ служат геодезии, играя роль геодезических пунктов, от которых можно измерять расстояния и углы; наконец, 4) спутники, являясь пробными телами, движение которых подвержено влиянию множества факторов земной и космической природы, позволяют изучать все эти факторы. Траектория космического аппарата состоит из двух основных типов участков: активного и пассивного. Движение на активном участке определяется в основном тягой реактивных двигателей и притяжением Земли. Пассивный участок траектории начинается с момента выключения двигателя. На пассивном участке космический аппарат движется под действием притяжения Земли и других тел Солнечной системы (Луны, Солнца, планет). При выполнении коррекции спутник снова выходит на активный участок траектории. Cферой действия какого-либо тела с массой m относительно другого тела с массой m’ называется некоторая поверхность, внутри которой выполняется условие (∆g/g)<(∆g’/g’) Где g u g’ – гравитационные ускорения в поле тяготения тел m u m’, а ∆g u ∆g’ – возмущающие ускорения соответственно со стороны m u m’. Войдя в сферу действия другого небесного тела, космический аппарат будет двигаться дальше под действием силы притяжения этого тела, Притяжение Солнца перестанет оказывать на движение аппарата существенное влияние и будет играть роль возмущающей силы. Характер дальнейшего движения космического аппарата зависит от его скорости на границе сферы действия небесного тела, Если эта скорость относительно небесного тела равна или больше параболической скорости, то аппарат, описав относительно небесного тела отрезок параболы или гиперболы, удалится от негo, а затем выйдет из его сферы действия. v2k = v1k √2 Скорость v2k называется второй космической скоростью относительно Земли. Скорость КА в любой точке на пассивном участке опр. по формуле v2 = Gm(2/r – 1/a) Разность гелиоцентрической скорости аппарата Vапп и гелиоцентрической скорости Земли VЗ называется дополнительной скоростью аппарата Vдоп 18. Вращение Земли вокруг оси проявляется во многих явлениях на ее поверхности. Например, пассаты (постоянные ветры в тропических областях обоих полушарий, дующие к экватору) вследствие вращения Земли с запада на восток дуют с северовостока в северном полушарии и с юго-востока — в южном полушарии; в северном полушарии подмываются правые берега рек, в южном — левые; при движении циклона с юга на север его путь отклоняется к востоку и т.д. Опыт Фуко основан на свойстве свободного маятника сохранять неизменным в пространстве направление плоскости своих колебаний, если на него не действует никакая сила кроме силы тяжести. Пусть маятник Фуко подвешен на северном полюсе Земли и колеблется в какой-то момент в плоскости определенного меридиана I. Через некоторое время наблюдателю, связанному с земной поверхностью и не замечающему своего вращения, будет казаться, что плоскость колебаний маятника непрерывно смещается в направлении с востока на запад, «за Солнцем», т. е. по ходу часовой стрелки Но так как плоскость качания маятника не может произвольно менять своего направления, то приходится признать, что в действительности поворачивается под ним Земля в направлении с запада к востоку. За одни звездные сутки плоскость колебаний маятника совершит полный оборот относительно поверхности Земли с угловой скоростью ω = 15° в звездный час. На южном полюсе Земли маятник совершит за 24 звездных часа также один оборот, но против часовой стрелки. Если маятник установить на земном экваторе и ориентировать плоскость его качания в плоскости экватора, т.е. под прямым углом к меридиану I то наблюдатель не заметит смещения плоскости его колебаний относительно земных предметов, т. е. она будет казаться неподвижной и оставаться перпендикулярной Таким образом, угол видимого поворота плоскости колебания маятника относительно поверхности Земли пропорционален синусу географической широты. Если бы Земля имела форму шара, однородного или  состоящего из сферических слоев равной плотности, и явля-
лась бы абсолютно твердым телом, то, согласно законам механики, направление оси вращения Земли и период ее вращения оставались бы постоянными на протяжении любого промежутка времени. Однако Земля не имеет точной сферической формы, а близка к сфероиду. Притяжение же сфероида каким-либо материальным телом L складывает- ся из притяжения F шара, выделенного внутри сфероида (эта сила приложена к центру сфероида), притяжения F1 ближайшей к телу L половины экваториального выступа Сила F1 больше силы F2 и поэтому притяжение тела L стремится повернуть ось вращения сфероида PnPs так, чтобы плоскость экватора сфероида совпала с направлением TL. На экваториальные выступы сфероидальной Земли действуют силы притяжения от Луны и от Солнца. В результате ось вращения Земли совершает очень сложное движение в пространстве. Прежде всего, она медленно описывает вокруг оси эклиптики конус, оставаясь все время наклоненной к плоскости движения Земли под углом около 66° 34' Это движение земной оси называется прецессионным, период его около 26 000 лет. Вследствие прецессии земной оси полюсы мира за тот же период описывают вокруг полюсов эклиптики малые круги радиусов около 23°26'. Прецессия, вызываемая действием Солнца и Луны, называется лунно-солнечной прецессией. Кроме того, ось вращения Земли совершает различные мелкие колебания около своего среднего положения, которые называются нутацией земной оси. По многолетним измерениям географических широт в нескольких пунктах Земли было замечено, что широты пунктов не остаются постоянными, а периодически меняются, отклоняясь от своего среднего значения до 0,3", причем, когда в одном пункте широта несколько увеличивается, то в другом пункте, лежащем на противоположном географическом меридиане, широта уменьшается приблизительно на такую же величину. Эти колебания геофафических широт объясняются тем, что тело Земли смещается относительно оси вращения, а так как это смещение не влияет на ось вращения Земли, направление которой остается фиксированным в пространстве, то в разное время с полюсами вращения совпадают различные точки поверхности Земли. В результате полюсы Земли «блуждают» по ее поверхности. Движение полюсов Земли, как и колебания географических широт, имеет периодический характер. Основными периодами являются 14-месячный период Чандлера и 12-месячный (годовой) период. Последний период явно связан с сезонными изменениями в распределении воздушных масс, с переносом масс воды в виде снега с одного полушария Земли на другое и т. п. Период Чандлера — естественный период колебаний Земли, который был теоретически предсказан Эйлером еще в XVIII в. Если бы Земля была абсолютно твердым телом, естественный период был бы около 10 месяцев. Однако Земля пластична и подвержена упругим деформациям, вследствие чего естественный период увеличивается до 14 месяцев.
19. Луна в течение звездного месяца перемещается среди звезд всегда в одну и ту же сторону — с запада на восток, или прямым движением. Наблюдаемое движение Луны сопровождается непрерывным изменением внешнего вида. В некоторые дни Луна совсем не видна на небе. В другие дни она имеет вид узкого серпа, полукруга и полного круга. Различные формы видимой освещенной части Луны называются ее фазой. Величиной фазы называется освещенная доля диаметра, перпендикулярного линии, соединяющей концы серп. Лунные фазы объясняются тем, что Луна подобно Земле является темным, непрозрачным телом и при движении вокруг Земли занимает различные положения относительно Солнца. Линия, отделяющая темную часть диска Луны от светлой, называется терминатором и всегда является полуэллипсом. Угол с вершиной в центре Луны между направлениями к Земле и к Солнцу
Различаются четыре основные фазы Луны, которые переходят одна в другую в следующей последовательности: новолуние, первая четверть, полнолуние, последняя четверть. После полнолуния Луна начинает «убывать», с западной стороны ее диска появляется «ущерб», который постепенно растет, так как с каждым днем с Земли видна все меньшая часть освешенного полушария Луны. Промежуток времени между двумя последовательными одноименными фазами Луны (например, между двумя полнолуниями) называется синодическим месяцем. Из наблюдений установлено, что синодический месяц в среднем равен 29,53 средних солнечных суток. Таким образом, синодический месяц длиннее сидерического. Это легко понять из рис. 4.13, на котором положение 1 соответствует взаимному расположению Луны, Земли и Солнца в момент полнолуния. Через 27,32 суток, т. е. через сидерический месяц, Луна, сделав полный оборот по своей орбите, займет прежнее положение относительно звезд, но так как Земля за это время переместится в положение 2, то полнолуния еще не будет. Кроме сидерического и синодического периодов обращений в движении Луны различают еще три периода: аномалистический месяц — промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через перигей, (27,55 средних суток); драконический месяц —промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через один и тот же узел своей орбиты (27.21 средних суток); тропический месяц — промежуток времени, в течение которого долгота Луны увеличивается на 360°. 20. Таким образом, плоскость лунного экватора с плоскостью лунной орбиты составляет угол 6°41', а с плоскостью эклиптики 1°3;. При этом плоскость эклиптики лежит между плоскостями лунного экватора и орбиты Луны и все три плоскости пересекаются по одной прямой. Последнее замечательное обстоятельство было обнаружено Кассини в 1721 г. и называется законом Кассини. В каждый данный момент с Земли видна ровно половина поверхности Луны, но продолжительные наблюдения позволяют изучать почти 60 % ее поверхности. Это возможно благодаря явлениям, носящим общее название либрации (качаний) Луны. Оптические, или видимые, либрации, при которых Луна в действительности никаких «колебаний» не совершает, бывают трех видов: по долготе, по широте и параллактическая. Либрация по долготе вызывается тем, что Луна вращается вокруг оси равномерно, а ее движение по орбите, согласно второму закону Кеплера, вблизи перигея быстрее, а вблизи апогея медленнее. Поэтому за четверть Месяца после прохождения перигея П Луна пройдет путь больше четверти всей орбиты, а вокруг оси повернется ровно на 90° Либрация по широте возникает от наклона оси вращения Луны к плоскости ее орбиты и сохранения направления оси в пространстве при движении Луны. В результате с Земли попеременно видна то часть поверхности Луны, расположенная вокруг ее южною полюса, то, наоборот, вокруг северного полюса. Период либрации по широте равен драконическому месяцу, ее величина достигает 6°50'. Суточная, или параллактическая, либрация возникает вследствие сравнительной близости Луны к Земле. Поэтому из разных точек Земли поверхность Луны видна неодинаково. Два наблюдателя, находящиеся в двух противоположных точках земного экватора, в один и тот же момент видят несколько различные области лунной поверхности. Физическая либрация, т. е. действительное «качание» Луны, происходит от того, что большая полуось лунного эллипсоида периодически отклоняется от направления на Землю, а притяжение Земли стремится вернуть се в это положение. Величина физической либрации очень мала — около 2'. 21. При своем движении вокруг Земли Луна может пройти перед более далеким светилом и своим диском заслонить его. Это явление носит название покрытия светила Луной. Определение точных моментов начала и конца покрытий имеет большое значение для изучения движения Луны и формы ее диска. Чаще всего происходят покрытия звезд, реже случаются покрытия планет. Покрытия Солнца Луной называются солнечными затмениями. Солнечное затмение имеет различный вид при наблюдении в различных точках земной поверхности. Диск Солнца будет целиком закрыт только для наблюдателя, находящегося внутри конуса лунной тени, максимальный диаметр которой на поверхности Земли не превосходит 270 км. В этой сравнительно узкой области земной поверхности, куда падает тень от Луны, будет видно полное солнечное затмение В областях земной поверхности, куда падает полутень от Луны, внутри так называемого конуса лунной полутени будет видно частное, или частичное, солнечное затмение — диск Луны закроет только часть солнечного диска. Чем ближе наблюдатель к оси тени, тем большая часть диска Солнца закрыта, тем больше фаза затмения. Вне конуса полутени виден весь диск Солнца, и никакого затмения не наблюдается. 
Схема солнечного затмения Земля, освещаемая Солнцем, отбрасывает от себя тень (и полутень) в сторону, противоположную Солнцу (рис. 4.17). Так как диаметр Солнца больше диаметра Земли, то ее тень подобно лунной тени имеет форму постепенно суживающегося конуса. Конус земной тени длиннее конуса лунной, а его диаметр на расстоянии Луны превышает диаметр Луны больше, чем в 2,5 раза. 
Рис. 4.17. Схема лунного затмения При своем движении вокруг Земли Луна может попасть в конус земной
Так как Луна движется с запада на восток, то первым входит в земную тень восточный край Луны. На нем появляется ущерб, который постепенно увеличивается, и видимый диск Луны принимает форму серпа, отличающегося от серпа лунных фаз тем, что линия, отделяющая светлую часть диска Луны от затемненной, представляет собой дугу окружности с радиусом, приблизительно в 2,5 раза больше радиуса лунного диска. 22. Рефракторы и рефлекторы. В телескопах применяются объективы двух типов: линзовые и зеркальные. Теле- скоп с линзовым объективом называется рефрактором, с зер- кальным — рефлектором. Даже если пренебречь дифракцией, оказывается, что ни линза, ни сферическое зеркало не соби- рают параллельный пучок в идеальную точку. Вместо точки в фокальной плоскости образуется пятно. Это явление назы- вается сферической аберрацией. Коэффициент преломления линзы зависит, от длины волны, фокусное расстояние тоже. Из-за этого изображение размывается и окрашивается (хрома- тическая аберрация). Хроматическая аберрация в значительной мере может быть устранена в объективах, составленных из двух линз, изготовленных из стекол с разными коэффициентами преломления (ахроматический объектив, или ахромат). Законы отражения не зависят от длины волны и поэтому у рефлектора хроматической аберрации нет. Первый рефлектор (диаметром всего лишь в 3 см и длиной в 15 см) был построен И. Ньютоном в 1671 г. Для астрофизических исследований, как правило, нужен рефлектор. К тому же большое зеркало рефлектора изготовить значительно легче, чем двухлинзовый ахромат. Рефлектор с параболическим зеркалом строит изображение очень четко, пока оно остается вблизи оптической оси. При удалении от оси появляются искажения (внеосевые аберрации). Поэтому рефлектор с одним только параболическим зеркалом не позволяет фотографировать большие участки неба размером, скажем, 5° х 5°, а это необходимо для исследования звездных скоплений, галактик и галактических скоплений. 23. Радиотелеско́п — астрономический инструмент для приёма собственного радиоизлучения небесных объектов (в Солнечной системе, Галактике и Метагалактике) и исследования его характеристик: координат источников, пространственной структуры, интенсивности излучения, спектра и поляризации. Радиотелескоп занимает начальное, по диапазону частот, положение среди астрономических инструментов исследующих электромагнитное излучение, — более высокочастотными являются телескопы теплового, видимого, ультрафиолетового, рентгеновского и гамма излучения Радиотелескопы предпочтительно располагать далеко от главных населённых пунктов, чтобы максимально уменьшить электромагнитные помехи от вещательных радиостанций, телевидения, радаров и др. излучающих устройств. Размещение радиообсерватории в долине или низине ещё лучше защищает её от влияния техногенных электромагнитных шумов. К радиотелескопам относят также некоторые разрабатываемые гравитационные телескопы, которые по наблюдениям за квазарами вычисляют крупномасштабные искажения пространства-времени Радиоинтерферометр — инструмент для радиоастрономических наблюдений с высоким угловым разрешением, который состоит, как минимум, из двух антенн (элементарный радиоинтерферометр), разнесённых на расстоянии D (база) и связанных между собой кабельной, волноводной или ретрансляционной линией связи Радиоинтерферометрия со сверхдлинными базами (РСДБ, англ. Very Long Baseline Interferometry, VLBI) — вид интерферометрии, используемый в радиоастрономии. Этот метод позволяет объединять наблюдения, совершаемые несколькими телескопами и имитировать телескоп, размеры которого равны максимальному расстоянию между исходными телескопами. Угловое разрешение РСДБ в десятки тысяч раз превышает разрешающую силу лучших оптических инструментов. 24. Цель астрофизики — изучение физической природы и эволюции космических объектов, включая и всю Вселенную в целом. Таким образом, астрофизика решает наиболее общие задачи астрономии. За последние десятилетия она стала ведущей частью этой науки, хотя роль таких «классических» разделов, как небесная механика, астрометрия и т. п., не уменьшилась. Наоборот, количество и значимость работ в традиционных областях астрономии в настоящее время также растет, но в астрофизике этот рост происходит быстрее. В целом астрономия развивается гармонично
С развитием методов практической астрофизики, благодаря прогрессу в физике и особенно созданию теории излучения и строения атома, развилась теоретическая астрофизика. Ее цель — интерпретация результатов наблюдений, постановка новых задач исследований, а также обоснование методов практической астрофизики. Оба основных раздела астрофизики в свою очередь подразделяются на бо- лее частные. Разделение теоретической астрофизики, как правило, производится по объектам исследования: физика Солнца, планет, звезд, межзвездной среды, галактик', физика Вселенной (космология) и т.д. Разделы практической астрофизики обычно отражают те или иные применяемые методы: астрофотометрия, астроспектроскопия, астрофотография, колориметрия и т. д. Разделы астрофизики, основанные на применении принципиально новых методов, составившие эпоху в астрономии и, как правило, включающие соответствующие разделы теоретической астрофизики, получили такие названия, как радиоастрономия, баллонная астрономия, внеатмосферная астрономия (космические исследования), рентгеновская астрономия, гамма-астрономия, нейтринная астрономия. 25. Видимая Звёздная величина — безразмерная числовая характеристика яркости объекта. Обычно рассматривается в применении к небесным телам. Звёздная величина характеризует количество квантов света, дошедшее от рассматриваемого светила до фотоприёмника: т.о., звёздная величина зависит от физических характеристик объекта (т.е., светимости), от расстояния до него, а также от видимого углового размера, и т.п. Звёздная величина является единицей измерения блеска объекта, при этом чем меньше значение числа звёздной величины, тем ярче будет блеск данного объекта (то же правило действует и применительно к возможным отрицательным величинам). Поток энергии, излучаемой звездой по всем направлениям, называется светимостью. Звездная величина, которую имела бы звезда, если ее наблюдать с расстояния в 10 пк, называется абсолютной звездной величиной.
Это соотношение справедливо и в том случае, когда приемник движется, а источник неподвижен. Если скорость v значительно меньше скорости звука c, то величину l можно заменить величиной c/fe, не совершив большой ошибки. Принимаемая частота оказывается ниже излучаемой, если источник и приемник удаляются друг от друга, и выше излучаемой, если они сближаются. Движение среды, в которой распространяются звуковые волны, например, ветер, дующий в направлении приемника или от него, также приводит к изменению регистрируемой приемником частоты. 27. Гарвардская спектральная классификация
Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 гг. является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд. Диапазону эффективных температур звезд от 60000 до 2000 К соответствует последовательность спектральных классов, Обозначаемых буквами -C(R-N) / O-B-A-F-G-K-M \ -S Промежуток между соседними классами делится на 10 подклассов - от 0 до 9 - с ростом в сторону уменьшения температуры. Класс О (температура " 30 000—60 000 К) К этому классу принадлежат немногочисленные весьма горячие звёзды с сильно развитым ультрафиолетовым участком спектра. Характерны линии ионизованного гелия. В более поздних подразделениях видны линии нейтрального гелия, многократно ионизованных азота, углерода, кремния. Встречаются звёзды с широкими эмиссионными полосами, источником которых являются также нейтральные и ионизованные атомы гелия и ионизованные атомы азота, углерода и кислорода. Цвет звезды - голубые. жүктеу/скачать 1.33 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|
