Астраномія
Выдавец: Выдавецтва БДУ
Памер: 224с.
Мінск 2003
Па форме палярныя ззянні незвы-чайна разнастайныя: дугі, спіралі, па-лосы, стужкі, заслоны і г. д. Палярныя ззянні бываюць часцейшыя і ярчэйшыя ў гады максімуму сонечнай актыўнасці. Ззянні могуць адбывацца і ў атмасфе-рах іншых планет, напрыклад у атма-сферы Венеры.
У час магнітнай буры мяняюцца электрычныя палі над паверхняй Зямлі. Гэта, па-першае, прыводзіць да ўзнікнен-
Рыс. 21.2. Палярнае ззянне
138
ня перагрузак у лініях электраперадач (да некалькіх соцень ампер) і іх адключэння. Па-другое — да навядзення моцных токаў у трубах газа- і нафтаправодаў і да выхаду са строю іх сістэм кіравання. Вынікі магнітнай буры таксама адбіваюцца на бартавых электрон-ных сістэмах касмічных апаратаў.
Магнітныя буры прыводзяць да змены ціску ў трапасферы (ніжнім слоі атмасферы Зямлі), у выніку развіваюцца цыклоны.
На той факт, што Сонца ўплывае на біялагічныя аб’екты, у тым ліку і на здароўе чалавека, упершыню яшчэ ў 1915 г. звярнуў ува-гу А. Л. Чыжэўскі. У выніку аналізу гістарычных дакументаў вучо-ны прыйшоў да высновы, што ў мінулым успышкі эпідэмій пры-падалі пераважна на гады максімумаў сонечнай актыўнасні. На падставе выведзенай сувязі вучоны паспрабаваў прадказаць нека-торыя эпідэміі на 35 гадоў наперад. Яго прагнозы збыліся ў сямі выпадках з васьмі.
Да ваганняў сонечнай актыўнасці асабліва адчувальная нерво-вая сістэма чалавека. Статыстычна дакладна ўстаноўлена, што колькасць хворых, якія паступаюць у клінікі, рэзка павялічваецца ў дні пад’ёму сонечнай актыўнасці. Мяркуецца, што сонечная ак-тыўнасць уплывае на чалавека праз узбурэнні магнітнага поля Зямлі.
Каб усебакова даследаваць з’явы, што адбываюцца на Сонцы, вучоныя праводзяць бесперапынныя назіранні Сонца, якія назы-ваюць Службай Сонца. У гэтых назіраннях удзельнічаюць буйныя астрафізічныя абсерваторыі, а таксама мноства спецыяльных станцый.
Для больш эфектыўнага вырашэння праблем сонечна-зямных сувязей арганізуюцца спецыяльныя міжнародныя комплексныя праграмы даследаванняў, якія выконваюцца ў пэўныя перыяды часу («Міжнародны геафізічны год», «Міжнародны год спакойнага Сонца» і г. д.).
Пытанні і практыкаванні
1. Як зямная атмасфера ўплывае на праходжанне розных відаў сонеч-нага выпрамянення да Зямлі? 2. Чаму на Зямлі часта назіраецца парушэн-не сувязі на кароткіх радыёхвалях? 3. Якая роля азонавага слоя ў атма-сферы Зямлі? Якім чынам актыўнасць Сонца можа ўплываць на таўшчы-ню азонавага слоя Зямлі? 4. Што такое сонечны вецер? Як ён узнікае? 5. Што называюць магнітасферай Зямлі? Як на яе ўплывае сонечны вецер? 6. Якім чынам уплывае міжпланетнае магнітнае поле на магнітасферу Зямлі? 7. Якія прычыны і наступствы магнітных бур на Зямлі? 8. Якія прычыны ўзнікнення палярных ззянняў?
VII
РАЗДЗЕЛ
Зоркі
22.
АСНОЎНЫЯ ХАРАКТАРЫСТЫКІ ЗОРАК. СВЯЦІЛЬНАСЦЬ
І.Бачная зорная велічыня. Пры першапачатковым знаёмстве з зорным небам (§ 2) мы разгледзелі паняцце «зорная велічыня» (т). Вы ўжо ведаеце, што зоркі 1-й зорнай велічыні ствараюць у 2,512 раза большую асветленасць, чым зоркі 2-й зорнай велічыні, якія ў сваю чаргу даюць светлавыя патокі ў 2,512 раза большыя, чым зоркі 3-й зорнай велічыні, і г. д. Такім чынам, за інтэрвал у 1 бачную зорную велічыню (абазначаецца І'") прыняты адносіны асветленасцей (Е) у 2,512 раза. Дадзены лік выбраны для зручнасці так, каб яго дзесят-ковы лагарыфм быў дакладна роўны 0,4, а інтэрвал у 5"' адпавядаў бы адносінам у 100 разоў. У выглядзе формулы гэтыя суадносіны выразіў Н. Погсан:
г
^ = 2-512 ' • (22.1)
Бачная зорная велічыня Месяца ў поўню роўная —12,7"', а ў фазе першай квадры складае —9,0'". Па формуле (22.1) можна вызначыць, што асветленасць Месяца ў поўню (£) большая за асветленасць Месяца ў фазе першай квадры (Е.) у 30 разоў:
^ = 2,512'”1-'"2 =2,512“9+12’7 = 2,5123’7 =30.
Бачную зорную велічыню Сонца вызначыў В. К. Цэраскі. Яна аказалася роўнай —26,8'”. Шкала зорных велічынь дае магчымасць выражаць у зорных велічынях бляск слабых свяціл, нябачных простым вокам. У цяперашні час буйнейшыя тэлескопы з дыяметрам люстраў 8—10 м і сучаснай прыёмнай апаратурай дазваляюць рэгістраваць аб’екты да 28-й зорнай велічыні.
2. Вызначэнне адлегласцей да зорак. Вучоныя даўно выказвалі меркаванне, што зоркі маюць такую ж фізічную прыроду, як і наша Сонца. 3 прычыны велізарных адлегласцей дыскі зорак не бачныя нават у магутныя тэлескопы. Каб параўноўваць зоркі паміж сабой і з Сонцам, неабходна знайсці метады вызначэння адлегласцей да іх. Асноўным такім метадам з’яўляецца метад паралактычнага зрушэн-
140
ЗОРКІ
ня зорак, разгледжаны намі раней. 3-за таго што радыус Зямлі вельмі малы ў параўнанні з адлегласцю да зорак, неабходна выбраць большы базіс для вымярэння паралактычнага зрушэння зорак. Яшчэ М. Капернік разумеў, што паводле яго геліяцэнтрычнай сістэмы блізкія зоркі на фоне далёкіх зорак павінны апісваць эліпсы ў вы-ніку гадавога руху Зямлі вакол Сонца.
Уяўнае перамяшчэнне больш блізкай зоркі на фоне вельмі да-лёкіх зорак адбываецца па эліпсе з перыядам у 1 год і адлюстроў-вае рух назіральніка разам з Зямлёй вакол Сонца (рыс.22.1). Месцазнаходжанне Зямлі на арбіце і бачныя з Зямлі месцазнахо-джанні зорак на небе на дадзеным рысунку абазначаны аднолька-вымі лічбамі. Маленькі эліпс, які апісвае зорка, называецца пара-лактычным эліпсам. У вуглавым вымярэнні вялікая паўвось гэтага эліпса роўная велічыні вугла, пад якім з зоркі бачна вялікая паў-вось зямной арбіты, перпендыкулярная напрамку на зорку. Гэты вугал называецца гадавым паралаксам (л). Паралактычныя зру-шэнні зорак з’яўляюцца неабвержным доказам абарачэння Зямлі вакол Сонца.
VII
Рыс. 22.1. Паралактычнае зрушэнне зоркі на працягу года: С — Сонца; 5 — зорка; a — паўвось зямной арбіты; л — гадавы пара-лакс
Адлегласці да зорак вызначаюцца на ас-нове іх гадавога паралактычнага зрушэння, якое абумоўлена перамяшчэннем назіраль-ніка (разам з Зямлёй) па зямной арбіце.
3 рыс. 22.2 бачна, што калі CT = а ёсць сярэдні радыус зямной арбіты, МС = г — адлегласць да зоркі М ад Сонца С, а вугал л — гадавы паралакс зоркі, то
a sinn
Гадавыя паралаксы зорак ацэньваюцца дзесятковымі долямі секунды, a 1 радыян роўны 206 265", таму адлегласць да зоркі можна вызначыць з суадносін:
206265"
-------- а.а.
л
(22.2)
Для вымярэння адлегласцей да зорак астранамічная адзінка (а. а.) — сярэдняя ад-легласць ад Зямлі да Сонца — вельмі малая. Таму для зручнасці вызначэння адлегласцей да зорак у астраноміі карыстаюцца спе-цыяльнай адзінкай даўжыні — парсек (пк), назва якой паходзіць ад слоў «паралакс»
141
ЗОРКІ
і «секунда». Парсек — гэта адлегласць, з якой радыус зямной арбі-ты быў бы бачны пад вуглом у 1".
Паводле формулы (22.2), 1 пк = 206 265 а. а. = 3,086-101’ км. Такім чынам, адлегласць да зорак у парсеках вызначаецца формулай:
1
£ =—пк- (22.3)
п
У астранамічных адзінках звычайна выражаюцца адлегласці да ня-бесных цел Сонечнай сістэмы. Адлегласці да нябесных цел, якія знахо-дзяцца па-за межамі Сонечнай сістэмы, звычайна выражаюцца ў пар-секах, кілапарсеках (1 кпк = 10’ пк) і мегапарсеках (1 Мпк = 106 пк), а таксама ў светлавых гадах (1 св. г. = 9,46-1012 км = 63 240 а. а.= = 0,3067 пк ці 1 пк = 3,26 св. г.). Светлавы год — адлегласць, якую электрамагнітнае выпрамяненне праходзіць (у вакууме) за 1 год.
Ніжняя мяжа вымярэнняў трыганаметрычных паралаксаў не пе-равышае 0,005", што дае магчымасць вызначыць адлегласці, не боль-шыя за 200 пк. Адлегласці да больш далёкіх аб’ектаў вызначаюцца менш дакладна іншымі метадамі.
3. Абсалютная зорная велічыня. Бачны бляск зорак не характа-рызуе іх рэальнае выпрамяненне. Ён вызначаецца двума фактарамі: сапраўдным выпрамяненнем зоркі і адлегласцю да яе. Сонца, на-прыклад, значна бліжэйшае да Зямлі, чым любая іншая зорка, таму яно — самае яркае свяціла на небе. Такім чынам, для параўнання сапраўднага бляску зорак неабходна вылічыць іх зорную велічыню на пэўнай аднолькавай адлегласці. За такую аднолькавую (ці стан-дартную) адлегласць прынята 10 пк. Бачная зорная велічыня, якую б мела зорка, калі б знаходзілася ад нас на адлегласці ў 10 пк, назы-ваецца абсалютнай зорнай велічынёй.
На адлегласці г бачная зорная велічыня зоркі няхай будзе роўная т, а асветленасць, якую стварае гэта зорка, — Е. Паводле вызна-чэння, бачная зорная велічыня з адлегласці г0= 10 пк будзе роўная абсалютнай зорнай велічыні М, а Ео— асветленасць (ці выпрамя-ненне) зоркі з адлегласці 10 пк. Тады, на падставе формулы (22.1), можна запісаць:
7 = 2'512 • (22.4)
VII
142
ЗОРКІ
3 фізікі вядома, што асветленасці ад адной і той жа крыніцы выпрамянення адваротна прапарцыянальныя квадратам адлегласцей да яе, г. зн.
<22'5>
Падставім (22.5) у (22.4) і атрымаем, што 2,512M“m = 100r. Прала-гарыфмуем дадзеную роўнасць, спросцім яе і атрымаем
M = m + 5-5\gr. (22.6)
3 улікам таго, што г =—, формулу (22.4) можна запісаць у выглядзе:
4/=w + 5 + 5lgn. (22.7)
VII
Па формуле (22.6) вылічым абсалютную зорную велічыню Сон-1
ца. Адлегласць да Сонца r = 1 а. а. = 206 265 пк’ бачная зорная велічыня Сонца —26,8'". Пасля падстаноўкі гэтых значэнняў атры-маем, што М@ = —26,8'" + 5“ + 26,6т. Гэта азначае, што са стандарт-най адлегласці ў 10 пк Сонца выглядае слабай зорачкай амаль 5-й зорнай велічыні.
Абсалютныя зорныя велічыні зорак вагаюцца ад —9'" да 19'”, г. зн. адрозніваюцца на 28'”, ці па асветленасці ў 160 мільярдаў разоў, адна ад адной.
4 . Свяцільнасць зорак. Калі вядома абсалютная зорная велічыня зоркі, то можна вылічыць сапраўднае агульнае выпрамяненне зоркі ці яе свяцільнасць. Свяцільнасцю называецца поўная энергія, якая выпрамяняецца зоркай за 1 с. Свяцільнасць зоркі можна выразіць у ватах, але часцей яе выражаюць у свяцільнасцях Сонца. Нагадаем, што свяцільнасць Сонца роўная 3,85 1026 Вт (гл. § 19).
Выкарыстаем формулу (22.1) і атрымаем суадносіны паміж свяцільнасцямі і абсалютнымі зорнымі велічынямі якой-небудзь зоркі і Сонца:
-^- = 2.5|2"<"“". (228)
дзе L і Ls— свяцільнасці зоркі і Сонца; М і Ms — адпаведна іх аб-салютныя зорныя велічыні. Калі прыняць £0 = 1 і ўлічыць, што Мэ = 4,8'", формула (22.8) набывае выгляд:
£ = 2,5124^"
Зоркі-звышгіганты, якія маюць М = —9"', характарызуюцца магут-насцю выпрамянення ў 330 тыс. разоў большай, чым нашага Сонца, а самыя няяркія зоркі з абсалютнай зорнай велічынёй М= 19'" вы-прамяняюць святло ў 480 тыс. разоў слабейшае, чым наша Сонца.
КНІГІ ОНЛАЙН
