Сайт викладача фізики

Астрономія. Космологія. частина 1.

 

РОЗДІЛ 5. Астрономія. Космологія. частина 1.

Астрономія.

 

Лекційне заняття №1. Тема: Загальні відомості про астрономію та

ті об’єкти, що є предметом її вивчення.

Лекційне заняття №2. Тема: Закономірності видимого руху

Сонця та Місяця.

Лекційне заняття №3. Тема: Зоряне небо. Сузір’я.

Закономірності видимого руху зірок та планет.

Лекційне заняття №4. Тема: Визначення відстаней до космічних

об’єктів. Як зважують планети зірки і галактики.

Лекційне заняття №5. Тема: Спектральний аналіз – базовий

метод сучасних космічних досліджень.

Лекційне заняття №6. Тема: Загальні відомості про Сонце.

Лекційне заняття №7. Тема: Загальні відомості про Землю.

Лекційне заняття №8. Тема: Місяць – природний супутник Землі.

Лекційне заняття №9. Тема: Планети земної групи.

Лекційне заняття №10. Тема: Планети-гіганти.

Лекційне заняття №11. Тема: Карликові планети та малі

тіла Сонячної системи.

Лекційне заняття №12. Тема: Еволюційна класифікація зірок.

Лекційне заняття №13. Тема: Загальні відомості про галактики

та квазари.

 

Лекційне заняття №1.

Тема: Загальні відомості про астрономію та ті об’єкти, що є предметом її вивчення.

Астрономія (від грец. astron – зоря, nomos – закон) – це наука, яка вивчає загальний устрій, параметри, закономірності руху та еволюційного саморозвитку, всієї сукупності космічних об’єктів і Всесвіту загалом. Предметом вивчення астрономії є вся сукупність космічних об’єктів, основними з яких є Сонце та його планетарна система, все різноманіття зірок, наша та інші галактики, системи галактик та Всесвіт загалом. Гранично стисло про ці об’єкти, можна сказати наступне.

Найчисельнішими та найрізноманітнішими макрооб’єктами Всесвіту є зірки. Зірка (зоря) – це самосвітній космічний макрооб’єкт, в надрах якого відбуваються або відбувалися термоядерні реакції. Зірки, як і люди, народжуються, живуть, старіють та помирають. Просто зірки живуть набагато довше. Про те, як народжуються, живуть, старіють та помирають зірки, ми поговоримо дещо пізніше, а точніше, в тому розділі який називається космологією – наукою про Всесвіт (від грец. kosmos – Всесвіт, logos – наука, вчення). Наразі ж просто зауважимо, що в своєму еволюційному розвитку, зірка проживає декілька стадій: стадію народження (протозоряна туманність) → стадію активного життя (звичайна зірка) → стадію старіння (червоний гігант) → стадію смерті (в залежності від початкової маси зірки: відносно поступове оголення ядра червоного гіганта та перетворення цього гіганта на білого карлика, або надпотужний вибух, який триває близько тижня і який прийнято називати надновою зіркою) ? стадію пасивного життя (в залежності від початкової маси зірки: білий, а згодом і чорний карлик; нейтронна зірка; чорна дірка).

Напевно найважливішим параметром зірки, параметром від якого залежить тривалість життя, променева активність (світність) та кінцева доля зірки, є її маса. А ця маса може знаходитись в межах від 0,05 до тисяч сонячних мас. Якщо ж говорити про геометричні розміри зірок і зокрема про їх діаметр, то він може становити від десятка кілометрів – для нейтронних зірок, до тисяч діаметрів Сонця – для червоних надгігантів (мал.2). При цьому, якщо мова йде про так звані чорні дірки, то їх геометричні розміри не перевищують розмірів горошини. Втім, для чорної дірки, терміни: геометричні розміри, густина, хімічний склад, тощо – втрачають сенс. Не менш разючими є і відмінності в світності зірок: від практично невидимих чорних карликів, нейтронних зірок та чорних дірок, до над яскравих спалахів наднових зірок, світність яких в мільярди разів перевищує світність Сонця.

 

Мал.1 Порівняльні розміри зірок.

Однією з незлічених зірок Всесвіту, є Сонце. За мірками сучасного Всесвіту, Сонце є активною зіркою середніх розмірів, середньої маси, середнього віку та середньої світності (енергетичної потужності). Сонце представляє собою розжарену газоподібну кулю, температура поверхні якої близька до 6000К. Радіус цієї кулі 695·10⁶м, що в 109 разів перевищує радіус Землі. При цьому маса Сонця в 330 000 разів перевищує масу Землі і в 750 разів – загальну масу всіх планет Сонячної системи. Сонце, на 73% складається з водню, на 25% – з гелію і на 2% – з інших хімічних елементів. Джерелом тієї енергії яку постійно випромінює Сонце, є термоядерні реакції які відбуваються в розжарених до 15·10⁶К   надрах Сонця, і в процесі яких, ядра атомів водню перетворюються на ядра атомів гелію.

Сонце належить до числа тих не надто розповсюджених зірок, які мають планетарні системи. При цьому основними складовими планетарної системи Сонця (Сонячної системи) є: Сонце, вісім планет (Меркурій, Венера, Земля, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун) та понад 100 супутників цих планет, п’ять карликових планет (Плутон, Церера, Макемаке, Ерида, Хаумеа) пояс астероїдів та пояс Койпера, комети, метеороїди та космічний пил.

 

Мал.2 Сонячна система – це сукупність гравітаційно пов’язаних космічних об’єктів, які обертаються навколо Сонця.

Наймасивнішими та найпомітнішими елементами планетарної системи Сонця (звичайно окрім самого Сонця), є планети. Планета (від грец. planetes – блукаюча) – це масивне космічне тіло, яке обертається навколо зірки і гравітаційне поле якого є достатнім для того щоб надати цьому тілу кулястої форми, але не достатнім, щоб генерувати термоядерні реакції, і яке шляхом приєднання до себе дрібніших тіл, очистило околиці своєї орбіти.

Планети Сонячної системи обертаються по слабо видовженим еліптичним (майже круговим) орбітам, які знаходяться в межах майже плоского диску – площині екліптики. Чотири внутрішні планети Сонячної системи (Меркурій, Венера, Земля, Марс), прийнято називати планетами земної групи. Ці планети мають відносно малі розміри, відносно малі маси, і складаються з відносно важких хімічних елементів. Планети земної групи мають тверду поверхню, яка оточена газоподібною атмосферою. (Окрім Меркурія, який атмосфери не має).  Чотири зовнішні планети Сонячної системи (Юпітер, Сатурн, Уран, Плутон), прийнято називати планетами-гігантами. Ці планети мають відносно великі розміри та маси, і складаються головним чином з водню та гелію. Планети-гіганти не мають чітко вираженої твердої чи рідкої поверхні. Атмосфери цих планет, являють собою безпосереднє продовження їх надр.

Шість із восьми планет Сонячної системи мають природні супутники, тобто достатньо масивні космічні тіла, які обертаються навколо відповідної планети. Крім цього, всі планети-гіганти мають безліч дрібних супутників (дрібних камінців, крижинок та пилу) які обертаються в екваторіальній площині планети та утворюють характерне кільце. Особливо помітним та ефектним це планетарне кільце є у Сатурна.

В Сонячній системі є дві ділянки заповнені малими тілами: пояс астероїдів та пояс Койпера. Пояс астероїдів розташований між орбітами Марса та Юпітера і складається з величезної кількості кам’янистих брил, загальна маса яких співрозмірна з масою Місяця. При цьому четверта частина цієї маси зосереджена в найбільшому астероїді (Церера), який за сучасною класифікацією відноситься до так званих карликових планет. Пояс Койпера (названо на честь нідерландського астронома Джерарда Койпера) знаходиться за орбітою планети Нептун і представляє собою сукупність величезної кількості льодяних брил, складовими частинами яких є вода, аміак та метан. Найбільші об’єкти поясу Койпера (Плутон, Макемаке, Ерида, Хаумеа) прийнято вважати карликовими планетами. Карликова планета – це таке небесне тіло, яке обертається навколо Сонця (тобто не є супутником іншої планети) і маса якого є достатньою для того щоб надати цьому тілу кулястої форми, але не достатньою для того, щоб очистити околиці своєї орбіти від інших подібних тіл. На сьогоднішній день, астрономи налічують п’ять карликових планет. При цьому ще п’ять об’єктів Сонячної системи претендують на це звання.

Важливими та помітними складовими Сонячної системи є комети і метеороїди. Кометами (від грец. kometes – довговолосий) називають ті об’єкти Сонячної системи, які рухаються по сильно витягнутим еліптичним орбітам і які представляють собою відносно невеликі (діаметром від десятків метрів до десятків кілометрів) крижані тіла з вкрапленнями дрібних твердих частинок. В процесі наближення до Сонця, зовнішні шари криги випаровуються. При цьому, навколо ядра комети утворюється пароподібна атмосфера (кома) та довгий хвіст, які на фоні зоряного неба світяться відбитим сонячним світлом.

         Метеороїдами називають дрібні тверді тіла, що рухаються в міжпланетному просторі і розміри яких значно менші за розміри дрібних астероїдів (d<10м), але значно більші за розміри космічного пилу (d>0,1мм). Ті метеороїди, які потрапляючи в атмосферу Землі, повністю згорають в ній, називаються метеорами. А ті, які падають на поверхню Землі – метеоритами.

Сонячна система, є маленьким фрагментом величезної зіркової системи, яку називають Молочним (Чумацьким) ляхом, або просто – наша Галактика. Дані назви походять від факту того, що в ясну безмісячну ніч, на фоні зоряного неба, можна побачити широку сріблясту смугу (мал3). Цю зоряну смугу, наші прадіди називали Чумацьким Шляхом. Напевно тому, що вона нагадувала їм ту чумацьку дорогу, якою вони ходили в далекі мандри. Ті ж хто не чумакував, називали цю зоряну смугу Молочним Шляхом. Можливо тому, що вона їм нагадувала смужку густо розбризканих крапель молока. Та як би там не було, а на сьогоднішній день достовірно відомо, що та срібляста смуга яка опоясує зоряне небо, є видимою частиною величезної зоряної системи (галактики), яку називають по різному: Чумацьким Шляхом, Молочним Шляхом, чи просто – наша Галактика (з великої літери Г). До речі, слово «галактика» походить від грецького  galakticos, що означає «молочний».

 

Мал.3 Та срібляста смуга, що опоясує зоряне небо, є видимою частиною нашої Галактики (Чумацького Шляху, Молочного Шляху).

         Галактика – велетенська космічна система, яка складається з зірок та їх скупчень, міжзоряної речовини, хмар газу та пилу, різноманітних випромінювань, і можливо з того, що прийнято називати чорною матерією. При цьому всі речовинні складові галактики, так чи інакше обертаються навколо спільного центру мас, та утворюють цілісну систему гравітаційно пов’язаних об’єктів. Маси галактик варіюються від 10⁷ до 10¹² мас Сонця. А їх діаметри – від десятків до сотень тисяч світлових років.

Все різноманіття галактик умовно розділяють на три групи: 1) еліптичні галактики: мають виражене ядро та кулясту або еліпсоїдну форму; 2) спіральні галактики: мають виражене ядро та дископодібну форму з характерними спіральними рукавами: 3) неправильні галактики: не мають вираженого ядра та певної симетричної форми.

Галактики рідко бувають поодинокими. Зазвичай вони об’єднані в невеликі групи, або входять до складу величезних скупчень які налічують сотні, а іноді і тисячі галактик. Скажімо Чумацький шлях входить до складу галактичного скупчення, яке називають Місцевою групою. Ця група складається з трьох великих галактик (Чумацький Шлях, Туманність Андромеди, Галактика Трикутника), та більш як 50, дрібних карликових галактик, найвідомішими з яких є Велика та Мала Магелланові Хмари. Потрібно зауважити, що з Землі, неозброєним оком, можна побачити лише три галактики:   Туманність Андромеди, Велику та Малу Магелланові Хмари (дві останні видно лише в південних широтах Землі).

Як вже зазначалось, Сонце та його планетарна система, є частиною галактики, яка називається Чумацьким Шляхом (Молочним Шляхом). Чумацький Шлях – це велика спіральна галактика, до складу якої входить близько 200·10⁹ найрізноманітніших зірок. Загальна маса Галактики, близька до 500·10⁹ М_c. Діаметр галактичного диску, близький до 100 000 світлових років, а його товщина – близька до 2 000 св.р. Сонце знаходиться на відстані 30 000 св.р. від центру галактичного диску і обертається навколо цього центру з швидкістю 250 км/с. При цьому період обертання Сонця, становить 220 мільйонів років. І потрібно зауважимо, що Сонце, знаходиться в достатньо затишному та спокійному місці Галактики. Тому нам надзвичайно пощастило, що впродовж мільярдів років, Земля практично не стикалась з тими космічними катаклізмами, якими наповнена наша Галактика.

 

Мал.4 Картина загального устрою нашої Галактики.

На завершення додамо, що сучасна астрономія нерозривно пов’язана з фізикою. Цей нерозривний зв’язок полягає не лише в тому, що астрономічні дослідження цілком і повністю базуються на застосуванні фізичних законів, фізичних методів вимірювань та фізичному методі досліджень. Нерозривний взаємозв’язок астрономії і фізики з усією очевидністю ілюструє факт того, що той базовий розділ сучасної астрономії який називається космологією – наукою про Всесвіт, одночасно є і певним розділом сучасної фізики – науки про Природу. Не будемо забувати і про те, що за сучасною науковою термінологією, термін «Природа», є більш загальним аніж термін «Всесвіт».

Контрольні запитання.

1. Що є предметом вивчення астрономії?

2. Які стадії проживає зірка в процесі своєї еволюції?

3. Опишіть загальний устрій Сонячної системи.

4. Які планети Сонячної системи можна побачити не озброєним оком?

5. Як називається наша Галактика і чому вона має таку назву?

6. Опишіть загальний устрій нашої Галактики.

 

Лекційне заняття №2.

Тема: Закономірності видимого руху Сонця та Місяця.

Сьогодні загально відомо, що Земля обертається навколо Сонця та своєї осі, і що це обертання спричиняє як зміну дня і ночі, так і зміну пір року на Землі. Однак жителі Землі, у повній відповідності з законами Природи і зокрема з тим, який прийнято називати принципом відносності, не відчувають ані добового, ані річного обертання Землі. Натомість вони бачать, що не Земля обертається навколо Сонця та своєї осі, а Сонце певним чином обертається навколо Землі. Власне про закономірності цього видимого обертання ми і поговоримо. А оскільки однією з основних та часто згадуваних характеристик цього обертання є так звана площина екліптики, то відразу ж зазначимо. Площина екліптики, це та площина в якій Земля обертається навколо Сонця, а отже і та площина в якій відбувається видиме з Землі добове обертання Сонця навколо Землі.

Назва «екліптика» походить від грецького ekleipsis – затемнення, і вказує на факт того, що місячні і сонячні затемнення, відбуваються саме тоді, коли траєкторія руху Місяця перетинається з екліптикою, а по суті – з траєкторією руху Землі навколо Сонця.

Спостерігаючи за поведінкою Сонця, не важко констатувати факт того, що вранці воно поступово виринає із-за лінії східної частини горизонту Землі, повільно піднімається над цим горизонтом, і опівдні досягає найвищої висоти. Потім Сонце поступово опускається і у вечірній час заходить за лінію західної частини горизонту. При цьому через певний проміжок часу, який ми називаємо ніччю, Сонце знову виринає на сході.

Побутує думка, що саме ті точки в яких Сонце з’являється над горизонтом та зникає за нам, і є тими орієнтирами, які точно вказують на східний та західний напрямки. Ця думка не є безумовно правильною. Адже не важко переконатися в тому, що зимою, весною і літом, Сонце сходить і заходить в суттєво в різних місцях (мал.5).

 

Мал.5 В різні пори року, Сонце сходить та заходить в суттєво різних точках лінії горизонту.

Спостереження показують, що 22 січня Сонце сходить в гранично південно-східній точці горизонту, а заходить – в гранично південно-західній точці. При цьому висота полуденного підйому Сонця над горизонтом є гранично низькою, а тривалість дня – гранично малою. З кожним наступним днем, точки сходу і заходу Сонця поступово переміщуються в напрямку північної сторони горизонту. При цьому опівдні, Сонце піднімається все вище і вище, а тривалість дня, стає все більшою і більшою. На початку літа, а саме 22 червня, точка сходу Сонця стає гранично південно-східною, а точка заходу – гранично південно-західною. При цьому, тривалість дня стає гранично довгою, а висота полуденного підйому Сонця – максимальною. В наступні дні, точки сходу і заходу Сонця починають переміщуватись в зворотньому напрямку. При цьому тривалість дня починає зменшуватись, а тривалість ночі – збільшуватись.

Пояснюючи дані факти, можна  сказати наступне. Як відомо, Земля обертається навколо Сонця в певній площині – площині екліптики. А це означає, що видимий рух Сонця навколо Землі також відбувається в площині екліптики. З іншого боку, вісь добового обертання Землі, нахилена до площини екліптики під кутом 65,5° (мал.6). А це означає, що в процесі обертання Землі навколо своєї осі (добове обертання) та навколо Сонця (річне обертання), межі тієї половини земної поверхні що є освітленою, поступово змінюються. Скажімо взимку, та частина земної кулі що є наближеною до Північного полюса, буде постійно не освітленою і там триватиме довга ніч. Натомість певна частина поверхні навколо південного полюса Землі буде постійно освітленою і там триватиме довгий день. Через пів року, навпаки – на північному полюсі буде тривалий день, а на південному – відповідно тривала ніч.

 

Мал.6  Періодичність змін пір року та тривалостей дня і ночі, є прямими наслідками факту того, що вісь добового обертання Землі, нахилена до площини її річного обертання навколо Сонця, під кутом 66,5°.

В такій ситуації, траєкторія видимого руху Сонця навколо Землі, має вигляд щільної спіралі. Рухаючись цією спіраллю, Сонце поступово зміщується таким чином, що з 22 грудня по 22 червня, точки сходу і заходу Сонця поступово зміщуються в північному напрямку (мал.5). При цьому кожного наступного дня, висота підйому Сонця над лінією горизонту та тривалість дня, стають все більшими і більшими. Нарешті 22 червня настає так званий день літнього сонцестояння. В цей день Сонце сходить в гранично північно-східній точці горизонту, а заходить в гранично північно-західній точці. При цьому опівдні Сонце, піднімається на гранично велику річну висоту, тривалість дня стає найбільшою, а тривалість ночі – найменшою.

Після дня літнього сонцестояння, Сонце вирушає в зворотню дорогу. З 22 червня по 22 грудня, точки сходу і заходу Сонця поступово зміщуються в південному напрямку. При цьому кожного наступного дня, висота Сонця над лінією горизонту та тривалість дня, стають все меншими і меншими. Нарешті 22 грудня настає так званий день зимового сонцестояння. Цього дня Сонце сходить в гранично південно-східній точці горизонту, а заходить в гранично південно-західній точці. При цьому опівдні, Сонце піднімається на гранично низьку річну висоту, тривалість дня є гранично малою, а тривалість ночі – гранично великою.

Потрібно зауважити, що двічі на рік, а саме 21 березня та 23 вересня, настають дні відповідно весняного та осіннього рівнодення, тобто ті дні в які тривалість дня і ночі є однаковою. Характерним є те, що саме в ці дні, Сонце сходить точно на Сході, а заходить точно на Заході. Тому, якщо ви за точками сходу та заходу Сонця захочите точно визначити де Схід а де Захід, то визначайте ці точки 21 березня або 23 вересня.

Факт того, що вісь добового обертання Землі нахилена до площини її річного обертання (площини екліптики), пояснює не лише періодичність зміни тривалостей дня і ночі, а й періодичність зміни пір року. Дійсно, в червні (див. мал.7), нахил осі обертання Землі відносно Сонця такий, що її північна півкуля освітлюється Сонцем набагато сильніше та під більш прямим кутом, аніж південна. А це означає, що в червні, в північній півкулі настає літо, а в південній – зима. Через три місяці, тобто у вересні, освітленість північної та південної півкуль стає практично однаковою. При цьому, в північній півкулі на зміну жаркому літу, приходить помірно тепла осінь. А в південній півкулі, на зміну холодній зимі приходить помірно тепла весна. Через наступні три місяці, тобто в грудні, Земля буде повернута до Сонця таким чином, що її північна півкуля буде освітлена набагато гірше за південну. При цьому в північній півкулі на зміну помірно теплій осені прийде холодна зима. А в південній півкулі, помірно теплу весну змінить жарке літо. І як ви розумієте, ще через три місяці, зима північної півкулі зміниться весною, а літо південної – осінню.

 

Мал.7 Зміна пір року на Землі, пояснюється фактом того, що вісь добового обертання Землі певним чином нахилена до площини її обертання навколо Сонця.

Аналізуючи вище описаний механізм змін пір року, не важко звернути увагу на факт того, що в певних приполярних частинах земної кулі, тривалість дня, тобто того проміжку часу коли Сонце знаходиться над лінією горизонту, може вимірюватись не звичними для нас годинами, а цілими місяцями. При цьому не меншими місяцями буде вимірюватись і тривалість полярної ночі. Скажімо на північному полюсі, Сонце з’являється над лінією горизонту 21 березня (мал.8а). Рухаючись над цією лінією щільною спіралеподібною траєкторією (один оберт за 24 години), воно поступово піднімається до тих пір, поки 22 червня не досягне кута підйому 23,5°. (Цей кут по суті дорівнює тому куту під яким екваторіальна площина Землі, нахилена до площини екліптики, тобто тієї площини в якій Земля обертається навколо Сонця. А цей кут дорівнює 90° – 65,5° = 23,5°). Після цього Сонце, рухаючись аналогічною спіральною кривою поступово опускається і 23 вересня заходить за лінію горизонту. Заходить, щоб знову з’явитись над цією лінією через півроку.

 

 

Мал.8. Картина видимого річного руху Сонця при спостереженні: а) з географічного полюса Землі; б) з екватора; в) з середніх широт.

Потрібно зауважити, що по мірі віддалення від географічного полюса Землі, тривалість полярного дня, тобто того проміжку часу протягом якого Сонце не заходить за лінію горизонту стає все меншою і меншою. При цьому тією межею яка відділяє ту частину Землі де тривалість полярного дня більша 24 годин, від тієї частини де ця тривалість менша 24 годин, є так зване полярне коло. А це коло віддалене від географічного полюса Землі на 23,5° (має широту 65,5°).

Якщо ж говорити про той рух Сонця який спостерігається в околицях географічного екватора Землі, то він характеризується тим, що на екваторі тривалості дня і ночі протягом року залишаються незмінними і чисельно рівними (12 годин – день, 12 годин – ніч). При цьому Сонце обертається навколо Землі щільною спіральною кривою, витки якої практично перпендикулярні до лінії горизонту (мал.). В процесі цього руху, Сонце поступово зміщується з півдня на північ і навпаки. Кут же цього зміщення відносно лінії схід-захід, як і в інших місцях Землі становить 23,5°.

 

На відміну від Сонця, Місяць дійсно обертається навколо Землі. І період цього обертання 27,32 доби. При цьому, дослідження показують, що та площина в якій Місяць обертається навколо Землі, нахилена до тієї площини в якій Земля обертається навколо Сонця (площини екліптики) під кутом 5°.

 

Мал.9. Площина обертання Місяця навколо Землі, нахилена до площини обертання Землі навколо Сонця, під кутом 5°

Загально відомою властивістю видимого з Землі Місяця, є періодична зміна його фаз. Пояснюючи даний факт можна сказати наступне. Оскільки Місяць не є самосвітнім тілом, то він видимий лише тому, що його поверхня відбиває сонячне світло. Як і будь яка планета, Місяць завжди освітлюється Сонцем лише з одного боку. А оскільки Місяць обертається навколо Землі, то з Землі, в різні періоди цього обертання, освітлена частина Місяця виглядає по різному. А це означає, що в процесі обертання навколо Землі, видима форма місяця має періодично змінюватись. Власне ці зміни, які прийнято називати фазами Місяця, ми і спостерігаємо.

Розрізняють чотири основні фази Місяця: новий місяць (фаза темного місяця); перша чверть (фаза повного півмісяця при збільшенні цієї повноти); повний місяць (повня, фаза повного місяця); третя чверть (фаза повного півмісяця при зменшенні цієї повноти).

 

Мал.10 В процесі обертання Місяця навколо Землі, його освітлена Сонцем половина виглядає по різному.

Новий місяць, це фаза темного, невидимого Місяця. Ця фаза обумовлена тим, що Місяць перебуває між Землею і Сонцем. А це означає, що Місяць повернутий до Землі своєю неосвітленою (темною) стороною і тому є невидимим з Землі. Крім цього, новий місяць ніколи не буває на фоні нічного неба. Адже за визначенням він знаходиться з боку освітленої Сонцем, а отже денної сторони Землі. З точки зору астрономічної науки, фаза нового місяця є досить короткотривалою. Однак в побутовій практиці прийнято вважати, що фаза нового місяця триває декілька (не більше трьох) діб і закінчується тим, що відразу ж після заходу Сонця, на фоні вечірнього неба з’являється тоненький серп так званого молодика.

Протягом наступного тижня, серп молодого місяця поступово округлюється і у підсумку перетворюється на повну півкулю. Момент цього перетворення прийнято називати фазою першої чверті. В наступні сім днів,  Місяць продовжує поступово округлюватись допоки не досягне фази повного місяця, яку прийнято називати повня. Повня, це фаза повного місяця, яка є протилежною до фази нового місяця, і яка характеризується тим, що з Землі освітлену Сонцем півкулю Місяця видно у вигляді правильного яскравого диска. В астрономії, момент повні визначається досить точно. В побутовій же практиці повним місяцем зазвичай називають період у декілька діб, протягом яких Місяць візуально майже не відрізняється від повного. Під час повні, протягом декількох годин спостерігається так званий опозиційний ефект – помітне зростання яскравості місячного диска. Це зростання пояснюється тим, що у відповідний момент, сонячне світло падає на поверхню Місяця таким чином, що практично не створює видимих з Землі тіней. Власне середину того проміжку часу на протязі якого спостерігається опозиційний ефект, в астрономії і вважається моментом максимально повного місяця.

Після повні, видима частина Місяця починає поступово зменшуватись. Спочатку до півкола (третя чверть), а потім до вузького серпа, повернутого опуклою стороною до Сонця що сходить. В наступні дні, тоненький серп Місяця зникає в променях вранішнього Сонця і настає фаза нового місяця, після якої цикл фазових змін Місяця в точності повторюється. При цьому вимірювання показують, що повний цикл змін фаз Місяця відбувається за 29,53 доби.

Потрібно зауважити, що коли Місяць знаходиться в фазі вузького серпа, іноді можна побачити тьмяне світіння неосвітленої Сонцем частини місячного диска. Це явище називають попелястим світінням Місяця. Попелясте світіння є наслідком того, що Земля у відповідний час повернута до Місяця своєю освітленою Сонцем поверхнею. При цьому, відбите від Землі сонячне світло, освітлює нічний бік Місяця.

Важливим та не простим питанням, є питання про періодичність обертання Місяця навколо Землі. Адже з одного боку, ми бачимо, що Місяць з періодичністю 24 години 52 хвилини видимо обертається навколо Землі. З іншого боку ми бачимо, що фази Місяця змінюються з періодичністю 29,53 доби. З третьої сторони нам кажуть, що період обертання Місяця навколо Землі становить 27,32 доби. Пояснюючи всі ці періодичності та зв’язки між ними, можна сказати наступне.

Як відомо, Земля з періодичністю 24 год обертається навколо своєї осі. Якби Місяць не обертався навколо Землі, то мешканці Землі бачили б, що за 24 год, Місяць робить один оберт навколо будь-якої точки земної поверхні. При цьому ми б говорили, що період видимого добового обертання Місяця в точності дорівнює 24 год. Однак Місяць, з періодичністю 27,32 доби обертається навколо Землі. При цьому обертається в тому ж напрямку що і Земля. Тому, за той час, поки певна точка поверхні Землі зробить один оберт, Місяць встигне зробити 1/27,32 оберту в тому ж напрямку. А це означає, що для того щоб відповідній точці земної поверхні, знову опинитись під Місяцем, вона має обертатись певний додатковий час. І цей час становить 52 хв: Δt=(1/27,32)·1добу= (1/27,32)·24·60хв = 52 хв.

Таким чином, видимий період добового обертання Місяця навколо Землі, становить 24 год 52 хв. Ця видима періодичність, аналогічна тій видимій періодичності з якою Сонце та зоряне небо обертаються навколо Землі. І якщо ця періодичність в точності не дорівнює 24 годинам, то тільки тому, що враховує не лише добове обертання Землі, а й факт обертання Місяця навколо Землі.

Тепер стосовно того зв’язку який існує між періодом обертання Місяця навколо Землі (27,32 доби) та періодом тих фазових змін Місяця, які ми бачимо з Землі (29,53 доби). Пояснюючи факт не співпадіння цих двох періодичносте можна сказати наступне.

Припустимо, що в початковий момент часу, Місяць перебуває у повні. Це означає, що Земля, Місяць і Сонце знаходяться на одній лінії (мал.11). Якби Земля не оберталась навколо Сонця, то через 27,32 доби, тобто через один повний оберт Місяця навколо Землі, Земля, Місяць і Сонце, знову опинилися б на одній лінії і Місяць знову був би у повні. Однак в реальності Земля, з періодичністю 365 днів обертається навколо Сонця. А це означає, що за той час, поки Місяць робить один повний оберт навколо Землі (27,32 доби), Земля встигне повернутись на кут (360°/365)·27,32 = 27°. В такій ситуації, для того щоб Місяць знову опинився у повні, тобто щоб Земля, Місяць і Сонце знову були на одній лінії, Місяць має певний додатковий час обертатися навколо Землі. І величина цього додаткового часу [27,32/(360°−27°)]·27°=2,21 доби. А це означає, що видима з Землі періодичність змін фаз Місяця має становити 27,32 + 2,21 = 29,53 доби, що в точності відповідає реальній періодичності цих змін.

 

Мал.11. Повний цикл зміни фаз Місяця (синодичний місяць) відбувається за 29,53 доби, що на 2,21 доби більше за період його обертання навколо Землі (27,32 – сидеричний місяць).

Таким чином, періодичність обертання Місяця навколо Землі можна охарактеризувати трьома величинами:

1.Той період, який характеризує реальну періодичність обертання Місяця навколо Землі і який дорівнює 27,32 доби. Цей період зазвичай називають періодом обертання Місяця навколо Землі. Однак в астрономії його часто називають сидеричним або зоряним місяцем (від лат. sidus – зоря).

2. Той період, який характеризує видиму з Землі періодичність змін фаз Місяця і який дорівнює 29,53 доби. Цей період прийнято називати синодичним місяцем (від грец. synodos – з’єднання).

3. Той період, який характеризує періодичність видимого з Землі добового обертання Місяця і який дорівнює 24 год. 52 хв.

На завершення зауважимо, що з точки зору фізичної суті тих процесів які відбуваються у Всесвіті, безумовно основною характеристикою періодичності обертання Місяця навколо Землі, є той реальний період обертання, який дорівнює 27,32 доби. Однак, якщо говорити про ті процеси що відбуваються на Землі, то для них набагато важливішим є той видимий з Землі період обертання Місяця, який називається синодичним місяцем і який дорівнює 29,53 доби. Достатньо сказати, що сучасний календар, тобто сучасна система відліку часу, базується на періодичності обертання Землі навколо Сонця (рік) та своєї осі (доба), а також на періодичності змін фаз місяця (синодичний місяць).

До числа загально відомих, але не надто частих явищ, відносяться сонячне та місячне затемнення. Причина цих явищ є очевидною. В потоці сонячного проміння, як Земля так і Місяць залишають певну світлову тінь. Тому коли в процесі обертання навколо Землі, Місяць опиняється між Землею і Сонцем, то певна ділянка Землі опиняється в тіні Місяця і на цій ділянці спостерігається сонячне затемнення (мал.12а). Коли ж Земля опиняється між Місяцем і Сонцем, то Місяць потрапляє в тінь Землі і відбувається місячне затемнення (мал.12б).

 

 

Мал.12 а) Коли певна ділянка Землі опиняється в тіні Місяця, то на цій ділянці спостерігається сонячне затемнення. б) Коли Місяць опиняється в тіні Землі, то відбувається місячне затемнення.

Оскільки за той проміжок часу який називається синодичним місяцем (29,53доби), Місяць двічі перебуває на лінії Сонце – Земля, то логічно передбачити, що на протязі кожного місяця, з Землі можна спостерігати два затемнення – одне місячне і одне сонячне. Фактично ж нічого подібного не відбувається. Не відбувається головним чином тому, що та площина в якій Місяць обертається навколо Землі,  нахилена до площини екліптики, тобто тієї площини в якій Земля обертається навколо Сонця під кутом 5°. Результатом цього нахилу є факт того, що місячні і сонячні затемнення можуть відбуватись лише в тих не надто частих випадках, коли Місяць не лише перебуваю в фазі повного чи нового місяця, а й в так званих вузлах місячної орбіти. Тобто в тих точках, де орбіта Місяця перетинається з площиною екліптики.

 

Мал.13 Місячні та сонячні затемнення відбуваються за виконання двох умов: 1) Місяць знаходиться в фазі повного або нового місяця; 2) Місяць знаходиться в вузлах місячної орбіти.

Потрібно зауважити, що повне сонячне затемнення, можуть бачити лише ті спостерігачі які знаходяться в межах тієї невеликої ділянки Землі на яку падає повна місячна тінь. Зазвичай, діаметр цієї ділянки близький до 100км. На тих же ділянках земної поверхні, куди падає напівтінь від Місяця, спостерігається часткове сонячне затемнення.

На відміну від затемнень сонячних, місячні затемнення спостерігаються з усіх точок нічної півкулі Землі. При цьому як і сонячні, місячні затемнення можуть бути як повними, так і частковими. Характерною особливістю повних та часткових місячних затемнень є факт того, що при цих затемненнях, Місяць не зникає повністю, а набуває темно-червоного забарвлення. Даний факт пояснюється двома обставинами. Перша полягає в тому, що проходячи через атмосферу Землі, сонячне світло частково поглинається її атомами (розсіюється) і набуває червонуватого відтінку. Друга обставина полягає в тому, що подібно до збиральної лінзи, атмосфера Землі певним чином заломлює світло, тобто змінює напрям його розповсюдження. При цьому частина сонячного світла потрапляє на затінену Землею поверхню Місяця і надає цій поверхні темно-червоного забарвлення.

Розрахунки і практика показують, що на Землі щорічно можна спостерігати принаймі два, а за сприятливих обставин – до п’яти, сонячних затемнень. Що стосується місячних затемнень, то за рік, їх може бути два, а може – не бути жодного.

Контрольні запитання.

1.Що називають площиною екліптики?

2. Чи є правильним твердження: «Та точка в якій Сонце заходить за лінію горизонту, безумовно вказує на західний напрямок»?

3. В які дні точки сходу та заходу Сонця, точно вказують на східний та західний напрямки?

4. Чи означає факт зміни фаз Місяця, що в різні моменти часу Місяць по різному освітлюється Сонцем?

5. Що називають опозиційним ефектом?

6. Чому період обертання Місяця навколо Землі (27,32 доби) не співпадає з періодичністю зміни фаз Місяця (29,53 доби)?

7. Чому період видимого обертання Місяця навколо Землі (24год. 52хв.) не співпадає з періодом обертання Землі навколо своєї осі (24год. 00хв.)?

8. Якщо протягом синодичного місяця, Місяць двічі перебуває на лінії Сонце – Земля, то чому у відповідні моменти ми частіш за все не спостерігаємо відповідних затемнень?

 

Лекційне заняття №3.

Тема: Зоряне небо. Сузір’я. Закономірності видимого руху зірок та планет.

В ясну безмісячну ніч, та вдалині від міських вогнів, погляду спостерігача відкривається велична картина зоряного неба. Побутує думка, що кількість зірок на зоряному небі є незліченно великою. Насправді ж, неозброєним оком в безмісячну ніч можна побачити та розрізнити не більше 5000 зірок. Втім, якщо мова йде про наукові спостереження, то на даний час, астрономи визначили точні координати кількох мільйонів зірок.

Аналізуючи картину зоряного неба, люди з прадавніх часів, виділяли на ньому найяскравіші зірки, подумки об’єднували ці зірки в певні фігури та надавали їм певні назви. Ці умовні фігури та їм відповідні ділянки зоряного неба, прийнято називати сузір’ями. Сузір’я – це певна умовна ділянка зоряного неба з чітко окресленими межами, що охоплює всі належні цій ділянці світила та має власну назву.

 

Мал.14. З незапам’ятних часів, люди виділяли на зоряному небі певні комбінації зірок (сузір’я) та надавали їм відповідні імена.

На тепер, зоряне небо, а відповідно і ті його зображення які представляють у вигляді небесних сфер та зоряних мап, розділяють на 88 сузір’їв. І потрібно зауважити, що до певного сузір’я належать не лише ті найбільш яскраві зірки за якими люди впізнають це сузір’я, а й все різноманіття видимих та невидимих зірок, що знаходяться в загально прийнятих межах відповідного сузір’я. Тому, наприклад, до сузір’я Великої Ведмедиці (мал.15), належать не лише ті сім яскравих зірок які розташовані у вигляді характерного ковша (возу) і за якими люди власне і впізнають це сузір’я, а й все різноманіття інших зірок, які знаходяться в визначених околицях цього ковша. Доречно сказати і про те, що поділ цілісного зоряного неба на сузір’я є досить умовним і таким, що відображає не певні реальні властивості навколишнього світу, а певні суб’єктивні, історично обумовлені традиції. Крім цього, потрібно мати на увазі, що багато з тих зірок які на зоряному небі виглядають близькими сусідами і належать до одного сузір’я, часто-густо віддалені одна від одної набагато більше, аніж від деяких з тих зірок що знаходяться на протилежній стороні зоряного неба.

 

Мал.15. До певного сузір’я належать не лише ті найбільш яскраві зірки за якими люди впізнають це сузір’я, а й все різноманіття видимих та невидимих зірок, що знаходяться в загально прийнятих межах відповідного сузір’я.

Зорі кожного сузір’я позначають буквами грецького алфавіту: α (альфа) – найяскравіша зірка сузір’я, β (бета) – друга за яскравістю, γ (гама) – третя і т.д. При цьому деякі зорі мають  власні імена. Наприклад  α Малої Ведмедиці називається Полярною зіркою; α Ліри – Вега; α Великого Пса – Сіріус; α Тельця – Альдебаран; α Оріона – Бетельгейзе …

В ті далекі часи, коли люди ще нічого не зали ані про реальні розміри зірок, ані про їх реальну світлову потужність, ані про відстані до них, параметри цих зірок оцінювали за величиною їх видимої яскравості (видимого блиску), тобто за кількістю того світла, що потрапляє в око спостерігача від даної зірки. В фізиці подібну яскравість характеризують величиною, яка називається силою світла (вимірюється в канделах). В астрономії ж величину яка оцінює порівняльну яскравість зірки за зоровими відчуттями людини, називають видимою зоряною величиною.

Видима зоряна величина, це безрозмірна величина, яка характеризує яскравість небесного тіла, тобто кількість того світла, що потрапляє в око спостерігача від відповідного тіла (зірки) і яка оцінюється за зоровими відчуттями людини (позначається m – від англ. magnitude, що в змістовному перекладі означає «зоряна величина»).

Поняття зоряної величини запровадив ще у другому сторіччі до нашої ери, давньогрецький астроном Гіпарх. Гіпарх розділив усі доступні неозброєному оку зорі на шість зоряних величин. При цьому, найбільш яскраві зірки, стали називати зірками першої величини (позначаються 1^m), менш яскраві – зірками другої величини (позн. 2^m) і т.д. Найменш же яскраві, ледь помітні неозброєним оком зірки, були віднесені до розряду зірок шостої величини (позн. 6^m). Згодом, для більш точної оцінки яскравості тієї чи іншої зірки, почали використовувати не лише цілі, а й дробові значення зоряної величини (1,3^m; 2,7^m; 3,2^m; тощо).

В подальшому, вище описану класифікаційну схему суттєво розширили. Ті світила, яскравість яких у відповідне число разів перевищувала яскравість зірок першої зоряної величини (1^m), отримували відповідно менші за 1^m величини: 0^m; -1^m; -2^m і т.д. Наприклад, найяскравіша зоря нічного неба Сіріус, має зоряну величину -1,5^m. Середня зоряна величина Венери -4,5^m; Місяця у повні -13^m; Сонця -26,8^m. Ті ж візуально не видимі зірки яскравість яких була меншою за 6^m, отримували відповідно більші значення зоряної величини. Тому є зорі 7^m; 8^m; 9^m і т.д. Скажімо орбітальний телескоп «Хабл» дозволяє спостерігати за зірками, зоряна величина яких 31,5^m.

Прийнято вважати, що яскравість (сила світла) зірки шостої зоряної величини (6^m) у 100 разів менша за яскравість зірки першої величини (1^m). А це означає, що яскравості двох сусідніх зоряних величин відрізняються  у ⁵√100=2,512≅2,5 рази.

Звичайно, «видима зоряна величина» не відображає ані реальні розміри зірки, ані її реальну світлову потужність, ані її реальну яскравість. Зоряна величина, це лише міра тієї яскравості (а фактично сили світла), яку створює відповідна зірка по відношенню до земного спостерігача. При цьому цю яскравість (силу світла) вимірюють не в канделах (як у фізиці), а в зоряних величинах. Втім, якщо мова йде про сучасні наукові вимірювання видимих зоряних величин, то вони здійснюються точними астрономічними приладами і в цьому сенсі, видима зоряна величина (m), є цілком об’єктивною, точною та важливою характеристикою будь якої зірки.

Зірки характеризуються не лише певною зоряною величиною, а й певним кольором. Вони можуть бути голубими, білими, жовтими, червоними.  Колір зірки певним чином залежить від температури її поверхні. При цьому найгарячіші зірки є голубими, а найхолодніші – червоними. Сонце належить до класу жовтих, а точніше жовто-білих зірок.

 

Мал.16. Дослідження показують, що колір зірки визначеним чином залежить від температури її поверхні.

Подібно до того як Землю представляють у вигляді глобуса та географічних мап, видиме з Землі зоряне небо, також можна представити у вигляді відповідної небесної сфери та зоряних мап. Небесна сфера – це уявна та умовна сфера довільного радіусу, в центрі якої знаходиться Земля і на яку спроектовані всі видимі об’єкти навколоземного простору так, як їх бачить спостерігач з певної точки Землі і в певний момент часу.

В астрономічній практиці, на небесній сфері виділяють велике різноманіття ліній, точок та площин. Ми не будемо розглядати все це різноманіття. Зупинимся лише на мінімально необхідних, базових елементах небесної сфери. А цими елементами є: вісь світу, полюси світу, небесний екватор, небесний меридіан, екліптика та зеніт небесної сфери. Вісь світу – це та умовна лінія, навколо якої обертається небесна сфера (зоряне небо) і яка співпадає з віссю добового обертання Землі. Полюсами світу – називають ті точки, в яких вісь світу перетинається з небесною сферою. Площина, яка перпендикулярна до осі світу і проходить через центр небесної сфери, називається площиною небесного екватора, а лінія перетину цієї площини з небесною сферою, називається небесним екватором. Небесний екватор ділить небесну сферу на дві півкулі: північну і південну. Зеніт – це та точка над головою спостерігача, в якій небесна сфера перетинається з відповідною вертикаллю, тобто прямою яка проходить через центр Землі та спостерігача. Те коло, що проходить через полюси світу і точку зеніту над спостерігачем, називають небесним меридіаном. Екліптика – це та умовна лінія, яку описує Сонце на небесній сфері в процесі свого річного обертання навколо Землі.

 

Мал.17. Небесна сфера та її основні елементи.

Сьогодні ми знаємо, що ніякої небесної сфери не існує, і що видимий рух зірок, обумовлений не рухом самих зірок, а обертанням Землі навколо своєї осі та навколо Сонця. Втім, наука влаштована таким чином, що в ній, задля вирішення науково-практичних задач, реальні об’єкти завжди представляють у вигляді певних спрощених моделей. Моделей, в яких враховані всі суттєві обставини і не враховані ті обставини які для вирішення даної задачі є не суттєвими. Тому коли прагнучи пояснити закономірності видимого руху зірок, планет, Місяця та Сонця, ми реальний навколоземний простір, представляємо у вигляді певної спрощеної моделі – небесної сфери, то діємо у повній відповідності з загально прийнятими науковими методами дослідження Природи.

Спостерігаючи за зоряним небом (небесною сферою) бодай декілька годин, не важко помітити, що вся сукупність зірок, як єдине ціле, обертається навколо Землі, а точніше навколо тієї осі, яку прийнято називати віссю світу. При цьому, в північній півкулі, тією видимою точкою навколо якої обертаються зірки та сузір’я зоряного неба, є α Малої Ведмедиці, яку називають Полярною. Адже саме Полярна зірка розташована в безпосередній близькості від північного полюса світу.

 

Мал.18. Зірки та сузір’я небесної сфери, обертаються навколо осі, яка проходить через центр Землі та Полярну зірку.

Вимірювання показують, що період обертання небесної сфери навколо Землі становить 24год. 00хв. І це закономірно, адже видиме з Землі обертання фактично нерухомої небесної сфери, обумовлене добовим обертанням Землі. А період цього обертання 24год. 00хв. Потрібно зауважити, що реальна періодичність обертання Землі навколо своєї осі становить 23год 56хв 4,1с. Однак, оскільки Земля обертається не лише навколо своєї осі, а й навколо Сонця, то за той час поки певна точка поверхні Землі зробить повний оберт (23год 56хв 4,1с), Земля встигне зробити 1/365,24 = 0,002738 оберту в тому ж напрямку навколо Сонця. А це означає, що для видимого завершення повного добового оберту Землі, вона має обертатись певний додатковий час. І величина цього часу 3хв 55,9с. Та як би там не було, а фактом залишається те, що будь який житель Землі бачить: вся сукупність зірок, з періодичністю 24год. 00хв, обертається навколо Землі.

Потрібно мати на увазі, що перелік тих зірок і сузір’їв, які сходять та заходять, і які можна побачити на нічному небі, залежить не лише від часу доби, а й від пори року. Скажімо в наших широтах, в літні місяці, ті зірки які належать сузір’ям Великої Собаки, Гідри, Оріона, Єдинорога – можна побачити, а ті що належать сузір’ям, Козерога, Щита, Водолія, Змії – не можна. В зимові ж місяці – навпаки.

Серед всього різноманіття сузірь, часто виділяють сузір‘я так званого зодіакального поясу. Зодіакальним поясом, називають сукупність 12 рівних секторів тієї уявної смуги яка тягнеться вздовж екліптики і ширина якої становить 8°. Зодіакальний пояс важливий тому, що в його межах рухається Сонце, Місяць та майже всі об’єкти сонячної системи (планети, карликові планети, астероїди, тощо). Певні рівні фрагменти зодіакального поясу позначають назвами тих зодіакальних сузір’їв які знаходяться в межах відповідного фрагменту: Овен, Телець, Близнюки, Рак, Лев, Діва, Терези, Скорпіон, Стрілець, Козеріг, Водолій, Риби. Ці сузір’я з давніх часів називають зодіакальними (від грец. zodiakos – тваринний) тому, що більшість з них мають назви певних тварин.

 

Мал.19.  В процесі руху вздовж екліптики (а по суті, в процесі обертання Землі навколо Сонця), Сонце проходить певний набір сузір’їв, які прийнято називати зодіакальними.

Потрібно зауважити, що ті фрагменти зодіакального поясу які називаються Овен, Телець, Близнята, Рак, Лев, Діва, Терези, Скорпіон, Стрілець, Козеріг, Водолій, Риби та ті сузір’я які називаються Овен, Телець, Близнята, Рак, Лев, Діва, Терези, Скорпіон, Стрілець, Козеріг, Водолій, Риби, не є тотожним. Не є бодай тому, що зодіакальним поясом називають та позначають сукупність рівних фрагментів зодіакального кола, в межах кожного з яких Сонце перебуває однакову кількість часу (приблизно 30,4 доби). Розміри ж та конфігурація зодіакальних сузір’їв є різними. При цьому в межах різних зодіакальних сузір’їв, Сонце перебуває різну кількість часу. Скажімо, в межах сузір’я Діви, воно перебуває 44,5 доби, а в межах сузір’я Скорпіона – лише 8,4 доби. Більше того, протягом 18,4 діб (з 30 листопада до 18 грудня), Сонце перебуває в сузір’ї Змієносця, яке за історичною традицією, не належить до зодіакальних сузір’їв.

 

З незапам’ятних часів, люди звернули увагу на факт того, що поведінка  п’яти яскравих зірок, сильно відрізняється від поведінки всієї сукупності інших зірок. Відрізняється тим, що вони не належать певним сузір’ям, а мандрують між ними. Ці особливі зірки назвали планетами, що в буквальному перекладі означає «блукаючі» (грец. planetes – блукати). В часи Римської імперії планети отримали назви провідних давньоримських богів:  Меркурій – бог торгівлі, Венера – богиня кохання, Марс – бог війни, Юпітер – верховний бог громовержець, Сатурн – бог землеробства. В наші дні, було відкрито ще дві, невидимі неозброєним оком планети: Уран – названо на честь бога неба та Нептун – названо на честь бога морів.

Загальною закономірністю видимого з Землі руху планет, є факт того, що вони рухаються в близьких околицях тієї лінії яку називають екліптикою, і в межах тієї вузької смуги небесної сфери яку називають зодіакальним поясом (зодіаком). Даний факт, є прямим наслідком того, що всі планети сонячної системи обертаються навколо Сонця в близьких околицях площини екліптики, тобто тієї площини в якій Земля обертається навколо Сонця.

 

Мал.20. Планети Сонячної системи обертаються в площинах, які якщо й відхилені від площини екліптики, то на незначний кут.

Видима з Землі поведінка тієї чи іншої планети, по суті є результуючою чотирьох обставин: 1) періодичності обертання Землі навколо своєї осі; 2) періодичності обертання Землі навколо Сонця; 3) періодичності обертання планети навколо Сонця; 4) розташування планети відносно Землі і Сонця. Зважаючи на ці обставини, гранично стисло та спрощено, пояснимо кінематичну поведінку кожної з планет Сонячної системи.

Найближчою до Сонця планетою є Меркурій. Серед видимих з Землі планет, Меркурій найменш пристосований для візуальних спостережень. Адже більшу частину часу, він знаходиться або за Сонцем, або в його яскравому світлі. Над лінією горизонту, Меркурій можна побачити на вечірньому або перед вранішньому небі і лише в тих випадках, коли його видиме з Землі віддалення від Сонця є максимально великим. А такі випадки трапляються лише декілька разів на рік і тривають не більше десяти днів. При цьому тривалість перебування Меркурію над лінією горизонту, рідко перевищує одну годину. Проте навіть в ці періоди, побачити Меркурій на фоні достатньо світлого вечірнього або вранішнього неба, не просто.

Значно простіше спостерігати та аналізувати поведінку другої за віддаленістю від Сонця планети, Венери. Як і Меркурій, Венеру можна побачити на вечірньому або перед вранішньому небі. Але на відміну від Меркурія, на фоні зоряного неба, Венера перебуває набагато довше і світить набагато яскравіше. Достатньо сказати, що Венера це третій за яскравістю (після Сонця та Місяця) об’єкт небесної сфери, зоряна величина якого (в найбільш сприятливі дні) становить -4,6^m. А це в 20 разів більше за блиск найбільш яскравої зірки північної зоряної півкулі – Сіріуса (-1,46^m) та більш як в 100 разів перевищує яскравість Полярної зірки (1,97^m).

Коли відразу ж після заходу Сонця, Венера вперше з’являється над лінією горизонту, то перебуває над цією лінією лічені десятки хвилин. Проте, кожного наступного дня, вона з’являється все вище і вище, та прямуючи за Сонцем, ховається за лінією горизонту, через все більшу і більшу кількість часу. Через декілька тижнів, Венера досягає так званої точки східної елонгації (від лат. elongo – віддаляюся), тобто точки максимального віддалення від Сонця в східному напрямку. Побувши в околицях цієї точки декілька днів, Венера відправляється в зворотній шлях і приблизно через той же час (декілька тижнів) ховається в променях Сонця що заходить.

Через певний час (приблизно через два місяці), Венера знову з’являється над лінією горизонту, але вже в променях Сонця що сходить. Кожного наступного дня, вона з’являється все раніше і раніше, та все вище і вище над лінією горизонту. Нарешті, досягнувши точки західної елонгації, Венера на декілька днів зупиняється, а потім відправляється в зворотній шлях, тобто в напрямку Сонця що сходить.

Меркурій і Венеру часто називають внутрішніми планетами, тобто такими, орбіти яких знаходяться між Сонцем та орбітою Землі. Натомість Марс, Юпітер, Сатурн, Уран та Нептун, називають планетами зовнішніми, тобто такими, орбіти яких знаходяться за орбітою Землі. (Нагадаємо, що неозброєним оком, з Землі видно лише три зовнішні планети: Марс, Юпітер та Сатурн). Видима кінематична поведінка зовнішніх планет, суттєво відрізняється від аналогічної поведінки планет внутрішніх. Відрізняється по-перше тим, що тривалість та періодичність появи зовнішніх планет на нічному небі, визначається не видимою з Землі віддаленістю планети від Сонця, а тим, на денній чи нічній стороні неба перебуває дана планета. При цьому, приблизно половину земного року, кожна з зовнішніх планет перебуває на нічній стороні неба і тому є видимою, а іншу половину року, вона перебуває на денній стороні неба і тому є невидимою. Скажімо, в зображеній на мал.21 ситуації, Марс перебуває на нічній стороні неба і тому в нічний час є видимим на фоні зоряного неба. Коли ж через пів року, Земля опиниться на протилежній стороні своєї орбіти, то за такого ж розташування Марса, він буде знаходитись на денній стороні неба і тому в нічний час не буде видимим.

 

Мал.21. За даного розташування Сонця, Землі та Марса, Марс відносно Землі перебуває на нічній стороні неба і тому в нічний час є видимим.

Другою характерною особливістю зовнішніх планет є факт того, що в процесі свого видимого обертання навколо Землі, вони з певною періодичністю описують характерні петлі. Це звичайно не означає, що на протязі однієї ночі, планета на фоні зоряного неба описує певну петлю. Мова йде про наступне. Якщо щоденно та в один і той же час, фіксувати координати зовнішньої планети, то можна зробити висновок про те, що в певні проміжки часу планета з певною приблизно постійною швидкістю рухається вздовж екліптики. Однак, на певному етапі спостережень з’ясовується, що швидкість руху планети вздовж екліптики швидко знижується, і що через деякий час планета зупиняється. При цьому в наступні дні, планета починає рухатись в зворотньому напрямку. Потім вона знову зупиняється і знову починає рухатись в правильному напрямку. Пояснюючи цю дивну поведінку зовнішніх планет, розглянемо та проаналізуємо видимий рух Марса.

На фоні зоряного неба, Марс виглядає яскравою, червонуватою зіркою, видима зоряна величина якої -2,9^m (в момент максимального зближення з Землею). Червоне забарвлення Марса, пояснюється наявністю на його поверхні великої кількості червонуватого оксиду заліза. Період обертання Марса навколо Сонця 687 днів, що майже в два рази перевищує період річного обертання Землі. А це означає, що в процесі свого обертального руху навколо Сонця, Земля приблизно два рази на рік обганяє Марс. Власне в момент цього обгону і створюється візуальна ілюзія того, що на фоні зоряного неба Марс описує характерну петлю (мал.30). Дійсно. Припустимо, що на протязі тих днів коли Земля, в процесі свого обертального руху навколо Сонця «обганятиме» Марс, ми в певні моменти часу будемо фіксувати видиме положення Марса. Фіксуючи ці положення (мал.22), ми неодмінно з’ясуємо, що траєкторією руху Марса буде певна петле подібна крива.

 

Мал.22. В процесі «обгону» Землею зовнішньої планети, ця планета, на фоні видимого з Землі зоряного неба, описує характерну петлю.

Аналогічним чином утворюються і ті видимі петлі які описують в процесі свого руху Юпітер і Сатурн. Різниця лише в тому, що періоди обертання цих планет навколо Сонця значно більші: Юпітер Т=11,86 земних років; Сатурн Т=29,46 земних років. А це означає, що протягом того часу який називається періодом обертання планети навколо Сонця, Земля обганятиме цю планету більше число разів і тому на відповідній траєкторії буде більше число петель.

Таким чином, видима з Землі кінематична поведінка як внутрішніх (Меркурій, Венера) так і зовнішніх (Марс, Юпітер, Сатурн) планет, пояснюється одним і тим же: фактом обертання Землі та цих планет навколо Сонця.

Завершуючи розмову про закономірності видимого руху планет, ще раз наголосимо на тому, що видимий рух планет Сонячної системи, відбувається в межах тієї вузької смуги небесної сфери, яка називається зодіаком. Власне в межах цієї смуги рухаються не лише планети, а й Сонце та Місяця. Тому, якщо в просторах зоряного неба, ви захочите відшукати ту чи іншу планету, шукайте її вздовж траєкторії руху Місяця. Тільки не забувайте про те, що площина обертання Місяця навколо Землі, дещо нахилена до площина екліптики. А це означає, що за певних умов, планети можуть знаходитись як вище так і нижче Місяця.

 

Мал.23. Траєкторії руху Місяця та всіх планет Сонячної системи, відбуваються в межах тієї вузької смуги небесної сфери, яка називається зодіаком.

Контрольні запитання.

1. Чи відображає поділ зоряного неба на сузір’я, певні об’єктивні параметри цього неба?

2. Що характеризує видима зоряна величина зірки?

3. Зоряні величини зірок А і Б відповідно дорівнюють 2^m і 5^m. Яка з цих зірок є більш яскравою і у скільки разів?

4. Зоряні величини зірок А і Б є однаковими. Чи означає цей факт, що реальні яскравості (світлові потужності) цих зірок є однаковими?

5. Від чого залежить колір зірки? Якою є ця залежність?

6. Що називають зодіакальним поясом (зодіаком)? В чому астрономічна важливість зодіакального поясу?

7. На зоряному небі планети виглядають як звичайні зірки. Чому ці зірки назвали блукаючими?

8. Результатом яких процесів є видима поведінка планет сонячної системи?

9. Про що говорить факт того, що всі планети обертаються в близьких околицях площини екліптики?

 

Лекційне заняття №4.

Тема: Визначення відстаней до космічних об’єктів. Як зважують планети зірки і галактики.

Планети, зірки та галактики, знаходяться на таких недосяжно великих відстанях від Землі, що мимоволі виникає питання: «А яким чином вчені вимірюють ці відстані?» Що ж, давайте поговоримо про те, як вимірюються космічно великі відстані.

Якщо вам потрібно визначити відстань до недосяжного предмету, наприклад до дерева, яке знаходиться на протилежному березі річки (мал.36), то ви маєте зробити наступне. Дивлячись на відповідний предмет з двох суттєво різних точок А і В, відстань між якими (а) є відомою (цю відстань називають базисом), виміряйте величину того кута α, який утворюють відповідні лінії зору. При цьому невідому відстань l, можна визначити за формулою l=а/sinα. Достовірність цієї формули з усією очевидністю випливає із аналізу мал.36а. Дійсно. Оскільки за визначенням sinα=а/l, то l=а/sinα. І потрібно зауважити, якщо вимірювана відстань l набагато більша за базисну відстань а, тобто якщо l>>а (а ми будемо розглядати лише такі ситуації), то формула l=а/sinα, є справедливою не лише для випадку мал.36а, а й для випадків мал.35б,в, та інших їм подібних ситуацій.

 

Мал.36 Вимірявши відстань (а) між точками А і С, та величину кута α між тими лініями вздовж яких об’єкт В видно з точок А і С, відстань до цього об’єкту  визначають за формулою l=а/sinα.

Таким чином, визначення відстані до недосяжно далекого об’єкту, зводиться до визначення величини того кута під яким цей об’єкт видно з двох базових точок, відстань між якими є відомою. В астрономічній практиці, величину того кута під яким космічний об’єкт видно з двох базових точок, прийнято називати паралактичним зміщенням цього об’єкту, або паралаксом (від грец. parallaxis – відхилення, зміщення).

Зазвичай, відстані до відносно не далеких космічних об’єктів, зокрема планет Сонячної системи, визначають наступним чином (мал.37). Спостерігаючи за цим об’єктом з двох сильно віддалених обсерваторій О і К (наприклад таких, відстань між якими по прямій дорівнює усередненому радіусу Землі а=R=6,37·10⁶м), вимірюють кут паралактичного зміщення (α) цього об’єкту. При цьому відстань до об’єкту, визначається за формулою  l=R/sinα.

 

Мал.37  Визначаючи відстань до планет Сонячної системи, в якості базисної відстані, зазвичай обирають відстань, яка дорівнює радіусу Землі.

Якщо ж мова йде про визначення відстаней до більш далеких космічних об’єктів, зокрема зірок нашої Галактики, то в цьому випадку, в якості базисної відстані обирають астрономічну одиницю. Астрономічна одиниця – це позасистемна одиниця вимірювання довжини, яка дорівнює усередненій відстані між центрами мас Сонця та Землі: 1а.о.=1,49597870·10¹¹м = 1,5·10¹¹м.

При цьому технологія вимірювання є наступною. Положення зірки Х (мал.38), візуально фіксується в ті моменти часу, коли Земля знаходиться в діаметрально протилежних точках своєї навколосонячної орбіти. Наприклад, спочатку в березні, а потім – рівно через пів року, тобто в вересні. При цьому, візуальне положення зірки, буде характеризуватись певним паралактичним зміщенням, якому відповідатиме певний паралактичний кут α. Вимірявши величину цього кута, та знаючи базисну відстань (а=2а.о.=3,0·10¹¹м), визначають відстань до зірки Х: l=а/sinα.

 

Мал.38 Визначаючи відстань до зірок нашої Галактики, в якості базису обирають відстань, яка дорівнює двом астрономічним одиницям.

Вимірювання показують, що відстані до зірок такі величезні, що навіть для базису в дві астрономічні одиниці, кут їх річного паралаксу, не перевищує однієї кутової секунди (α<1″; 1″=1°/3600). В астрономічній практиці, подібні відстані вимірюють в парсеках (пк). Парсек (від паралакс та секунда) – це позасистемна одиниця вимірювання довжини, яка дорівнює такій відстані до зірки, при якій, для базисної відстані в одну астрономічну одиницю (а=1,5·10¹¹м), кут паралактичного зміщення зірки дорівнює одній кутовій секунді (α=1″). Оскільки sin1″=1/206265, то 1пк = а/sinα = 1,5·10¹¹·206265 = 3,086·10¹⁶м.

Втім, якщо мова йде про загально наукову практику, то в ній космічні відстані зазвичай вимірюють не в астрономічних одиницях і не в парсеках, а в світлових роках. Світловий рік – це позасистемна одиниця вимірювання довжини, яка дорівнює тій відстані на яку розповсюджується світло у вакуумі за один рік: 1св.р = 3·10⁸(м/с)·365·24·60·60(с) = 9,46·10¹⁵м. Між довжиною виміряною в парсеках, світлових роках, астрономічних одиницях та метрах, існують співвідношення:

1пк = 3,26св.р = 206265а.о. = 3,086·10¹⁶м;

1св.р. = 0,307пк = 63240а.о. = 9,46·10¹⁵м.

Потрібно зауважити, що вище описаний метод визначення космічних відстаней (метод річного паралаксу), практично прийнятний лише в тих випадках, коли відстань до відповідного об’єкту не перевищує 100 пк. При визначенні відстаней до більш віддалених космічних об’єктів, застосовують інші методи вимірювань, зокрема фотометричний метод. Цей метод базується на факті того, що видимий блиск (освітленість, яскравість) однакових джерел світла, обернено пропорційна квадрату відстані до них. А це означає, що визначивши відстані до деякого числа зірок та галактик, наприклад шляхом застосування методу річного паралаксу, можна визначити відстані до інших, їм подібних зірок і галактик. Скажімо, відстань до сусідньої з Чумацьким Шляхом галактики, яку прийнято називати Андромедою (туманністю Андромеди), становить 2,52·10⁶св.р. При цьому додаткові вимірювання показують, що видимий блиск іншої, подібної до Андромеди галактики, в 10 разів менший. А це означає, що відстань до цієї галактики в 10²=100 разів більша аніж до Андромеди, і становить 2,52·10⁸св.р.

 

Мал.39 При фотометричному методі, відстані до однакових за світловою потужністю об’єктів, визначають на основі аналізу їх видимого блиску.

Ясно, що фотометричний метод вимірювання відстаней не є безумовно точним. Адже його точність визначальним чином залежить від однаковості тих джерел світла, відстані до яких вимірюються. Всі ж зірки, а тим більше галактики є індивідуальними. Тому вчені орієнтуються на певні усереднені параметри певних класів зірок і галактик. А це неминуче призводить до певних похибок вимірювань.

Втім, одним з базових принципів наукових вимірювань, є принцип перехресності вимірювань. Суть цього принципу полягає в тому, що певну величину вимірюють різними методами. При цьому, якщо результати вимірювань збігаються, то це безумовно вказує на те, що ці результати є достовірними. Якщо ж результати вимірювань суттєво відрізняються, то це вказує на відповідну похибку вимірювань.

 

Коли наука стверджує, що середня відстань між центрами Землі і Сонця 1,49·10¹¹ м, а відстань до зірки Вега 27св.р, що маса Землі 5,98·10²⁴кг, маса Сонці 1,98·10³⁰ кг, а маса зірки Вега – 3,5 сонячних мас, що температура на поверхні Сонця 5800К, а в його ядрі 13,5·10⁶К, що фотосфера Сонця складається з водню(73,46%), гелію(24,85%), кисню (0,77%), вуглецю(0,29%), заліза(0,16%), неону(0,12%), азоту(0,09%), кремнію(0,07%), магнію(0,05%), сірки(0,04%) та незначної кількості (0,1%) інших елементів, – то це означає, що числові значення всіх цих величин  отримані шляхом точних кількісних вимірювань. І якщо ви не можете уявити ті ваги за допомогою яких вимірюють маси планет, зірок та галактик, то це зовсім не означає, що відповідні вимірювання є недостовірними. Просто планети, зірки та галактики зважують не так як картоплю на базарі. Це зважування називають непрямим або опосередкованим вимірюванням.

Ілюструючи суть непрямого вимірювання розглянемо наступний приклад. Припустимо, що вам потрібно виміряти площу круга. У вашому розпорядженні нема приладу який би вимірював площу (площоміра). Натомість у вас є прилад який вимірює довжину (лінійка, рулетка, штангенциркуль, мікрометр, тощо) і ви знаєте, що площа круга залежить від його радіусу R  (діаметру  d=2R). Вчені ж довели, що цю залежність можна записати у вигляді   S = πR² = πd²/4,  де   π = 3,14. Зважаючи на ці обставини, ви фактично вимірюєте не площу круга, а його радіус або діаметр, а саму площу визначаєте за відповідною формулою. При цьому жоден площомір не дасть вам більш точного та достовірного результату, аніж той який ви отримали шляхом непрямого вимірювання.

Таким чином, при непрямому вимірюванні, вимірюють не ту величину яку потрібно виміряти, а іншу, з нею пов’язану величину. При цьому потрібну величину визначають з тієї формули, яка відображає зв’язок між відповідними величинами. Скажімо, ви знаєте, що прискорення вільного падіння тіл на планеті певним чином залежить від маси цієї планети. Тому вимірявши величину прискорення та знаючи формулу його зв’язку з масою планети, можна визначити відповідну масу. І не вірити достовірності такого вимірювання, це все рівно ніби не вірити факту того, що площа круга S=πd²/4.

Задача 1. Знаючи радіус Землі (R=6,37·10⁶м) та прискорення вільного падіння на ній (g=9,81м/с²), визначити масу Землі.

З’ясовуючи той кількісний зв’язок що існує між масою Землі (М) та прискоренням вільного падіння на ній (g), розглянемо ту силу, з якою тіло масою m притягується до центру Землі (мал.40а). Цю силу, з одного боку можна назвати гравітаційною F_гр=GМm/R², а з іншого – силою тяжіння F_T=mg. Оскільки величини цих сил є практично однаковими (F_гр = F_T), то можна стверджувати: G(Мm/R²) = mg. Звідси випливає:  M = gR²/G = … = 6,0·10²⁴кг.

Відповідь: М = 6,0·10²⁴кг.

Потрібно зауважити, що та сила, яку називають силою тяжіння F_T=mg і та, яку називають гравітаційною силою F_гр=GМm/R², не є безумовно тотожними. Адже сила тяжіння, тобто та сила з якою наземні тіла притягуються до Землі, є результуючою двох сил: сили гравітаційної взаємодії даного тіла з Землею F_гр=GМm/R², та діючої на це ж тіло сили інерції F_i=-ma, поява якої обумовлена фактом обертання Землі навколо своєї осі. Іншими словами: F_T = F_гр + F_i Однак, величина діючої на тіло сили інерції є відносно малою (F_гр >> F_і) і тому, прийнято вважати, що F_гр = F_T. Та як би там не було, а факт не еквівалентності сили тяжінні та гравітаційної сили, вказує на те, що вище наведений спосіб визначення маси Землі, має певну, ба навіть не значну, похибку. Втім, Землю можна «зважити» і по-іншому.

 

Мал.40 Землю можна «зважити» по різному.

Задача 2. Знаючи період обертання Місяця навколо Землі (Т=27,3доби = 2,36·10⁶с) та відстань між центрами мас Землі і Місяця (l=3,84·10⁸м), визначити масу Землі.

З’ясовуючи той зв’язок що існує між масою Землі (М) та періодом обертання Місяця навколо неї (Т), розглянемо ті сили що діють на Місяць та забезпечують його динамічну рівновагу (мол.40б). А цими силами є, сила гравітаційної взаємодії Місяця з Землею F_гр=GМm/l² та обумовлена обертальним рухом Місяця, сила інерції F_i = ma_д=mv²/l, де v=2πl/T. А оскільки, діючі на Місяць гравітаційна сила та сила інерції зрівноважують одна одну (F_гр = F_і), то можна записати  GMm/l² = m4πl/T². Звідси випливає: M = 4π²l³/GT² = … = 6,0·10²⁴кг.

Відповідь:  М = 6,0·10²⁴кг.

Зверніть увагу на факт того, що масу Землі ми визначили двома абсолютно різними способами. При цьому отримані нами результати виявились практично однаковими. Що означає даний факт?

Задача 3. Знаючи швидкість обертання Землі навколо Сонця (v=29,8·10³м/с) та відстань між центрами мас Землі і Сонця (l=1,49·10¹¹м), визначити масу Сонця (М).

Оскільки ті сили що діють на Землю в процесі її обертання навколо Сонця (F_гр=GМm/l² та F_i = ma_д=mv²/l) зрівноважують одна одну, то можна записати: GМm/l² = mv²/l. Звідси випливає: M = v²l/G = … = 2,0·10³⁰кг.

Відповідь: М_c = 2,0·10³⁰кг.

Потрібно зауважити, що вище описаний метод визначення мас, можна застосовувати не лише для системи двох окремо взятих тіл, а й для будь яких систем в яких тіло вільно обертається навколо спільного центру мас. Скажімо, наше Сонце є частиною величезної космічної Галактики в якій налічується близько 200·10⁹ найрізноманітніших зірок. Визначаючи масу цієї Галактики зовсім не обов’язково “зважувати” кожну окрему зірку. Достатньо визначити відстань певної зірки від центру Галактики (l) та швидкість її обертання навколо цього центру (v), а потім скористатися формулою   M = v²l/G . При цьому отримана маса буде загальною масою всіх тих об’єктів які зосереджені у внутрішньому об’ємі тієї сфери, радіус якої дорівнює відстані від центру мас Галактики до відповідної зірки.

Наприклад відомо, що Сонце віддалено від центру мас Галактики на 33 тисячі світлових років тобто на 3,1·10²⁰м і обертається навколо цього центру з швидкістю 2,5·10⁵м/с. А це означає, що загальна маса тих космічних об’єктів які знаходяться в об’ємі обмеженому радіусом галактичної орбіти Сонця становить  М = v²l/G = … = 2,9·10⁴¹кг =145·10⁹М_c . Звісно, дана маса ще не є масою всієї Галактики. Адже Сонце знаходиться не на периферії Галактики, а на відстані 2/3 від її центру. Однак, якщо виміряти параметри однієї з периферійних зірок, то і загальну масу Галактики можна визначити достатньо точно.

Контрольні запитання.

1. Як вимірюють відстані до об’єктів Сонячної системи?

2. Як вимірюють відстані до зірок нашої Галактики та до сусідніх галактик?

3. Дайте визначення наступних одиниць вимірювання: а) астрономічна одиниця; б) світловий рік; в) парсек.

4. Яка суть фотометричних методів вимірювання відстаней?

5. Чим відрізняються прямі та непрямі методи вимірювань?

6. Чи є непрямі методи вимірювань менш точними чи менш достовірними?

7. Прямі чи не прямі методи вимірювань є базовими при визначенні відстаней до космічних об’єктів та мас цих об’єктів?

Вправа 1.

1. Відомо, що радіус Марса 3400км, а прискорення вільного падіння на ньому 3,7м/с². Визначити масу Марса.

2. Відомо, що період обертання супутника Фобос навколо планети Марс становить 7 годин 40 хв. Визначити масу Марса, якщо відстань від супутника до планети 9400 км.

3. Порівняйте результати рішень задач 1 і 2 та зробіть відповідні висновки.

 

Лекційне заняття №5.

Тема: Спектральний аналіз – базовий метод сучасних космічних досліджень.

Пропускаючи вузький пучок світла через склянну трьохгранну призму, Ньютон спостерігав фантастично-дивовижну подію: перетворення чистого безбарвного світла на прекрасну райдужну картинку. Факт того, що всі ці райдужні кольори дивовижним чином виникали з звичайного безбарвного світла, став підставою для того, щоб цю райдужно-кольорову картинку назвати спектром, що в змістовному перекладі означає дивовижне мариво (від лат. spektrum – мариво).

 

Мал. 41 При проходженні через скляну трьохгранну призму, світло розкладається на його складові кольори.

За різними класифікаційними ознаками, спектри поділяються на: 1) спектри випромінювання та спектри поглинання; 2) спектри суцільні, лінійчаті та смугасті. При цьому, якщо даний спектр характеризує параметри того світла яке випромінюється тим чи іншим об’єктом, то цей спектр називають спектром випромінювання. Наприклад, ті спектри які створюють нагріта спіраль лампочки розжарювання (мал.42а) та нагрітий до високої температури газ гелій (мал.42б), є спектрами випромінювання. Якщо ж спектр характеризує параметри того світла яке поглинається тим чи іншим об’єктом, то такий спектр називають спектром поглинання. Наприклад, якщо через шар холодного гелію (мал.42в) пропустити біле світло (світло повного спектрального складу), то в достатньо якісному спектроскопі, можна побачити певний набір тонких темних ліній. Сукупність цих темних ліній і є спектром поглинання гелію.

 

Мал.42. Спектри паділяються на спектри випромінювання (а,б) та спектри поглинання (в).

За загальним виглядом спектральної картинки, спектри поділяються на суцільні, лінійчаті та смугасті. Суцільним спектром випромінювання називають такий спектр, який представляє собою суцільну спектральну картинку яка складається з усіх спектральних кольорів видимого світла (мал.44а).     Дослідження показують, що всі тверді та рідкі тіла, а також гази високої густини (наприклад такої як поверхня Сонця), будучи нагрітими до достатньо високих температур, випромінюють світло суцільного спектру. При цьому, спектральний склад цього світла не залежить ні від хімічного складу речовини, ні від її агрегатного стану, ні від її сруктурного устрою.

Інша справа, загальний колір того тіла що дає суцільний спектр. Адже цей колір фактично відображає не спектральний склад світла, а відносну концентрацію в ньому світлових хвиль відповідних довжин, і є таким що залежить від температури речовини. Наприклад температура поверхні Сонця близька до 5800К. При цій температурі, пік тієї кривої яка описує розподіл енергії в спектрі світла, припадає на ту зону в якій практично рівномірно представлені всі хвилі спектру видимого світла (мал.43б). А ці хвилі у своїй сукупності і дають те біло-жовте світло яким світить Сонце. При зменшені температури поверхні (мал.43а), пік кривої розподілу енергії зміщується в сторону червоного кольору. А це означає, що в спектрі світла переважатимуть червоно-оранжеві кольори і тому поверхня набуватиме відповідного червоно-оранжевого кольору. Якщо ж температура поверхні збільується (мал.43в), то пік кривої розподілу енергії зміщується в сторону синього кольору, що відповідно змінює і колір поверхні. А це означає, що за кольором поверхні тіла, можна достатньо точно визначити температуру цієї поверхні.

 

Мал. 43. Загальний колір того світла що дає суцільний спектр, певним чином залежить від температури джерела світла.

Факт того, що розжарені тверді та рідкі тіла, а також гази високої густини, випромінюють повний набір електромагнітних хвиль видимого світла, є цілком закономірним. Адже мова йде про тіла з надзвичайно великою концентрацією частинок речовини. Частинок, які в процесі інтенсивного теплового, а отже хаотичного руху, випромінюють хвилі всіх можливих довжин (частот). Іншими словами, суцільний спектр випромінювання є результатом інтенсивного хаотичного (теплового) руху величезної кількості щільно упакованих заряджених частинок.

Лінійчатим спектром випромінювання називають такий спектр, який представляє собою певний набір тонких спектральних ліній. Лінійчаті спектри дають системи обособлених енергетично збуджених атомів, зокрема розріджені пари та гази атомарного складу. При цьому, кожна різновидність атомів, дає свій неповторний лінійчатий спектр (мал.44). Даний факт пояснюється тим, що лінійчатий спектр є відображенням тих процесів які відбуваються в енергетично збудженому атомі. В певному сенсі, лінійчатий спектр можна назвати фотографією внутрішнього устрою атома. А оскільки внутрішній устрій хімічно різних атомів є різним, то відповідно різними є і їх спектральні зображення.

 

Мал.44. Кожна різновидність атомів дає свій неповторний лінійчатий спектр.

Потрібно зауважити, що кількість та чіткість тих ліній, які можна побачити в спектроскопі, тобто приладі який дозволяє розкладати світло на його складові кольори, визначальним чином залежить від якості цього спектроскопа. Скажімо, якщо в простенькому демонстраційному спектроскопі лінійчатий спектр парів натрію виглядає як сукупність двох близько розташованих жовтих ліній, то в значно потажнішому та якіснішому лабораторному спектроскопі, можна побачити систему з десяти пар подібних ліній. Крім цього, потрібно мати на увазі, що в звичайному спектраскопі, ми бачимо лише видиму частину лінійчатиго спектру, і що певна частина цього спектру може знаходитись в області невидимого інфрачервоного та ультрафіолетового випромінювання.

Смугастим спектром випромінювання називають такий спектр, який представляє собою певний набір відносно широких спектральних смужок, кожна з яких в свою чегу, складається з великої кількості тонких, близько розташованих спектральних ліній. Іншими словами, смугастий спектр – це складна різновидність лінійчатого спектру. Смугасті спектри дають системи обособлених, енергетично збуджених молекул, зокрема розріджені газа молекулярного складу. При цьому, кожна різновидність молекул дає свій неповторний смугастий (складний лінійчатий) спектр. І не важко збагнути, що той складний лінійчатий спектр, який називають смугастим, є відображенням тих складних процесів що відбуваються в енергетично збуджених молекулах.

 

Мал.45. Спектри випромінювання поділяються на суцільні, лінійчаті та смугасті (складні лінійчасті).

В 1859 році, німецький фізик Густав Кірхгоф (1824-1887) з’ясував, що лінійчаті спектри випромінювання та поглинання будь якої речовини є взаємно оберненими. Це означає, що коли нагріта речовина випромінює певний набір електромагнітних хвиль, то в холодному стані, вона поглинає точно такий же набір хвиль. Зважаючи на цей факт, не важко пояснити походження тих тонких темних ліній які можна побачити в спектрі сонячного світла (мал.46). Ці лінії були відкриті та описані в 1814 році німецьким фізиком Йозефом Фраунгофером (1787-1826) і тому називаються фраунгоферовими лініями.

 

Мал.46. В спектрі сонячного світла міститься велика кількість тонких темних спектральних ліній, які прийнято називати фраунгоферовими лініями.

Пояснюючи походження фраунгоферових ліній, можна сказати наступне. Густа та гаряча поверхня Сонця (фотосфера) постійно випромінює надпотужний світловий потік суцільного спектру. Проходячи через відносно прохолодну та відносно розріджену сонячну атмосферу (сонячну корону), а також через атмосферу Землі, сонячне світло частково поглинається атомами та молекулами цих атмосфер. При цьому, в початково суцільному спектрі, з’являється величезна кількість тонких темних ліній. Ліній, які відображають хімічний склад сонячної та земної атмосфер. Потрібно зауважити, що в спектроскопах малої потужності можна побачити незначну кількість, найбільш “яскравих” фраунгоферових ліній. Загалом же, цих ліній понад 20 тисяч.

Факт того, що кожна речовина має свій неповторний спектральний відбиток, лежить в основі так званого спектрального аналізу. Спектральний аналіз, це метод визначення хімічного складу речовини та інших її параметрів, на основі аналізу лінійчатого спектру цієї речовини. (Відразу ж зауважимо: оскільки смугастий спектр є складною різновидністю лінійчатого спектру, то в подальшому ці спектри ми будемо називати лінійчатими). Суть спектрального аналізу полягає в наступному. Від об’єкту досліджень, отримують лінійчатий спектр випромінювання або поглинання. Аналізують склад, яскравість та особливості даного спектру і на основі цього аналізу роблять відповідні висновки. Зокрема, за набором характерних спектральних ліній, визначають якісний склад речовини, тобто загальну сукупність наявних в ній атомів та молекул. За яскравістю цих ліній, визначають кількісний склад речовини. За зсувом спектральних ліній, визначають швидкість та напрям руху відповідного об’єкту, наприклад тієї чи іншої зірки або галактики.

Спектральний аналіз вигідно відрізняється від традиційних методів хімічного аналізу. До числа його безумовних переваг відносяться:

1. Надзвичайно висока чутливість та точність. Чутливість сучасного спектрального аналізу така, що дозволяє виявити речовину навіть в тому випадку коли її концентрація не перевищує 10^-11г/см³.

2. Спектральний аналіз дозволяє точно визначати хімічний склад тих об’єктів які знаходяться на недосяжно великих відстанях, наприклад таких як Сонце, зірки, галактики, космічні туманності, тощо.

3. Спектральний аналіз є гранично універсальним методом досліджень, який дозволяє визначати хімічний склад практично будь якої речовини, починаючи від простих неорганічних речовин і закінчуючи надскладними біологічними структурами.

4. Спектральний аналіз дозволяє розрізняти навіть такі атоми, які методами хімічного аналізу розрізнити практично неможливо. Ці різновидності хімічно однакових атомів називають ізотопами.

5. Спектральний аналіз дозволяє визначати не лише хімічний склад того чи іншого об’єкту, а й його температуру, параметри руху, параметри кристалічної структури, внутрішній устрій атомів, тощо.

6. Спектральний аналіз характеризується високою технологічністю, сумісністю з електронними системами обчислень, аналізу та управління, високою швидкістю проведення аналізу, відносно низькою собівартістю, надійністю та іншими чеснотами.

Класичною ілюстрацією можливостей спектрального аналізу є історія відкриття гелію – речовини, атом якої в таблиці хімічних елементів займає позицію №2. Ця історія показова тим, що гелій відкрили не на Землі, а на Сонці. Як відомо, гелій відноситься до числа так званих інертних газів. При цьому серед інертних, він найінертніший. Це означає, що гелій практично не проявляє себе в жодній хімічній реакції. Хімічний же аналіз базується на аналізі результатів тих реакцій які відбуваються з тими чи іншими атомами (молекулами). І якщо такі реакції не відбуваються, то для хіміків відповідні атоми просто не існують.

В 1868 році, аналізуючи отриманий в момент повного сонячного затемнення, лінійчатий спектр сонячної атмосфери (сонячної корони), вчені звернули увагу на те, що в цьому спектрі є декілька яскравих ліній, які не відповідали жодному з відомих на той час атомів. Це означало, що до складу сонячної атмосфери, а отже і до складу Сонця, входить якийсь невідомий хімічний елемент. Цей відкритий на Сонці елемент, назвали гелієм, тобто – сонячним (від грец. Helios – Сонце). Лише в 1895 році, тобто через 27 років після відкриття на Сонці, вченим вдалося відшукати гелій і на Землі. При цьому з’ясувалося, що гелій має багато виняткових властивостей, які сприяли його широкому застосуванню в сучасній науці і техніці.

Загалом же, методами спектрального аналізу було відкрито близько 30 хімічних елементів, зокрема всі інертні гази, цезій, іридій, рубідій, талій та інші.

Методи спектрального аналізу, а особливо ті, що застосовуються для дослідження космосу, нерозривно пов’язані з явищем яке називають ефектом Доплера. В 1842 році австрійський фізик Христіан Доплер з’ясував: частотні параметри будь яких хвиль, в тому числі і світлових (електромагнітних), певним чином залежать як від швидкості та напрямку руху джерела цих хвиль, так і від швидкості та напрямку руху того спостерігача який їх фіксує. По суті це означає, що в умовах представленої на мал.47 ситуації, той спостерігач який рухається назустріч світловому фотону (або фотон назустріч спостерігачу), побачить цей фотон як такий, що має більшу частоту. Натомість, той спостерігач який “тікає” від фотона (або фотон “тікає” від спостерігача), сприйме цей фотон як такий, що має меншу частоту. Умовно кажучи, якщо базовий фотон є “зеленим”, то перший спостерігач побачить його “синім”, а другий – “червоним”.

 

Мал.47. Довжина а отже і колір світлової хвилі залежать від напрямку та швидкості руху джерела світла (спостерігача)

Одним з найвідоміших  проявів ефекту Доплера є так зване червоне зміщення в спектрі галактик. В 1929 році американський астроном Едвін Габбл (1889-1953) звернув увагу на те, що в спектрі того світла яке випромінюють далекі галактики, спектральні лінії відомих атомів зміщені в сторону червоного кольору (мал.48). Це явище назвали червоним зміщенням в спектрі галактик.

 

Мал.48. При віддалені джерела світла, лінії його спектру зміщуються в сторону червоного кольору, а при наближені – в сторону фіолетового кольору.

Пояснюючи даний факт, Хабл дійшов висновку: причиною червоного зміщення в спектрі галактик є ефект Доплера. І це зміщення по суті означає, що  відповідна галактика з певною швидкістю віддаляється від нашої галактики. Величину цієї швидкості можна визначити за формулою:

v=c(λ/λ₀-1), де λ₀ – довжина тієї світлової хвилі, джерелом якої є наша галактика; λ – довжина аналогічної хвилі, джерелом якої є інша галактика.

Подальші дослідження показали, що всі навколишні галактики віддаляються від нашої та одна від одної. А це означає, що наш Всесвіт розширюється. При цьому, розрахунки та вимірювання показують, що на сьогоднішній день, швидкість розширення Всесвіту близька до 75км/с.

Завершуючи розмову про ефект Доплера та червоне зміщення спектру, доречно згадати одну повчально-анекдотичну історію. Одного разу відомий американський фізик Роберт Вуд, поспішаючи на роботу, проїхав на червоне світло світлофора і його зупинив поліцейський. Намагаючись виправдатись, Вуд пояснив, що світло це потік хвиль і що згідно з ефектом Доплера, довжина цих хвиль, а отже і їх колір, залежать від швидкості руху спостерігача. А тому, рухаючись назустріч світлофору він, у повній відповідності з законами Природи, сприйняв червоне світло як зелене. Поліцейський непогано вчився в школі і тому знав, що для світлових хвиль ефект Доплера суттєво проявляється лише при надвисоких швидкостях. Зважаючи на ці обставини, він не став сперечатись з вченим, а просто виписав йому потрійний штраф за перевищення швидкості.

Контрольні запитання.

1. Як залежить видимий колір зірки від температури її поверхні?

2. Відображенням чого є суцільний спектр випромінювання?

3. Відображенням чого є лінійчастий спектр випромінювання?

4. Які причини появи Фраунгоферових ліній в спектрі сонячного світла?

5. Що називають спектральним аналізом?

6. Які переваги спектрального аналізу над аналізом хімічним?

7. В чому суть ефекту Доплера?

8. На що вказує червоне зміщення в спектрі далеких галактик?

 

Лекційне заняття №6.

Тема: Загальні відомості про Сонце.

Сонце – це одна з незліченних зірок нашого Всесвіту. При цьому, за мірками сучасного Всесвіту, воно є активною зіркою середніх розмірів, середньої маси, середнього віку та середньої світності (енергетичної потужності). Сонце представляє собою розжарену газоподібну кулю, температура поверхні якої близька до 5800К. Радіус цієї кулі 695·10⁶м, що в 109 разів перевищує радіус Землі. А це означає, що об’єм Сонця в (109)³=1,3·10⁶ разів більший за об’єм Землі. Маса Сонця близька до 2·10³⁰кг, що  в 330 000 разів перевищує масу Землі і в 750 разів – загальну масу всіх планет Сонячної системи. Середня густина Сонця 1,4 г/см³, що в 4 рази менше за середню густину Землі. Прискорення вільного падіння на умовній поверхні Сонця становить 274 м/с² і тому вага тіл на цій поверхні приблизно в 28 разів більша аніж на Землі.  Сонце, на 73% складається з водню, на 25% – з гелію і на 2% – з інших хімічних елементів. Джерелом тієї енергії яку постійно випромінює Сонце, є ті термоядерні реакції які відбуваються в розжарених до 13,5·10⁶К  надрах Сонця, і в процесі яких, ядра атомів водню перетворюються на ядра атомів гелію.

Дослідження показують, що Сонце знаходиться на відстані 30 000 св.р. від центру галактичного диску і обертається навколо цього центру з швидкістю 250 км/с. При цьому період обертання Сонця, становить 220 мільйонів років. Сонце обертається не тільки навколо центру Галактики, а й навколо своєї осі. Обертається в тому ж напрямку, що і планети Сонячної системи. Кут нахилу осі обертання Сонця до тієї площини в якій обертаються планети Сонячної системи (площини екліптики) становить 82°45′. Характерною особливістю обертання Сонця навколо своєї осі є факт того, що період цього обертання на екваторі та на полюсах суттєво різний: для точок близьких до екватора, цей період становить 25 діб, а для точок близьких до полюсів – 30 діб. Даний факт пояснюється тим, що Сонце обертається не як тверде тіло, а як газоподібна куля.

На перший погляд, Сонце представляє собою однорідну світлову кулю з чітко окресленими контурами, що дозволяє говорити про певні геометричні розміри Сонця і зокрема про його радіус, тобто відстань від геометричного центру Сонця до його поверхні. Насправді ж, чітко окресленої поверхні Сонця не існує. Цією поверхнею прийнято вважати відносно тонку, відносно щільну та відносно гарячу частину сонячної атмосфери, яку називають фотосферою. Загалом же, описуючи устрій Сонця виділяють наступні структурні шари (мал.49):

– зона термоядерних реакцій (сонячне ядро);

– зона променистої рівноваги;

– зона конвекції;

– фотосфера;

– хромосфера;

– сонячна корона.

При цьому сонячне ядро, зону променистої рівноваги та зону конвекції відносять до внутрішніх шарів Сонця. А фотосферу, хромосферу та сонячну корона – до його зовнішніх шарів, тобто тих шарів які утворюють сонячну атмосферу.

 

Мал. 49. Загальний устрій Сонця.

Гранично стисло та спрощено описуючи параметри вище згаданих структурних шарів Сонця та ті процеси, що відбуваються в них, можна сказати наступне.

Сонячне ядро. Сонячним ядром називають ту центральну частину Сонця, радіус якої приблизно в 4 рази менший за радіус Сонця і в якій відбуваються термоядерні реакції. Густина речовини в центральній частині сонячного ядра близька до 150 г/см³, що в 150 разів більше за густину земної води і в 19 разів більше за густину звичного для нас заліза. Температура в центрі ядра близька до 15·10⁶К, а на його периферії – до 7·10⁶К. В сонячному ядрі відбуваються так званий водневий цикли термоядерних реакцій, в процесі якого чотири ядра атомів водню (чотири протони) об’єднуються в одне ядро атома гелію. При цьому, виділяється 26,71МеВ енергії. Узагальнюючий результат цих реакцій можна представити у вигляді наступних співвідношень:

4Н₊₁¹ → Не₊₂⁴ + 2е₊₁¹ + 24,67МеВ

2е₊₁¹ + 2е_-1¹ → 2,04МеВ.

Результатом подібних перетворень є факт того, що в надрах Сонця, у повній відповідності з рівнянням Е=mc², 4,26·10⁹кг речовини щосекундно перетворюється на 3,8·10²⁶Дж енергії. Ця енергія поступово проходячи через зону променевої рівноваги та зону конвекції, досягає фотосфери і випромінюється у вигляді сонячного світла.

Зона променистої рівноваги. Над ядром, на відстані до 0,7 радіуса Сонця знаходиться так звана зона променистої рівноваги (зона променистого переносу). Температура цієї зони поступово зменшується від 7·10⁶К до 2·10⁶К, а її густина зменшується від 20 г/см³ до 0,2 г/см³. Перенос енергії в зоні променистої рівноваги здійснюється головним чином шляхом випромінювання та поглинання фотонів світла (зазвичай світла рентгенівського та ультрафіолетового спектрів). Це означає, що в процесі надзвичайно інтенсивного хаотичного руху заряджених частинок, ці частинки постійно випромінюють та поглинають відповідні світлові фотони (кванти електромагнітних хвиль). При цьому, потрібно мати на увазі, що напрям руху цих фотонів є усереднено хаотичним і тому вони можуть потрапляти як до більш високих так і до більш низьких шарів зони променистої рівноваги. А це означає, що в зоні променистої рівноваги загальна швидкість руху фотонів в напрямку поверхні Сонця є досить низькою.

Зона конвекції. Між зоною променистої рівноваги та фотосферою Сонця знаходиться так звана зона конвекції (конвекційна зона). Температура внутрішніх шарів цієї зони змінюється від 2·10⁶К до 6000К, а їх густина – від 0,2 г/см³ до 0,000003 г/см³ (що в сотні разів менше за густину звичного для нас повітря). Наочним аналогом тих процесів що відбуваються в надрах зони конвекції є нагрівання води в посудині: полум’я нагріває нижні шари води, при цьому, в результаті теплового розширення ці шари стають менш густими і тому витісняються вгору більш холодними та відповідно більш густими шарами води. Аналогічні процеси відбуваються і в надрах зони конвекції: та енергія яка випромінюється зоною термоядерних реакцій і яка переноситься зоною променистої рівноваги, нагріває нижні шари зони конвекції та спричиняє певний кругообіг речовини в ній. Рух речовини в конвекційній зоні Сонця не є хаотичним, а представляє собою певні відносно стійкі вихрові циркуляції. Одним з наслідків цих циркуляцій, є факт того, що поверхня Сонця представляє собою сукупність величезної кількості відносно дрібних фрагментів, які прийнято називати гранулами.

Ті вихрові циркуляції що відбуваються в надрах конвекційної зони, а по суті потужні вихрові електричні струми, створюють відповідно потужні магнітні поля. Одним з наочних проявів цих полів є поява на поверхні Сонця так званих сонячних плям. Ці плями представляють собою достатньо великі фрагменти сонячної поверхні, які відрізняються тим, що їх температура приблизно на 1000К менша за середню температуру цієї поверхні. Наявне зниження температури сонячних плям пояснюється наступним чином. Ті потужні вихрові струми які виникають в надрах конвекційної зони Сонця, створюють відповідно потужні магнітні потоки. А ці магнітні потоки, у відповідності з законом електромагнітної індукції, протидіють причині їх появи, тобто протидіють тим вихровим струмам які і створюють відповідне магнітне поле. По суті це означає, що те магнітне поле яке створюється вихровими циркуляціями високо температурної плазми, певним чином гальмує ці циркуляції, а отже сприяє зниженню температури в них.

Фотосфера. Фотосфера (від грец. photos – світло, sphaira – куля) – відносно тонкий нижній шар сонячної атмосфери, що випромінює той неперервний спектр електромагнітних хвиль, який прийнято називати видимим світлом. Оскільки товщина фотосфери є відносно малою (приблизно 300км, що менше тисячної частини радіуса Сонця), та зважаючи на факт того, що власне фотосфера випромінює те світло яке викликає наші зорові відчуття, саме фотосферу умовно називають поверхнею Сонця. Усереднена (ефективна) температура фотосфери Сонця 5800К. При цьому реальна величина цієї температури плавно змінюється від 6600К (для гранично нижніх шарів) до 4400К (для гранично верхніх шарів). Густина фотосфери змінюється від 3·10^-6г/см³ до 3·10^-7г/см³, що усереднено в тисячу разів менше за густину атмосферного повітря Землі (ρ=1,29·10^-3 г/см³).

Потрібно зауважити, що поверхня Сонця, а по суті його фотосфера, є не однорідною (мал.50). Ця поверхня представляє собою сукупність величезної кількості вихрових збурень (гранул), які динамічно змінюючи одна одну, в одних місцях утворюють області підвищеної температури та відповідно більшої яскравості, а в інших – області зниженої температури, а отже і меншої яскравості (сонячні плями). Крім цього, цю поверхню час від часу збурюють потужні викиди речовини, які прийнято називати протуберанцями (від лат. protubero – здуватись).

 

Мал. 50. Поверхня Сонця є не однорідною і представляє собою певну складну динамічну систему.

Хромосфера. Хромосферою (від грец. chroma – колір) називають той шар атмосфери Сонця, який знаходиться між його фотосферою та короною і який характеризується поступовим зростанням температури від 4400К (на межі з фотосферою) до 100·10³К (на межі з сонячною короною). Хромосферу Сонця можна спостерігати під час повних сонячних затемнень, тобто в ті моменти, коли Місяць практично повністю закриває видимий диск Сонця. При цьому, можна помітити, що затемнений Місяцем диск Сонця, оточує відносно тонке рожеве кільце з не явно вираженими контурами. Це кільце і є хромосферою Сонця. А його рожевий колір пояснюється фактом того, що основною складовою сонячної хромосфери є атоми водню, які при енергетичному збудженні випромінюють такий лінійчастий спектр, результуючий колір якого рожевий. Товщина хромосфери близька до 14 тис.км. При цьому її верхні контури є такими, що схожі на язики того полум’я яке утворюється при горінні сухої трави. Ці схожі на язики полум’я утворення називаються спікулами (від лат. spiculum – вістря).

Сонячна корона. Зовнішню частину сонячної атмосфери прийнято називати сонячною короною. Сонячна корона представляє собою надзвичайно розріджену високотемпературну плазму, густина якої в мільярди разів менша за густину фотосфери, а температура близька до 2·10⁶К. Яскравість сонячної корони в мільйони разів менша за яскравість фотосфери і тому за звичайних умов сонячна корона є практично не видимою. Її можна спостерігати лише в моменти повного сонячного затемнення. В ці моменти, затемнений Місяцем диск Сонця оточує сріблясте сяйво, яке і є видимою частиною сонячної корони (мал.51).

 

Мал. 51. Загальний вигляд сонячної корони в момент повного сонячного затемнення.

Товщина сонячної корони приблизно дорівнює двом радіусам Сонця. Втім, ця товщина визначальним чином залежить від активності тих процесів які відбуваються в надрах Сонця. Скажімо в періоди низької сонячної активності, над приполярними областями Сонця виникають так звані корональні діри – області сонячної корони, які характеризуються наднизькою густиною високотемпературної плазми і які в спектрі видимого світла є практично невидимими. В періоди ж високої сонячної активності, сонячна корона практично рівномірним шаром оточує всю сонячну сферу.

Оскільки температура тієї розрідженої речовини що утворює сонячну корону є надзвичайно високою (над активними зонами, до 20·10⁶К), то відповідно великою є і величина кінетичної енергії частинок цієї речовини. (Нагадаємо, температура (Т) – це міра середньої кінетичної енергії частинок речовини, виміряної не в джоулях, а в кельвінах). В такій ситуації, навіть потужне гравітаційне поле Сонця, не може утримати ті високо енергійні частинки, що знаходяться в віддалених шарах сонячної корони. Зважаючи на ці обставини, певна кількість частинок сонячної корони, неперервним потоком вилітає в міжпланетний простір, утворюючи так званий сонячний вітер. Сонячний вітер представляє собою потік заряджених частинок (головним чином електронів, протонів та α-частинок), які безповоротно вилітають за межі сонячної атмосфери. На відстані орбіти Землі, швидкість частинок сонячного вітру близька до 500км/с. При цьому усереднена концентрація цих частинок мізерно мала: 5 частинок на см³. Попри таку мізерну концентрацію, загальна кількість тієї речовини яка «випаровується» з сонячним вітром є надзвичайно великою. За рік ця кількість дорівнює 1·10¹⁶кг, що становить 2·10^-14 від загальної маси Сонця.

Потрібно зауважити, що коли ми говоримо: “температура того розрідженого газу який утворює сонячну корну близька до 2·10⁶К”, то термін “температура” застосовуєм досить умовно. Адже мова йде лише про те, що у відповідних областях сонячної атмосфери, середня кінетична енергія тих частинок з яких ця атмосфера складається, відповідає температурі 2·10⁶К, тобто становить 4,1·10^-17Дж або 258еВ. При цьому ви маєте розуміти, що на тих висотах де частинки зустрічаються настільки рідко, що довжина їх вільного пробігу вимірюється десятками і сотнями кілометрів, загальна енергія потоку цих частинок є надзвичайно малою.

Причиною тих процесів які відбуваються в сонячній атмосфері є певна сукупність складних явищ, які позначають терміном сонячна активність. Сонячна активність – це сукупність тих явищ, які відбуваються в атмосфері Сонця і які обумовлені тими процесами, що відбуваються в його надрах. Певними проявами сонячної активності є гранульована структура фотосфери та наявність в ній сонячних плям, сонячних факелів та спалахів. Наявність в сонячній атмосфері спікул, протуберанців, корональних петель, корональних викидів, тощо. Проявами сонячної активності є утворення сонячного вітру та інтенсивних потоків ультрафіолетового і рентгенівського випромінювання. По суті результатом сонячної активності є і факт того, що по мірі віддалення від поверхні Сонця, температура того розрідженого газу який утворює хромосферу та сонячну корону, не зменшується, а збільшується.

Дослідження показують, що сонячна активність характеризується певною періодичністю (циклічністю). Це означає, що з плином часу величина сонячної активності змінюється, і що ці зміни відбуваються з певною періодичністю. Зазвичай ця періодичність (проміжок часу між сусідніми максимумами або мінімумами активності) становить 11 років. При цьому потрібно мати на увазі, що величини пікових значень 11-річних циклів сонячної активності, в свою чергу також змінюються. І ці зміни відбуваються з періодичністю близькою до 90 років. Певні факти вказують і на те, що окрім вище згаданих циклів сонячної активності, існує ще й більш тривалий, тисячолітній цикл, періодичність якого близька до 1100 років.

Контрольні запитання.

1. У скільки разів маса Сонця більша за загальну масу всіх інших об’єктів Сонячної системи?

2. Опишіть внутрішній устрій Сонця.

3. Які процеси відбуваються в зоні ядерних реакцій?

4.Які процеси відбуваються в зоні конвекції?

4. Скільки тон речовини в надрах Сонця щосекундно перетворюється в енергію електромагнітного випромінювання?

5. Як сучасна наука пояснює причини появи сонячних плям?

6. Дайте загальну характеристику фотосфери Сонця.

 

Лекційне заняття №7.

Тема: Загальні відомості про Землю.

Для людей та всього земного життя, безумовно найважливішою планетою Сонячної системи є Земля. Стисло характеризуючи параметри Землі як космічного об’єкту, можна сказати наступне.

Земля, це третя від Сонця планета Сонячної системи, яка належить до планет земної групи та є найбільшою з цих планет. Маса Землі 6,98·10²⁴кг; середня густина 5,52 г/см³; усереднене значення прискорення вільного падіння 9,8 м/с². Земля обертається навколо Сонця еліптичною (але дуже близькою до колової) орбітою, усереднений радіус якої 149,6·10⁶км. При цьому середня швидкість обертального руху Землі 29785 м/с, а період обертання 365,24 доби (зоряний рік). Крім цього, Земля обертається навколо своєї осі. Період цього обертання 23год 56хв 4,1с. Обертання Землі навколо своєї осі спричиняє зміну дня і ночі, а обертання навколо Сонця у поєднанні з нахилом осі обертання до площини екліптики, спричиняють зміну пір року.

Потрібно зауважити, що для земного спостерігача, реальна тривалість доби, а по суті видимий період обертання Землі навколо своєї осі, становить не 23год 56хв 4,1с, а 24год 00хв 00с. Дійсно, оскільки Земля обертається не тільки навколо своєї осі, а й навколо Сонця, то за той час поки певна точка поверхні Землі зробить повний оберт навколо своєї осі (23год 56хв 4,1с), Земля встигне зробити 1/365,24 = 0,002738 оберту в тому ж напрямку навколо Сонця. А це означає, що для видимого завершення повного добового оберту Землі, вона має обертатись певний додатковий час. І величина цього часу 3хв 55,9с.

Земля має форму дещо приплюснутої на полюсах і розтягнутої на екваторі сфери (еліпсоїда). При цьому, середній радіус Землі 6371км, а різниця між її екваторіальним та полярним радіусами становить 21,3км. Факт того, що форма Землі не сферична, а дещо еліпсоїдна, пояснюється фактом її обертання навколо своєї осі. Дійсно. Гравітаційні сили є такими, що прагнуть надати Землі ідеально сферичної форми. І якби Земля не оберталась навколо своєї осі, то була б сферичною. Однак в реальності Земля обертається. А це означає, що кожна її точка рухається з певним доцентровим прискоренням (а) і тому на неї діє певна відцентрова сила інерції (F_i = – ma). Власне ця сила і деформує Землю.

Описуючи загальний устрій Землі як твердого тіла, можна сказати наступне. Зовнішню тверду оболонку Землі називають земною корою. Земна кора є найбільш складною, найбільш неоднорідною і з практичної точки зору, найбільш важливою частиною земної кулі. Земна кора займає близько 1% від загального об’єму земної кулі та близько 0,5% від її загальної маси. В земній корі зустрічаються практично всі хімічні елементи, починаючи від гідрогену(Н₁¹) і закінчуючи ураном (U₉₂²³⁸). При цьому, основними хімічними складовими земної кори є оксиген (47%), силіціум (29,5%), алюміній (8,05%) та ферум (4,65%).

В залежності від геологічного складу і товщини, земна кора поділяється на материкову та океанічну. Товщина материкової кори становить 25 – 80 км, а товщина кори океанічної – лише 5 – 15 км. При цьому, материкова кора складається з трьох базових шарів: базальтового, гранітного та осадового, а океанічна кора має лише два шари – базальтовий та осадовий.

 

Мал.52.  Загальний устрій земної кори.

Базальтовими породами (базальтами)  називають сукупність тих кристалічних гірських порід, густина яких близька до 3,0 г/см³. Базальти представляють собою дрібнокристалічну гірську породу темного кольору. Основними складовими базальтів є: SiO₂ ≈ 50%, Al₂O₃ ≈ 16%, Fe₂O₃+FO ≈ 15%.

Гранітними породами (гранітами) називають сукупність тих кристалічних гірських порід, густина яких близька до 2,65 г/см³. Граніти представляють собою крупнокристалічну гірську породу, зазвичай світло сірого кольору. Основними складовими гранітів є: SiO₂ ≈ 70%, Al₂O₃ ≈ 15%, Fe₂O₃+FO ≈ 3%.

Осадовими породами називають сукупність тих порід які утворились в результаті механічної, вітрової, водяної, термічної, хімічної, біологічної та інших видів руйнації верхніх шарів земної кори, в результаті вулканічних, геофізичних та інших процесів, а також в результаті життєдіяльності живих організмів. Прикладами осадових порід є різноманітні глини, пісок, гравій, вапняки, ґрунти, глинисті сланці, поклади різних солей, поклади різноманітних руд, торфу, вугілля, тощо. Усереднена густина осадових порід близька до 2,2 г/см³.

По суті, тією твердою основою земної кори на яку спираються як материки так і океани є базальтовий шар. Цей шар опоясує всю земну кулю. При цьому його товщина в різних місцях є суттєво різною. Зазвичай, для континентальної земної кори товщина базальтового шару становить 20 – 30 км, а для кори океанічної  4 – 8 км.

Твердий базальтовий шар земної кори, плавно переходить в більш густу (ρ ≈ 3,4 г/см³), аморфно-в’язку масу, яку прийнято вважати верхньою частиною мантії Землі (верхньою мантією). Сукупність земної кори та верхньої мантії Землі називають літосферою (від грец. litos – камінь, spaira – сфера, куля).

Ясно, що по мірі заглиблення в надра Землі, температура речовини стає все більшою і більшою. При цьому, відповідна речовина стає все менш і менш в’язкою, а отже все більш і більш рідкою. І потрібно сказати, що по мірі заглиблення в надра Землі, поступово змінюються не лише температура, густина, тиск та агрегатний стан речовини, а й її хімічний склад. За певними відмінностями цього складу, та за рядом інших ознак, внутрішню частину земної кулі умовно розділяють на мантію, зовнішнє ядро та внутрішнє ядро.

Мантією називають ту внутрішню частину земної кулі, яка знаходиться між її твердою оболонкою (корою Землі) та ядром Землі. Прийнято вважати, що нижньою межею мантії є глибина 2900км. Мантія займає близько 83% від загального об’єму земної кулі та близько 67% від її загальної маси.

Ту частину земної кулі що знаходиться на глибині понад 2900км називають ядром Землі. Ядро займає близько 17% від загального об’єму земної кулі, та близько 33% від її загальної маси. Про устрій, хімічний склад, та ті процеси що відбуваються в земному ядрі, відомо лише на основі аналізу непрямих методів досліджень. А ці дослідження вказують на те, що ядро Землі складається з двох суттєво різних частин: рідкого зовнішнього ядра та умовно твердого внутрішнього ядра. При цьому, за сучасними уявленнями, магнітне поле Землі є результатом тих конвекційних потоків які постійно циркулюють в рідкому зовнішньому ядрі. Ядрі, яке майже на 80% складається з заліза.

Загальний устрій земної кулі представлена на мал.53.

 

Мал.53.  Схема загального устрою земної кулі.

Аналізуючи загальний устрій земної кулі, не важко звернути увагу на факт того, що земна кора є тонкою твердою поверхнею того в’язкого океану яким по суті є мантія Землі. При цьому виникає питання: а чому в цьому в’язкому океані не тонуть ті величезні глиби які називаються материками. Відповідь на це запитання прихована в аналізі густин тих матеріалів які є тілом мантії та земної кори. Дійсно. Густина того матеріалу що є тілом мантії становить від 3,4 г/см³ на її поверхні до 5,6 г/см³ – на межі з ядром Землі. Густина ж тих матеріалів з яких виготовлена земна кора є суттєво меншою: для базальтових порід 3,0 г/см³, для гранітових порід 2,65 г/см³, для осадових порід 2,2 г/см³. Ясно, що в такій ситуації, відносно легкі породи земної кори і мають плавати в більш густому мантієвому океані. Плавати подібно до того як лід (ρ=0,9 г/см³) плаває у воді (ρ=1,0 г/см³).

Дослідження показують, що земна кора не є суцільною і що вона складається з певної кількості великих фрагментів які називаються тектонічними (або літосферними) плитами. Виділяють сім великих тектонічних плит: Тихоокеанська, Євразійська, Північно-Американська, Південно-Американська, Африканська, Індо-Австралійська та Арктична. Крім цього існує ще вісім малих та над малих плит, найбільшими серед яких є плита Наска та Аравійська плита.

 

Мал.54. Карта тектонічних плит Землі.

Під дією тих конвекційних теплових потоків які постійно циркулюють у в’язкій мантії Землі, тектонічні плити певним чином переміщуються. При цьому в одних місцях, плити розходяться, в інших – наштовхуються одна на одну.

Розходження (дивергенція) тектонічних плит відбувається в зонах середньо-океанічних хребтів. Ці зони характеризуються так званими рифтами – системами довгих тектонічних розривів земної кори. Ці рифтові розриви заповнюються магматичною лавою, яка в процесі охолодження перетворюється на тверду базальтову основу земної кори. Загально відомим прикладом зони розходження тектонічних плит є Середньо-Атлантичний хребет, який тягнеться вздовж всього Атлантичного океану і має довжину понад 18 тис. кілометрів. По лінії цього хребта, дві групи континентальних плит (Євразійська і Африканська з одного боку та Північно Американська і Південно Американська – з іншого), з середньою швидкістю 2 см/рік, взаємно віддаляються, збільшуючи тим самим як площу земної кори так і площу Атлантичного океану.

 

Мал.55.  Загальна схема тих процесів, що відбуваються на межі активного контакту тектонічних плит.

Ясно, якщо в одному місці земної кори стає більше, то в іншому – її має ставати менше. І це дійсно відбувається. Відбувається в зонах зіткнення (конвергенції) тектонічних плит. Більшість подібних зон розташовані по периметру Тихого океану та утворюють так зване тихоокеанське вогняне коло.

В загальному випадку  можливі три варіанти зіткнення (конвергенції) тектонічних плит. 1). Континентальна плита стикається з океанічною плитою. При цьому більш щільна океанічна плита занурюється під континентальну. Наприклад по лінії західного берегу Південної Америки, океанічна тектонічна плита Наска занурюється під материкову Південно Американську плиту. Одним з наслідків цього занурення є утворення потужної прибережної гірської системи яку називають Андами.

2). Океанічна плита стикається з іншою океанічною плитою, або з океанічною частиною континентальної плити. При цьому одна з плит занурюється під іншу. Одним з наслідків такого занурення є утворення так званих острівних дуг. Прикладами таких дуг є Алеутські, Курильські, Маріанські, Соломонові та інші острівні архіпелаги.

3). Континентальна плита стикається з іншою континентальною плитою. При цьому відбувається зминання континентальної кори та утворення потужних гірських пасм. Наприклад результатом зіткнення Євразійської, Африканської та Індо-Австралійської плит стало утворення Альпійсько Гімалайського гірського поясу.

Не важко збагнути, що ті процеси які відбуваються в зоні активного контакту тектонічних плит супроводжуються різноманітними катаклізмами, як то землетруси, виверження вулканів, гейзерна активність, зсуви ґрунтів, цунамі, тощо.

Важливими складовими Землі є її гідросфера та атмосфера. Гідросферою Землі називають всю сукупність тієї твердої, рідкої та газоподібної води, що міститься на Землі. Складовими цієї сукупності є океани, моря, льодовики, річки, озера, болота, сніги, ґрунтові та підземні води, атмосферна волога і навіть та вода що входить до складу живих організмів. Загальна маса гідросфери Землі близька до 1,46·10²¹кг. Це приблизно 0,025% від загальної маси всієї планети і в 275 разів більше за масу атмосфери Землі. Левова частина гідросфери Землі (приблизно 96,5%) зосереджена в водах Світового океану, складовими якого є океани та моря, а також океанські та морські затоки. Ще приблизно 3,5% гідросфери Землі відносять до вод суходолу, складовими яких є річки, озера, болота, штучні водойми, льодовики, підземні та грунтові води. При цьому, левова частина вод суходолу зосереджена в льодовиках та підземних водах. Відносно незначна частина гідросфери (приблизно 0,001%) постійно зосереджено в атмосфері Землі.

Атмосфера (від грец. atmos – пар; sphaira – куля, сфера) – це газова оболонка планети, яка обертається разом з нею як єдине ціле. Атмосфера Землі представляє собою суміш газів, яку прийнято називати повітрям і до складу якої входять азот (78,08%), кисень (20,95%), аргон (0,93%), вуглекислий газ (0,03%) та певна кількість інших газів, зокрема гелію, неону, водню, метану, озону, криптону, ксенону, тощо. Вагомою складовою атмосферного повітря є водяний пар, кількість якого в різних географічних частинах атмосфери є різною і знаходиться в межах від 3% (для тропічних широт) до 0,00002% (для полярних областей). Крім цього, невід’ємною складовою атмосфери є певна кількість мікроскопічних домішок, починаючи від частинок земного та космічного пилу і закінчуючи вірусами та спорами рослин.

Точно оцінити лінійні розміри атмосфери практично не можливо. Адже не існує тієї чітко визначеної межі, яка відділяє те що можна назвати атмосферою, від того що прийнято називати космічним простором. Зазвичай, в науковій практиці умовною межею земної атмосфери прийнято вважати висоту 400км над рівнем світового океану. На цій висоті молекули зустрічаються настільки рідко, що довжина їх вільного пробігу близька до 60км. Втім, якщо говорити з практичної точки зору, то межею атмосфери Землі можна вважати висоту 100км над рівнем світового океану.

На завершення додамо, що атмосфера, гідросфера та літосфера Землі, перебувають у постійному взаємозв’язку. Власне всі ці “сфери” утворюють єдиний цілісний організм. В цьому організмі, атмосфера насичує гідросферу повітряними газами, а гідросфера – насичує атмосферу водяними парами. В цьому організмі, повітряні та водяні маси значною мірою формують ландшафт земної поверхні, а підземні річки та озера є не менш чисельними та повноводними за наземні. В цьому організмі, атмосфера, літосфера та гідросфера в своїй сукупності створюють сприятливі умови для процвітання життя, а те в свою чергу суттєво впливає на ті процеси що відбуваються в повітрі, воді та під землею.

Контрольні запитання.

1. Відомо, що тривалість земної доба 24год. 00хв. 00с. При цьому період обертання Землі навколо своєї осі становить 23год. 56хв. 4,1с. Як пояснити даний факт?

2. Дайте загальну характеристику внутрішнього устрою Землі.

3. Що є основою земної кори?

4. Чим відрізняються материкова та океанічна земна кора?

5. Яка основна причина руху тектонічних плит?

6. Яка основна причина появи гірських масивів?

7. Відомо, що вздовж серединної лінії Атлантичного океану проходить глибокий розлом земної кори в межах якого відповідні тектонічні плити поступово розходяться, а в місці розлому формується новий базальтовий шар земної кори. Чи означає цей факт, що площа земної поверхні збільшується?

 

Лекційне заняття №8.

Тема: Місяць – природний супутник Землі.

Місяць – єдиний природний супутник планети Земля, який з періодичністю 27,3 доби,  обертається навколо цієї планети по слабо вираженій еліптичній орбіті, середній радіус якої 384 400 км, що еквівалентно 60  радіусам Землі. Маса Місяця 7,34·10²²кг. Середній радіус 1737 км. Середня густина 3,35 г/см³. Прискорення вільного падіння 1,62 м/с².

 

    

Мал. 56. Загальний вигляд та порівняльні розміри Землі і Місяця.

Відношення маси Місяця до маси Землі у порівнянні з подібною величиною для супутників інших планет дуже велике і становить 1:81. Наприклад у цьому порівняльному ряду, друге місце займає планета Нептун та його супутник Тритон, для яких співвідношення мас 1:700. Або наприклад, співвідношення мас Марса та його більшого супутника Фобоса становить 1:64000000. Зважаючи на ці обставини, систему Земля – Місяць можна вважати певною подвійною планетою, тобто такою системою, в якій не лише Земля визначально впливає на параметри руху Місяця, а й Місяць суттєво впливає на параметри руху Землі.

Скажімо, коли ми стверджуємо, що Місяць обертається навколо Землі, то це не зовсім відповідає дійсності. Адже фактично і Земля і Місяць певним чином обертаються навколо центру мас системи Земля – Місяць. А цей центр знаходиться на відстані 4650 км від центру Землі, тобто на глибині 1720 км. По суті це означає, що траєкторія руху Землі навколо Сонця не є строго еліптичною, а представляє собою певну комбінацію еліпса та кругових коливань, радіус яких 4650 км, а періодичність 27,3 доби (мал.57). Інша справа, що в масштабі руху Землі навколо Сонця, місячні коливання траєкторії цього руху є мізерно малими. Однак ви маєте знати, що такі коливання існують і що за певних обставин мають бути врахованими.

 

Мал. 57. Загальна картина траєкторії руху системи Земля – Місяць навколо Сонця.

Та як би там не було, а маса Землі все таки непорівнянно більша за масу Місяця і тому прийнято вважати, що вплив Місяця на загальну траєкторію руху Землі є не суттєвим і що саме Місяць обертається навколо Землі, а не якось інакше.

Як і Земля, Місяць обертається навколо власної осі. Однак період цього обертання, вточності дорівнює періоду обертання Місяця навколо Землі (27,3 доби). А це означає, що в процесі свого обертального руху, Місяць завжди повернутий до Землі однією і тією ж стороною, і що земний спостерігач може побачити лише половину (50%) його поверхні. Втім, оскільки та площина в якій Місяць обертається навколо Землі, нахилена до площини обертання Землі навколо Сонця (площини екліптика) під кутом 5°, то в реальності з Землі можна побачити близько 60% місячної поверхні. Крім цього, факт того що період обертання Місяця навколо своєї осі становить 27,3 доби, вказує на те, що тривалість місячної доби дорівнює 27,3 земних діб. А отже, тривалість місячного дня приблизно дорівнює двом земним тижням.

Сили гравітаційної взаємодії між Землею та Місяцем створюють цілу низку надзвичайно важливих та цікавих ефектів (явищ). Найвідомішим з них є морські припливи та відпливи. З прадавніх часів, люди звернули увагу на те, що на узбережжях океанів і відкритих морів з певною періодичністю, а точніше з періодичністю 12год. 26хв, рівень прибережної води сильно підвищується, а потім відповідно знижується. Це явище називають припливами та відпливами.

Ясно, що морські припливи і відпливи обумовлені гравітаційною взаємодією Землі і Місяця, та фактом обертання Місяця навколо Землі. А точніше, фактом обертання Землі навколо своєї осі, в сукупності з фактом обертання Місяця навколо Землі. Адже саме сукупність цих фактів є причиною того, що періодичність видимого обертання Місяця навколо Землі становить 24 години 52 хвилини. Але чому за цей проміжок часу на Землі відбувається два припливи і два відпливи? Адже за 24 год 52 хв Місяць робить навколо Землі лише один оберт, і тому періодичність припливної хвилі має становити 24 год 52 хв, а не половину від цього часу. Відповідь на це не просте запитання, знову ж таки в факті обертання Землі навколо своєї осі. А ще, в розумінні того, що називається силою інерції.

Дійсно. Якби Земля не оберталась навколо своєї осі, то створювана обертальним рухом Місяця припливна хвиля, обходила б Землю за 24 год 52 хв. Однак, як відомо, Земля все таки обертається. А це означає, що на всі точки земної кулі, діє певна сила інерції, яка прагне надати цій кулі форму еліпсоїда. До речі. Ви напевно знаєте, що Земля не зовсім кругла, і що вона дещо розтягнута на екваторі та сплюснута на полюсах. А цей факт, є результатом дії сили інерції. Та от, саме ця сили інерції і є основною причиною того, що створюване гравітаційною дією Місяця припливне збурення води, практично рівномірно розподіляється між двома діаметрально протилежними сторонами Землі. Адже сила інерції, це та сила яка завжди прагне перерозподілити речовину того тіла що обертається, симетрично осі його обертання. Результатом цього перерозподілу і є дві симетричні припливні хвилі.

 

Мал.58. Факт обертання Землі навколо своєї осі, спричиняє симетричний перерозподіл припливної води.

Таким чином, факт того що створюване гравітаційною дією Місяця припливне збурення води, практично рівномірно розподіляється між діаметрально протилежними частинами Землі, є прямим наслідком дії тієї сили інерції, поява якої обумовлена обертанням Землі навколо своєї осі. А ця сила завжди прагне до того, щоб всю наявну на Землі речовину симетрично розподілити відносно осі обертання Землі. Саме такий інерціальний перерозподіл приливної води і відбувається.

Наявні на Землі припливні хвилі, не лише створюють періодичні коливання великих мас води, а й спричиняють більш глобальні процеси. Наприклад призводять до того, що з плином часу швидкість обертання Землі навколо своєї осі зменшується, а швидкість обертання Місяця навколо Землі – відповідно збільшується. Стисло та спрощено пояснюючи дані факти, можна сказати наступне. Оскільки швидкість руху приливної хвилі вдвічі більша за швидкість видимого з Землі добового обертання Місяця, то сили гравітаційної взаємодії Землі і Місяця дещо гальмують швидкість обертання Землі навколо своєї осі та відповідно прискорюють швидкість обертання Місяця навколо Землі.

А це означає, що з плином часу, тривалість земної доби стає все більшою і більшою. Скажімо 1,5 мільярдів років тому, тривалість земної доби становила 18 годин. А через 200 мільйонів років, ця тривалість становитиме 25 годин. З іншого боку, прямим наслідком припливного прискорення Місяця, є факт того, що з плином часу відстань між Землею і Місяцем неухильно збільшується. І швидкість цього збільшення становить 3,8 сантиметрів на рік.

Крім цього, припливні сили по суті відповідальні за факт того, що період обертання Місяця навколо своєї осі, вточності дорівнює періоду його обертання навколо Землі. Адже приливні хвилі виникають не лише на Землі, а й на Місяці. І ці хвилі гальмують як осьове обертання Землі, так і осьове обертання Місяця. А оскільки маса Місяця порівняно мала, то приливні сили вже давно змусили Місяць обертатись навколо своєї осі з періодичністю його обертання навколо Землі.

Потрібно зауважити, що приливні хвилі виникають не лише в океанах та морях, а й в усьому тілі планети, в тому числі і в її твердих частинах. Просто в твердих тілах приливні хвилі реалізуються не у вигляді очевидних переміщень речовини, а в її періодичних деформаціях. А ці приливні деформації неминуче призводять до виділення певної кількості теплоти. Власне ця теплота і є основним джерелом тієї енергії, що підтримує ту високу температуру яка існує в глибоких надрах Місяця.

Оскільки Місяць практично позбавлений газової оболонки (атмосфери) то його небо завжди чорне. Вночі на місячному небі можна побачити багато невидимих з Землі слабких зір. При цьому загальний вигляд зоряного небу буде практично таким же як і на землі. Вдень яскраво сяє Сонце і тому видно лише найбільш яскраві зорі і планети. Оскільки кут нахилу тієї площини в якій Місяць обертається навколо Землі до площини екліптики є малим, то над місячним горизонтом, Земля не піднімається вище 10?. Видимі з Місяця розміри Землі, в 3,7 разів більші за видимі з Землі розміри Місяця. При цьому яскравість видимої з Місяця освітленої півкулі Землі, приблизно в 50 разів більша за яскравість Місяця у повні. Подібно до того як з Землі, з певною періодичністю можна побачити різні фази Місяця, з Місяця можна побачити різні фази Землі.

 

Мал.59. Видимі з Місяця розміри Землі, в 3,7 разів більші за видимі з Землі розміри Місяця.

Відсутність атмосфери та велика тривалість дня і ночі, призводять до великих температурних перепадів на поверхні Місяця: від + 120°С вдень,   до – 190°С вночі. Втім, такі температурні перепади стосуються лише поверхні Місяця. Адже вже на глибині декількох десятків сантиметрів, температура місячного ґрунту є практично незмінною і близькою до – 30°С. Це пояснюється тим, що місячний ґрунт є дуже пористим і має низьку теплопровідність.

Навіть не озброєним оком видно, що деякі ділянки місячної поверхні є світлішими, а деякі – темнішими. Світліші ділянки поверхні Місяця, Галілей назвав материками, а темніші – морями. Більш детальні дослідження показують, що поверхня Місяця вкрита шаром суміші тонкого пилу та дрібного каміння, яку прийнято називати реголітом. При цьому на Місяці є великі рівнини які утворені застиглою кам’янистою лавою і які власне й називаються місячними морями. Місячні моря розташовані переважно в низинах і вкривають приблизно 25% поверхні Місяця (на видимій з Землі півкулі – приблизно 40%). Решта поверхні, це так звані материки, які представляють собою горбисту місцевість, яка візуально виглядає більш світлою.

Факт наявності заповнених кам’янистою лавою рівнин, безумовно вказує на те, що на ранніх стадіях свого еволюційного розвитку, надра Місяця були розігрітими до високих температур, а його поверхня характеризувалась високою вулканічною активністю.

Ще однією очевидною та загально відомою рисою місячного ландшафту є наявність величезної кількості кратерів. Частина з цих кратерів мають вулканічне походження, але переважна більшість, є результатом бомбування місячної поверхні великими та малими метеоритами. Розміри місячних кратерів найрізноманітніші, від дрібних ямок, до велетенських басейнів діаметром в сотні і навіть тисячі кілометрів. Крім кратерів, на Місяці трапляються й інші деталі рельєфу – хребти, куполи, гряди, долини, тощо.

На відміну від Землі, ландшафт якої в процесі руху тектонічних плит, землетрусів, вивержень вулканів, циклів льодовикових періодів, вітрової, водяної, хімічної, біологічної та інших ерозій, постійно змінюється, ландшафт Місяця за останні 3 мільярдів років залишається практично незмінним. За винятком тих випадків, коли на місячну поверхню падають метеорити та астероїди.

Дослідження показують, що Місяць, як і Земля, складається з певних шарів (мал.60). В центрі Місяця знаходиться відносно невелике (діаметром близьким до 300 км) тверде розпечене залізне ядро, оточене оболонкою розплавленого заліза. Навколо ядра знаходиться частково розплавлений прикордонний шар, який плавно переходить в товстий шар кам’яної мантії, яка в свою чергу, переходить в зовнішню оболонку Місяця – його кору. Середня товщина місячної кори близька до 60км, що значно перевищує середню товщину земної кори (приблизно 25км).

 

Мал.60.  Схема внутрішнього устрою Місяця.

Не дивлячись на те, що сучасна наука здатна обгрунтовано, доказово та практично посекундно пояснити еволюцію Всесвіту, від моменту його народження до далекого майбутнього, вчені так і не дійшли згоди у питанні походження Місяця. Відповідаючи на це питання, вони висунули низку більш менш обгрунтованих гіпотез і зокрема наступних.

– Гіпотеза відцентрового розділення: від протоземлі, яка швидко оберталась, під дією відцентрових сил, відділився шматок речовини, з якої потім утворився Місяць.

– Гіпотеза захоплення: Земля і Місяць утворилися незалежно одне від одного в різних частинах Сонячної системи. Коли Місяць пролітав близько до земної орбіти, він був захоплений гравітаційним полем Землі та став її супутником.

– Гіпотеза випаровування: з розплавленої протоземлі, випаровувалися величезні маси речовини, які потім сконденсувалися на орбіті та утворили протомісяць.

– Гіпотеза багатьох місяців: декілька маленьких місяців було захоплено гравітацією Землі, потім вони зіткнулися один з одним, зруйнувалися, а з їх уламків утворився  сучасний Місяць.

Але особливої популярності набула гіпотеза гігантського зіткнення. Згідно з цією гіпотезою, в одній з так званих точок Лагранжа (а саме в точці L4, див. мал.61), тобто в тій тоці де гравітаційний вплив Землі і Сонця є однаковим, якимось дивним чином сформувалась планета розміром з Марс. (Говорю «якимось дивним чином», бо в точку Лагранжа, певне тіло помістити можна, а от щоб в ній із об’ємної газо-пилової хмари природнім шляхом сформувалась планета розміром з Марс, то це тільки «якимось дивним чином»). І назвали цю планету Тейя. І от, одного прекрасного дня ця планета, невідомо з яких причин почала наздоганяти Землю. (Говорю «невідомо з яких причин», бо та точка Лагранжа в якій буцімто виникла планета Тейя, знаходиться на орбіті Землі і тому Тейя, з точно такою ж швидкістю як і Земля, мала би обертатись навколо Сонця. А щоб почати наближатись до Землі, Тейю мав би хтось масивний підштовхнути. Причому із мільйонів можливих напрямків штовхань, цей хтось, «невідомо з яких причин» обрав саме той, який сприяв зближенню Тейї з Землею). А наздогнавши Землю, Тейя так вдало стукнула її, що частина мантії Землі були викинуті на висоту 60 000 км, де і сформувався сучасний Місяць.

 

Мал.61. Загальна суть гіпотези гігантського зіткнення.

Чесно кажучи сумно, коли подібні конспірології, видають за серйозні наукові теорії. А тим більше в ситуації, коли нема жодних вагомих підстав вважати, що утворення системи Земля – Місяць відбувалось якось інакше аніж системи Сонце – його супутники, Марс – його супутники, Юпітер – його супутники, Сатурн – його супутники, Уран – його супутники, Нептун – його супутники, чи скажімо, інакше від надзвичайно розповсюджених у Всесвіті систем, які називаються подвійними зорями.

Контрольні запитання.

1. Чому траєкторія руху Землі навколо Сонця є не строго еліптичною, а хвилясто еліптичною?

2. Якщо Місяць обертається навколо своєї осі, то чому він завжди повернутий до Землі однією і тією ж стороною?

3. Чому швидкість обертання Землі навколо своєї осі (тривалість доби) повільно але неухильно збільшується?

4. Чому Місяць повільно але неухильно віддаляється від Землі?

5. В чому суть гіпотези гігантського зіткнення?

6. В чому конспірологічність (надуманість) гіпотези гігантського зіткнення?

7. Чи є вагомі підстави вважати, що утворення системи Земля – Місяць, відбувалось якось інакше аніж системи Сонце – його супутники, Марс – його супутники, …?

 

Лекційне заняття №9.

Тема: Планети земної групи.

Чотири найближчі до Сонця планети (Меркурій, Венера, Земля, Марс), прийнято називати планетами земної групи (мал.67). Порівняно з планетами-гігантами (Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун), вони мають відносно невеликі розміри, велику густину (близько 5 г/см³) та тверду поверхню. Ці планети складаються переважно з кисню, кремнію, заліза та інших відносно важких елементів. В центрі планет земної групи знаходиться розпечене залізне нікелеве ядро, оточене мантією з силікатних порід. При цьому зовнішньою оболонкою цієї мантію є тверда кора, яку утворюють більш легкі силікатні породи. На поверхнях планет земної групи, є велике різноманіття вулканічних та метеоритних кратерів, пагорбів, гір, долин, ущелин, тощо.

 

Мал.62. Чотири найближчі до Сонця планети (Меркурій, Венера, Земля, Марс), прийнято називати планетами земної групи.

Температурно-кліматичні умови на кожній з планет земної групи є суттєво різними. І ця різність обумовлена не лише різновіддаленістю планет від Сонця, а й параметрами їх атмосфер, періодичністю обертання навколо Сонця та власної осі, нахилом осі обертання, тощо.

Про найбільшу і для нас найважливішу планету земної групи, планету Земля, ми вже говорили, тому наразі стисло охарактеризуємо параметри та особливості інших планет цієї групи.

Меркурій. Меркурій (названо на честь давньоримського бога торгівлі) – найближча до Сонця і найменша за розмірами та масою планета Сонячної системи. Її маса 3,3·10²³кг, що в 18 разів менше за масу Землі. Середній радіус Меркурія 2440км, що в 2,6 разів менше середнього радіусу Землі. Середня густина Меркурія близька до земної і становить 5,43 г/см³. Прискорення вільного падіння біля поверхні 3,7м/с². Гравітаційне поле Меркурія відносно слабке і тому, за наявного температурного режиму, ця планета практично не має атмосфери.

Меркурій – найшвидша планета Сонячної системи. Він облітає навколо Сонця приблизно за 30 земних діб. При цьому Меркурій дуже повільно обертається навколо своєї осі: один оберт за 60 земних діб. А це означає, що тривалість доби на Меркурії (60 земних діб), вдвічі більша за тривалість його року (30 земних діб). Оскільки вісь обертання Меркурія практично перпендикулярна до площини його обертання навколо Сонця, то на цій планеті практично відсутнє те, що можна назвати порами року.

Як найближча до Сонця планета, Меркурій одержує від нього найбільшу кількість енергії (в середньому у 7 разів більше ніж Земля). При цьому добовий перепад температур на Меркурії рекордно великий і сягає 630°С: від +460°С на екваторі вдень, до – 170°С в тому ж місці перед світанком. Такий перепад температур, прямий наслідок великої тривалості дня і ночі та практичної відсутності атмосфери.

Більша частина поверхні Меркурія вкрита застиглою лавою, склад якої близький до базальтового. При цьому верхній шар цієї лави подрібнений метеоритними бомбардуваннями до стану реголіту. В цілому ж, поверхня Меркурія схожа на місячну, але з меншим контрастом між темними та світлими регіонами (мал.63а).

Дані щодо густини та моменту інерції Меркурія, вказують на наявність в його надрах величезного залізо-нікелевого ядра, діаметр якого складає 2/3 від діаметра планети, а маса близька до 60% від її загальної маси. Це ядро вкриває силікатна мантія та тверда кора, загальною товщиною приблизно 410км. Судячи з наявності у Меркурія магнітного поля, в його надрах є рідкий електропровідний шар. Ймовірніше за все, ядро Меркурія, подібно до ядра Землі, складається з твердого внутрішнього та рідкого зовнішнього ядер (мал.63б).

 

Мал.63. Загальний виглід поверхні (а) та внутрішній устрій (б) Меокурія.

На завершення додамо, що серед видимих неозброєним оком планет, Меркурій найменш пристосований для візуальних спостережень. Адже більшу частину часу, він знаходиться або за Сонцем, або в його яскравому світлі. Над лінією горизонту, Меркурій можна побачити на вечірньому або вранішньому небі і лише в тих випадках, коли його видиме з Землі віддалення від Сонця є максимально великим. А такі випадки трапляються лише декілька разів на рік і тривають не більше десяти днів. При цьому тривалість перебування Меркурію над лінією горизонту, рідко перевищує одну годину. Проте навіть в ці періоди, побачити Меркурій на фоні достатньо світлого вечірнього або вранішнього неба, не просто. А тим більше зважаючи на факт того, що в ті моменти коли з Землі можна бачити Меркурій, він знаходиться в фазі напів місяця і тому спостерігач бачить освітленою лише половину диску планети.

Венера. Венера (названо на честь давньоримської богині кохання) – друга планета Сонячної системи, яка з періодичністю 224,7 земних діб обертається навколо Сонця по майже коловій орбіті, середній радіус якої 108,2 млн.км. Як і Меркурій, Венеру можна побачити на вечірньому або перед вранішньому небі. Але на відміну від Меркурія, на фоні зоряного неба, Венера перебуває набагато довше і світить набагато яскравіше. Достатньо сказати, що Венера це третій за яскравістю (після Сонця та Місяця) об’єкт небесної сфери, зоряна величина якого (в найбільш сприятливі дні) становить -4,6^m. А це означає, що яскравість Венери в 20 разів більше за блиск найбільш яскравої зірки північної зоряної півкулі – Сіріуса.

Маса Венери 4,87·10²⁴кг, що на 15% менше за масу Землі. Середній радіус Венери 6052м, тобто на 5% менше за середній радіус Землі. Середня густина Венери 5,2 г/см³, що на 5,5% менше за середню густину Землі. Прискорення вільного падіння на поверхні Венери 9,77м/с², що лише на 0,3% менше за відповідну величину для Землі.

Характерною особливістю Венери є факт того, що на відміну від Землі та всіх інших планет Сонячної системи, вона обертається навколо своєї осі в напрямку, протилежному до напрямку обертання навколо Сонця (мал.64). При цьому тривалість доби на Венері становить 117 земних діб.

Звичайно, факт того, що напрям осьового обертання Венери відрізняється від напрямку обертання інших планет, не є підставою для того, щоб говорити про якийсь особливий еволюційний шлях Венери, який кардинально відрізняється від еволюції всіх інших об’єктів Сонячної системи. Адже якби, наприклад, кут між віссю обертання Землі та площиною екліптики становив не 23,5° а 177° як у Венери, то і добове обертання Землі було б протилежним до напрямку її річного обертання. А зважаючи на те, що Венера знаходиться під потужним впливом як Сонця так і близької до неї масивної Землі, факт аномально великого нахилу осі її обертання, є цілком природним.

 

Мал.64. На відміну від всіх інших планет Сонячної системи, Венера обертається навколо своєї осі в напрямку, протилежному до напрямку її обертання навколо Сонця.

На перший погляд, Венера дуже схожа на Землю. Вона має приблизно таку ж масу, майже такі ж розміри, густину, параметри гравітаційного поля, тощо. Однак реальні умови на Землі і Венері кардинально різні. І джерелом цієї різниці є не стільки різна відстань до Сонця, скільки відмінності в атмосферах планет.

Венера має надзвичайно щільну та масивну атмосферу, основними складовими якої є вуглекислий газ (96,5%) та азот (3,5%). Тиск цієї атмосфери на поверхню Венери у 92 рази більший тиску земної атмосфери, а її маса лише в 3 рази менша за загальну масу наявної на Землі води. Верхні шари атмосфери Венери знаходяться в стані сильної циркуляції та обертання. На рівні верхніх шарів хмар, швидкість атмосферних потоків близька до 100м/с. Однак по мірі наближення до поверхні планети, швидкість вітрів зменшується і на рівні поверхні, не перевищує 1м/с.

Атмосфера Венери має великі відбивні властивості. (Наочним доказом того, є якравість Венери на нічному небі). Атмосфера Венери відбиває в навколишній космос близько 75% сонячного світла; (для порівнняння, земна атмосфера відбиває 36% світла). По суті це означає, що кількість тієї сонячної енергії яка потрапляє на поверхню Венери та на поверхню Землі, є приблизно однаковою. При цьому середня температура в приповерхневій частині Венери непорівнянно більша за земну і становить +480°С. А голорним винуватцем такого стану речей, є наявний в атмосфері вуглекислий газ. Цей газ має ту особливість, що майже не поглинає, та легко пропускає видиме світло і сильно поглинає та відбиває те інфрачервоне випромінювання на яке перетворюється це світло при взаємодії з поверхнею планети. Іншими словами, вуглекислий газ створює так званий парниковий ефект. Власне за рахунок цього парникового ефекту, в приповерхневому шарі Венери панує нестерпно висока температура.

Дослідження показують, що поверхня Венери представляє собою певні нашарування вулканічних базальтових лав з наявними ознаками активного вулканізму, атмосферної ерозії, сейсмічної та тектонічної активності. Найвищою гірською системою Венери є гори Максвелла, які утворились внаслідок тектонічної активності. Ці гори здіймаються на висоту до 10км над середнім рівнем поверхності планети. Вулкани Венери схожі на земні. Найбільшим з цих вулканів є гора Маат (мал.65) висота якої над середнім рівнем планети близько 8км. У порівнянні з Місяцем, Меркурієм та Марсом, на поверхні Венери практично немає невеликих ударних кратерів, що пояснюється захисною дією щільної атмосфери.

 

Мал.65. Найбільший на Венері вулкан – гора Маат (а).

Внутрішній устрій Венери дуже схожий на устрій Землі: розжарене залізо-магнієве ядро; масивна в’язка мантія та тверда оболонка – кора планети. Щоправда середня товшина твердої поверхні Венери дещо менша за земну і близька до 20км. Крім цього структура твердої поверхні Венери вказує на те, що ця поверхня утворилась відносно недавно. Цілком ймовірно, що ця поверхня утворилась після подій, які зруйнували попередні верхні шари старої кори, або цілком заховали їх під новими нашаруваннями.

У Венери і Землі близькі розміри, густини та внутрішній устрій. Проте Земля має досить потужне магнітне поле, а Венера – не має його (магнітне поле Венери, приблизно в 20 разів слабше за земне). За сучасними науковими уявленнями, напруженість магнітного полі планети, визначальним чином залежить від прецесії осі її обертання та кутової швидкості обертання. А саме ці параметри на Венері мізерно малі.

Марс. Марс (названо на честь давньоримського бога війни) – четверта планета Сонячної системи, яка з періодом 687 земних діб обертається навколо Сонця по дещо еліптичній орбіті, середній радіус якої 228 млн.км. Крім цього, Марс з періодом 24год 37хв обертається навколо своєї осі. А це означає, що тривалість марсіанського року майже вдвічі більша за земний рік, а тривалості марсіанської та земної доби, практично рівні. Нахил осі обертання Марсу до площини його обертання навколо Сонця, 65°. А це означає, що на Марсі як і на Землі відбуваються певні зміни пір року.

Маса Марса (6,4·10²³кг/м³) майже в десять разів менша за масу Землі. Його радіус (3385км), менший за радіус Землі вдвічі, а густина (3,93 г/см³) є найменшою серед планет земної групи. Прискорення вільного падіння на Марсі (3,7м/с²), а відповідно і вага тіл на ньому, втричі менші за відповідні величини на Землі.

Через більшу віддаленість від Сонця, Марс отримує на 57% менше енергії ніж Земля. Середня температура на повнрхні Марса −60°С. При цьому протягом доби та в залежності від пори року, ця температура істотно змінюється. Максимальне значення марсіанської температури не перевищує декількох градусів плюс, а мінімальне – близьке до 130° мінус.

Атмосфера Марса є надзвичайно розрідженою. Її тиск на поверхню планети в 160 разів менший аніж на Землі. Складовими марсіанської атмосфери є вуглекислий газ (95%), азот (3%), аргон (1,6%) та невеликі кількості кисню, метану і води. Завдяки постійним та значним перепадам температкр, в атмосфері Марса часто виникають потужні вітри, які піднімають в атмосферу планети велику кількість дрібного червонуватого пилу і створюють відповідно потужні пилові бурі. Цим червонуватим пилом є частинки оксиду заліза, а простіше кажучи іржі. А оскільки гравітаційне поле Марса є відносно слабким, то піднятий в його атмосферу пил не осідає протягом місяців.

Поверхня Марса характеризується великими перепадами висот та нерівномірністю в розподілі низинних рівнин і горбистих підвищень. Достатньо сказати, що на Марсі перепад висот між найвижчою та найнижчою точнами поверхні, становить 30км. Для порівняння на Землі, перепад між найвищою (вершина Евересту) та найнижчою (Маріанська впадина) точками поверхні дорівнює всього 19,7км. І це при тому, що лінійні розміри Землі вдвічі більші за лінійні розміри Марса.

На Марсі, вирівнені застиглими лавовими потоками рівнини, сильно контрастують з височинами які рябіють великими і малими вулканами, пагорбами, западинами, розломами та метеоритними кратерами. Марсіанські рівнини і пагорби покриті пилом та піском багатих на червонуваті оксиди заліза. Власне завдяки цьому, на фоні зоряного неба, Марс виглядає яскравою, червонуватою зіркою.

Головною геологічною принадою Марса є згаслий щитовий вулкан Олімп, який піднімається над навколишніми  рівнинами на понад 21 кілометр і є найвищою горою Сонячної системи. Найбільший подібний вулкан Землі (Мауна-Кеа), знаходиться в Гавайському архіпелазі і має висоту над рівнем дна океану 10,2км (а над рівнем поверхні океану – 4,2км).

 

Мал.66. Порівняльна картина найбільших гір Марса та Землі.

Ще однією загально відомою особливістю Марса є наявність на його полюсах так званих полярних шапок. Полярні шапки Марса двошарові. Нижній основний шар має товщину до двох кілометрів і представляє собою суміш звичайного льоду та марсіанського пилу. Це постійний шар шапок, який зберігається як в зимові так літні періоди. Сезонні зміни полярних шапок, які можна спостерігати навіть з Землі, відбуваються за рахунок верхнього шару. Цей шар складається з так званого «сухого льоду» (твердого вуглекислого газу) і має товщину до десяти метрів. В зимові періоди, вкрита цим шаром площа поверхні поступово збільшується, а в теплі пори року – відповідно зменшується.

Внутрішній устрій Марса подібний до устрою всіх планет земної групи: ядро, мантія, кора. Однак хімічний склад та температурні паратри надр Марса, є суттєво відмінними. Ядро Марса складається головним чином із заліза і сірки, має відносно низьку температуру (близько 1000°С) і є відносно не великим за розміром (радіус ядра близький до 900км) та масою (10% від загальної маси планети). Мантія Марса складається зі збагачених сірчистим залізом відносно легких силікарів. Кора планети має товщину близьку до 100км і складається зі збагачених залізом та сіркою гранітів.

Дослідження показують, що в’язке ядро Марса плавно переходить в мантію планети і тому є майже не рухомим. Це пояснює факт того, що магнітне поле Марса є дуже слабким (майже в 50 разів слабшим за магнітне поле Землі).

Марс має два маленьких природних супутники, які обертаються навколо нього в практично одній і тій же площині, кут нахилу якої до площини екватора планети 1°. Ближній до Марса супутник називається Фобосом і представляє собою камянисте тіло неправильної форми маса якого 1·10¹⁶кг, що в 64 млн. разів менше за масу Марса. Дальній супутник називається Деймосом і представляє собою кам’янисте тіло неправильної форми, маса якого 1,5·10¹⁵кг, що в 427 млн. разів менше за масу Марса.

 

Мал.67. Загальний вигляд супутників Марса.

Контрольні запитання.

1. Які загальні ознаки планет земної групи?

2. Чому температурно кліматичні умови на планетах замної групи є дуже різними?

3. Як по мірі віддалення від Сонця змінюється період обертання планет?

4. Чому добовий перепад температур на Меркурії з рекордно великим?

5. Відомо, що на відміну від інших планет Сонячної системи, напрям обертання Венери навколо своєї осі є потилежним до напрямку її обертання навколо Сонця. Чи означає даний факт, що Венера має якесь особливе походження?

6. Дослідження показують, що кількість тієї сонячної енергії яка потрапляє на поверхні Землі і Венери є майже однаковою. При цьому середня температура в приповерхневих шарах Венери близька до +480°С. Чому?

7. Наскільки обгрунтовані розмови про те, що на Марсі може існувати життя?

 

Лекційне заняття №10.

Тема: Планети-гіганти.

Планети Сонячної системи прийнято розділяти на планети земної групи (Меркурій, Венера, Земля, Марс) та планети-гіганти Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун). До числа характерних ознак планет-гігантів відносяться:

1. Ці планети мають великі маси та розміри. Достатньо сказати, що 99% від загальної маси планет Сонячної системи, припадає на планети-гіганти. При цьому, навіть найменша з них (Уран), майже в 15 разів більша (масивніша) за Землю.

2. Планети-гіганти майже на 99% складаються з водню та гелію.

3. На відміну від планет земної групи, планети-гіганти не мають твердої поверхні. Їх газові оболонки поступово стають газово-паровими, потім паро-рідкими, рідкими, рідинно-металічними і нарешті – твердими.

4. Планети-гіганти мають відносно малу густину, середня величина якої близька до 1 г/см³.

5. Планети-гігпнти мають велику кількість супутників, зокрема: Юпітер – 79, Сатурн – 82, Уран – 27, Нептун – 14. (Переважна більшість з цих супутників є відносно дрібними космічними об’єктами, діаменр яких не перевищує 10 км).

6. Не дивлячись на свої величезні розміри, планети-гіганти відносно швидко обертаються навколо своєї осі (в середньому один оберт за 13 годин).

7. Велика маса планет-гігантів спричиняє гравітаційне нагрівання ядра планети до високих температур (понад 10000°С).

 

Мал.68. Загальний вигляд та співвідношення розмірів планет Сонячної системи.

Відразу ж зауважимо, що для порівняльної зручності, характеризуючи параметри планет-гігантів, ми будемо визначати їх:

1) маси – не в кілограмах (кг), а в масах Землі М_¤ = 5,98·10²⁴кг;

2) радіуси – не метрах (м), а в радіусах Землі R_¤ = 6,37·10⁶м;

3) відстані до Сонця не в метрах (м), а в астрономімних одиницях (а.о.), тобто в відстанях від Землі до Сонця а.о. = 1,5·10¹¹м;

Юпітер. Юпітер (названо на честь давньоримського верховного бога-громовержця) – п’ята та найбільша планети Сонячної системи, маса якої більш ніж вдвічі перевищує загальну масу всіх інших планет, і в 318 разів масу Землі. Юпітер з періодичністю 11,84 земних років обертається навколо Сонця слабо вираженою еліптичною орбітою, середній радіус якої 5,2 а.о. При цьому, з періодичністю 10 годин, Юпітер обертається навколо своєї осі. Така велика швидкість осьового обертання, спричиняє помітну інерційну деформацію планети. Цю інерційну деформованість характеризують величиною, яка називається сплюснутістю планети. Сплюснутість Юпітера 6,5%. Скажімо для Землі, цей показник 0,2%.

За сучасними науковими уявленнями, Юпітер має наступний внутрішній устрій (мал.74). Зовнішній шар планети товщиною близько 1500км представляє собою газову оболонку, яка складається з водню (89%), гелію (11%) та незначної кількості інших елементів і яка називається атмосферою. За атмосферою знаходиться шар густої пароподібної речовини, основними складовими якого є все ті ж водень та гелій. Товщина цього шару близька до 7000км. Наступний шар товщиною близько 8000км представляє собою високотемпературну рідину, основною складовою якої є рідкий водень. Цей водень при температурі близькій до 7000°С і тиску близькому до 5·10⁶ атмосфер, перетворюється на так званий металічний водень, який відрізняється тим, що в ньому атоми водню, подібно до атомів металів, об’єднуються металічним зв’язком. А це означає, що відповідна речовина має високі електропровідні властивості. Шар металічного водню має товщину близько 30000км. Нарешті в центрі Юпітера знаходиться розжарене залізо-силікатне ядро, радіус якого 25000км. Температура в центрі ядра, близька до 25000°С, а тиск – до 50 млн. атмосфер.

 

Мал.69. Загальна картина внутрішнього устрою Юпітера.

Потрібно зауважити, що по мірі занурення в надра Юпітера, температура і тиск цих надр поступово збільшуються від t = −150°C; p = 0 атм. для верхніх шарів атмосфери, до t = 25000°C; p = 50·10⁶ атм. для надр ядра. Потрібно розуміти і те, що вище описаний устрій Юпітера є досить приблизним. Адже мова йде про певні теоретичні передбачення, які по мірі накопичення наукової інформації, можуть суттєво уточнюватись.

Якщо ж говорити про візуально доступну інформацію про Юпітер, то вона стосується його атмосфери. Адже видимою поверхнею Юпітера є ті щільні хмари які знаходяться на висоті 1000км над його «поверхнею». А візуальні дослідження показують, що атмосфера Юпітера, це надзвичайно складна, динамічна система, в якій постійно відбуваються надзвичайно бурхливі події. Ці події обумовлені двома базовими причинами. Перша полягає в тому, що Юпітер надзвичайно швидко обертається навколо своєї осі (один оберт за 9год 55хв 30с). А це означає, що лінійна швидкість тих точок поверхні які знаходяться на екваторі планети близька до 13 км/с, а на полюсі, ця швидкість є нульовою. Ясно, що в такій ситуації «поверхня» Юпітера, по-перше змушує атмосферу обертатись в напрямку обертання «поверхні». А по-друге, розриває цю атмосферу на окремі шари, які обертаються в одному напрямку, але з різними швидкостіми.

Другим визначальним джерелом тих бурхливих подій, що відбуваються в атмосфері Юпітера, є та енергія яка генерується в надрах планети. А дослідження показують, що в надрах Юпітера відбуваються певні енергогенеруючі процеси потужність яких вдвічі перевищує потужність тієї енергії яку отримує планети від Сонця. По суті, джерелом цієї енергії є поступове гравітаційне стиснення планети. Саме ця, генерована в надрах Юпітера енергія, створює в його атмосфері надзвичайно потужні вихрові потоки. А найвідомішим з цих атмосферних вихорів, є та Велика Червона Пляма яка ось уже триста років привертає до себе увагу астрономів.

Одним з наслідків швидкого обертання Юпітера та тих бурхливих подій, що відбуваються в його надрах, є потужне магнітне поле планети. А вимірювання показують, що магнітне поле Юпітера в 20 разів потужніше за земне.

Юпітер має надзвичайно велику кількість природних супутників. На сьогоднішній день їх налічується 79. Що правда, переважна більшість цих супутників (близько 50), представляють собою дрібні космічні тіла, діаметром від 2 до 10 км. Якщо ж говорити про найбільші супутники Юпітера, то їх всього чотири: Іо, Європа, Ганімад, Колліпсо (мал.75). Ці супутники були відкриті ще Галілеєм і тому називаються галілеєвими. Галілеєви супутники знаходяться на відстані від 6 до 26 радіусів Юпітера і обертаються в екваторіальній площині планети слабо вираженими еліптичними орбітами. Загальні характеристики цих супутників наступні.

Іо – найближчий до Юпітера галілеєвий супутник.

Маса – 8,9·10²² кг (1,19 мас Місяця).

Раліус – 1821 км (1,05 радіусів Місяця).

Густина – 3,5 г/см³ (1,05 густини Місяця).

Європа – найменший галілеєвий супутник.

Маса – 4,8·10²² кг (0,65 маси Місяця).

Радіус – 1569 км (0,90 радіуса Місяця).

Густина – 3,0 г/см³ (0,90 густини Місяця).

Ганімед – найбільший супутник Юпітера та Сонячної системи.

Маса – 14,8·10²² кг (2,02 мас Місяця).

Радіус – 2638 км (1,52 радіусів Місяця).

Густина – 1,94 г/см³ (0,58 густини Місяця).

Калліпсо – найвіддаленіший від Юпітера галілеєвий супутник.

Маса – 10,8·10²² кг (1,47 мас Місяця).

Радіус – 2410 км (1,38 радіусів Місяця).

Густина – 1,83 г/см³ (0,55 густини Місяця).

 

   

Мал.70. Загальний вигляд та співвідношення розмірів Юпітера та його галілеєвих супутників (Іо, Європа, Ганімед, Калліпсо).

         Сатурн. Сатурн (названо на честь давньоримського бога землеробства) – шоста за віддаленістю від Сонця та друга за розмірами планета Сонячної системи, маса якої 95,2 земних мас. Сатурн з періодичністю 29,46 земних років, обертається навколо Сонця, слабо вираженою еліптичною орбітою, середній радіус якої 9,6 а.о. При цьому з періодом 10 год. 36 хв. Сатурн обертається навколо своєї осі. Таке швидке обертання, спричиняє велику інерційну сплюснутість планети, яка становить 9,8% і є найбільшою серед планет Сонячної системи. Ще одним рекордом Сатурна, є його найменша серед планет середня густина, яка становить 0,687 г/см³. Тому, хоча маса Сатурна в тричі менша за масу Юпітера, їх екваторіальні радіуси відрізняються лише на 19%.

Внутрішній устрій Сатурна, його хімічний склад та ті процеси що відбуваються в надрах і атмосфері, дуже схожі на відповідні параметри Юпітера. Звичайно з урахуванням мас та розмірів цих планет. Певним же відображенням відмінностей в масштабах тих процесів які відбуваються в надрах Сатурну і Юпітера є їх магнітні поля. А магнітне поле Сатурна в 20 разів слабше за магнітне поле Юпітера і є співрозмірним з магнітним полем Землі.

Загально відомою візитівкою Сатурна є його знамениті кільця. Ці кільця складаються з безлічі крижаних частинок, розміром від міліметра до декількох метрів, які синхронно обертаються навколо Сатурна в його екваторіальній площині. Оскільки вісь обертання Сатурна, нахилена до площини його обертання навколо Сонця під кутом 26?44′, то в процесі обертального руху Сатурна, його кільця змінюють свою орієнтацію відносно Землі. При цьому, коли Земля знаходиться в площані кілець, то з Землі навіть в потужний телескоп їх майже не видно. Адже загальна товщина кілець не більше кілометра. Хоча їх загальна ширина сягає 137000км. До речі, подібні але менш щільні, менш ефектні та менш помітні кільця, мають всі планети-гіганти.

Як і Юпітер, Сатурн має велику кількість природних супутників. На сьогоднішній день їх налічують 82. Втім, як і у Юпітера, переважна більшість цих супутників, це дрібні космічні тіла, діаметр яких не перевищує 10 км. Якщо ж говорити про великі супутники, то у Сатурна він лише один – Титан. Титан – найбільший супутник Сатурна та другий за величиною в Сонячній системі: маса – 13,5·10²² кг (1,84 мас Місяця); радіус – 2575 км (1,48 радіусів Місяця); густина – 1,88 г/см³ (0,56 густини Місяця). У Титані зосереджено 95% маси всіх супутників Сатурна. Титан єдиний супутник в Сонячній системі який має щільну атмосферу. Ця атмосфера складається з азоту (98,4%) та метану (1,6%) і створює тиск на поверхню супутника в 1,5 земних атмосфер. Температура на поверхні Титану близька до –175°С. Поверхня Титану складається з водяного льоду та кам’янистих матеріалів. Рельєф поверхні відносно рівний, з перепадом висот до 2 км. На титані є метанові озера та ріки.

Уран. Уран (названо на честь давньогрецького бога неба) – сьома від Сонця планета Сонячної системи, яка з періодичністю 84,3 земних років обертається навколо Сонця майже круговою орбітою, середній радіус якої 19,2 а.о. Обертання Урану має дві особливості: 1) вісь його обертання майже горизонтальна (нахилена під кутом 98° до площини орбіти); 2) як і у Венери, напрям осьового обертання Урану, протилежний до напрямку його обертання навколо Сонця.

Маса Урану – 14,5 земних мас;

середній радіус – 4,0 земних радіусів;

середня густина – 1,27 г/см³;

період обертання навколо своєї осі – 17 год 14 хв;

інерційна сплющеність – 2,3%.

В загальних рисах, теоретична модель внутрішнього устрою Урану є наступною (мал.76). Зовнішньою оболонкою планети є масивна гелієво-воднева атмосфера з домішками інших речовин, зокрема метану, води та аміаку. Під масивною атмосферою знаходиться так звана крижана мантія планети, яка складається з суміші водяного, аміачного та метанового льоду. І потрібно зауважити, що ця так звана «крижана оболонка», фактично не є крижаною в загально прийнятому сенсі. Адже вона складається з початково відносно холодної та рідкої, а потім з все більш гарячої та умовно твердої суміші води, аміаку та метану, що знаходиться в умовах надвисокого тиску. Нарешті в центрі Урану знаходиться відносно невелике гаряче кам’яне ядро. Температура в центрі ядра близька до 10000?С, а тиск – до 8 млн. атмосфер.

 

Мал.71.  Загальна схема внутрішнього устрою Урана.

У порівнянні з іншими планетами-гігантами, атмосфера Урану є дуже спокійною. Однією з основних причин цього спокою є те, що на відміну від інших планет-гігантів, Уран генерує дуже мало тієї енергії, яка обумовлена гравітаційним стисненням планети. Дослідження показують, що Уран випромінює практично стільки ж енергії, скільки отримує від Сонця.

Подібно до Сатурна, Уран має систему кілець. Та на відміну від  сатурнових, ці кільця є менш одноріними, слабо вираженими, тьмяними та менш помітними. Вони складаються з відносно невеликої кількості дрібних частинок діаметром від міліметра до декількох дециметрів. Скоріш за все, ці кільця сформувались відносно недавно із того матеріалу який утворився в процесі руйнації одного чи декількох невеликих супутників Урану, яка відбувалась під дією приливних сил.

Уран, як і всі планети-гіганти, має систему супутників, яка налічує 27 переважно невеликих супутників. Найбільший серед них має назву Титанія. У Сонячній системі, Титанія є восьмим за розміром супутником, який має наступні характеристики.

Маса – 0,35·10²² кг (0,05 маси Місяця).

Радіус – 788 км (0,45 радіуса Місяця).

Густина – 1,71 г/см³ (0,51 густини Місяця).

Нептун. Нептун (названо на честь давньоримського бога морів) – найвіддаленіша планета Сонячної системи, яка з періодичністю 164,8 земних років обертається навколо Сонця, майже круговою орбітою, середній радіус якої 30 а.о.

Маса Нептуна – 17,2 земних мас;

середній радіус – 3,9 земних радіусів;

середня густина – 1,64 г/см³;

період обертання навколо своєї осі – 16 год 7 хв;

інерційна сплющеність – 1,7%.

Показовою є історія відкриття Нептуна. Після того як у 1781 році англійський астроном Вільям Гершель, в процесі астрономічних спостережень відкрив Уран, та розрахував параметри його орбіти, виявилися певні загадкові аномалії руху цієї планети. Намагаючись пояснити ці аномалії, англійський астроном Джон Адамс та французький астроном Урбен Левер’є, незалежно один від одного і приблизно в один і той же час, дійшли висновку, що аномалії траєкторії руху Урану, створює певна невідома планети. Спираючись на закони ньютонівської механіки, Адамс і Левер’є, визначили параметри цієї планети та вказали те місце де її потрібно шукати. Дане передбачення теорії було підтверджено німецьким астрономом Йоганом Галле, який 23 вересня 1846 року і зафіксував невідому планету саме в тому місці на яке вказувала теорія. Цією планетою і був Нептун.

Не дивлячись на те, що Уран і Нептун мають дуже схожі загальні параметри та внутрішній устрій, фактом залишається те, що в надрах Нептуна генерується набагато більше енергії, аніж в надрах Урана. Дослідження показують, що Нептун випромінює в навколишній простір у 2,6 рази більше енергії аніж одержує від Сонця. (Для Урана цей показник становить лише 1,06). Прямим наслідком даного факту є те, що в атмосфері Нептуна, подібно до атмосфер Юпітера і Сатурна, постійно відбуваються надзвичайно бурхливі процеси: шторми, вітри, буревії, тощо. І це при тому, що атмосфера Нептуна є надзвичайно холодною.

Подібно до Урану, Нептун має систему слабо виражених, тьмяних та ледь помітних кілець. Ну і звісно ж, як і всі планети-гіганти, Нептун має власну систему супутників, в якій налічується 14 переважно невеликих об’єктів. Найбільшим супутником Нептуна є Трион: маса – 2,14·10²² кг (0,29 мас Місяця), радіус – 1350 км (0,78 радіусів Місяця), густина – 2,06 г/см³ (0,62 густини Місяця). Тритон є єдиним супутником Сонячної системи, який обертається навколо своєї планети в напрямку, протилежному від напрямку обертання планети навколо своєї осі. Можливо колись, Тритон був невеликою самостійною планетою, яка оберталась навколо Сонця між Ураном і Нептуном, та будучи захотленою гравітаційним полем Нептуна стала його супутником, зберігаючи при цьому правильний для планети і «не правильний» для супутника напрямок руху.

Контрольні запитання.

1. Які загальні ознаки планет-гігантів?

2. Чому Юпітер і Сатурн мають велику сплюснупість?

3. За рахунок чого Юпітер та Сатурн випромінюють в навколишній простір набагато більше енергії аніж отримують від Сонця?

4. Чому атмосфери Юпітера і Сатурна складаються з окремих шарів, які обертаються в одному напрямку але з суттєво різними швидкостями?

5. Що представляє собою Велика Червона Пляма Юпітера? Які причини її появи та тривалого існування?

6. Що представляють собою кільця Сатурна? Чи мають подібні кільця інші планети-гіганти?

7. Які планетарні супутники є більшими за Місяць?

 

Лекційне заняття №11.

Тема: Карликові планети та малі тіла Сонячної системи.

Всі об’єкти Сонячної системи, тобто ті великі, малі та мікроскопісні тіла, які так чи інакше обертаються навколо Сонця, прийнято розділяти на три категорії: планети, карликові планети та малі тіла Сонячної системи.

Карликові планети.

Пояснюючи, чим планети відрізняються від карликових планет, можна сказати наступне. Як відомо в 1846 році, на основі теоретичних передбачень науки, було відкрито восьму планету Сонячної системи – Нептун. Даний факт надихнув астрономів на теоретично-експериментальні пошуки нових планет. А певні факти вказували на те, що за орбітою Нептуна має існувати ще одна планета. Пошуки цієї планети успішно завершились 13 березня 1930 року. Саме в цей день і була відкрита дев’ята планета Сонячної системи, яка отримала назву Плутон.

Що правда з’ясувалося, що Плутон, це дуже маленька планета, маса якої в 460 разів менша за масу Землі. Тим не менше, практично ні у кого не було сумнівів в тому, що Плутон – це планета. Ситуація змінилась лише після того, як в 2005 році, в недалеких околицях Плутона було відкрито ще три об’єкти, які як і Плутон обертались навколо Сонця та мали співрозмірну з ним (Плутоном) масу. А це означало, що ці об’єкти також претиндували на високе звання «планета». З іншого боку, параметри цих об’єктів, ну вже дуже сильно відрізнялись від того, що прийнято називати планетою. Зважаючи на ці обставини, провідна міжнародна організація астрономів (Міжнародний астрономічний союз), 16 серпня 2006 року прийняла рішення, згідно з яким, той об’єкт який претиндує на звання планета Сонячної системи, має задовільняти трьом умовам:

1. Цей об’єкт має безпосередньо обертатись навколо Сонця, тобто не бути супутником іншої планети

2. Він має бути масивним настільки, щоб під дією власних гравітаційних сил набути форму кулі.

3. На своїй орбіті, він має бути «гавітаційною домінантою», тобто таким, в околицях орбіти якого нема інших масивних тіл, окрім його власних супутників.

Плутон безпосередньо обертається навколо Сонця, має форму кулі, але не є гравітаційною домінантою на своїй орбіті. Адже разом з ним, цією ж орбітою навколо Сонця обертається величезна кількість інших об’єктів так званого пояса Койпера. І загальна маса цих об’єктів більш як в 10 разів перевищувала масу самого Плутона. А це означає, що Плутон не задовільняє третій умові прийнятих вимог. Зважаючи на це, Плутон втратив статус планети. Його, та ще чотири подібних космічних тіла, було віднесено до окремої категорії об’єктів Сонячної системи, які отримали назву карликові планети.

Карликова планета – це такий космічний об’єкт, який безпосередньо обертається навколо Сонця, є масивним настільки, щоб під дією власних гравітаціїних сил мати форму кулі, але не є гравітаційною домінантою на траєкторії свого руху. На сьогоднішній день, статус карликової планети мають чотири об’єкти з поясу Койпера (Плутон, Ерида, Макемаке Гуамеа) та один об’єкт з поясу астероїдів (Церера). Крім цього, ще п’ять об’єктів з поясу Койпера та три об’єкти з поясу астероїдів, притендують на цей статус.

 

Мал.72. Загальний вигляд та співвідношення розмірів карликових планет.

Плутон. Плутон (названо на честь давньогрецького бога підземного світу) – найбільш відома карликова планети. Дев’яте за розміром та десяте за масою небесне тіло, яке обертається навколо Сонця (без урахування супутників планет). Перший відкритий об’єкт з поясу Койпера.

Маса – 1,3·10²² кг (0,18 маси Місяця).

Радіус – 1187 км (0,68 радіуса Місяця).

Густина – 1,86 г/см³ (0,56 густини Місяця).

Середня відстань до Сонця – 39,5 а.о.

Орбіта Плутона має великий ексцентриситет (0,25), тобто є доволі витягнутою. Через витягнутість орбіти, Плутон то наближається до Сонця на відстань 29,6 а.о. то віддаляється на 49,3 а.о. Плутон має п’ять супутників, найбільший з яких Харон. Маса Харона лише у 8 разів менша за масу Плутона, тому фактично Плутон і Харон утворюють подвійну планетну систему.

Як і більшість тіл поясу Койпера, Плутон складається головним чином з камяних порід та льоду (переважно водяного). Температура поверхні Плутона близька до 42К (-231°С).

 

Мал.73. Земля і Місяць у порівнянні з Плутоном і Хароном.

Ерида. Ерида (названа на честь давньогрецької богині розбрату) – найбільш віддалена від Сонця карликова планета, яка серед карликових планет є другою за розміром і першою за масою.

Маса – 1,7·10²² кг (0,23 маси Місяця).

Радіус – 1163 км (0,67 радіуса Місяця).

Густина – 2,64 г/см³ (0,79 густини Місяця).

Середня відстань до Сонця – 68 а.о.

Орбіта Ериди дуже витягнута, її ексцентриситет дорівнює 0,43. За такої витягнутості еліптичної орбіти, максимальна відстань від Ериди до Сонця становить 97,6 а.о. а мінімальна – 38,5 а.о. А це означає, що в перигелії Ерида знаходиться ближче до Сонця аніж Плутон. Крім великого ексцентриситету, орбіта Ериди дуже сильно нахилена (під кутом 43,83°) до площини екліптики. В Сонячній системі, за ексцентриситетом та нахилом орбіти, Ерида поступається лише кометам.

Макемаке. Макемаке (названо на честь бога достатку в міфології корінних жителів острова Пасхи) – карликова планета з поясу Койпера.

Маса – 0,3·10²² кг (0,04 маси Місяця).

Радіус – 740 км (0,43 радіуса Місяця).

Густина – 1,7 г/см³ (0,50 густини Місяця).

Середня відстань до Сонця – 45,3 а.о.

Ексцентриситет орбіти – 0,16.

Нахил орбіти до площі екліптики – 28?.

Гаумеа. Гаумеа (названо на честь гавайської богині плодючості та дітородження) – карликова планета з поясу Койпера.

Маса – 0,4·10²² кг (0,05 маси Місяця).

Радіус – 718 км (0,41 радіуса Місяця).

Густина – 2,9 г/см³ (0,86 густини Місяця).

Середня відстань до Сонця – 43,1 а.о.

Ексцентриситет орбіти – 0,20

Нахил орбіти до площі екліптики – 28?.

Церера. Церера (названо на честь давньоримської богині родючості та хліборобства) – єдина карликова планета з поясу астероїдів.

Маса – 0,094·10²² кг (0,0128 маси Місяця).

Радіус – 470 км (0,27 радіуса Місяця).

Густина – 2,2 г/см³ (0,66 густини Місяця).

Середня відстань до Сонця – 2,77 а.о.

Церера є найбільшим та наймасивнішим тілом поясу астероїдів, в якому зосереджено 32% загальної маси цього пояса. Орбіта Церери лежить між Марсом та Юпітером. Подібно до планетарних орбіт, вона є слабкоеліптичною, тобто близькою до кола (ексцентриситет 0,08). Період обертання Церери навколо Сонця 4,6 роки.

Малі тіла Сонячної системи.

У Сонячній системі, окрім Сонця, восьми великих планет з їх великими та малими супутниками, п’яти карликових планет з їх супутниками, є так звані малі тіла Сонячної системи. До цієї групи космічних об’єктів відносяться астероїди та інші дрібні об’єкти поясу астероїдів, дрібні тіла поясу Койпера, комети та метеороїди.

Пояс астероїдів – область Сонячної системи, розташована між орбітами Марса і Юпітера, яка є місцем скупчення великої кількості кам’янистих тіл різних розмірів та форм, які називаються астероїдами, що в буквальному перекладі означає – зіркоподібними (від грец. aster – зоря, eidos – вигляд). Загальна маса поясу астероїдів не перевищує 5% від маси Місяця. Майже тритина цієї маси, зосереджена в найбільшому об’єкті поясу астероїдів, який називається Терера і який має статус планети карлика. Ще тритина маси поясу астероїдів міститься в трьох наступних за розмірами астероїдах, які притендують на статус планети карлика, і які називаються Паллада, Веста та Гігея. Але більшість астероїдів є значно меншими. При цьому астероїдів діаметром понад 50м налічується близько 300000. Якщо ж говорити про значно дрібніші астероїди (які за міжнародною класифікацією фактично є метеороїдами), то їх налічується декілька мільйонів.

В супереч поширеній думці про велику щільність об’єктів в поясі астероїдів, реальна їх щільність дуже мала. Достатньо сказати, що випадкова зустріч того космічного апарату що пролітає через пояс астероїдів, з яким небуть астероїдом, оцінюється як один до мільярда.

По суті, в тій частині Сонячної системи де знаходиться пояс астероїдів, мала сформуватись ще одна повноцінна планета. Однак, зважаючи на факт того, що саме в цій області, гравітаційні впливи Сонця і Юпітера є приблизно однаковими, створювані цими впливами гравітаційні збурення, постійно протидіяли конденсації речовини в єдине ціле. Результатом же тривалого еволюційного процесу став факт того, що в проміжку між Марсом і Юпітером планета не сформувалась. Натомість сформувалась система значно дрібніших кам’янистих тіл, які утворилися з більш важких атомів тієї речорини, що була в наявності у відповідній частині Сонячної системи.

Астероїди рухаються навколо Сонця в томуж напрямку, що і планети. В залежності від відстані до Сонця, їх період обертання коливається від 3,5 до 6 років. Більшість астероїдів рухаються по еліптичним орбітам, з есцентриситетом не більше 0,4. Нахил орбіти типового астероїда до площини екліптики не перевищує 30?.

Відносно висока концентрація тіл в поясі астероїдів, за астрономічними мірками часто, призводить до зіткнень між ними. Скажімо зіткнення між відносно великими астероїдами (діаметром понад 10км), відбуваються раз на 10 млн. років. Уламки подібних зіткнень, можуть як залишатись в системі поясу астероїдів (великі уламки), так і розлітатись по всій Сонячній системі (зазвичай дрібні уламки). Деякі з цих уламків зустрічаються з нашою планетою і падають на її поверхню у вигляді метеоритів. Дослідження показують, що практично всі знайдені на Землі метеорити (а точніше 99,8%), прилетіли з поясу астероїдів.

Пояс Койпера (названо на честь нідерланського астронома Джерарда Койпера) – область Сонячної системи, яка знаходиться за орбітою Нептуна і об’єкти якої перебувають у проміжку відстаней від Сонця, від 30 а.о. до 55 а.о. Хоча пояс Койпера і схожий на пояс астероїдів, але він приблизно в 20 разів ширший і в 100 разів масивніший. В поясі Койпера налічується близько 50000 об’єктів, діаметр яких понад 100км (В поясі астероїдів, таких об’єктів не більше 200). Найбільшими представниками поясу Койпера, є чотири карликові планети та пять об’єктів, які притендують на цей статус.

На відміну від об’єктів поясу астероїдів, які складаються головним чином з відносно важких гірських порід та металів, об’єкти поясу Койпера складаються переважно з легких летючих речовин, твердий стан яких прийнято називати льодом (вода, метан, аміак, тощо).

         Комети. Загально відомими об’єктами Сонячної системи є комети. Комета (від грец. kometes – довговолосий) – мале тіло Сонячної системи, яке обертається навколо Сонця, має ядро та так звану кому, яка зазвичай переходить у хвіст. Ядро комети складається з льоду та дрібних пористих камянистих частинок. Комою комети називають ту хмару газу і пилу, що оточує ядро комети. По суті кома виникає в процесі наближення комети до Сонця, та під дією тієї сонячної енергії яка спричиняє випаровування летючих речовин з ядра комети. По мірі наближення комети до Сонця, кількість тієї речовини що випаровується з її ядра збільшується. Одночасно збільшується і тиск на цю речовину збоку сонячного світла та сонячного вітру. В такій ситуації частина коми витягується та перетворюється на хвіст комети, який під дією сонячного тиску відхиляється в напрямку від Сонця (мал.79). Хвости комет розрізняються довжиною і формою, не мають чітких обрисів та є майже прозорими, адже складаються з надзвичайно розрідженої речовини. Зазвичай, хвіст комети дещо роздвоюється: газова складова відхиляється більше, а пилова – менше. І це закономірно, адже на відносно важкі частинки пилу, сонячне світло та сонячний вітер впливають значно менше, аніж на легкі молекули газу.

Комети прийнято розділяти на короткоперіодичні та довгоперіодичні. Короткоперіодичними називають такі комети, які рухаються витягнутими еліптичними орбітами (ексцентриситет близький до одиниці) і період обертання яких менший 200 років. Траєкторія руху короткоперіодичних комет, якщо й виходить за межі пояса Койпера, то не на зачну величину. На сьогоднішній день налічується близько 400 короткоперіодичних комет.

Типовим прикладом короткоперіодичної комети є загально відома комета Галлея, яка з періодичністю 75,3 роки обертається навколо Сонця. Орбіта комети – витягнутий еліпс, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце (мал.79б). Перигелій комети (найменша відстань до Сонця) – 0,587 а.о.; афелій  (найбільша відстань до Сонця) – 35,1 а.о. Ексцентриситет орбіти 0,967. Діаметр ядра комети, приблизно 11 км. Маса ядра комети 2,2·10¹⁴ кг, що в три мільярди разів менше за масу Місяця. Густина ядра комети 0,6 г/см³, що майже вдвічі менше за густину води.

 

 

Мал.74. Вигляд комети Галлея на фоні зоряного неба (а). Схема руху комети Галлея (б).

Довгоперіодичними називають такі комети, які не мають підтвердження факту того, що огинали Сонце більше одного разу. Прийнято вважати, що період обертання таких комет понад 200 років. Довгоперіодичні комети з’являються з далеких глибиин космосу і мають практично параболічні орбіти. А це означає, що такі комети якщо і повертатимуться до Сонця, то не раніше ніж через тисячі років. А скоріш за все – не повертатимуться взагалі.

Прийнято вважати, що джерелом комет є пояс Койпера та так звана хмара Оорта. Вважається, що в процесі тих чи інших гравітаційних збурень та механічних зіткнень, деякі крижані тіла цих поясів кардинально змінюють траєкторію свого руху та рухаючись в напрямку Сонця, стають відповідною кометою. При цьому пояс Койпера постачає короткоперіодичні комети, а хмара Оорта – довгоперіодичні комети.

Хмара Оорта (названо на честь нідерланського астрофізика Яна Оорта) – гіпотетична область Сонячної системи, яка є джерелом комет з великим періодом обертання і яка знаходиться на відстані від 5000 до 50000 а.о. від Сонця. Вважається, що хмара Оорта є залишком того протопланетного диска, який сформувався навколо Сонця приблизно 4,6 млрд. років тому. Безпосередніми спостереженнями існування хмари Оорта не підтверджено, однак деякі непрямі факти вказують на її існування.

Метеороїди. Метеороїдами називають дрібні тверді небесні тіла діаметром від 0,1 мм до 10 м. Переважна більшість метеороїдів обертається навколо Сонця витягнутими еліптичними орбітами, площини яких близькі до площини екліптики. При цьому метеороїди часто створюють певні скупчення, які називаються метеорними роями. Коли Земля перетинає орбіту метеорного рою, на нічному небі можна спостерігати так званий метеорний дощ – велику кількість короткотривалих спалахів, які утворюються при згоранні дрібних метеороїдів (метеорів), в щільних шарах атмосфери Землі. Ті ж відносно великі метеороїди які долітають до землі, називаються метеоритами.

Основними джерелами метеороїдів в Сонячній системі є: руйнація комет, подрібнення астероїдів в процесі їх зіткнень, руйнація дрібних супутників планет під дією приливних сил, руйнація дрібних космічних тіл під дією сонячного вітру, тощо.

         Контрольні запитання.

1. Чому Плутон спочатку назвали планетою, а потім вирішили віднести до групи так званих карликових планет?

2. Чим подібні та чим відрізняються планети і карликові планети?

3. Чи є серед карликових планет бодай одна масивніша за Місяць?

4. Дати загальну характеристику поясу астероїдів.

5. Дати загальну характеристику поясу Койпера.

6. Які об’єкти Сонячної системи називаються кометами? Звідки вони беруться?

7. Які об’єкти Сонячної системи називаються метеороїдами? Звідки вони беруться?

 

Лекційне заняття №12.

Тема: Еволюційна класифікація зірок.

Про еволюцію зірок, загальні риси якої представлені на мал.75, ми поговоримо в розділі «Космологія». Наразі ж просто зауважимо, що в процесі свого еволюційного розвитку, одна і та ж зірка, може перебувати в якісно відмінних станах. Характеризуючи ці стани, говорять про зірки основної послідовності, червоні гіганти, білі карлики, планетарні туманності, наднові, нейтронні зірки та чорні діри. Власне про загальні характеристики цих різних еволюційних станів зірок, ми і поговоримо в даному параграфі.

 

Мал.75. В процесі свого еволюційного розвитку, одна і та ж зірка може перебувати в якісно відмінних станах.

Зорі головної послідовності. Дослідження показують, що близько 90% активних зірок нашої Галактики, є зірками головної послідовності. Це означає, що в надрах цих зірок відбувається водневий цикл термоядерних реакції, в процесі якого ядра атомів водню об’єднуються (синтезуються) в ядра атомів гелію: 4¹H₊₁ → ⁴He₊₂ + 2⁰e₊₁ + ΔE. Водневий цикл термоядерних реакцій є найбільш тривалим та найбільш стабільним періодом життя зірки. Тривалість цього періоду становить близько 90% від загальної тривалості активного життя зірки, і визначальним чином залежить від її маси: чим більша маса, тим менша тривалість життя і навпаки.

В загальних рисах, внутрішній устрій зірок головної послідовності, схожий на внутрішній устрій Сонця (мал.54): зона термоядерних реакцій, зона променистої рівноваги, зона конвекції, фотосфера. Схожими є і ті процеси, що відбуваються в надрах цих зірок. Однак масштаби процесів, масштаби розмірів та співвідношень зон, для різних груп зірок головної послідовності можуть бути суттєво різними.

Зорі головної послідовності вирізняються надзвичайним різноманіттям. Описуючи це різноманіття, часто говорять про блакитні гіпергіганти, блакитні та біло-блакитні гіганти, про білі, жовті, помаранчеві та червоні карлики. Наприклад наше Сонце, відносять до групи жовтих карликів. Загальні параметри зірок головної послідовності стисло опишемо на прикладі найбільших та найменших з них.

 

Мал.76. Порівняльні розміри зірок головної послідовності.

Блакитними гігантами називають ті надмасивні та надгарячі зірки головної послідовності, спектральний клас яких О або В (точніше, спектрального класу понад В5). Це означає, що ефективна температура цих зірок понад 20 000 К, маса – понад 10М_с, світність – понад 10³ L_с. Внаслідок великої світності, блакитні гіганти швидко витрачають термоядерне паливо і тому живуть не довго. Час перебування блакитних гігантів на головній послідовності, рідко перевищує 100 млн. років. З плином часу, блакитні гіганти еволюційно перетворюються на червоні надгіганти, а зрештою і на нейтронні зірки або чорні діри.

На теперішній час в нашій Галактиці масивні блакитні гіганти зустрічаються надзвичайно рідко. Прикладом такої рідкісної зорі є Епсілон Центавра (Сузір’я Центавр в південній півкулі зоряного неба).  Спектральний клас В1. Відстань від Землі 380 св.р. Маса 11,6 М_с. Радіус 6,25 R_с. Світність 15217 L_с. Ефективна температура 24 000 К.

Наймасивнішою, найгарячішою та найяскравішою з відомих науці зірок головної послідовності, що належать до класу блакитних гіпергігантів, є зірка RMC136a1. Вона знаходиться в найближчій до нас карликовій галактиці, що називається Великою Магелановою Хмарою, і має наступні характеристики. Відстань від Землі 165 000 св.р. Маса 315 М_с. Радіус 36 R_с. Світність 8,7·10⁶ L_с. Ефективна температура 53 000 К.

Червоними карликами називають ті зірки головної послідовності, які мають гранично малу масу і надмалу світність, та є зірками спектрального класу М. Це означає, що ефективна температура цих зірок менша 3500К, маса – менша 0,45М_с (нижня межа маси 0,0767 М_с), світність – менша 0,08 L_с. Червоні карлики, надзвичайно економно витрачають запаси водневого палива і тому живуть надзвичайно довго. Тривалість перебування червоного карлика на головній послідовності може вимірюватись трильйонами років (для порівнняння – вік нашого Всесвіту становить 13,8 мільярдів років). Червоні карлики еволюційно не перетворюються на червоні гіганти, а в процесі старіння, поступово стають дрібними білими карликами.

Вище згадані блакитні гіганти та гіпергіганти, білі, жовті, помаранчеві та червоні карлики, є зірками головної послідовності, тобто того найтривалішого періоду життя зірки, який забезпечуєтьтся водневим циклом термоядерних реакцій в її надрах. Однак рано чи пізно водневе паливо закінчується і зірка вступає в епоху старіння та перетворюється на так званий червоний гігант.

Червоні гіганти.  Червоними гігантами називають ті відносно масивні, величезні за розміром та відносно холодні за ефективною температурою зірки, які не є зірками головної послідовності і в надрах яких синтезуються ядра важчі гелію. Класичним прикладом червоного гіганта, а точніше надгіганта, є одна з зірок сузір’я Оріона, яка називається Бетельгейзе (мал.84). Бетельгейзе – червоний надгігант, який знаходиться на відстані 430 св.р. від Сонця та має наступні загальні характеристики: М ≈ 17М_с, R ≈ 650R_с, L ≈ 7·10⁴L_с. Бетельгейзе перебуває на завершальній стадії своєї еволюції, яка має завершитися надпотужним спалахом на місці якого залишиться те, що прийнято називати чорною дірою. Втім, маса Бетельгейзи така, що на її місці може залишитись як чорна діра так і нейтронна зірка.

 

Мал.77 Бетельгейзе: розташування на зоряному небі; повівняльні з Сонцем розміри.

Потрібно зауважити, що процес переходу зірки, від зорі головної послідовності, до відповідного червоного гіганта, є досить тривалим і полягає в наступному. По мірі того, як в надрах зірки головної послідовності, інтенсивність водневого циклу термоядерних реакцій зменшується, гравітаційні сили починають додатково стискати, а відповідно – додатково розігрівати центральну частину (ядро) зірки. В процесі цього стиснення та розігрівання в надрах зірки, при все більш і більш високих температурах синтезуються все більш і більш важкі атомні ядра. Та ж  енергія, яка виділяється в процесі цього синтезу певним чином протидіє гравітаційному стисканню ядра.

Одночасно з цим, та периферійна частина зірки, що знаходиться за межами ядра, під дією зростаючого фотонного тиску, поступово віддаляється від ядра. В процесі цього віддалення густина і температура периферійної частини зірки неухильно зменшується. При цьому зірка поступово перетворюється на червоний гігант. Червоний гігант це стара зірка, що перебуває на останньому етапі свого активного життя і яка складається з двох яскраво виражених частин: надзвичайно густого розжареного ядра, та віддаленої від нього розрідженої і відносно холодної периферійної частини.

Оскільки процес переходу зірки головної послідовності до відповідного, максимально роздутого червоного гіганта є неперервно-поступовим, то ясно, що на різних стадіях цього переходу, одна і та ж зірка може виглядати суттєво по різному. Скажімо, та зірка яка перебуваючи на стадії головної послідовності, представляла собою надмасивний, надгарячий блакитний гігант, в процесі переходу до відповідного червоного надгіганта, еволюційно проходить і стадію біло-голубого гіганта, і стадію білого гіганта, і стадію жовто-білого гіганта, і стадію жовтого гіганта, і стадію помаранчевого надгіганта, і нарешті стадію червоного надгіганта. І всі ці кольорові гіганти та надгіганти фактично є червоними гігантами. Так що червоні гіганти, не завжди червоні.

З моменту перетворення зірки на червоний гігант її очікує неминучий перехід до якісно нового етапу існування. При  цьому, в залежності від наявної маси ядра червоного гіганта, можливі три варіанти такого переходу:

1). Якщо М ≤ 1,4 М_с, то зовнішня оболонка червоного гіганта поступово розсіюється і на його місці залишається розпечене ядро зірки, яке прийнято називати білим карликом;

2) Якщо 1,4М_с < М ≤ 3,2М_с, то червоний гігант з неймовірною силою вибухає і на його місці залишається гранично щільне ядро зірки, яке прийнято називати нейтронною зіркою;

3) Якщо М > 3,2 М_с, то червоний гігант, з ще більш неймовірною силою вибухає і на його місці залишається неймовірно маленьке та неймовірно густе ядро, яке прийнято називати чорною діркою.

Потрібно зауважити, що вище наведені значення мас, стосуються маси ядра червоного гіганта. А в цьому ядрі зазвичай зосереджена лише п’ята частина від загальної маси зірки. Зважаючи на ці обставини та оцінюючи долю червоного гіганта за величиною його загальної маси, можна записати:

якщо                  М ≤  7М_с          – білий карлик,

якщо            7М_с < М  ≤ 16М_с  – нейтронна зірка

якщо                   М > 16М_с            – чорна діра.

         Білі карлики. Білими карликами називають ті малі за розміром та великі за густиною зірки, які не є зірками головної послідовності і в надрах яких не відбуваються термоядерні реакції. Білі карлики представляють собою розжарені ядра не надто масивних червоних гігантів, що залишаються після того, як зовнішня оболонка цих гігантів розсіюється. За сучасними уявленнями, білі карлики – кінцевий продукт еволюції тих активних зірок, маси яких знаходяться в межах 0,8М_с < М ≤ 7М_с. Поступово охолоджуючись, білі карлики гаснуть та стають чорними карликами, які в практично незмінному вигляді існуватимуть до нового циклу еволюційного розвитку Всесвіту.

Однією з визначальних ознак білих карликів є їх надзвичайно висока густина. Ця густина становить (10⁶ -10⁷) г/см³, що в мільйони разів перевищує густину води. За такої густини, електронні оболонки атомів руйнуються, а речовина представляє собою гранично щільну суміш електронів та атомних ядер.

Прикладом типового білого карлика є зірка, яка носить назву Сіріус В (мал.85). Ця зірка є складовою системи подвійних зірок Сіріус – Сіріус В. Спочатку ця система складалась з двох біло-блакитних зірок спектрального класу В. При цьому маса Сіріуса становила 2М_с, а маса Сіріуса В – 5М_с. Приблизно 120 млн. років тому, більш масивний Сіріус В перетворився на червоний гігант, а згодом і на сучасний білий карлик. Сучасна маса Сіріуса В 0,98М_с, а його радіус – на 10% менший за радіус Землі. І це при тому, що Сіріус В, це один з найбільших білих карликів. Ефективна температура поверхні Сіріуса В 25000К. Світність 0,026L_с.

 

Мал.78. Порівняльні розміри Землі та білих карликів.

Потрібно зауважити, що білі карлики головної послідовності та ті білі карлики що не є зірками головної послідовності, це абсолютно різні зірки. Наприклад, на теперішній час Сонце є білим, а точніше біло-жовтим карликам головної послідовності. Тобто тією відносно невеликою зіркою, в надрах якої відбувається водневий цикл термоядерних реакцій і ефективна температура поверхні якої близька до 6000К. Коли ж через 5,5 мільярдів років на місці Сонця залишиться його маленьке за розміром та величезне за густиною розжарене ядро, то це ядро і буде білим карликом не головної послідовності.

         Нейтронні зірки. Нейтронними зірками називають ті гіперщільні космічні об’єкти, які складаються з нейтронів, що перебувають в стані виродженого фермі-газу (в стані гранично можливого ущільнення нейтронів). Маса нейтронної зірки співрозмірна з масою Сонця, а її радіус близький до 10 км. В кожному кубічному сантиметрі такої зірки міститься близько мільярда тон речовини ( =10⁹ т/см³ = 10¹²кг/см³ = 10¹⁵г/см³). Для порівняння: в кубічному сантиметрі сталі не більше 8 грам речовини.

Нейтронна зірка відноситься до числа тих космічних об’єктів, існування яких було спочатку теоретично передбаченим (1934р), а потім – експерементально підтвердженим. Ясно, що візуально побачити тіло радіусом 10 км з відстані декількох тисяч чи мільйонів світлових років, практично не можливо. Однак, те, що не можливо побачити візуально, іноді можна відкрити застосовуючи інші методи досліджень. Скажімо, однією з визначальних ознак нейтронної зірки (у всякому разі молодої нейтронної зірки), є її швидке обертання. Це обертання, прямий наслідок того надшвидкого стиснення ядра червоного надгіганта, яке передує його вибуху та появі нейтронної зірки. Власне саме це швидке обертання нейтронної зірки, яке в свою чергу створює відповідні пульсуючі коливання електромагнітного поля і дозволяє вченим «бачити» нейтронні зірки (пульсари).

Чорні діри. Напевно в науці нема іншого фізичного об’єкту, про який можна почути стільки вигадок, перекручень, домислів, нісенітниць та відвертої маячні, аніж той який прийнято називати «чорною дірою». Скажімо, хто не чув про те, що чорні діри, це такі собі просторово-часові тунелі (ходи, портали, червоточини, тощо) через які миттєво та без будь-яких енергетичних затрат, можна потрапити в будь-яку точку нашого Всесвіту, в інші світи, паралельні мири, минуле, майбутнє і куди завгодно? І немає діла тим байкарям які розказують подібну маячню, до факту того, що чорна діра, це ніяка не дірка, не отвір і не просторово-часовий перехід в паралельні світи. Чорною дірою називають ту надзвичайно маленьку, та надзвичайно масивну зірку, гравітаційне поле якої таке потужне, що навіть світло не може вирватись з її надр. А це означає, що про ті події які відбуваються в  надрах та безпосередніх околицях чорної діри ми не маємо достовірної інформації. По суті, в надрах чорної діри, те що ми називаємо часом, простором, матерією та рухом перетворюється на єдину субстанцію, параметри та властивості якої не можливо описати звичайними поняттями і величинами.

Однак, це зовсім не означає, що чорна діра є чимось надприродним, чимось таким, що не підпорядковується певним фізичним законам та веде себе всупереч цим законам. Це зовсім не означає, що зірка величиною з горошину, а можливо з атом, і масою більшою за масу Сонця, є якоюсь діркою через яку можна потрапити кудись, окрім цієї самої чи то горошини чи то атома. Вся надприродність чорної діри полягає в тому , що ми не знаємо про її внутрішній устрій і не можемо описати цей устрій звичними для нас словами та величинами. Втім, вже за межами так званого гравітаційного радіусу, величина якого зазвичай не перевищує 5 км, чорна діра веде себе як звичайна зірка. Вона звичайним чином діє на навколишні об’єкти, може мати видимі супутники, бути супутником інших зірок, тощо.

Зрозуміло, що візуально побачити чорну діру практично не можливо. Однак, її можна виявити та дослідити за побічними доказами. Наприклад такими. Як відомо, у Всесвіті надзвичайно поширені так звані подвійні зірки. (Щонайменше кожна друга зірка в нашій Галактиці є подвійною, тобто такою яка складається з двох близько розташованих зірок, що обертаються навколо спільного центру). Якщо одна з цих зірок перетворюється на чорну діру, то часто відбувається перетікання речовини від звичайної зірки до чорної діри (мал.79). При цьому в процесі наближення до чорної діри, речовина закручується та надзвичайно сильно прискорюється. А це означає, що навколо чорної діри утворюється так званий акреційний диск, який по-перше можна візуально побачити, а по-друге зафіксувати те потужне випромінювання, яке створюють ті частинки що прискорено падають в чорну діру. До речі, аналогічним чином виявляють та досліджують не лише чорні діри, а й нейтронні зірки.

 

Мал.79. Один з способів візуалізації та дослідження чорних дір.

В процесі свого еволюційного розвитку, зірка проживає певний перехдний етап від червоного гіганта до білого карлика, а для надмасивних зірок – від червоного надгіганта до нейтронної зірки або чорної діри. В першому випадку цей перехід називають планетарною туманністю, в другому – надновою.

Планетарна туманність. Коли в надрах не надмасивного (М ≤  7М_с) червоного гіганта запаси термоядерного палива починають вичерпуватись, він вступає в період нестабільності цих реакцій. Реакції то згасають, то відновлюються, то знову згасають і знову відновлюються. Результатом цих пульсацій стає факт того, що зовнішня оболонка червоного гіганта перестає бути однорідною і в процесі розширення поступово візуально оголює розжарене ядро зірки, яке з моменту оголення стає білим карликом. При цьому систему білого карлика та тієї несуцільної оболонки що його оточує називають планетарною туманністю (мал.87).

Типова планетарна туманність має діаметр близький до 1св.р. і складається з сильно розрідженого іонізованого газу. Концентрація частинок в планетарній туманності надзвичайно мала і близька до 10⁵ 1/см³, а це непорівнянно менше за концентрацію молекул в атмосферному повітрі (1·10¹⁹ 1/см³). Втім, порівняно з концентрацією частинок в міжзоряному просторі, щільність газу планетарної туманності є досить великою. За астрономічними мірками, планетарна туманність – швидкоплинне явище, яке триває кілька десятків тисячоліть. На теперішній час в нашій Галактиці виявлено близько 1500 планетарних туманностей.

 

Мал.80. Загальний вигляд типових планетарних туманностей.

Наднова. Особливо вражаюче потужним є перехід червоного надгіганта до стану нейтронної зірки або чорної діри. Цей перехід відбувається у вигляді надпотужного вибуху, в процесі якого за лічені дні виділяється стільки енергії, скільки Сонце виділяє за все своє активне життя. Візуальним проявом цього надпотужного вибуху, є факт того, що світність тієї зірки яка раніше називалась червоним надгігантом, за лічені години збільшується в мільярди разів. При цьому на небі спалахує яскрава зірка, світіння якої триває близько десяти днів. Саме цю зірку і називають надновою.

Про фізичну суть тих процесів які відбуваються при переході червоного надгіганта до стану нейтронної зірки чи чорної дірки, ми поговоримо в §26. Наразі ж просто зауважимо, що в еволюції зіркових систем, вибухи червоних надгігантів (спалахи наднових) мають надзвичайно велике значення. По-перше, в процесі такого вибуху, та надпотужна ударна хвиля, що проноситься тілом червоного надгіганта, створює такі умови, за яких синтезується все різноманіття відомих хімічних елементів. По-друге, створена надпотужним вибухом хвиля, проносячись міжзоряним простором галактики, «згрібає» величезні маси міжзоряного газу та створює нові протозоряні хмари. До речі, колись з подібної хмари і виникла наша Сонячна система.

Зауважимо також, що на теперішній час, в нашій Галактиці вибухи червоних надгігантів відбуваються дуже рідко, приблизно один вибух на 500 років. Однак на ранніх етапах еволюції Всесвіту та нашої Галактики, кількість надмасивних зірок, а відповідно і їх вибухів, була в сотні разів більшою.

Контрольні запитання.

1. Які зірки називають «зірками головної послідовності»?

2. Чи є «червоні гіганти» зірками головної послідовності?

3 Чи є «червоні карлики» зірками головної послідовності?

4. Від чого залежить тривалість життя зірки головної послідовності?

5. Які зірки називають «червоними гігантами»?

6 Які зірки називають «червоними карликами»?

7 Які зірки називають «нейтронними зірками»?

8. Які етапи проживає зірка в процесі свого еволюційного розвитку?

 

Лекційне заняття №13.

Тема: Загальні відомості про галактики та квазари.

Одними з найбільших та безумовно важливих об’єктів нашого Всесвіту є галактики. Про загальний устрій та загальні параметри нашої Галактики та галактик загалом, ми говорили в §1 і §10. Тому наразі узагальнимо та доповнимо ці знання.

         Галактика – велетенська космічна система, яка складається з найрізноманітніших зірок та їх скупчень, міжзоряної речовини, хмар газу та пилу, різноманітних випромінювань, і можливо з того, що прийнято називати чорною матерією. При цьому всі речовинні складові галактики, так чи інакше обертаються навколо спільного центру мас, та утворюють цілісну систему гравітаційно пов’язаних об’єктів. Маси галактик варіюються від 10⁷ до 10¹² мас Сонця. А їх діаметри – від десятків до сотень тисяч світлових років. Дослідження показують, що в центрі переважної більшості галактик знаходиться надмасивна галактична чорна діра, маса якої вимірюється мільйонами сонячних мас і навколо якої обертається вся сукупність інших галактичних об’єктів.

Сонце та його планетарна система, є частиною галактики, яка називається Чумацьким Шляхом (Молочним Шляхом). Чумацький Шлях – це велика спіральна галактика, до складу якої входить близько 300·10⁹ найрізноманітніших зірок. Загальна маса Галактики, близька до 600·10⁹ М_с. Діаметр галактичного диску, близький до 100 000 світлових років, а його товщина за межами ядра Галактики – близька до 1 000 св.р. В центрі Галактики знаходиться надмасивна чорна діра, маса якої близька до 4,3·10⁶ М_с. Сонце перебуває на відстані 30 000 св.р. від центру галактичного диску і обертається навколо цього центру з швидкістю 250 км/с. При цьому період обертання Сонця, становить 220 мільйонів років.

Досліджуючи параметри руху складових частин галактик, вчені стикнулись з однією проблемою. Ця проблема полягала в наступному. У відповідності з законами ньютонівської механіки, лінійні швидкості тих об’єктів що обертаються навколо центрального тіла, по мірі їх віддалення від цього тіла, мають зменшуватись. Скажімо, в Сонячній системі, Меркурій обертається навколо Сонця з швидкістю 47,8км/с; Венера – з швидкістю 34,9км/с; Земля – 29,8км/с; Марс – 24,1км/с; Юпітер – 12,8км/с; Сатурн – 9,7км/с; Уран – 6,8км/с; Нептун – 5,5км/с. Однак з’ясувалося, що для галактик і зокрема галактик дископодібних, ця закономірність не виконувалась. В галактиках, по мірі віддалення зірок від центру, швидкість їх обертання навколо цього центру не зменшується, а залишається практично незмінною.

 

Мал.81. В дископодібних галактиках, швидкість обертання зірок навколо центру галактики не зменшується, як стверджує теорія (крива А), а залишається практично незмінною (крива В).

Звичайно, мова не йде про те, що стосовно галактик, закони ньютонівської механіки та теорії відносності, не виконуються. Мова йде лише про те, що реальний устрій Всесвіту загалом і галактик зокрема, суттєво відрізняється від того устрою, який ми бачимо наочно.

Намагаючись вирішити дану проблему, та зважаючи на деякі інші факти, вчені висунули обгрунтовану гіпотезу про те, що у Всесвіті загалом і в галактиках зокрема, є велика кількість так званої темної (прихованої) матерії. Згідно з цією науковою гіпотезою, в галактиці, окрім тієї матерії яка зосереджена в зірках, планетах та інших речовинних об’єктах, є ще більша кількість темної (прихованої) матерії. Ця прихована матерія зосереджена в невидимому гало галактики, яке у вигляді велетенської кулі охоплює речовинну частину галактики і певним чином впливає на поведінку її зірок та інших об’єктів.

 

Мал.82 Згідно з сучасними уявленнями, галактика оточена величезним, невидимим галактичним гало, в якому зосереджена величезна кількість прихованої (темної) матерії.

Не варто думати, що темна матерія, як і темна енергія, це щось таке, що не підпорядковане загальним законам Природи. Скоріш за все, те що ми називаємо темною матерією та темною енергією, є ще одним проявом того багатогранного та надскладного фізичного об’єкту який називається простором. Адже якщо сила інерції, є результатом взаємодії даного тіла з простором, а теорія відносності стверджує саме це, то простір має певні інерційно-гравітаційні властивості. Тобто ті властивості, мірою яких є маса

По суті це означає, що джерелом того, що ми називаємо темною матерією та темною енергією, є той фізичний об’єкт, який називається простором. А потрібно зауважити, що простір, це не просто та пустота яка є певною безструктурною ємністю для тих тіл (речовинних об’єктів), що знаходяться в цій пустоті. Простір – це надзвичайно складний, можливо найскладніший, фізичний об’єкт, властивості якого визначальним чином залежать від наявності чи відсутності в ньому інших об’єктів. Адже те що ми називаємо гравітаційними, електричними, магнітними та іншими полями, фактично є не що інше як певним чином збурений простір. То чому б цьому гравітаційно збуреному (викривленому) простору, не бути носієм певної прихованої (не сконденсованої у вигляді атомів, молекул та макротіл) матерії та їй відповідної енергії, і навпаки. Адже виміряна в кілограмах матерія (m), це і є сконденсована енергія (Е). Сконденсована у співвідношенні Е = mc².

Все різноманіття галактик умовно розділяють на три групи: 1) еліптичні галактики: мають виражене ядро та кулясту або еліпсоїдну форму; 2) спіральні галактики: мають виражене ядро та дископодібну форму з характерними спіральними рукавами: 3) неправильні галактики: не мають вираженого ядра та певної симетричної форми.

 

Мал.83 Все різноманіття галактик умовно розділять на: а) спіральні галактики; б) еліптичні галактики; в) галактики неправильної форми.

Галактики рідко бувають поодинокими. Зазвичай вони об’єднані в невеликі групи, або входять до складу величезних скупчень які налічують сотні, а іноді і тисячі галактик. Скажімо Чумацький шлях входить до складу галактичного скупчення, яке називають Місцевою групою. Ця група складається з трьох великих галактик (Чумацький Шлях, Туманність Андромеди, Галактика Трикутника), та більш як 50, дрібних карликових галактик, найвідомішими з яких є Велика та Мала Магелланові Хмари.

Потрібно зауважити, що сучасне різноманіття розмірів та форм галактик, це результат тривалого еволюційного процесу, який відбувався і продовжує відбуватись у Всесвіті. В ході цього процесу, а особливо на його ранніх етапах, галактики постійно стикались одна з одною, великі галактики поглинали малі, малі об’єднувались у великі, великі та малі галактики утворювали певні галактичні системи, тощо. Скажімо Чумацький Шлях, в процесі свого еволюційного розвитку, поглинув декілька дрібних галактик та перетворив їх на потоки зірок, що обертаються навколо галактичного ядра. В майбутньому (приблизно через 3,5·10⁹ років) наша Галактика почне об’єднуватись з своєю великою сусідкою Андромедою, утворюючи при цьому гігантську еліптичну галактику.

Ясно, що процес об’єднання галактик неминуче супроводжується певними катаклізмами, як то зіткненням зірок, зміною траєкторії їх руху, руйнацією планетарних систем, тощо. Втім, зважаючи на величезні міжзоряні відстані, подібні катаклізми будуть не надто частими. А от що дійсно відбудеться практично неминуче, так це об’єднання надмасивних галактичних чорних дір у відповідно більш потужну чорну діру. А це об’єднання неминуче призводить до виділення неймовірно великої кількості енергії, та до появи надпотужних ударних хвиль, які сприятимуть утворенню нових зірок.

Одним з проявів еволюційного розвитку галактик є так звані квазари. В 50-х роках минулого століття, за допомогою радіотелескопів було зафіксовано більше сотні потужних джерел радіохвиль. Подальші дослідження показали, що цими джерелами є наддалекі космічні об’єкти, відстань до яких перевищує 2·10⁹ св.р. При цьому з’ясувалося, що ці об’єкти були не лише потужними джерелами радіохвиль, а й подібно до надпотужних зірок випромінювали світло. І розрахунки показували, що світлова потужність цих джерел в трильйони разів перевищує світлову потужність Сонця. Ці гіперпотужні космічні об’єкти назвали квазарами, що в змістовному перекладі означає – радіоджерела схожі на зірки.

Ілюструючи параметри квазарів наведемо лише два показові приклади. 1) Перший космічний об’єкт, який ще в 1963 році було ідентифіковано як квазар і який отримав номер 3С273, мав наступні параметри: віддаленість від Землі 2,5·10⁹ св.р.; енергетична потужність (світність) 30·10¹² L_с; маса 800·10⁶ М_с. 2). Найвіддаленіший серед натепер зареєстрованих квазарів (ULASJ1342) має наступні характеристики: віддаленість від Землі 13,1·10⁹ св.р. (це означає, що сьогодні ми бачимо цей квазар таким, яким він був 13,1 мільярдів років тому, тобто менш ніж через 690 млн. років від моменту народження Всесвіту); енергетична потужність (світність) 400·10¹² L_с; маса 800·10⁶ М_с.

Після тривалих досліджень було безумовно доведено: квазари –  це ті надмасивні галактичні чорні діри, які знаходяться в центрі галактики що формується, та активно поглинаючи навколишню речовину (газ, пил, зірки, тощо) створюють надпотужне випромінювання.

В загальних рисах, «принцип дії» квазару полягає в наступному. Під дією надпотужного гравітаційного поля чорної діри, речовина навколишнього середовища по спіралі направляється до центру діри, утворюючи так званий акреційний диск. При цьому, по мірі наближення до центру чорної діри, частинки речовини неймовірно прискорюються та стають джерелами електромагнітних хвиль. А оскільки в різних місцях акреційного диску прискорення частинок речовини є різним, то відповідно різними є і довжини тих електромагнітних хвиль які ці частинки випромінюють: від радіохвиль, до рентгенівського та гама випромінювання. Потік цих електромагнітних хвиль у поєднанні з тією високотемпературною плазмою що в нього потрапляє, утворюють надпотужний направлений енергетичний потік, який виходить з периферійних околиць полюсів чорної діри.

 

Мал.84. Квазар – це надмасивна галактична чорна діра, яка активно поглинає навколишню речовину та створює надпотужне випромінювання.

Фантастична енергетична потужність квазарів пояснюється тим, що в процесі того гравітаційного прискорення речовини, яке вона отримує при наближенні до центру надмасивної чорної діри, в енергію випромінювання перетворюється 10% маси речовини. Для порівняння, при найбільш енергоефективному циклі термоядерних реакцій (водневому циклі), в енергію перетворюється лише 0,7% маси речовини. А потрібно зауважити, що чорна діра квазара поглинає та перетворює в енергію випромінювання до 500 мас Землі за годину.

Однією з ознак квазара є факт того, що його світність (енергетична потужність) час від часу змінюється. Що правда, на відміну від пульсарів, змінюється без певної періодичності. Пояснення даного факту полягає в тому, що та речовина яка всмоктується в галактичну чорну діру, є не однорідною. Адже цією речовиною є не лише гази, космічний пил та дрібне галактичне сміття, а й все різноманіття великих та малих зірок. При цьому очевидно, що в ті моменти, коли в жерло галактичної чорної діри потрапляє масивний космічний об’єкт, то кількість генерованої квазаром енергії, суттєво збільшується, а відповідно збільшується і його світність.

Квазари можуть споживати навколишню речовину мільйони років. Але рано чи пізно, запаси цієї речовини закінчуються і квазари поступово згасають. При цьому квазар стає звичайною надмасивною галактичною чорною дірою, навколо якої на безпечних відстанях обертаються всі об’єкти відповідної галактики.

Квазари є характерною ознакою галактик що формуються. Власне тому, ми і спостерігаємо ці надпотужні космічні об’єкти на ранніх етапах еволюції Всесвіту. Втім, квазари можуть виникати і в наші часи. Скажімо, коли в процесі об’єднання Чумацького Шляху з Андромедою, їх галактичні чорні діри зіллються в надмасивну супер діру, то скоріш за все, навколо цієї чорної діри сформується надпотужний квазар. І чесно кажучи, від цієї події, навколишнім та віддаленим об’єктам об’єднаної галактики буде непереливки.

Значення квазарів в процесі пізнання та дослідження Всесвіту важко переоцінити. Адже спостерігаючи за віддаленими квазарами, ми фактично бачимо Всесвіт таким, яким він був 13; 12; 11; 10; 9; … мільярдів років тому. Тобто на самих ранніх етапах його еволюційного розвитку. Іншими словами, спостерігаючи за квазарами, ми наочно бачимо динаміку еволюційного розвитку Всесвіту. Аналізуючи параметри того світла яке випромінюють квазари, визначають структуру Всесвіту, розподіл та склад речовини в ньому, швидкість розширення Всесвіту на різних етапах його життя, тощо. Оскільки квазари є найбільш віддаленими та практично нерухомими об’єктами Всесвіту, то саме квазари є тими маяками за якими визначають параметри траєкторій руху автоматичних міжпланетних станцій, здійснюють надточну GPS навігацію, тощо.

Контрольні запитання.

1. Які космічні об’єкти називають галактиками?

2. Дайте загальну характеристику нашої Галактики (Чумацький Шлях).

3. Який факт дає підставу вченим вважати, що у Всесвіті загалом та галактиках зокрема, є велика кількість так званої темної (прихованої) матерії?

4. На які групи прийнято розділяти все різноманіття галактик?

5. До якої групи галактик належить наша Галактика?

6. Які космічні об’єкти називають квазарами?

7. Поясніть принцип дії квазара.

8. Квазар – це зірка чи певний етап еволюції галактики?

 

---