Астраномія
Выдавец: Народная асвета
Памер: 151с.
Мінск 1977
Трэба памятаць, што спектральны аналіз дазваляе вызначаць хімічны састаў толькі тых газаў, якія самасвецяцца або паглынаюць спрамяненне. Хімічны састаў цвёрдага цела пры дапамозе спектральнага аналізу вызначыць нельга.
Скорасці руху нябесных свяціл адносна Зямлі па праменю зроку (праменевыя скорасці) вызначаюцца пры дапамозе спектральнага аналізу на падставе прынцыпу Доплера —Фіро: ка% лі крыніца святла і назіральнік збліжаюцца, то даўжыні хваль, якія вызначаюць становішчы спектральных ліній, пакарочваюцца, а пры іх узаемным аддаленні даўжыні хваль павялічваюцца. Гэта з’ява выражаецца формулай:
х = к° (1 + v)’
дзе v — скорасць адноснага руху з яе знакам (мінус пры збліжэнні), ^о — нармальная даўжыня хвалі святла пры нерухомай крыніцы, a X—даўжыня хвалі ў час руху крыніцы і с —ско
45
расць святла. Інакш кажучы, прьі збліжэнні назіральніка і крыніцы святла лініі спектра зрушваюцца да яго фіялетавага, а пры адддленні—да чырвонага канца (рыс. 41).
Скорасці руху цел на Зямлі маглі б выклікаць толькі вельмі нязначныя зрушэнні ліній у спектрах цел, але і скорасці нябесных цел (звычайна дзесяткі і сотні км/сек) выклікаюць зрушэнні такія малыя, што іх можна вымераць на спектраграме толькі пад мікраскопам.
Сфатаграфаваўшы спектр свяціла і атрымаўшы яго здымак, вышэй і ніжэй яго друкуюць спектры параўнання ад зямной крыніцы спрамянення, напрыклад ад электрычнай іскры, узнікаючай паміж жалезнымі электродамі. Спектр параўнання для нас нерухомы, і адносна яго можна вызначаць зрух ліній спектра зоркі. Ен складае сотыя або дзесятыя долі міліметра на фатаграфіі. Для пераводу гэтага зруху ў змяненне даўжыні хвалі трэба ведаць маштаб спектра — на колькі мікрометраў мяняецца даўжыня хвалі, калі мы перамяшчаемся ўздоўж спектра на 1 мм. Падстаноўка ў формулу велічынь Хо — Ь і с = 300 000 км/сек дазваляе вызначыць v—скорасць руху свяціла.
1. Даўжыня хвалі, адпавядаючая лініі вадароду, у спектры зоркі большая, чым у спектры, атрыманым у лабараторыі. Да нас ці ад нас рухаецца зорка? Ці будзе назірацца зрух ліній спектра, калі зорка рухаецца ўпоперак праменя зроку?
2. На фатаграфіі спектра зоркі яе лінія зрушана адносна свайго нармальнага становішча на 0,02 мм. На колькі змянілася даўжыня хвалі, калі ў спектры адлегласць у 1 мм адпавядае змяненню даўжыні хвалі на 0,004 мкм (гэта велічыня называецца дысперсіяй спектраграмы)? 3 якой скорасцю рухаецца зорка? Нармальная даўжыня хвалі 5000 A
3. Па рысунку 41 вызначце з дапамогай маштабнай лінейкі дысперсію ў ангстрэмах на 1 мм даўжыні спектра ў інтэрвале даўжынь хваль 4261—4277 A (ангстрэм). Вымерайце, выкарыстоўваючы лупу (з дакладнасцю да 0,1 мм на вока), зрух ліній у спектры зоркі адносна тых жа ліній спектра параўнання. Вылічыце па гэтаму зруху ліній праменевую скорасць зоркі Працыён.
Калі цела распалена дачырвана, у яго суцэльным спектры ярчэйшая за ўсё чырвоная частка. Пры далейшым награванні найбольшая яркасць у спектры пераходзіць у жоўтую, пасля ў зялёную частку і г. д. Тэорыя спрамянення святла, правераная на доследзе, паказвае, што размеркаванне яркасці ўздоўж суцэльнага спектра залежыць ад тэмпературы цела. Ведаючы гэту залежнасць, можна ўстанавіць тэмпературу Сонца і зорак. Тэмпературу планет і тэмпературу зорак вызначаюць яшчэ пры дапамозе тэрмаэлемента, змешчанага ў фокусе тэлескопа. Пры награванні тэрмаэлемента ў ім узнікае электрычны ток, які характарызуе колькасць цеплыні, што прыходзіць ад свяціла.
Такім чынам, мы бачым, што многія астранамічныя даныя, напрыклад тэмпература свяціл, вызначаюцца спосабамі, якія правяраюць адзін аднаго. Даныя, якія атрымліваюцца, цалкам дакладныя. Яны правераны многімі вучонымі ў розных краінах.
46
МЕТАДЫ ВЫВУЧЭННЯ ФІЗІЧНАЙ ПРЫРОДЫ НЯБЕСНЫХ ЦЕЛ
1. Аптычныя і радыёназіранні. Мы высветлілі, што разнастайныя і каштоўныя звесткі аб свяцілах дае астраномам спектральны аналіз. Аднак для вывучэння нябесных аб’ектаў прымяняюць і іншыя метады, напрыклад фатаграфаванне свяціл пры дапамозе астрографаў. Астрограф — гэта тэлескоп, прызначаны спецыяльна для фатаграфавання ўчасткаў начнога неба. Становішча зорак на знятых негатывах вымяраюць пры дапамозе спецыяльных прылад у лабараторыі. Негатывы захоўваюць у шафах, дзе іх рады ўтвараюць «шкляную фотатэку».
Шляхам параўнання фатаграфій, зробленых пэўным чынам, можна ўстанавіць рухі і адлегласці да не вельмі далёкіх зорак, іх колер і адпавядаючую яму тэмпературу.
Бляск зорак і яго змянен.ні ў пераменных зорак вымяраюць пры дапамозе фотаэлектрычных фатометраў. Уіх святло зоркі, сабранае тэлескопам, падае на фотапамнажальнік, выклікаючы ў ім вельмі слабы электраток, сіла якога прапарцыянальна інтэнсіўнасці асвятлення. Такі фатометр прымацоўваюць да тэлескопа замест акуляра. Ім можна больш дакладна вызначыць і колер зоркі, назіраючы яе праз каляровае шкло (светафільтры).
Нашы ўяўленні аб нябесных целах і іх сістэмах надзвычай узбагаціліся пасля таго, як стала магчымым вывучаць іх радыёспрамяненне. Для гэтага створаны радыётэлескбпы розных сістэм. Антзны некаторых радыётэлескопаў падобны да звычайных рэфлектараў. Яны збіраюць радыёхвалі ў фокусе металічнага ўвагнутага люстра. Гэта люстра можна зрабіць крацістым (рыс. 42) і велізарных размераў — дыяметрам у дзесяткі і сотні метраў.
У адным з нерухомых радыётэлескопаў люстрам з’яўляецца пакрытая стальной сеткай апрацаваная належным чынам увагнутая паверхня кратэра патухшага вулкана, дыяметр якой 300 м\
Іншыя радыётэлескопы ўяўляюць сабой велізарныя рухомыя рамы, на якіх паралельна адзін другому ўмацаваны металічныя стрыжні або спіралі (рыс. 43). Падыходзячыя радыёхвалі ўзбуджаюць у стрыжнях электрамагнітныя ваганні, якія пасля ўзмацнення паступаюць у вельмі адчувальную самапішучую прыёмную радыёапаратуру. Есць радыётэлескопы, якія складаюцца з бата
42. Вялікі радыётэлескоп з крацістым люстрам.
47
рэй рам або люстраў, аддаленых адно ад другога (іншы раз больш чым на 1 км) і накіроўваючых адбітыя радыёхвалі ў агульны прыёмнік радыёспрамянення.
Побач са збіраннем радыёспрамянення нябесных цел праводзіцца радыёлакацыя бліжэйшых з іх. Радыёлакатар пасылае імпульсы радыёспрамянення ў напрамку да свяціла. Радыёхвалі адбіваюцца ад яго да Зямлі. Па часу праходжання радыёсігналу туды і назад вызначаюць адлегласць да свяціла.
2. Абсерваторыі. Астранамічныя даследаванні праводзяцца ў навуковых інстытутах, універсітэтах і абсерваторыях. Пулкаўская абсерваторыя пад Ленінградам (рыс. 44) існуе з 1839 г. і славутая складаннем найдакладнейшых зорных каталогаў. Яе ў мінулым стагоддзі называлі астранамічнай сталіцай свету. У ходзе бурнага развіцця навукі ў нашай краіне было пабудавана многа іншых абсерваторый, у тым ліку ў саюзных рэспубліках. Да буйнейшых трэба залічыць абсерваторыі Крымскую (паблізу Сімферопаля), Бюраканскую (паблізу Ерэвана), Абастуманскую (паблізу Баржомі), Галасееўскую (у Кіеве), Шэмахінскую (паблізу Баку). 3 інстытутаў найбуйнейшыя — Дзяржаўны астранамічны інстытут імя П. К. Штэрнберга пры Маскоўскім універсітэце і Інстытут тэарэтычнай астраноміі Акадэміі навук СССР у Ленінградзе.
He кожная абсерваторыя праводзіць усе віды астранамічных работ, але на многіх ёсць спецыяльныя інструменты, напрыклад для вызначэння дакладнага становішча зорак на небе, дакладнага часу, а таксама хуткадзеючыя лічыльныя машыны.
43. Радыётэлескоп у форме спіраляў на раме.
44. Пулкаўская абсерваторыя (галоўны будынак).
3. Даследаванні з дапамогай касманаўтыкі. Яны займаюць асобае месца ў метадах вывучэння нябесных цел і касмічнага асяроддзя. Пачатак гэтаму быў пакладзен запускам у СССР у 1957 г. першага ў свеце штучнага спадарожніка Зямлі. Хутка развіваючыся, касманаўтыка зрабіла магчымым: 1) стварэнне пазаатмасферных штучных спадарожнікаў Зямлі; 2) стварэнне штучных спадарожнікаў Месяца і планет; 3) пералёт і спуск прылад, якія кіруюцца з Зямлі, на Месяц і планеты; 4) стварэнне кіруемых з Зямлі аўтаматаў, якія перамяшчаюцца па Месяцы і дастаўляюць з Месяца пробы грунту і запісы розных вымярэнняў; 5) палёты ў космас лабараторый з людзьмі і высадку іх на Месяц. Пазаатмасферныя назіранні даюць магчымасць прымаць у космасе спрамяненні, якія паглынаюцца або моцна змяняюцца зямной атмасферай: далёкія ультрафіялетавыя, рэнтгенаўскія і інфрачырвоныя праменні, радыёспрамяненні некаторых даўжынь хваль, што не даходзяць да Зямлі, а таксама карпускулярныя спрамяненні Сонца і іншых цел. Больш за ўсё гэты метад даследавання даў для вывучэння Месяца і планет, але і назіранні зорак і туманнасцей, міжпланетнага і міжзорнага асяроддзя вельмі ўзбагацілі нашы веды1.
4. Задачы і метады вывучэння фізічнай прыроды планет. Спачатку былі знойдзены размеры і масы планет, перыяд іх вярчэння вакол восі і нахіл гэтай восі да плоскасці арбіты для кожнай планеты. Першыя дзве характарыстыкі вызначаюць важнае паняцце— велічыню сілы цяжару на паверхні, якая перш за ўсё гаворыць аб тым, ці можа дадзеная планета ўтрымліваць вакол сябе атмасферу. 3 кінетычнай тэорыі газаў вам вядома, што скорасць руху малекул газу залежыць ад яго тэмпературы, а таксама яшчэ і ад іх малекулярнай масы, г. зн. ад іх хіміч
1 У цяперашні час новыя адкрыцці адбываюцца так часта, што кнігі, у пры
ватнасці падручнік, не могуць за імі паспяваць, таму навіны астраноміі трэба чэрпаць з часопісаў, лекцый і газет.
3 Астраномія, 10 кл.
49
нага саставу. Тэмпература на планеце залежыць ад яе адлегласці да Сонца. Малекулы, якія маюць скорасць большую, чым парабалічная на паверхні гэтай планеты, адразу пакідаюць яе. У выніку малыя планеты і большасць спадарожнікаў не маюць ніякай атмасферы. У не вельмі масіўнай планеты атмасфера малашчыльная: напрыклад, у Марса, з меншай сілай цяжару на яго паверхні, чым у Зямлі, атмасфера больш разрэджаная. У планетгігантаў, прыкладам якіх з’яўляецца Юпітэр, з вялікай сілай цяжару ля паверхні, атмасферы шчыльныя і змяшчаюць вадарод, які практычна адсутнічае ў атмасферах чатырох планет, бліжэйшых да Сонца. Шчыльнасць атмасферы і яе хімічны састаў вызначаюць ступень паглынання ў ёй светавога, цеплавога і карпускулярнага спрамянення, якое ідзе ад Сонца, а хуткае вярчэнне планеты садзейнічае выраўноўванню тэмператур на начным і дзённым паўшар’і. Хімічны састаў атмасфер планет можа з часам мяняцца. Прызнана, напрыклад, што кісларод на Зямлі назапасіўся ў выніку дзейнасці раслін.
КНІГІ ОНЛАЙН
