Астраномія
Выдавец: Народная асвета
Памер: 151с.
Мінск 1977
"У кароне назіраюцца яшчэ больш грандыёзныя па размерах актыўныя ўтварэнні—п р а т у б е р а н ц ы. Яны ўяўляюць сабой выключна разна
88
стайныя па форме і характару свайго руху воблакі больш шчыльных газаў, у параўнанні з рэчывам кароны (рыс. 80). Форма пратуберанцаў і іх рух звязаны з магнітнымі палямі, якія пранікаюць з фотасферы ў карону.
Сонца робіць вялікі ўплыў на з’явы, якія адбываюцца на Зямлі. Кароткахвалевае яго спрамяненне вызначае найважнейшыя фізікахімічныя працэсы ў верхніх слаях зямной атмасферы. Бачныя і інфрачырвоныя праменні з’яўляюцца асноўнымі «пастаўшчыкамі» цяпла для Зямлі. .Праяўленням сонечнай актыўнасці спадарожнічае ўзнікненне цэлага рада геафізічных з’яў. Найважнейшыя з іх цесна звязаны з храмасфернымі ўспышкамі.Патокі зараджаных частачак, паскораных ва ўспышках, уплываюць на магнітнае поле Зямлі і выклікаюць магнітныя буры, якія прыводзяць да пранікнення зараджаных частачак у больш нізкія слаі атмасферы, з прычыны чаго і ўзнікаюць палярныя ззянні. Кароткахвалевае спрамяненне Сонца ўзмацняе іанізацыю зараджаных верхніх слаёў зямной атмасферы (іонасферы), што моцна ўплывае на ўмовы распаўсюджання радыёхваль, часам парушаючы радыёсувязь.
23 .1. ці можна заўважыць няўзброеным вокам на Сонцы пляму размерам з Зямлю, калі вока адрознівае прадметы, бачныя пад вуглом не менш 2—3'?
80. Змяненні пратуберанца (1 г 41 мін — ніжні рысунак, 2 г 57 мін — сярэдні рысунак, 5 г 33 мін — верхні).
2. Вызначце плошчу сонечных плям на рысунку 77 (выразіце яе ў км2).
3. Вызначце скорасць пад’ёму пратуберанца (выразіце яе ў кмісек), вымяраючы яго становішча на трох фатаграфіях (рыс. 80). Ці з'яўляецца рух гэтага пратуберанца раўнамерным? (У якасці маштабу вызначце радыус Сонца па яго сегменту, бачнаму на рысунку.)
4. Лічачы, што яркасць прапарцыянальная чацвёртай ступені тэмпературы і што тэмпература фотасферы 6000° К, вызначце тэмпературу сонечнай плямы,
калі яе яркасць у 10 разоў меншая, чым яркасць фотасферы.
2 3 . СПЕКТРЫ, ТЭМПЕРАТУРЫ, СВЯЦІМАСЦІ ЗОРАК
I АДЛЕГЛАСЦІ ДА IX
Вывучаючы зоркі, навука высветліла іх велізарную разнастайнасць, хоць усе яны падобны да Сонца ў тых адносінах, што з’яўляюцца самасвецячыміся распаленымі шарамі, якія бяруць са сваіх нетраў каласальныя запасы энергіі. 3 аднаго боку, веданне гэтага паказвае, што наша Сонца ў Сусвеце не адзінае, а адно з незлічоных сонцаў і нічым асаблівым з іх не вылучаецца. 3 дру
89
гога боку, устаноўлена, што ў разнастайнасці зорак існуюць заканамернасці і што яны абумоўлены пэўнымі фізічнымі прычынамі. Вывучэнне ўсяго гэтага неабходна, каб зразумець паходжанне нашай сонечнай сістэмы з Зямлёй і іх будучае.
У зорных каталогах ёсць каардынаты і ацэнка бляску не толькі ўсіх 6000 зорак, бачных няўзброеным вокам, але і мноства больш слабых —да 11ай зорнай велічыні. Іх лік складае каля мільёна. На самым новым фатаграфічным атласе неба бачны зоркі да 21ай зорнай велічыні. 1х каля 2 мільярдаў.
1. Спектры, колер і тэмпература зорак. Спектры зорак вельмі разнастайныя. Амаль усе яны — спектры паглынання. Гэта вынік паглынання святла ў вонкавых абалонках зорак. Вывучэнне спектраў дазваляе вызначыць хімічны састаў атмасфер зорак.
У атмасферах усіх зорак пераважнымі з’яўляюцца вадарод І гелій. Характар спектраў зорак залежыць ад тэмператур і ціску ў іх атмасферах. Высокая тэмпература разбурае малекулы на састаўныя часткі — атамы. Пры яшчэ больш высокай тэмпературы разбураюцца менш трывалыя атамы, яны ператвараюцца ў іоны, страчваючы электроны. Іанізаваныя атамы спрамяняюць'і паглынаюць не тыя даўжыні хваль, якія спрамяняюць і паглынаюць нейтральныя атамы. Шляхам параўнання інтэнсіўнасці ліній атамаў і іонаў аднаго і таго ж хімічнага элемента тэарэтычна вызначаюць іх адносны лік. Яны з’яўляюцца функцыяй тэмпературы. Так, па цёмных лініях . спектраў зорак можна вызначыць тэмпературу іх атмасфер. Гэта дапаўняе магчымасць вызначэння тэмператур зорак па размеркаванню энергіі ў іх суцэльным спектры і па вымярэнню цяпла, якое атрымліваецца ад іх на Зямлі.
Спектры зорак падзелены на класы, якія абазначаюцца лацінскімі літарамі і лічбамі (гл. рыс. 90 і табл. IV у дадатках).
Колер і спектр зорак звязаны з іх эфектыўнай тэмпературай. У спектры^ чырвоных дорак чырвоныя праменні ярчэйшыя за астатнія, таму яны і маюць чырвоны колер. Тэмпература__чырвоных зорак—нізкая. Яна ўзрастае паслядоўна ~пры пераходзе ад чырвоных зорак да аранжавых, затым да жоўтых, жаўтаватых, белых і блакітнаватых. У такой паслядоўнасці мяняецца колер награваемага цела. У спектрах халодных чырвоных зорак тыпу М з тэмпературай каля 3000° К бачны палосы паглынання прасцейшых двухатамных малекул, часцей за ўсё вокісу тытану. У спектрах іншых чырвоных зорак пераважае вокіс вугляроду або цырконію. Чырвоныя зоркі першай велічыні тыпу М — Антарэс, Бетэльгейзе.
У спектрах жоўтых зорак тыпу GO, да якіх належыць і Сонца (з тэмпературай 6000°К на паверхні), пераважаюць тонкія лініі металаў — жалеза, кальцыю, натрыю і інш. Зоркай тыпу Сонца па спектру, колеру і тэмпературы з’яўляецца яркая Капэла ў сузор’і Возніка.
У спектрах белых зорак тыпу А0, як Сірыус, Вега і Дэнеб, найбольш моцныя лініі вадароду. Есць многа слабых ліній іанізаваных металаў. Тэмпература такіх зорак каля 10 000° К.
90
У спектрах найбольш гарачых, блакітнаватых зорак з тэмпературамі каля 30 000° К бач'ны лініі нейтральнага і іанізаванага гелію. Тэмпература большасці зорак знаходзіцца ў межах ад 3000 да 30 000° К. У нямногіх зорак сустракаюцца тэмпературы каля 100 000° К.
Крыніцай энергіі, якая атрымліваецца большасцю зорак і Сонцам, з’яўляюцца ядзерныя рэакцыі ператварэння вадароду ў гелій у іх нетрах пры тэмпературах звыш 10 000 000° К. (Больш падрабязна аб гэтым гл. у § 32.)
2. Гадавы паралакс і адлегласці да зорак. Радыус Зямлі вельмі малы, каб служыць базісам для вымярэння паралактычнага зрушэння зорак і для вызначэння адлегласцей да іх. Яшчэ ў часы Каперніка было зразумела, што калі Зямля сапраўды перамяшчаецца ў прасторы, верцячыся вакол Сонца, то бачныя становішчы зорак на небе павінны мяняцца. Зямля за паўгода перамяшчаецца на велічыню дыяметра сваёй арбіты. Напрамкі на зорку з двух канцоў дыяметра гэтай арбіты павінны адрознівацца на велічыню паралактычнага зрушэння. Інакш кажучы, у зорак павінен быць прыкметны гадавы паралакс. Гадавым паралаксам зоркі называецца.вугал, пад якім з зоркі відаць вялікая паўвось зямной арбіты, • перпендыкулярная да праменя зроку (рыс. 81). Назіранні становішча зоркі на небе робяцца ў моманты, падзеленыя прыкладна паўгодам. За гэты час Зямля пераносіць назіральніка на адлегласць, роўную дыяметру яе арбіты. Паралакс зорак доўга не маглі выявіць, і Капернік правільна сцвярджаў, што зоркі вельмі далёкія ад Зямлі, каб існаваўшымі тады прыладамі можна было выявіць паралактычнае зрушэнне зорак пры базісе, роўным дыяметру зямной арбіты. (Падлічыце, у колькі разоў ён большы, чым дыяметр Зямлі.) У цяперашні час спосаб вызначэння гадавога паралакса з’яўляецца асноўным пры вызначэнні адлегласцей да зорак.
Упершыню гадавы паралакс зоркі быў надзейна вымераны выдатным рускім вучоным В. Я. Струве ў 1837 г. Ен вымераў гадавы паралакс зоркі Вегі. Амаль адначасова ў іншых краінах вымералі паралаксы яшчэ ў дзвюх зорак. Адной з іх была Альфа Цэнтаўра. Яна аказалася найбліжэйшай да нас зоркай з гадавым паралаксам р = 0,75". Пад такім вуглом простае вока бачыць дроцік таўшчынёй 1 мм з адлегласці 280 м. He дзіва, што так доўга не маглі заўважыць у зорак падобныя такія малыя вуглавыя зрушэнні.
Адлегласць да зоркі D = ■.° , дзе a — вялікая паўвось зямной арбіты. Калі прыняць а за адзінку і ўлічыць, што пры малых вуглах sin р = 20^265 , то атрымаем D =астранамічных адзінак. f^X
Адлегласць да найбліжэйшай зоркі а Цэнтаўра D = 206 265 : % = = 270 000 а. адз. Свяшло праходзіць адлегласць da a Цзнтаўра за 4 гады, тады як ад Сонца да Зямлі яно ідзе толькі 8 jiJwL а ад Месяца каля 1 сек.
91
81. Гадавыя паралаксы зорак.
Адлегласці да зорак зручна выражаць у парсеках (пс). Парсек—• адлегласць, э якой вялікая паўвось зямной арбіты, перпендыкулярная да праменя зроку, бачна пад вуглом у 1". Адлегласць у парсеках роўна адваротнай велічыні гадавога паралакса, выражанага ў секундах flyri. 1 парсек = 3,26 светавога года = = 31013 км. Адлегласць да зоркі а Цэнтаўра роўна 4/3 пс.
Вымярэннем гадавога паралакса можна надзейна ўстанавіць адлегласці да зорак, што знаходзяцца не далей за 100 пс або 300 светавых гадоў. Адлегласці да больш далёкіх зорак цяпер можна часам вызначыць іншымі метадамі (гл. наступны раздзел, § 25. 1).
3. Свяцімасць і абсалютная велічыня зорак. Свяцімасцю зоркі L • называецца яе сапраўдная сіла святла ў параўнанні з сілай святла Сонца.
Абсалютнай зорнай велічынёй М называецца тая бачная зорная велічыня, якую мела б зорка, калі б знаходзілася ад нас на стандартнай адлегласці DQ — 10 пс.
Велічыні L і М лёгка вылічыць, калі вядома адлегласць да
зоркі D або паралакс р (паколькі D адваротна прапарцыянальна р). Сапраўды, бляск крыніцы святла мяняецца адваротна прапарцыянальна квадрату адлегласці. Значыць, калі бачны бляск зоркі на адлегласці D будзе I, а на адлегласці О0 будзе /0, то
/ : /0 = D02 : D*.
(1)
3 суадносіны паміж бляскам і зорнай велічынёй (гл. с. 10) вынікае, што
/:/0 = 2,512(2)
дзе m і М — зорныя велічыні, / і /0—адпавядаючы ім бляск. Значыць,
2,512 M~m = D20: D2.
0,4 (М— m) = lgl02 — lg D2, або (3)
M — m + 5 — 51gO, або (4)
Af = m + 5 +51gp". (5)
Гэтыя формулы даюць абсалютную зорную велічыню М па вядомай бачнай зорнай велічыні m пры рэальнай адлегласці да зор
92
кі D. Наша Сонца з адлегласці ў 10 пс мела б выгляд як зорка 5ай бачнай зорнай велічыні, г. зн. для Сонца М = Mq= 5.
Ведаючы абсалютную зорную велічыню М якойнеоудзь зоркі, можна вылічыць яе свяцімасць L. Па азначэнню яе
L = ' : /0 = 2,5125~м, або lgL = 0,4 (5 —М).
Велічыні М і L у розных адзінках выражаюць сапраўдную сілу святла зоркі незалежна ад адлегласці да яе.
Абсалютныя велічыні вельмі яркіх зорак адмоўныя і даходзяць да М = —9. Такія зоркі называюцца гігантамі і звышгігантамі. Зорка S Залатой Рыбы ярчэйшая за наша Сонца ў 500 000 разоў, яе свяцімасць /. = 500 000, але відаць яе ў паўднёвым паўшар’і неба толькі ў моцны бінокль. А наша Сонца лічыцца зоркайкарлікам! Найменшую сілу святла маюць халодныя чырвоныя карлікі з М = +17 і A = 0,000 013. Прыкладна да гэтай мяжы лік зорак у адзінцы аб’ёму прасторы з паніжэннем іх свяцімасці расце, а затым павінен памяншацца.
КНІГІ ОНЛАЙН
