PAGE_BREAK--Ukupna radijacija Sunca određena je osvjetljenjem koje stvara na površini Zemlje - oko 100 hiljada luksa kada je Sunce u zenitu. Izvan atmosfere, na prosečnoj udaljenosti Zemlje od Sunca, osvetljenost je 127 hiljada luksa. Intenzitet svjetlosti Sunca je 2,84 10527 svijeća. Količina energije koja dolazi u jednoj minuti na površinu od 1 cm, postavljenu okomito na sunčeve zrake izvan atmosfere na prosječnoj udaljenosti Zemlje od Sunca, naziva se solarna konstanta. Snaga ukupnog Sunčevog zračenja je 3,83 10526 vati, od čega oko 2 10 517 vati otpada na Zemlju, prosječni sjaj Sunčeve površine (kada se posmatra izvan Zemljine atmosfere) je 1,98 1059 nita, svjetlina centar solarnog diska je 2,48 1059 nita. Svjetlina solarnog diska opada od centra ka ivici, a to smanjenje ovisi o talasnoj dužini, tako da je svjetlina na rubu solarnog diska za svjetlost talasne dužine 3600 A 0,2 svjetline njegovog centra, a za 5000 A to je oko 0,3 sjaja središnjeg diska Sunca. Na samom rubu solarnog diska, svjetlina opada za faktor 100 za manje od jedne lučne sekunde, tako da ivica solarnog diska izgleda vrlo oštra.
Spektralni sastav svjetlosti koju emituje Sunce, odnosno raspodjela energije u centru Sunca (nakon uzimanja u obzir utjecaja apsorpcije u Zemljinoj atmosferi i utjecaja Fraunhoferovih linija), općenito odgovara energiji raspodjela u zračenju apsolutno crnog tijela sa temperaturom od oko 6000 K. Međutim, u pojedinim dijelovima spektra postoje primjetna odstupanja. Maksimalna energija u spektru Sunca odgovara talasnoj dužini od 4600 A. Spektar Sunca je kontinuirani spektar, sa više od 20 hiljada apsorpcionih linija (Fraunhoferovih linija) koji su postavljeni na njega. Više od 60% njih identifikovano je sa spektralnim linijama poznatih hemijskih elemenata upoređivanjem talasnih dužina i relativnog intenziteta apsorpcione linije u sunčevom spektru sa laboratorijskim spektrima. Proučavanje Fraunhoferovih linija pruža informacije ne samo o hemijskom sastavu sunčeve atmosfere, već io fizičkim uslovima u onim slojevima u kojima se formiraju određene apsorpcije. Preovlađujući element na Suncu je vodonik. Broj atoma helija je 4-5 puta manji od broja vodonika. Broj atoma svih ostalih elemenata zajedno je najmanje 1000 puta manji od broja atoma vodika. Među njima su najzastupljeniji kiseonik, ugljenik, azot, magnezijum, gvožđe i drugi. U spektru Sunca mogu se identifikovati i linije koje pripadaju određenim molekulima i slobodnim radikalima: OH, NH, CH, CO i drugima.
Magnetna polja na Suncu se uglavnom mjere Zeemanovim cijepanjem apsorpcionih linija u sunčevom spektru. Postoji nekoliko vrsta magnetnih polja na Suncu. Ukupno magnetsko polje Sunca je malo i dostiže jačinu od 1 ovog ili onog polariteta i mijenja se s vremenom. Ovo polje je usko povezano sa međuplanetarnim magnetnim poljem i njegovom sektorskom strukturom.
Magnetna polja povezana sa sunčevom aktivnošću mogu dostići nekoliko hiljada intenziteta u sunčevim pjegama. Struktura magnetnih polja u aktivnim područjima je vrlo zamršena; magnetski polovi različitih polariteta se izmjenjuju. Postoje i lokalna magnetna područja sa jačinom polja od stotine izvan sunčevih pjega. Magnetna polja prodiru i u hromosferu i u solarnu koronu.
Magnetogasdinamički i plazma procesi igraju glavnu ulogu na Suncu.
Na temperaturi od 5000-10000 K plin je dovoljno joniziran, njegova provodljivost je visoka, a zbog ogromnih razmjera solarnih pojava, značaj elektromehaničkih i magnetomehaničkih interakcija je vrlo velik.
Atmosfera sunca
Atmosferu Sunca formiraju vanjski, vidljivi slojevi. Gotovo svo sunčevo zračenje dolazi iz donjeg dijela njegove atmosfere, koji se naziva fotosfera. Na osnovu jednadžbi radijacionog prenosa energije, radijativne i lokalne termodinamičke ravnoteže i posmatranog fluksa zračenja, moguće je teorijski konstruisati model raspodele temperature i gustine sa dubinom u fotosferi. Debljina fotosfere je oko tri stotine kilometara, njena prosječna gustina je 3,104–5 kg/m. Temperatura u fotosferi opada kako se krećemo ka više vanjskih slojeva, njena prosječna vrijednost je oko 6000 K, na granici fotosfere je oko 4200 K. Pritisak varira od 21054 do 1052 n/m.
Postojanje konvekcije u subfotosferskoj zoni Sunca manifestuje se u neujednačenom sjaju fotosfere i njenoj vidljivoj granularnosti - tzv. granulacionoj strukturi. Granule su svijetle mrlje manje ili više okruglog oblika. Veličina granula je 150 – 1000 km, životni vek je 5 – 10 minuta, pojedinačne granule se mogu posmatrati u roku od 20 minuta. Ponekad granule formiraju grozdove veličine do 30 hiljada kilometara. Granule su 20-30% svjetlije od intergranularnih prostora, što odgovara razlici u temperaturi od prosječno 300 K. Za razliku od drugih formacija, na površini Sunca granulacija je ista na svim heliografskim širinama i ne zavisi na solarnu aktivnost. Brzine haotičnih kretanja (turbulentne brzine) u fotosferi su, prema različitim definicijama, 1–3 km/sec. U fotosferi su otkrivena kvaziperiodična oscilatorna kretanja u radijalnom smjeru. Javljaju se na područjima veličine 2-3 hiljade kilometara sa periodom od oko pet minuta i amplitudom brzine od oko 500 m/sec. Nakon nekoliko perioda, oscilacije na datom mjestu umiru, a zatim se mogu ponovo pojaviti. Posmatranja su također pokazala postojanje ćelija u kojima se kretanje odvija u horizontalnom smjeru od centra ćelije do njenih granica. Brzina takvih kretanja je oko 500 m/sec. Dimenzije ćelija - supergranula - su 30 - 40 hiljada kilometara. Položaj supergranula se poklapa sa ćelijama hromosferske mreže. Na granicama supergranula, magnetsko polje je pojačano.
Pretpostavlja se da supergranule odražavaju konvektivne ćelije iste veličine na dubini od nekoliko hiljada kilometara ispod površine. U početku se pretpostavljalo da fotosfera proizvodi samo kontinuirano zračenje, a apsorpcione linije se formiraju u sloju koji se nalazi iznad nje. Kasnije je otkriveno da se u fotosferi formiraju i spektralne linije i kontinuirani spektar. Međutim, da bi se pojednostavili matematički proračuni prilikom izračunavanja spektralnih linija, ponekad se koristi koncept invertnog sloja.
Sunčeve pjege i fakule se često uočavaju u fotosferi.
Sunčeve pjege
Sunčeve pjege su tamne formacije, koje se obično sastoje od tamnije jezgre (umbra) i okolne polusjene. Prečnici tačaka dostižu dve stotine hiljada kilometara. Ponekad je mjesto okruženo svijetlim rubom.
Same grimizne mrlje zovu se pore. Vijek trajanja mrlja kreće se od nekoliko sati do nekoliko mjeseci. Spektar sunčevih pjega sadrži čak više apsorpcionih linija i traka od spektra fotosfere; on podsjeća na spektar zvijezde spektralnog tipa KO. Pomeranja linija u spektru tačaka usled Doplerovog efekta ukazuju na kretanje materije u tačkama - oticanje na nižim nivoima i dotok na višim nivoima, brzine kretanja dostižu 3 hiljade m/sec. Iz poređenja intenziteta linija i kontinuiranog spektra pega i fotosfere, proizilazi da su mrlje 1-2 hiljade stepeni hladnije od fotosfere (4500 K i niže). Kao rezultat toga, mrlje izgledaju tamno na pozadini fotosfere, svjetlina jezgra je 0,2 - 0,5 svjetline fotosfere, a svjetlina polusjene je oko 80% svjetline fotosfere. Sve sunčeve pjege imaju jako magnetno polje, koje dostiže snagu od 5 hiljada estera za velike sunčeve pjege. Tipično, mrlje formiraju grupe koje, u smislu svog magnetskog polja, mogu biti unipolarne, bipolarne i multipolarne, odnosno sadrže mnogo mrlja različitih polariteta, često ujedinjenih zajedničkom polusjenom. Grupe sunčevih pjega uvijek su okružene fakulama i flokulima, prominencijama; u njihovoj blizini se ponekad javljaju solarne baklje, a u solarnoj koroni iznad njih uočavaju se formacije u obliku zraka kacige i lepeze - sve to zajedno čini aktivno područje na Suncu. Prosječan godišnji broj posmatranih sunčevih pjega i aktivnih područja, kao i prosječna površina koju one zauzimaju, mijenja se u periodu od oko 11 godina.
Ovo je prosječna vrijednost, ali trajanje pojedinačnih ciklusa sunčeve aktivnosti kreće se od 7,5 do 16 godina. Najveći broj mrlja istovremeno vidljivih na površini Sunca varira više od dva puta za različite cikluse. Pege se uglavnom nalaze u takozvanim kraljevskim zonama, koje se protežu od 5 do 30° heliografske širine sa obe strane solarnog ekvatora. Na početku ciklusa solarne aktivnosti, geografska širina lokacije Sunčeve pjege je veća, a na kraju ciklusa niža, a na višim geografskim širinama pojavljuju se mrlje novog ciklusa. Češće se primjećuju bipolarne grupe sunčevih pjega koje se sastoje od dvije velike sunčeve pjege - glave i slijedećih, koje imaju suprotan magnetni polaritet, i nekoliko manjih. Glavne tačke imaju isti polaritet tokom ciklusa solarne aktivnosti; ovi polariteti su suprotni na sjevernoj i južnoj hemisferi Sunca. Očigledno, mrlje su udubljenja u fotosferi, a gustina materije u njima je manja od gustine materije u fotosferi na istom nivou.
Baklje
U aktivnim područjima Sunca uočavaju se fakule - svijetle fotosferske formacije vidljive u bijeloj svjetlosti uglavnom blizu ruba solarnog diska. Tipično, bljeskovi se pojavljuju prije mrlja i traju neko vrijeme nakon što nestanu. Površina područja blještanja je nekoliko puta veća od površine odgovarajuće grupe mrlja. Broj fakula na solarnom disku zavisi od faze ciklusa solarne aktivnosti. Fakule imaju najveći kontrast (18%) blizu ruba solarnog diska, ali ne i na samom rubu. U središtu solarnog diska fakule su praktično nevidljive, njihov kontrast je vrlo nizak. Baklje imaju složenu vlaknastu strukturu, njihov kontrast zavisi od talasne dužine na kojoj se vrše opažanja. Temperatura baklji je nekoliko stotina stepeni viša od temperature fotosfere, ukupno zračenje sa jednog kvadratnog centimetra veće je od fotosferskog za 3 - 5%. Očigledno, baklje se uzdižu nešto iznad fotosfere. Prosječno trajanje njihovog postojanja je 15 dana, ali može doseći skoro tri mjeseca.
Chromosphere
Iznad fotosfere nalazi se sloj Sunčeve atmosfere koji se naziva hromosfera. Bez posebnih teleskopa, hromosfera je vidljiva samo tokom potpunih pomračenja Sunca kao ružičasti prsten koji okružuje tamni disk u onim minutama kada Mesec potpuno pokrije fotosferu. Tada se može posmatrati spektar hromosfere. Na rubu solarnog diska, hromosfera se posmatraču čini kao neravna traka iz koje strše pojedinačni zubi - hromosferske spikule. Prečnik spikula je 200-2000 kilometara, visina je oko
Vjeruje se da se spikule formiraju na granicama ćelija kromosferske mreže. Gustoća u hromosferi opada sa povećanjem udaljenosti od centra Sunca. Broj atoma u jednoj kocki. centimetar varira od 10515 0 u blizini fotosfere do 1059 u gornjem dijelu hromosfere. Proučavanje spektra hromosfere dovelo je do zaključka da u sloju gde se dešava prelaz iz fotosfere u hromosferu, temperatura prolazi kroz minimum i, kako se visina iznad baze hromosfere povećava, postaje jednaka 8-10 hiljada Kelvina, a na visini od nekoliko hiljada kilometara dostiže 15-20 hiljada Kelvina.
Utvrđeno je da u hromosferi postoji haotično kretanje gasnih masa brzinama do 15 1053 m/sec. U hromosferi su perjanice u aktivnim regijama vidljive kao svjetlosne formacije, koje se obično nazivaju flokuli. U crvenoj liniji vodonikovog spektra jasno su vidljive tamne formacije zvane filamenti. Na rubu solarnog diska, filamenti strše izvan diska i promatraju se na nebu kao svijetle ispupčenja. Najčešće se filamenti i izbočine nalaze u četiri zone koje se nalaze simetrično u odnosu na solarni ekvator: polarne zone sjeverno od +40° i južno od -40° heliografske širine i zone niske geografske širine oko √ (30°) na početku ciklus solarne aktivnosti i √ (17°) na kraju ciklusa. Filamenti i izbočine zona niskih geografskih širina pokazuju dobro definisan ciklus od 11 godina, njihov maksimum se poklapa sa maksimumom sunčevih pjega.
U prominencijama na visokim geografskim širinama, ovisnost o fazama ciklusa sunčeve aktivnosti je manje izražena; maksimum se javlja dvije godine nakon maksimuma pjega.
Filamenti, koji su tihi izbočine, mogu doseći dužinu sunčevog radijusa i postojati nekoliko okretaja Sunca. Prosječna visina prominencija iznad površine Sunca je 30-50 hiljada kilometara, prosječna dužina je 200 hiljada kilometara, a širina 5 hiljada kilometara. Prema istraživanju A.B. Severny, sve istaknutosti se mogu podijeliti u 3 grupe prema prirodi njihovog kretanja: elektromagnetne, u kojima se kretanja dešavaju duž uređenih zakrivljenih putanja - linija magnetnog polja; haotično, u kojem prevladavaju neuređena turbulentna kretanja (brzine reda 10 km/sec); eruptivna, u kojoj se supstanca početne tihe istaknutosti haotičnim pokretima naglo izbacuje sve većom brzinom (do 700 km/sec) dalje od Sunca. Temperatura u ispupčenjima (filamentima) je 5-10 hiljada Kelvina, gustina je blizu prosječne gustine hromosfere. Filamenti, koji su aktivni, brzo se mijenjaju, obično se dramatično mijenjaju u periodu od nekoliko sati ili čak minuta. Oblik i priroda kretanja u prominencijama usko su povezani s magnetskim poljem u hromosferi i solarnoj koroni.
Solarna korona je najudaljeniji i najslabiji dio solarne atmosfere, koji se proteže na nekoliko (više od 10) solarnih radijusa. Do 1931. korona se mogla posmatrati samo tokom potpunih pomračenja Sunca u obliku srebrno-bisernog sjaja oko diska Sunca zaklonjenog Mjesecom. U kruni se jasno ističu detalji njegove strukture: kacige, lepeze, koronalne zrake i polarne četke. Nakon pronalaska koronagrafa, solarna korona počela je da se posmatra izvan pomračenja. Ukupni oblik korone mijenja se s fazom ciklusa sunčeve aktivnosti: u godinama minimuma korona je snažno izdužena duž ekvatora, u godinama maksimuma je gotovo sferna. U bijeloj svjetlosti, površinski sjaj solarne korone je milion puta manji od sjaja centra solarnog diska. Njegov sjaj nastaje uglavnom kao rezultat raspršivanja fotosferskog zračenja slobodnim elektronima. Skoro svi atomi u koroni su jonizovani. Koncentracija jona i slobodnih elektrona u bazi korone je 1059 čestica po 1 cm Zagrijavanje korone se odvija slično zagrijavanju hromosfere. Najveće oslobađanje energije javlja se u donjem dijelu korone, ali zbog visoke toplinske provodljivosti korona je gotovo izotermna - temperatura opada vrlo sporo prema van. Odliv energije u koroni odvija se na nekoliko načina.
U donjem dijelu korone glavnu ulogu ima prijenos energije naniže zbog toplinske provodljivosti. Gubitak energije je uzrokovan odlaskom najbržih čestica iz korone. U vanjskim dijelovima korone većinu energije nosi solarni vjetar - tok koronalnog plina, čija brzina raste s udaljenosti od Sunca od nekoliko km/s na njegovoj površini do 450 km/s na udaljenosti Zemlje. Temperatura u koroni prelazi 1056 K. U aktivnim slojevima korone temperatura je viša – do 1057 K. Iznad aktivnih područja mogu se formirati takozvane koronalne kondenzacije, u kojima se koncentracija čestica povećava desetinama puta. Deo zračenja unutar korone su emisione linije višestruko jonizovanih atoma gvožđa, kalcijuma, magnezijuma, ugljenika, kiseonika, sumpora i drugih hemijskih elemenata. Uočavaju se kako u vidljivom dijelu spektra tako iu ultraljubičastom području. Solarna korona generiše solarnu radio emisiju u metarskom opsegu i rendgensku emisiju, koja se višestruko pojačava u aktivnim područjima. Kao što su proračuni pokazali, solarna korona nije u ravnoteži sa međuplanetarnim medijem.
Tokovi čestica šire se iz korone u međuplanetarni prostor, formirajući solarni vjetar. Između hromosfere i korone nalazi se relativno tanak prelazni sloj, u kojem dolazi do naglog porasta temperature do vrednosti karakterističnih za koronu. Uslovi u njemu određeni su protokom energije iz korone kao rezultatom toplotne provodljivosti. Prijelazni sloj je izvor većine sunčevog ultraljubičastog zračenja.
Hromosfera, prelazni sloj i korona proizvode svu posmatranu radio emisiju sa Sunca. U aktivnim područjima mijenja se struktura hromosfere, korone i prelaznog sloja. Ova promjena, međutim, još uvijek nije dovoljno proučena.
nastavak
--PAGE_BREAK--U aktivnim regionima hromosfere, primećuju se iznenadna i relativno kratkotrajna povećanja sjaja, vidljiva u više spektralnih linija odjednom. Ove svijetle formacije traju od nekoliko minuta do nekoliko sati. Zovu se solarne baklje (ranije poznate kao hromosferske baklje). Blicevi se najbolje vide u svetlu vodonične linije, ali su najsjajniji ponekad vidljivi u belom svetlu. U spektru solarne baklje nalazi se nekoliko stotina emisionih linija različitih elemenata, neutralnih i jonizovanih. Temperatura onih slojeva sunčeve atmosfere koji proizvode sjaj u hromosferskim linijama je (1–2) x1054 K, u višim slojevima - do 1057 K. Gustoća čestica u baklji dostiže 10513 -10514 u jednom kubnom centimetru. Područje solarnih baklji može doseći 10515 m. Obično se solarne baklje javljaju u blizini brzo razvijajućih grupa sunčevih pjega s magnetskim poljem složene konfiguracije. Oni su praćeni aktivacijom vlakana i flokula, kao i emisijom supstanci. Tokom bljeska, oslobađa se velika količina energije (do 10521 - 10525 džula).
Pretpostavlja se da se energija solarne baklje u početku pohranjuje u magnetskom polju, a zatim brzo oslobađa, što dovodi do lokalnog zagrijavanja i ubrzanja protona i elektrona, što uzrokuje daljnje zagrijavanje plina, njegov sjaj u različitim dijelovima elektromagnetnog zračenja. spektra i formiranje udarnog talasa. Solarne baklje proizvode značajno povećanje ultraljubičastog zračenja Sunca i praćene su naletima rendgenskog zračenja (ponekad vrlo snažnim), rafalima radio emisije i oslobađanjem visokoenergetskih karpuskula do 10510 eV. Ponekad se uočavaju rafali rendgenskog zračenja bez povećanja sjaja u hromosferi.
Neke baklje (oni se nazivaju protonskim) praćene su posebno snažnim strujama energetskih čestica - kosmičkih zraka solarnog porijekla.
Protonske baklje predstavljaju opasnost za astronaute u letu, sudarajući se s atomima ljuske broda jer energetske čestice stvaraju rendgensko i gama zračenje, ponekad u opasnim dozama.
Nivo sunčeve aktivnosti (broj aktivnih područja i sunčevih pjega, broj i snaga sunčevih baklji, itd.) mijenja se u periodu od oko 11 godina. Postoje i slabe fluktuacije u veličini maksimuma 11-godišnjeg ciklusa sa periodom od oko 90 godina. Na Zemlji se 11-godišnji ciklus može pratiti u nizu fenomena organske i anorganske prirode (poremećaji magnetnog polja, aurore, poremećaji jonosfere, promjene u brzini rasta stabala u periodu od oko 11 godina, utvrđene naizmjeničnim debljinama godišnjih prstenova itd.). Na zemaljske procese utiču i pojedinačna aktivna područja na Suncu i kratkoročne, ali ponekad vrlo snažne baklje koje se u njima javljaju. Životni vijek zasebnog magnetskog područja na Suncu može doseći godinu dana. Poremećaji u magnetosferi i gornjim slojevima Zemljine atmosfere uzrokovani ovim područjem ponavljaju se nakon 27 dana (sa periodom rotacije Sunca koji se posmatra sa Zemlje). Najsnažnije manifestacije sunčeve aktivnosti - solarne (hromosferske) baklje se javljaju neredovno (obično blizu perioda maksimalne aktivnosti), njihovo trajanje je 5-40 minuta, rijetko nekoliko sati. Energija hromosferske baklje može doseći 10.525 džula; od energije oslobođene tokom baklje, samo 1-10% dolazi od elektromagnetnog zračenja u optičkom opsegu. U poređenju sa ukupnim zračenjem Sunca u optičkom opsegu, energija baklje nije velika, ali kratkotalasno zračenje baklje i elektroni nastali tokom baklji, a ponekad i sunčeve kosmičke zrake, mogu da daju primetan doprinos X -zračenje i karpuskularno zračenje Sunca. Tokom perioda povećane sunčeve aktivnosti, njegovo rendgensko zračenje se povećava u rasponu od 30 -10 nm za faktor dva, u rasponu od 10 -1 nm za 3-5 puta, u rasponu od 1-0,2 nm za više od stotinu puta. Kako se talasna dužina zračenja smanjuje, doprinos aktivnih regiona ukupnom zračenju Sunca raste, a u poslednjem od naznačenih opsega, skoro sve zračenje je posledica aktivnih regiona. Tvrdi rendgenski zraci s talasnom dužinom manjom od 0,2 nm pojavljuju se u sunčevom spektru samo kratko vrijeme nakon baklji. U ultraljubičastom opsegu (talasna dužina 180-350 nm), sunčevo zračenje se mijenja za samo 1-10% tokom 11-godišnjeg ciklusa, au rasponu od 290-2400 nm ostaje gotovo konstantno i iznosi 3,6 10526 vati.
Konstantnost energije koju Zemlja prima od Sunca osigurava stacionarnu toplinsku ravnotežu Zemlje. Sunčeva aktivnost ne utiče značajno na energiju Zemlje kao planete, ali pojedine komponente zračenja iz hromosferskih baklji mogu imati značajan uticaj na mnoge fizičke, biofizičke i biohemijske procese na Zemlji.
Aktivne regije su snažan izvor korpuskularnog zračenja. Čestice s energijama od oko 1 keV (uglavnom protoni) koje se šire duž linija međuplanetarnog magnetskog polja iz aktivnih područja pojačavaju solarni vjetar. Ova povećanja (udari) sunčevog vjetra ponavljaju se nakon 27 dana i nazivaju se ponavljajućim. Slični tokovi, ali još veće energije i gustine, nastaju tokom baklji. Oni izazivaju takozvane sporadične poremećaje Sunčevog vjetra i dospiju do Zemlje u vremenskim intervalima od 8 sati do dva dana. Protoni visoke energije (od 100 MeV do 1 GeV) iz vrlo jakih „protonskih“ baklji i elektroni sa energijom od 10–500 keV, koji su dio sunčevih kosmičkih zraka, stižu na Zemlju desetine minuta nakon baklji; Nešto kasnije dolaze oni koji su upali u "zamke" međuplanetarnog magnetnog polja i kretali se zajedno sa solarnim vjetrom. Kratkotalasno zračenje i sunčeve kosmičke zrake (na visokim geografskim širinama) ioniziraju Zemljinu atmosferu, što dovodi do fluktuacija njene transparentnosti u ultraljubičastom i infracrvenom opsegu, kao i do promjene uslova za širenje kratkotalasnih radio valova ( u nekim slučajevima primećuju se smetnje u kratkotalasnoj radio komunikaciji).
Jačanje solarnog vjetra uzrokovano bakljom dovodi do kompresije Zemljine magnetosfere na solarnoj strani, pojačanih struja na njenoj vanjskoj granici, djelomičnog prodora čestica solarnog vjetra duboko u magnetosferu, dopunjavanja visokoenergetskih čestica u Zemljinom zračenju. pojasevi itd. Ovi procesi su praćeni fluktuacijama intenziteta geomagnetnog polja (magnetska oluja), aurorama i drugim geofizičkim pojavama koje odražavaju opšti poremećaj Zemljinog magnetnog polja. Utjecaj aktivnih procesa na Suncu (solarne oluje) na geofizičke fenomene vrši se kako kratkovalnim zračenjem tako i kroz Zemljino magnetsko polje. Očigledno, ovi faktori su glavni za fizičko-hemijske i
biološki procesi. Još uvijek nije moguće pratiti cijeli lanac veza koji vodi do 11-godišnje periodičnosti mnogih procesa na Zemlji, ali nagomilani obimni činjenični materijal ne ostavlja nikakvu sumnju u postojanje takvih veza. Tako je uspostavljena korelacija između 11-godišnjeg ciklusa sunčeve aktivnosti i zemljotresa, poljoprivrednih prinosa, broja kardiovaskularnih bolesti itd. Ovi podaci ukazuju na stalno djelovanje solarno-zemaljskih veza.
Promatranja Sunca se provode pomoću malih ili srednjih refraktora i velikih reflektirajućih teleskopa, u kojima je većina optike nepomična, a sunčeve zrake se usmjeravaju u horizontalni ili toranjski nosač teleskopa pomoću jednog ili dva pokretna ogledala. Stvoren je poseban tip solarnog teleskopa - koronograf izvan pomračenja. Unutar koronografa, Sunce je zatamnjeno posebnim neprozirnim ekranom. U koronografu, količina raspršene svjetlosti je smanjena mnogo puta, tako da se najudaljeniji slojevi Sunčeve atmosfere mogu promatrati izvan pomračenja. Solarni teleskopi su često opremljeni uskopojasnim filterima koji omogućavaju posmatranje u svjetlu jedne spektralne linije. Stvoreni su i filteri neutralne gustoće s promjenjivom radijalnom transparentnošću, koji omogućavaju promatranje solarne korone na udaljenosti od nekoliko solarnih radijusa. Obično su veliki solarni teleskopi opremljeni moćnim spektrografima sa fotografskim ili fotoelektričnim snimanjem spektra. Spektrograf može imati i magnetograf - uređaj za proučavanje Zeemanovog cijepanja i polarizacije spektralnih linija i određivanje veličine i smjera magnetnog polja na Suncu. Potreba da se eliminiše efekat ispiranja Zemljine atmosfere, kao i proučavanja sunčevog zračenja u ultraljubičastim, infracrvenim i nekim drugim oblastima spektra koji se apsorbuju u Zemljinoj atmosferi, doveli su do stvaranja orbitalnih opservatorija izvan atmosfere. , što omogućava dobijanje spektra Sunca i pojedinačnih formacija na njegovoj površini izvan Zemljine atmosfere.
Put Sunca među zvijezdama
Svakog dana, dižući se sa horizonta na istočnom nebu, Sunce prolazi nebom i ponovo nestaje na zapadu. Za stanovnike sjeverne hemisfere ovo kretanje se događa s lijeva na desno, za južnjake s desna na lijevo. U podne Sunce dostiže najveću visinu, ili, kako kažu astronomi, kulminira. Podne je gornji vrhunac, a postoji i donji - u ponoć. Na našim srednjim geografskim širinama donja kulminacija Sunca nije vidljiva, jer se javlja ispod horizonta. Ali iza arktičkog kruga, gdje Sunce ponekad ne zalazi ljeti, možete promatrati i gornji i donji vrhunac.
Na geografskom polu, dnevna putanja Sunca je skoro paralelna sa horizontom. Pojavljujući se na dan prolećne ravnodnevnice, Sunce se sve više diže sve više i više tokom četvrtine godine, opisujući krugove iznad horizonta. Na dan letnjeg solsticija dostiže maksimalnu visinu (23,5˚). Sledećeg kvartala godine, do jesenje ravnodnevice, Sunce se spušta. Polarni je dan. Zatim dolazi polarna noć na šest mjeseci. U srednjim geografskim širinama, prividna dnevna putanja Sunca naizmenično se skraćuje i povećava tokom cijele godine. Najmanji je na dan zimskog solsticija, a najveći na dan ljetnog solsticija. U dane ekvinocija
Sunce je na nebeskom ekvatoru. Istovremeno se diže na istočnoj i zalazi na zapadnoj.
U periodu od proljećne ravnodnevice do ljetnog solsticija, lokacija izlaska sunca blago se pomjera od tačke izlaska sunca na lijevo, na sjever. A tačka zalaska sunca se udaljava od zapadne tačke udesno, ali i na sjever. Na ljetni solsticij, Sunce se pojavljuje na sjeveroistoku, a u podne kulminira na najvišoj nadmorskoj visini u godini. Sunce zalazi na sjeverozapadu.
Zatim se lokacije izlaska i zalaska sunca vraćaju na jug. Na dan zimskog solsticija, Sunce izlazi na jugoistoku, prelazi nebeski meridijan na minimalnoj nadmorskoj visini i zalazi na jugozapadu. Treba uzeti u obzir da je zbog refrakcije (odnosno prelamanja svjetlosnih zraka u zemljinoj atmosferi) prividna visina svjetiljke uvijek veća od prave.
Stoga sunce izlazi ranije i zalazi kasnije nego što bi bilo u odsustvu atmosfere.
Dakle, dnevna putanja Sunca je mali krug nebeske sfere, paralelan sa nebeskim ekvatorom. Istovremeno, tokom cijele godine Sunce se kreće u odnosu na nebeski ekvator, bilo na sjever ili jug. Dan i noć na njegovom putu nisu isti. One su jednake samo u dane ekvinocija, kada je Sunce na nebeskom ekvatoru.
Izraz "put Sunca među zvijezdama" nekome može izgledati čudno. Na kraju krajeva, ne možete vidjeti zvijezde tokom dana. Stoga nije lako uočiti da se Sunce polako, za oko 1˚ dnevno, kreće među zvijezdama s desna na lijevo. Ali možete vidjeti kako se izgled zvjezdanog neba mijenja tokom godine. Sve je to posljedica Zemljine revolucije oko Sunca.
Put vidljivog godišnjeg kretanja Sunca na pozadini zvijezda naziva se ekliptika (od grčkog "eclipse" - "eclipse"), a period okretanja duž ekliptike naziva se sideralna godina. To je jednako 265 dana 6 sati 9 minuta 10 sekundi, odnosno 365,2564 prosječnih solarnih dana.
Ekliptika i nebeski ekvator seku se pod uglom od 23˚26" u tačkama prolećne i jesenje ravnodnevice. Sunce se obično pojavljuje u prvoj od ovih tačaka 21. marta, kada prelazi sa južne hemisfere neba na severni. U drugom - 23. septembra, kada prelazi sa severne hemisfere na jug. U tački ekliptike najudaljenijoj severu, Sunce se javlja 22. juna (letnji solsticij), a na jugu - 22. decembra (zimski solsticij) U prijestupnoj godini ovi datumi se pomjeraju za jedan dan.
Od četiri tačke na ekliptici, glavna je prolećni ekvinocij. Odatle se meri jedna od nebeskih koordinata – prava ascenzija. Takođe služi za brojanje zvezdanog vremena i tropske godine - vremenskog perioda između dva uzastopna prolaska centra Sunca kroz prolećnu ravnodnevnicu. Tropska godina određuje promjenu godišnjih doba na našoj planeti.
Pošto se tačka prolećne ravnodnevnice sporo kreće među zvezdama zbog precesije zemljine ose, trajanje tropske godine je kraće od trajanja zvezdane godine. To je 365,2422 prosječnih solarnih dana. Prije otprilike 2 hiljade godina, kada je Hiparh sastavio svoj zvjezdani katalog (prvi koji je došao do nas u cijelosti), proljetni ekvinocij se nalazio u sazviježđu Ovna. Do našeg vremena, ona se pomerila za skoro 30˚ u sazvežđe Ribe, a tačka jesenjeg ekvinocija se pomerila iz sazvežđa Vage u sazvežđe Djevice. No, prema tradiciji, točke ekvinocija su označene prethodnim znakovima prethodnih sazviježđa "ekvinocija" - Ovan i Vaga. Ista stvar se desila i sa tačkama solsticija: letnja u sazvežđu Bika je obeležena znakom Raka, a zimska u sazvežđu Strelca u znaku Jarca.
I na kraju, poslednja stvar je vezana za prividno godišnje kretanje Sunca. Sunce pređe polovinu ekliptike od prolećne do jesenje ravnodnevice (od 21. marta do 23. septembra) za 186 dana. Druga polovina, od jesenje i prolećne ravnodnevice, traje 179 dana (180 u prestupnoj godini). Ali polovine ekliptike su jednake: svaka je 180˚. Posljedično, Sunce se kreće neravnomjerno duž ekliptike. Ova neravnomjernost se objašnjava promjenama brzine kretanja Zemlje u eliptičnoj orbiti oko Sunca. Neravnomjerno kretanje Sunca duž ekliptike dovodi do različitog trajanja godišnjih doba. Za stanovnike sjeverne hemisfere, na primjer, proljeće i ljeto su šest dana duže od jeseni i zime. Zemlja se 2-4. juna nalazi 5 miliona kilometara duže od Sunca nego 2-3. januara i kreće se sporije u svojoj orbiti u skladu sa drugim Keplerovim zakonom. Ljeti Zemlja prima
Manje je topline od sunca, ali je ljeto na sjevernoj hemisferi duže od zime. Stoga je sjeverna Zemljina hemisfera toplija od južne hemisfere.
Pomračenja Sunca
U trenutku lunarnog mladog mjeseca može doći do pomračenja Sunca - uostalom, za vrijeme mladog mjeseca Mjesec prolazi između Sunca i Zemlje. Astronomi unapred znaju kada i gde će se posmatrati pomračenje Sunca, i prijavljuju to u astronomskim kalendarima.
Zemlja ima samo jedan satelit, ali kakav! Mjesec je 400 puta manji od Sunca i samo 400 puta bliži Zemlji, pa se na nebu čini da su Sunce i Mjesec diskovi iste veličine. Dakle, tokom potpunog pomračenja Sunca, Mjesec potpuno zaklanja svijetlu površinu Sunca, ostavljajući cijelu sunčevu atmosferu izloženom.
Tačno u zakazanom satu i minutu, kroz tamno staklo se vidi kako se nešto crno sa desne ivice uvlači na svijetli disk Sunca i kako se na njemu pojavljuje crna rupa. Postepeno raste dok konačno solarni krug ne poprimi oblik uskog srpa. Istovremeno, dnevna svjetlost brzo slabi. Ovdje se Sunce potpuno sakrije iza mračne zavjese, posljednji zračak dnevne svjetlosti se gasi, a tama, koja se čini što je dublja što je iznenadnija, širi se okolo, uranjajući čovjeka i cijelu prirodu u tiho iznenađenje.
Engleski astronom Francis Bailey govori o pomračenju Sunca 8. jula 1842. godine u gradu Pavia (Italija): „Kada je došlo do potpunog pomračenja i sunčeva svjetlost je istog trena nestala, neka vrsta sjajnog sjaja iznenada se pojavila oko tamnog tijela Mjesec, sličan kruni ili oreolu oko glave sveca
Nijedan izveštaj o prošlim pomračenjima nije opisao nešto slično, a ja uopšte nisam očekivao da ću videti sjaj koji mi je sada bio pred očima. Širina krune, na osnovu obima Mjesečevog diska, bila je jednaka otprilike polovini mjesečevog prečnika. Činilo se da se sastoji od sjajnih zraka. Njegova svjetlost je bila gušća blizu same ivice Mjeseca, a kako se udaljavao, zraci krune postajali su sve slabiji i tanji. Slabljenje svjetla odvijalo se potpuno glatko zajedno sa povećanjem udaljenosti. Kruna je predstavljena u obliku greda ravnih slabih zraka; njihovi vanjski krajevi su lepezasti; zraci su bili nejednake dužine. Kruna nije bila crvenkasta, ne biserna, bila je potpuno bijela. Njegove su zrake svjetlucale ili treperile poput plinskog plamena. Koliko god ovaj fenomen bio briljantan, koliko god oduševljenja izazivao među gledaocima, ipak je bilo nečeg zlokobnog u ovom čudnom, čudesnom spektaklu, i potpuno razumijem koliko su ljudi mogli biti šokirani i uplašeni u vrijeme kada su se ovi fenomeni desili potpuno neočekivano.
nastavak
--PAGE_BREAK--
Zvijezde su možda najzanimljivija stvar u astronomiji. Osim toga, razumijemo njihovu unutrašnju strukturu i evoluciju bolje od bilo čega u svemiru (bar nam se tako čini). Situacija sa planetama nije baš dobra, jer je njihove unutrašnjosti veoma teško istražiti – vidimo samo ono što je na površini. Što se tiče zvijezda, većina nas je sigurna da imaju jednostavnu strukturu.
Početkom prošlog veka, jedan mladi astrofizičar je na Edingtonovom seminaru govorio u duhu da nema ništa jednostavnije od zvezda. Na šta je iskusniji astrofizičar odgovorio: "Pa, da, ako vas gledaju sa udaljenosti od milijardi kilometara, onda ćete i vi izgledati jednostavno."
U stvari, zvijezde nisu tako jednostavne kao što se čine. Ipak, njihova svojstva su najpotpunije proučena. Dva su razloga za to. Prvo, možemo numerički modelirati zvijezde jer mislimo da su napravljene od idealnog plina. Tačnije, iz plazme, koja se ponaša kao idealan gas, čija je jednadžba stanja prilično jednostavna. Ovo neće raditi sa planetama. Drugo, ponekad uspevamo da zavirimo u dubine zvezda, iako se to za sada uglavnom odnosi na Sunce.
Srećom, u našoj zemlji je bilo i ima mnogo dobrih astrofizičara i stručnjaka za zvijezde. To je uglavnom zbog činjenice da su postojali dobri fizičari koji su napravili nuklearno oružje, a zvijezde su prirodni nuklearni reaktori. A kada je oružje napravljeno, mnogi fizičari, uključujući i sibirske, prešli su na proučavanje zvijezda, jer su objekti donekle slični. I napisali su dobre knjige na ovu temu.
Preporučit ću vam dvije knjige, koje su do danas, po mom mišljenju, ostale najbolje od onih na ruskom. “Fizika zvijezda”, čiji je autor poznati fizičar i talentovani učitelj Samuil Aronovich Kaplan, napisana je prije skoro četrdeset godina, ali se osnove od tada nisu promijenile. A savremeni podaci o fizici zvijezda nalaze se u knjizi “Zvijezde” iz serije “Astronomija i astrofizika” koju smo sačinile moje kolege i ja. Uživa toliki interes među čitaocima da je već objavljen u tri izdanja. Postoje i druge knjige, ali ove dvije sadrže gotovo sveobuhvatne informacije za one koji se upoznaju s tom temom.
Tako različite zvezde
Ako pogledamo zvjezdano nebo, primijetit ćemo da zvijezde imaju različit sjaj (vidljivi sjaj) i različite boje. Jasno je da sjaj može biti slučajnost, pošto je jedna zvijezda bliža, druga dalje, teško je iz nje reći šta je zvijezda zapravo. Ali boja nam mnogo govori, jer što je viša tjelesna temperatura, to se više u plavo područje pomiče maksimum u spektru zračenja. Čini se da temperaturu zvijezde možemo jednostavno procijeniti na oko: crvena je hladna, plava je vruća. Po pravilu, to je zaista tako. Ali ponekad greške nastaju zbog činjenice da postoji neka vrsta medija između zvijezde i nas. Ponekad je vrlo transparentno, a ponekad ne toliko. Svima je poznat primjer Sunca: visoko iznad horizonta ono je bijelo (mi ga zovemo žuto, ali za oko je gotovo bijelo, jer nas njegova svjetlost zasljepljuje), ali Sunce postaje crveno kada izlazi ili zalazi ispod horizonta. . Očigledno, nije samo Sunce ono koje mijenja svoju površinsku temperaturu, već okolina koja mijenja svoju vidljivu boju, i to se mora imati na umu. Nažalost, astronomima je veliki problem da pogode koliko se boja promijenila, tj. vidljivu (boju) temperaturu zvijezde, zbog činjenice da je njena svjetlost prošla kroz međuzvjezdani plin, atmosferu naše planete i druge apsorbirajuće medije.
Spektar svjetlosti zvijezda je mnogo pouzdanija karakteristika jer ga je teško u velikoj mjeri izobličiti. Sve što znamo o zvezdama danas čitamo u njihovim spektrima. Proučavanje zvjezdanog spektra je ogromno, pažljivo razvijeno područje astrofizike.
Zanimljivo je da je prije manje od dvije stotine godina jedan poznati filozof, Auguste Comte, rekao: „Već smo naučili mnogo o prirodi, ali postoji nešto što nikada nećemo saznati – to je hemijski sastav zvijezda, jer njihov stvar nikada neće pasti u naše ruke" Zaista, malo je vjerovatno da će nam ikada pasti u ruke, ali je prošlo bukvalno 15-20 godina i ljudi su izmislili spektralnu analizu, zahvaljujući kojoj smo naučili gotovo sve o kemijskom sastavu, barem, površine zvijezda. Zato nikad ne reci nikad. Naprotiv, uvek će postojati način da uradite nešto u šta u početku ne verujete.
Ali prije nego što govorimo o spektru, pogledajmo ponovo boju zvijezde. Već znamo da se maksimalni intenzitet u spektru pomera u plavo područje sa povećanjem temperature, i to se mora iskoristiti. A astronomi su naučili da to koriste, jer je snimanje punog spektra veoma skupo. Potreban vam je veliki teleskop i dugo vrijeme posmatranja kako biste akumulirali dovoljno svjetla na različitim talasnim dužinama - i istovremeno dobili rezultate za samo jednu zvijezdu koja se proučava. A boja se može izmjeriti vrlo jednostavno, a to se može učiniti za više zvijezda u isto vrijeme. A za masovnu statističku analizu, jednostavno ih fotografišemo dva ili tri puta kroz različite filtere sa širokim prozorom za prenos.
Obično su dva filtera - Plavi (B) i Vizualni (V) - dovoljna za određivanje površinske temperature zvijezde u prvoj aproksimaciji. Na primjer, imamo tri zvijezde koje imaju različite površinske temperature i sve imaju različite boje. Ako je jedan od njih poput Sunca (temperatura oko 6 hiljada stepeni), tada će na obje slike biti približno iste svjetline. Međutim, svetlost hladnije zvezde će biti jače potisnuta B-filterom i kroz nju će proći malo dugotalasne svetlosti, pa će nam se činiti kao „slaba“ zvezda. Ali sa vrelom zvijezdom situacija će biti upravo suprotna.
Ali ponekad dva filtera nisu dovoljna. Uvijek možete pogriješiti, kao kada je Sunce na horizontu. Astronomi obično koriste 3 prozora za prijenos: vizualni, plavi i treći - ultraljubičasti, na granici prozirnosti atmosfere. Već tri fotografije nam prilično precizno govore u kojoj mjeri međuzvjezdani medij slabi svjetlost svake zvijezde i kolika je temperatura vlastite površine zvijezde. Za masovnu klasifikaciju zvijezda, takva tropojasna fotometrija je do sada jedina metoda koja je omogućila proučavanje više od milijardu zvijezda.
Univerzalni certifikat zvijezda
Ali spektar, naravno, karakterizira zvijezdu mnogo potpunije. Spektar je "pasoš" zvijezde jer nam spektralne linije govore toliko toga. Svi smo navikli na riječi „spektralne linije“, možemo zamisliti šta su (slajd 08 – spektri hemijskih elemenata u vidljivom području). Horizontalna os je talasna dužina, koja je povezana sa frekvencijom na kojoj se emituje svetlost. Ali kakvo je porijeklo oblika linija, zašto izgledaju kao ravne okomite linije, a ne krugovi, trouglovi ili neke vrste škriljaca?
Spektralna linija je monohromatska slika ulaznog proreza spektrografa. Kada bih napravio prorez u obliku krsta, dobio bih set krstova različitih boja. Po mom mišljenju, fizičar treće godine bi trebao razmišljati o tako jednostavnim stvarima. Ili, kao u vojsci, rekli su "linija" - da li to znači linija? Ovo nikako nije uvijek linija, jer spektrograf ne koristi nužno ulazni prorez, iako je, po pravilu, ulazni otvor vertikalni pravougaoni prorez, što je zgodnije.
U krugu svakog spektrografa uvijek postoji disperzivni element; prizma ili difrakciona rešetka mogu djelovati u tom svojstvu. Zvijezda - oblak vrućeg plina - emituje karakterističan skup kvanta različitih frekvencija. Provlačimo ih kroz ulazni prorez i disperzioni element i dobijamo slike proreza u različitim bojama, poredane po talasnoj dužini.
Ako emituju slobodni atomi hemijskih elemenata, spektar je obrubljen. A ako uzmemo vruću nit žarulje sa žarnom niti kao izvor zračenja, onda ćemo dobiti kontinuirani spektar. Žašto je to? U metalnom provodniku ne postoje karakteristični energetski nivoi; elektroni tamo, krećući se divlje, zrače na svim frekvencijama. Dakle, postoji toliko spektralnih linija da se one preklapaju i dobija se kontinuum – kontinuirani spektar.
Ali sada uzimamo izvor kontinuiranog spektra i propuštamo njegovu svjetlost kroz oblak plina, ali hladniji od spirale. U tom slučaju oblak otima iz kontinuiranog spektra one fotone čija energija odgovara prijelazima između energetskih nivoa u atomima ovog plina. I na tim frekvencijama dobijamo izrezane linije, "rupe" u kontinuiranom spektru - dobijamo spektar apsorpcije. Ali atomi koji su apsorbirali kvante svjetlosti postali su manje stabilni i prije ili kasnije su ih emitirali. Zašto spektar i dalje "propušta"?
Jer atomu je svejedno gdje će izbaciti "višku" energiju. Spontana emisija se javlja u različitim smjerovima. Određeni dio fotona, naravno, leti naprijed, ali, za razliku od stimulirane emisije lasera, on je malen.
Spektralne linije su obično vrlo široke i raspodjela svjetline unutar njih je neujednačena. Također trebamo obratiti pažnju na ovu pojavu i istražiti s čime je ona povezana.
Postoji mnogo fizičkih faktora koji spektralnu liniju čine širokom. U grafikonu raspodjele svjetline (ili apsorpcije) mogu se, po pravilu, razlikovati dva parametra: centralni maksimum i karakteristična širina. Širina spektralne linije se obično mjeri na nivou od polovine intenziteta maksimuma. I širina i oblik linije mogu nam reći o nekim fizičkim karakteristikama izvora svjetlosti. Ali koje?
Pretpostavimo da smo suspendirali jedan atom u vakuumu i nismo ga ni na koji način dodirnuli, nismo spriječili da emituje. Ali čak i u ovom slučaju, spektar će imati širinu linije različitu od nule; to se naziva prirodnim. Nastaje zbog činjenice da je proces zračenja vremenski ograničen, za različite atome od 10⁻⁸ do 10⁻¹⁰ s. Ako na krajevima "presiječete" sinusoidu elektromagnetnog vala, onda to više neće biti sinusoida, već kriva koja se širi u skup sinusoida s kontinuiranim spektrom frekvencija. I što je vrijeme zračenja kraće, spektralna linija je šira.
Postoje i drugi efekti u prirodnim izvorima svjetlosti koji proširuju spektralnu liniju. Na primjer, toplinsko kretanje atoma. Pošto zrači objekat ima apsolutnu temperaturu različitu od nule, njegovi atomi se kreću haotično: pola prema nama, pola od nas, ako pogledate projekciju radijalne brzine. Kao rezultat Doplerovog efekta, zračenje prvog se pomjera na plavu stranu, dok se zračenje ostalih pomjera na crvenu stranu. Ovaj fenomen se naziva doplerovo termičko širenje spektralne linije.
Doplerovo proširenje može nastati i iz drugih razloga. Na primjer, kao rezultat makroskopskog kretanja materije. Površina bilo koje zvijezde ključa: konvektivni tokovi vrućeg plina dižu se iz dubine, a ohlađeni plin se spušta. U trenutku snimanja spektra, neki tokovi se kreću prema nama, drugi - dalje od nas. Konvektivni Doplerov efekat je ponekad jači od termičkog.
Kada pogledamo fotografiju zvjezdanog neba, teško nam je shvatiti kolika je zapravo veličina zvijezda. Na primjer, postoji crvena i plava. Da ne znam ništa o njima, pomislio bih ovako: crvena zvijezda nema vrlo visoku površinsku temperaturu, ali ako je vidim prilično svijetlu, to znači da mi je blizu. Ali tada ću imati problem da odredim relativnu udaljenost do plave zvezde, koja slabije sija. Mislim: dakle, plava znači vruća, ali ne razumijem da li mi je blizu ili daleko. Na kraju krajeva, može biti velike veličine i emitovati veliku snagu, ali biti toliko udaljen da odatle dolazi malo svjetla. Ili, naprotiv, može tako slabo svijetliti jer je vrlo mala, iako blizu. Kako možete razlikovati veliku zvijezdu od male zvijezde? Da li je moguće odrediti njenu linearnu veličinu iz spektra zvijezde?
Čini se da nije. Ali ipak je moguće! Činjenica je da su male zvijezde guste, dok velike zvijezde imaju razrijeđenu atmosferu, pa je plin u njihovoj atmosferi u različitim uslovima. Kada dobijemo spektre tzv. patuljastih zvijezda i zvijezda divova, odmah vidimo razlike u prirodi spektralnih linija (slajd 16 - Spektri zvijezda patuljaka i zvijezda divova razlikuju se po širini spektralnih linija). U razrijeđenoj atmosferi diva, svaki atom slobodno leti, rijetko susrećući svoje susjede. Svi emituju gotovo na isti način, jer ne ometaju jedni druge, tako da spektralne linije divova imaju širinu blisku prirodnoj. Ali patuljak je masivna zvijezda, ali vrlo mala i, stoga, s vrlo velikom gustinom plina. U njegovoj atmosferi, atomi u stalnoj interakciji jedni s drugima, sprječavajući svoje susjede da emituju na strogo definiranoj frekvenciji: jer svaki ima svoje električno polje, koje utječe na susjedovo polje. Zbog činjenice da se atomi nalaze u različitim uslovima okoline, dolazi do takozvanog proširenja Starkove linije. One. Po obliku, kako kažu, "krila" spektralnih linija, odmah pogađamo gustinu plina na površini zvijezde i njenu tipičnu veličinu.
Doplerov efekat se može manifestovati i zbog rotacije zvijezde kao cjeline. Ne možemo razlikovati rubove udaljene zvijezde; ona nam izgleda kao tačka. Ali od ruba koji nam se približava, sve linije spektra doživljavaju plavi pomak, a od ruba koji se udaljava od nas doživljavaju crveni pomak (slajd 18 - Rotacija zvijezde dovodi do proširenja spektralnih linija). Zbrajanjem, ovo dovodi do proširenja spektralne linije. Izgleda drugačije od Starkovog efekta i drugačije mijenja oblik spektralne linije, tako da možete pogoditi u kojem slučaju je na širinu linije utjecala rotacija zvijezde, a u kojem gustoća plina u atmosferi zvijezde. Zapravo, ovo je jedini način da se izmeri brzina rotacije zvezde, jer zvezde ne vidimo u obliku loptica, već su sve tačke za nas.
Kretanje zvijezde u svemiru također utiče na spektar zbog Doplerovog efekta. Ako se dvije zvijezde kreću jedna oko druge, oba spektra iz ovog para se miješaju i pojavljuju se jedan naspram drugog. One. Periodično pomeranje linija napred-nazad je znak orbitalnog kretanja zvezda.
Šta možemo dobiti od niza vremenski promjenjivih spektra? Mjerimo brzinu (amplitudom pomaka), orbitalni period i iz ova dva parametra, koristeći Keplerov treći zakon, izračunavamo ukupnu masu zvijezda. Ponekad je, na osnovu indirektnih dokaza, moguće podijeliti ovu masu između komponenti binarnog sistema. U većini slučajeva, ovo je jedini način mjerenja mase zvijezda.
Inače, raspon masa zvijezda koji smo do sada proučavali nije baš velik: razlika je nešto veća od 3 reda veličine. Najmanje masivne zvijezde su oko desetine mase Sunca. Njihova još manja masa sprečava ih da izazovu termonuklearne reakcije. Najmasivnije zvijezde koje smo nedavno otkrili su 150 solarnih masa. One su jedinstvene, od nekoliko milijardi do sada su poznata samo njih 2.
Posmatranjem retkih binarnih sistema u čijoj se orbitalnoj ravni nalazimo, takođe možemo mnogo naučiti o ovom paru zvezda koristeći samo karakteristike posmatranja, tj. koje možemo direktno vidjeti, a ne izračunati na osnovu nekih zakona. Pošto ih ne razlikujemo pojedinačno, jednostavno vidimo izvor svjetlosti čiji se sjaj s vremena na vrijeme mijenja: pomračenja se javljaju dok jedna zvijezda prolazi ispred druge. Dublje pomračenje znači da je hladna zvijezda prekrila vruću, a plića znači, naprotiv, vruća je prekrila hladnu (pokrivena područja su ista, pa dubina pomračenja ovisi samo o njihovoj temperaturi) . Pored orbitalnog perioda, mjerimo i luminoznost zvijezda, iz čega određujemo njihovu relativnu temperaturu, a iz trajanja pomračenja izračunavamo njihovu veličinu.
Veličina zvijezda, kao što znamo, je ogromna. U poređenju sa planetama, oni su jednostavno gigantski. Sunce je najtipičnije po veličini među zvijezdama, u rangu sa tako dugo poznatim kao što su Alpha Centauri i Sirius. Ali veličine zvijezda (za razliku od njihove mase) spadaju u ogroman raspon - 7 redova veličine. Postoje zvijezde primjetno manje od njih, jedna od najmanjih (i ujedno jedna od nama najbližih) je Proxima, nešto je veća od Jupitera. A postoje i mnogo veće zvijezde, i u nekim fazama evolucije one nabubre do nevjerovatnih veličina i postaju primjetno veće od cijelog našeg planetarnog sistema.
Možda jedina zvijezda čiji smo prečnik direktno izmjerili (zbog činjenice da nije daleko od nas) je supergigant Betelgeuse u sazviježđu Orion; na snimcima teleskopa Hubble to nije tačka, već krug (slajd 26 - The veličina zvijezde Betelgeuse u poređenju sa prečnicima orbite Zemlje i Jupitera (fotografija sa svemirskog teleskopa Hubble). Ako se ova zvijezda postavi na mjesto Sunca, ona će "pojesti" ne samo Zemlju, već i Jupiter, potpuno prekrivajući njegovu orbitu.
Ali kako uopće zovemo veličinom zvijezde? Između kojih tačaka merimo zvezdu? Na optičkim slikama, zvijezda je jasno ograničena u prostoru i čini se kao da nema ničega okolo. Dakle, fotografisali ste Betelgeuze u vidljivom svetlu, primenili lenjir na sliku i gotovi ste? No, ispostavilo se da to nije sve. U opsegu dalekog infracrvenog zračenja, jasno je da se atmosfera zvijezde proteže mnogo dalje i emituje tokove. Moramo pretpostaviti da je ovo granica zvijezde? Ali prelazimo na mikrovalni opseg i vidimo da se atmosfera zvijezde prostire na gotovo hiljadu astronomskih jedinica, nekoliko puta veća od cijelog našeg Sunčevog sistema.
U opštem slučaju, zvijezda je plinovita formacija koja nije zatvorena u krute zidove (nema ih u svemiru) i stoga nema granica. Formalno, svaka zvijezda se proteže neograničeno (tačnije, dok ne stigne do susjedne zvijezde), intenzivno emitujući plin, koji se naziva zvjezdani vjetar (po analogiji sa solarnim vjetrom). Stoga, kada govorimo o veličini zvijezde, uvijek trebamo razjasniti u kojem rasponu zračenja je definiramo, tada će biti jasnije o čemu govorimo.
Harvardska klasifikacija spektra
Stvarni spektri zvijezda su nesumnjivo vrlo složeni. Oni uopće nisu slični spektrima pojedinačnih kemijskih elemenata koje smo navikli vidjeti u referentnim knjigama. Na primjer, čak i u uskom optičkom rasponu sunčevog spektra - od ljubičaste regije do crvene, koju naše oko samo vidi - ima puno linija, a nije ih nimalo lako razumjeti. Otkrivanje, čak i na osnovu detaljnog, visoko dispergovanog spektra, koji su hemijski elementi i u kojim količinama prisutni u atmosferi zvezde, veliki je problem koji astronomi ne mogu u potpunosti da reše.
Gledajući spektar, odmah ćemo vidjeti istaknute Balmerove linije vodonika (Hα, Hβ, Hγ, Hδ) i puno željeznih linija. Ponekad naiđu helijum i kalcijum. Logično je zaključiti da se zvijezda sastoji uglavnom od željeza (Fe) i dijelom vodonika (H). Početkom 20. vijeka otkrivena je radioaktivnost, a kada su ljudi razmišljali o izvorima energije u zvijezdama, sjetili su se da u spektru Sunca postoji mnogo linija metala i pretpostavili da raspad uranijuma ili radijuma zagrijava unutrašnjost našeg Sunca. Međutim, pokazalo se da to nije slučaj.
Prvu klasifikaciju zvjezdanih spektra kreiralo je na Harvardskoj opservatoriji (SAD) rukama desetak žena. Uzgred, zanimljivo je pitanje zašto baš žene. Obrada spektra je veoma delikatan i mukotrpan posao, za koji je direktor opservatorije E. Pickering morao da angažuje pomoćnike. Ženski rad u nauci tada nije bio dobrodošao i bio je plaćen mnogo lošije od muškog: sa novcem koji je imala ova mala opservatorija bilo je moguće zaposliti ili dva muškarca ili desetak žena. I tada je po prvi put u astronomiju pozvan veliki broj žena koje su formirale takozvani “Pickering harem”. Spektralna klasifikacija koju su napravili bio je prvi doprinos nauci ženskog tima, koji se pokazao mnogo efikasnijim od očekivanog.
U to vrijeme ljudi nisu imali pojma na osnovu kojih fizičkih pojava je nastao spektar, jednostavno su ga fotografirali. Pokušavajući da izgrade klasifikaciju, astronomi su razmišljali ovako: u spektru bilo koje zvijezde postoje vodonikove linije; u opadajućem redoslijedu njihovog intenziteta, svi spektri se mogu poredati i grupirati. Razložili su se, označavajući grupe spektra latiničnim slovima po abecednom redu: sa najjačim linijama - klasa A, slabijim linijama - klasa B, itd.
Čini se da je sve urađeno kako treba. Ali nekoliko godina kasnije rođena je kvantna mehanika i shvatili smo da element u izobilju nije nužno predstavljen u spektru snažnim linijama, a rijedak element se ni na koji način ne manifestira u spektru. Mnogo zavisi od temperature.
Pogledajmo apsorpcijski spektar atomskog vodonika: samo linije Balmerove serije spadaju u optički opseg. Ali pod kojim uslovima se ovi kvanti apsorbuju? Kada se kreće samo sa drugog nivoa naviše. Ali u normalnom (hladnom) stanju svi elektroni "sjede" na prvom nivou, a na drugom nema gotovo ničega. To znači da moramo zagrijati vodonik tako da dio elektrona skoči na drugi nivo (onda će se ponovo vratiti, ali prije toga će tamo provesti neko vrijeme) - i tada leteći optički kvant može biti apsorbiran od strane elektrona sa drugog nivoa, koji će se manifestovati u vidljivom spektru.
Dakle, hladni vodonik nam neće dati Balmerovu seriju, ali topli vodonik hoće. Šta ako još više zagrejemo vodonik? Tada će mnogi elektroni skočiti na treći i viši nivo, a drugi nivo će se ponovo iscrpiti. Vrlo vruć vodonik nam također neće dati spektralne linije koje možemo vidjeti u optičkom opsegu. Ako krenemo od najhladnijih zvijezda ka najtoplijim, vidjet ćemo da linije bilo kojeg elementa mogu biti prilično dobro predstavljene u spektru samo u uskom temperaturnom rasponu.
Kada su astrofizičari to shvatili, morali su da preurede spektralne tipove prema rastu temperature: od hladnih zvezda do vrućih. Ova klasifikacija se, prema tradiciji, naziva i Harvard, ali je već prirodna, fizička. Zvijezde spektralne klase A imaju temperaturu površine oko 10 hiljada stepeni, vodonikove linije su što je moguće sjajnije, a sa povećanjem temperature počinju da nestaju, jer se atom vodonika jonizuje na temperaturama iznad 20 hiljada stepeni. Slična je situacija i sa ostalim hemijskim elementima. Inače, u spektrima zvijezda hladnijih od 4000 K ne postoje samo linije pojedinih hemijskih elemenata, već i trake koje odgovaraju molekulima složenih supstanci koje su stabilne na takvim temperaturama (na primjer, oksidi titana i željeza).
Rezultirajući niz slova OBAFGKM, prilikom redosleda časova po temperaturi, studenti astronomije prilično lako pamte, pogotovo jer su izmišljene sve vrste mnemotehničkih izreka. Najpoznatija na engleskom je Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! Raspon površinskih temperatura je sljedeći: najtoplije zvijezde imaju desetine hiljada stepeni, najhladnije imaju nešto više od dvije hiljade. Za suptilniju klasifikaciju, svaka klasa je podijeljena u deset podklasa i svakom slovu desno je dodijeljen po jedan broj od 0 do 9. Imajte na umu da se optički spektri u boji fotografiraju samo zbog ljepote, ali za naučna istraživanja to je besmisleno, pa obično se snimaju crno-bijele slike.
Rijetko je, ali se dešava da zvijezde ne pokazuju apsorpcione linije (tamne na svijetloj pozadini), već emisione linije (svijetle na tamnoj pozadini). Njihovo porijeklo više nije tako lako razumjeti, iako je i to sasvim elementarno. Na početku predavanja vidjeli smo da nam razrijeđeni oblak vrućeg plina daje emisione linije. Kada pogledamo zvijezdu sa emisionim linijama u svom spektru, razumijemo da je izvor ovih linija razrijeđen, proziran plin smješten na periferiji zvijezde, u njenoj atmosferi. Odnosno, to su zvijezde sa produženom vrućom atmosferom, koja je prozirna u kontinuumu (u razmacima između linija), što znači da u njoj ne emituje gotovo ništa (Kirchhoffov zakon). Ali nije proziran u pojedinačnim spektralnim linijama, a pošto nije transparentan u njima, snažno emituje u njima.
Danas je Harvardska klasifikacija zvjezdanih spektra proširena. Dodane su mu nove klase, koje odgovaraju vrućim zvijezdama sa proširenom atmosferom, jezgrima planetarnih maglina i novih, kao i nedavno otkriveni prilično hladni objekti koji zauzimaju međupoložaj između normalnih zvijezda i najvećih planeta; zovu se „smeđi patuljci” ili „smeđi patuljci”.
Postoje i grane iz nekih klasa za zvijezde sa originalnim hemijskim sastavom. Ovo je, inače, za nas misterija: još uvek nije jasno zašto neke zvezde odjednom imaju višak nekog retkog hemijskog elementa. Zaista, uprkos raznolikosti zvjezdanih spektra, hemijski sastav njihovih atmosfera je vrlo sličan: 98% mase Sunca i sličnih zvijezda sastoji se od prva dva hemijska elementa - vodonika i helijuma, a svi ostali elementi su predstavljeni samo preostala dva posto mase.
Sunce je za nas najsjajniji izvor svjetlosti; njegov spektar možemo jako rastegnuti, razlikovati desetine hiljada spektralnih linija u njemu i dešifrirati ih. Tako je ustanovljeno da su svi elementi periodnog sistema prisutni na Suncu. Međutim, odaću vam tajnu, do sada je oko 20 linija sunčevog spektra, veoma slabih, ostalo neidentifikovano. Dakle, čak ni sa Suncem, problem prepoznavanja hemijskog sastava još nije u potpunosti riješen.
Raspodjela hemijskih elemenata u solarnoj atmosferi ima niz zanimljivih obrazaca). Vjeruje se da je ovo tipičan sastav zvjezdane materije. I za većinu zvijezda to je istina. Počevši od ugljika pa do najtežih jezgara (barem do uranijuma), postoji prilično glatki pad u obilju elemenata kako se njihov atomski broj povećava. Međutim, postoji vrlo jak jaz između helija i ugljika - to se događa zato što litij i berilij najlakše sudjeluju u termonuklearnim reakcijama, aktivniji su čak i od vodika i helijuma. A čim temperatura poraste iznad milion stepeni, oni vrlo brzo izgore.
Ali unutar ovog ravnomjernog trenda postoje posebnosti. Prvo, vrh gvožđa se oštro ističe. U prirodi, uključujući i zvijezde, gvožđa, nikla i elemenata koji su im bliski neobično su bogati u poređenju sa njihovim susjedima. Činjenica je da je željezo neobičan kemijski element: ono je konačni proizvod termonuklearnih reakcija koje se odvijaju u ravnotežnim uvjetima, tj. bez ikakvih eksplozija. U termonuklearnim reakcijama zvijezda sintetiše sve teže elemente iz vodonika, ali kada je u pitanju željezo, sve staje. Nadalje, ako pokušamo napraviti nešto novo od željeza u termonuklearnoj reakciji, dodajući mu neutrone, protone i druga jezgra, tada neće biti oslobađanja topline: kada vatra izgori, nećete dobiti ništa iz pepela. Naprotiv, energija bi se morala snabdjeti izvana da bi se izvela reakcija, a nikakva reakcija sa gvožđem ne bi se odvijala sama od sebe u normalnim uslovima. Stoga se u prirodi nakupilo mnogo gvožđa.
Još jedna važna stvar koju treba napomenuti je da linija koja povezuje tačke na grafu ima oblik pile. To se događa zato što su jezgre s parnim brojem nukleona (protona i neutrona) mnogo stabilnije od onih s neparnim brojem. Budući da je stabilna jezgra lakše stvoriti nego uništiti, uvijek se proizvodi više ovih jezgara, u poređenju sa susjednim elementima, za cijeli red veličine, ili čak jedan i po.
Za razliku od Sunca, globus i planete slične Zemlji sadrže vrlo malo vodonika i helijuma, ali počevši od ugljika, i za njih je karakteristična "zvjezdana" raspodjela kemijskih elemenata. Dakle, svaka planeta, ne samo Zemlja, ima veliko gvozdeno jezgro.
Nažalost, spektri nam pokazuju samo sastav površine zvijezda. Posmatranjem svjetlosti zvijezde ne možemo reći gotovo ništa o tome šta se nalazi u njoj, a unutrašnji život zvijezda različitih masa se razlikuje. Prijenos energije u zvijezdi odvija se kroz nekoliko mehanizama, uglavnom radijacije i konvekcije. Na primjer, u zvijezdama poput Sunca u središnjem dijelu, gdje se odvijaju termonuklearne reakcije, energija se uglavnom prenosi zračenjem, a materija jezgra se ne miješa sa slojevima koji su iznad. Do miješanja dolazi na periferiji, ali ne dopire do onih unutrašnjih područja u kojima se hemijski sastav postepeno mijenja zbog termonuklearnih reakcija. One. Proizvodi termonuklearne reakcije se ne prenose na površinu, ovdje kruži izvorna supstanca iz koje je Sunce nekada nastalo. Kod masivnijih zvijezda dolazi do konvektivnog miješanja, ali se ne širi dalje. Akumulirani hemijski elementi ne mogu iskočiti na površinu zvijezde.
Konačno, zvijezde male mase su najispravnije zvijezde: konvekcija je glavni mehanizam prijenosa topline, a unutar njih dolazi do potpunog miješanja materije. To znači da bi, čini se, ono što je proizvedeno u termonuklearnim reakcijama u centru trebalo da ispliva na njihovu površinu. Međutim, termonuklearne reakcije se odvijaju vrlo sporo u ovim malim zvijezdama, one troše svoju energiju vrlo ekonomično i sporo se razvijaju. Njihov životni vek je stotinama i hiljadama puta duži od životnog veka zvezda poput Sunca, tj. trilioni godina. A u 14 milijardi godina koliko je prošlo od rođenja Univerzuma, praktično se ništa nije promijenilo u njihovom sastavu. Još su bebe, mnoge od njih su još nezrele i nisu započele normalan termonuklearni ciklus.
Dakle, još uvijek ne znamo šta je unutar zvijezda, kakav je hemijski sastav materije tamo, nemamo terenske podatke. Samo modeling nam može reći nešto o tome.
Hertzsprung-Russell dijagram
Prividni sjaj zvijezda mjeri se na inverznoj logaritamskoj skali magnituda (slajd 43), ali to za fizičara nije zanimljivo. Ono što mu je važno je ukupna snaga zračenja zvijezde, a ne možemo je samo nagađati sa fotografije.
Na primjer, Alpha Centauri ima nevjerovatnu sjaj među ostalim zvijezdama, ali to ne znači da je najmoćnija, ništa slično. Ovo je sasvim obična zvijezda poput Sunca, samo se igrom slučaja ispostavilo da nam je mnogo bliža od ostalih i stoga poput fenjera svojom svjetlošću preplavljuje okolni komadić neba, iako većina zvijezda pored njega na ovoj fotografiji nalaze se mnogo moćniji izvori zračenja, ali se nalaze dalje.
Dakle, moramo što preciznije procijeniti snagu zvijezde. Da bismo to učinili, koristimo fotometrijski inverzni kvadratni zakon: mjerenjem prividnog sjaja zvijezde (gustine svjetlosnog toka koji dopire do Zemlje) i njene udaljenosti, izračunavamo ukupnu snagu njenog zračenja u vatima. Sada možemo predstaviti opću fizičku sliku prikazivanjem svih zvijezda na dvodimenzionalnom dijagramu (slajd 46), na čijim osama su ucrtane dvije vrijednosti izvedene iz zapažanja - temperatura površine zvijezde i relativna snaga njegovog zračenja (astronomi, uzimajući u obzir samo optički raspon, ovu snagu nazivaju luminoznošću i mjere se u jedinicama solarne energije). Početkom 20. vijeka ovakvu sliku su prva konstruisala dva astronoma, po čijim je imenima nazvana Hertzsprung-Russell dijagram.
Sunce, zvezda sa temperaturom od oko 6000 K i jediničnom snagom, nalazi se skoro u sredini ovog dijagrama. Duž raspona promjena oba parametra, zvijezde su raspoređene gotovo kontinuirano, ali duž ravni dijagrama nisu nasumično raštrkane, već su grupirane u kompaktna područja.
Danas se na Hertzsprung-Russell dijagramu izdvaja nekoliko tipičnih grupa, u kojima su koncentrisane zvijezde promatrane u prirodi (slajd 47). Velika većina zvijezda (90%) leži u uskom pojasu duž dijagonale dijagrama; ova grupa se naziva glavni niz. Kreće se od tamnih, hladnih zvijezda do vrućih, svijetlih: od dijelova na milion do nekoliko miliona sunčevih sjaja. Za fizičara je ovo prirodno: što je površina toplija, to jače emituje.
Na obje strane glavnog niza nalaze se grupe anomalnih zvijezda. Brojne zvijezde na visokim temperaturama imaju neuobičajeno nisku svjetlost (stotine i hiljade puta manju od Sunca) zbog svoje male veličine - zbog njihove boje nazivamo ih bijelim patuljcima. Druge izuzetne zvijezde, u suprotnom kutu dijagrama, karakteriziraju niže temperature, ali enormne luminoznosti - što znači da su očigledno veće fizičke veličine, to su divovi.
Tokom svoje evolucije, zvijezda može promijeniti svoju poziciju na dijagramu. Više o tome na jednom od narednih predavanja.
“Spektralna analiza fizike” - Spektralna analiza Otvorena lekcija. Potrebni su optotehničari i inženjeri rasvjete - danas, sutra, uvijek! Stacionarni spektrometri optičke emisije “METALSKAN –2500”. Spektri takvih zvijezda sadrže mnoge linije metala i molekula. Spektralna analiza u astrofizici. Svrha lekcije. Osnovna djelatnost Wood-a je fizička optika.
“Emisioni spektar” - Fluorescentne sijalice. Klasifikacija izvora svjetlosti. Trenutno su sastavljene tabele spektra svih atoma. Primjer je oblast fizičke hemije koja se brzo razvija. Spektralna analiza. Takvi uređaji se nazivaju spektralni uređaji. 4, 6 - helijum. 7 - sunčano. Umjesto apsorpcionih linija u solarnom spektru, emisione linije bljeskaju.
"Spektar" - Emisioni spektri. Svaki atom emituje skup elektromagnetnih talasa određenih frekvencija. Tri vrste: puna, obložena, prugasta. Otkriće helijuma. Dakle, svaki hemijski element ima svoj spektar. Prugasta. Poboljšana proizvodnja sočiva i difrakcionih rešetki. Spectra. Borovi postulati. Fraunhofer Joseph (1787–1826), njemački fizičar.
“Spektri i spektralna analiza” - Spektri. Emisioni spektar. Spektralna analiza. Apsorpcione linije. Spektroskop. Kriminalni slučaj. Disperzija. Gasovi sijaju. Metoda spektralne analize. Talasna dužina. Joseph Fraunhofer. Kolimator. Bunsen Robert Wilhelm. Spektralna analiza u astronomiji.
“Vrste spektra” - Vodik. 1. Kontinuirani spektar. Vrste spektra: Posmatranje kontinuiranih i linijskih spektra. 4. Spektri apsorpcije. Natrijum. 3. Pojasni spektar. Laboratorijski rad. Spektralna analiza. Uređaj za određivanje hemijskog sastava metalne legure. Određivanje sastava supstance spektrom. Helijum. 2. Linijski spektar.
Zraka svjetlosti koja prolazi kroz staklenu prizmu se lomi, a nakon izlaska iz prizme ide u drugom smjeru. U ovom slučaju, zraci različitih boja se različito lome. Od sedam duginih boja, ljubičaste svjetlosne zrake najviše odstupaju, plave u manjoj mjeri, plave još manje, zatim zelene, žute, narandžaste i crvene zrake najmanje odstupaju.
Svako svjetlosno tijelo emituje zrake različitih boja u svemir. Ali budući da su postavljene jedna na drugu, za ljudsko oko sve se stapaju u jednu boju.
Na primjer, Sunce emituje bijele zrake, ali ako takvu zraku prođemo kroz prizmu i tako je razložimo na sastavne dijelove, ispada da je bijela boja zraka složena: sastoji se od mješavine svih boja. duge. Miješanjem ovih boja ponovo dobijamo bijelu.
U astronomiji, za proučavanje strukture zvijezda, tzv zvezdani spektri. Spektar je zrak nekog izvora svjetlosti koji prolazi kroz prizmu i njome se razlaže na sastavne dijelove. Odstupajući malo, možemo reći da obična zemaljska duga nije ništa drugo do spektar Sunca, jer je njen izgled posljedica prelamanja sunčeve svjetlosti u kapljicama vode, koje u ovom slučaju djeluju poput prizme.
Da bi dobili spektar u čistijem obliku, naučnici ne koriste običnu staklenu prizmu, već poseban uređaj - spektroskop.
Princip rada spektroskopa: znamo kako potpuno "čist" (idealan) tok svjetlosti "sija", znamo i kakvu "smetnju" unose razne nečistoće. Poređenjem spektra možemo vidjeti temperaturu i hemijski sastav tijela koje je emitovalo analizirani svjetlosni tok
Ako osvijetlimo prorez spektroskopa svjetlećim parama neke tvari, vidjet ćemo da se spektar ove tvari sastoji od nekoliko obojenih linija na tamnoj pozadini. Štaviše, boje linija za svaku supstancu su uvijek iste - bez obzira da li govorimo o Zemlji ili Alfa Centauri. Kiseonik ili vodonik uvek ostaje sam po sebi. Shodno tome, znajući kako svaki od nama poznatih kemijskih elemenata izgleda na spektrografu, možemo vrlo precizno odrediti njihovo prisustvo u sastavu udaljenih zvijezda, jednostavnim upoređivanjem spektra njihovog zračenja sa našim zemaljskim "standardom".
Imajući listu spektra različitih supstanci, svaki put možemo tačno odrediti s kojom supstancom imamo posla. Dovoljna je i najmanja primjesa bilo koje tvari u metalnoj leguri ili stijeni, a ova supstanca će otkriti svoje prisustvo i dati se do znanja signalom boje u spektru.
Mješavina para nekoliko hemijskih elemenata koji ne formiraju hemijsko jedinjenje dovodi do superpozicije njihovih spektra jedan na drugi. Iz takvih spektra prepoznajemo hemijski sastav smjese. Ako molekule složene kemijske tvari, odnosno kemijskog spoja, koji nije razložen na atome, svijetle, tada se njihov spektar sastoji od širokih svijetlih pruga na tamnoj pozadini. Za bilo koje hemijsko jedinjenje, ove trake su takođe uvek definisane i znamo kako da ih prepoznamo.
Ovako izgleda spektar naše "rodne" zvijezde, Sunca
Spektar u obliku trake koja se sastoji od svih duginih boja stvaraju čvrste, tečne i vruće tvari, na primjer, niti električne žarulje, rastopljeno lijevano željezo i usijana željezna šipka. Isti spektar proizvode ogromne mase komprimovanog gasa koje čine Sunce.
Ubrzo nakon što su u spektru Sunca otkrivene tamne linije, neki naučnici su primijetili ovaj fenomen: u žutom dijelu ovog spektra nalazi se tamna linija koja ima istu valnu dužinu kao i svijetlo žuta linija u spektru razrijeđene svjetleće natrijeve pare. Šta to znači?
Kako bi razjasnili problem, naučnici su izveli eksperiment.
Uzet je vrući komad vapna, dajući kontinuirani spektar bez ikakvih tamnih linija. Plamen plinskog gorionika koji je sadržavao natrijumovu paru tada je postavljen ispred ovog komada vapna. Zatim se u kontinuiranom spektru dobivenom od vrućeg vapna, čija je svjetlost prolazila kroz plamen plamenika, pojavila tamna linija u žutom dijelu. Postalo je jasno da je relativno hladnija natrijumova para apsorbovala ili blokirala zrake iste talasne dužine koju je sama para bila sposobna da emituje.
Empirijski je ustanovljeno da Svjetleći plinovi i pare apsorbiraju svjetlost istih talasnih dužina koju i sami mogu da emituju kada su dovoljno zagrejani.
Dakle, nakon prve misterije - razloga obojenja plamena u jednu ili drugu boju isparavanjem određenih tvari - otkrivena je druga tajna: razlog za pojavu tamnih linija u sunčevom spektru.
Spektralna analiza u solarnim istraživanjima
Očigledno je da je Sunce – vruće tijelo koje emituje bijelu svjetlost, čiji je spektar neprekidan – okruženo slojem hladnijih, ali još vrućih plinova. Ovi gasovi formiraju njegovu ljusku, ili atmosferu, oko Sunca. A ova atmosfera sadrži natrijumovu paru, koja apsorbuje iz zraka sunčevog spektra zrake iste talasne dužine koju je natrijum sposoban da emituje. Upijajući i zadržavajući ove zrake, natrijumova para stvara na svetlosti Sunca koja je prošla kroz njegovu atmosferu i stigla do nas, nedostatak žutih zraka ove talasne dužine. Zato nalazimo tamnu liniju na odgovarajućem mjestu u žutom dijelu Sunčevog spektra.
Dakle, pošto nikada nismo bili na Suncu, koje je od nas udaljeno 150 miliona kilometara, možemo reći da solarna atmosfera sadrži natrijum.
Na isti način, određivanjem valnih dužina ostalih tamnih linija vidljivih u sunčevom spektru i poređenjem sa valnim dužinama svijetlih linija koje emituju pare različitih supstanci i koje se promatraju u laboratoriju, možemo odrediti koji su to drugi kemijski elementi. deo solarne atmosfere.
Tako je otkriveno da sunčeva atmosfera sadrži iste hemijske elemente kao i na Zemlji: vodonik, azot, natrijum, magnezijum, aluminijum, kalcijum, gvožđe, pa čak i zlato.
Spektri zvijezda, čija se svjetlost također može usmjeriti u spektroskop, slični su spektru Sunca. A iz njihovih tamnih linija možemo odrediti hemijski sastav zvjezdanih atmosfera na isti način kao što smo odredili kemijski sastav sunčeve atmosfere iz tamnih linija spektra Sunca.
Na ovaj način naučnici su ustanovili da je čak i kvantitativni hemijski sastav atmosfere Sunca i zvezda veoma sličan kvantitativnom hemijskom sastavu zemljine kore.
Najlakši od svih gasova, od svih hemijskih elemenata - vodonik - čini 42% težine na Suncu. Kiseonik čini 23% težine. Isti iznos čini udio svih metala zajedno. Ugljik, dušik i sumpor zajedno čine 6% sunčeve atmosfere. A samo 6% dolazi od svih ostalih elemenata zajedno.
Treba uzeti u obzir da su atomi vodonika lakši od svih ostalih. Stoga njihov broj daleko premašuje broj svih ostalih atoma. Od svakih sto atoma u sunčevoj atmosferi, 90 atoma pripada vodoniku.
Prosječna gustina Sunca je 40% veća od gustine vode, a ipak se ponaša u svim aspektima kao idealan plin. Gustina na vanjskoj vidljivoj ivici Sunca je otprilike milioniti dio vode, dok je gustina blizu njegovog centra oko 50 puta veća od vode.
Spektralna analiza i temperatura zvijezda
Spektri zvijezda su njihovi pasoši sa opisom svih zvjezdanih znakova, svih njihovih fizičkih svojstava. Samo treba da budete u stanju da razumete ove pasoše. Ima još mnogo toga što nećemo moći da izvučemo iz njih u budućnosti, ali čak i sada u njima puno čitamo.
Iz spektra zvijezde možemo saznati njen luminozitet, a samim tim i udaljenost do nje, temperaturu, veličinu, hemijski sastav njene atmosfere, brzinu kretanja u svemiru, brzinu njene rotacije oko svoje ose, pa čak i da li u blizini se nalazi još jedna nevidljiva zvijezda, zajedno s kojom se okreće oko njihovog zajedničkog centra gravitacije.
Spektralna analiza također daje naučnicima mogućnost da odrede brzinu kretanja svjetiljki prema nama ili dalje od nas, čak i u slučajevima kada se ta brzina i kretanje svjetiljki općenito ne može detektirati na bilo koji drugi način.
Ako se neki izvor vibracija, šireći se u obliku valova, kreće u odnosu na nas, tada se, naravno, mijenja talasna dužina vibracija koje opažamo. Što nam se izvor vibracije brže približava, njegova talasna dužina postaje kraća. I obrnuto, što se brže udaljava izvor oscilacija, to se talasna dužina duže povećava u poređenju sa talasnom dužinom koju bi posmatrač bio stacioniran u odnosu na izvor.
Ista stvar se dešava sa svetlošću kada se izvor svetlosti - nebesko telo - kreće prema nama. Kako nam se zvijezda približava, valna dužina svih linija u njenom spektru postaje kraća. A kada se izvor svjetlosti udalji, talasna dužina istih linija postaje duža. Shodno tome, u prvom slučaju linije spektra su pomjerene prema ljubičastom kraju spektra (tj. prema kratkim talasnim dužinama), au drugom slučaju su pomjerene prema crvenom kraju spektra.
Na isti način, proučavajući raspodjelu sjaja u spektru zvijezda, saznali smo njihovu temperaturu.
Zvijezde su crvene- one najhladnije. Zagrevaju se na 3 hiljade stepeni, što je približno jednako temperaturi u plamenu električnog luka.
Temperatura žute zvezde je 6 hiljada stepeni. Ista temperatura je i površina našeg Sunca, koje takođe spada u kategoriju žutih zvezda. Naša tehnologija još ne može umjetno stvoriti temperaturu od 6 hiljada stepeni na Zemlji.
Bijele zvijezde još toplije. Njihova temperatura se kreće od 10 do 20 hiljada stepeni.
Konačno, najzgodnije zvijezde koje su nam poznate plave zvezde, zagrijana do 30, au nekim slučajevima i do 100 hiljada stepeni.
U unutrašnjosti zvijezda temperatura bi trebala biti mnogo viša. Ne možemo to precizno odrediti, jer svjetlost iz dubina zvijezda ne dopire do nas: svjetlost zvijezda koje posmatramo emituje njihova površina. Možemo govoriti samo o naučnim proračunima, da je temperatura unutar Sunca i zvijezda otprilike 20 miliona stepeni.
Uprkos vrelini zvezda, samo mali delić toplote koju emituju dopire do nas - zvezde su tako daleko od nas. Najviše topline dolazi nam od sjajne crvene zvijezde Betelgeuse u sazviježđu Orion: manje od jedne desetine milijarde male kalorije 1 po kvadratnom centimetru u minuti.
Drugim rečima, prikupljanjem ove toplote pomoću konkavnog ogledala od 2,5 metara, tokom godine mogli bismo zagrejati naprstak vode za samo dva stepena!
Pravi značaj Fraunhoferovih otkrića nije bio cijenjen nekoliko desetljeća. Konačno, oko 1860. godine, Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) i Gustav Robert Kirchhoff demonstrirali su važnost spektralnih linija u hemijskoj analizi. Kirchhoff je studirao u Königsbergu i vrlo mlad, sa 26 godina, dobio je zvanje profesora na Univerzitetu u Breslauu (danas Vroclav). Tamo je upoznao Bunsena i sprijateljili su se. Kada se Bunsen preselio u Hajdelberg, uspeo je i tamo da nađe mesto za Kirhoffa. Godine 1871. Kirchhoff je postao profesor teorijske fizike u Berlinu. Kažu da je Kirchhoff uspavljivao studente, a ne da ih je oduševljavao svojim predavanjima, ali među njegovim studentima bili su Hajnrih Herc i Maks Plank, koji su postali veliki fizičari.
Kirchhoff je dugo vremena, u suradnji s Bunsenom, provodio svoja uspješna istraživanja. Bunsen je počeo da analizira hemijski sastav uzoraka na osnovu boje koju su dali bezbojnoj vatri njegovog čuvenog plamenika. Kirchhoff je odlučio da bi bilo bolje koristiti spektroskop za preciznije mjerenje talasne dužine (boje). Kada je to postignuto, identificirane su sve Fraunhoferove linije.
Ispostavilo se da je karakteristična boja plamena posljedica svijetlih spektralnih linija različitih valnih dužina za različite elemente. Svaki element ima svoj karakterističan potpis u obliku spektralnih linija koje se pojavljuju kada se uzorak zagrije na takvu temperaturu da se pretvara u vrući plin. Iz spektralnih linija može se odrediti hemijski sastav ispitivanog uzorka. U pismu iz 1859. Bunsen je napisao: „Zajedno s Kirchhoffom sada provodimo istraživanja koja nas drže budnima. Kirchhoff je došao do potpuno neočekivanog otkrića. On je pronašao razlog za pojavu tamnih linija u spektru Sunca, te je u stanju da reproducira te linije...u kontinuiranom spektru plamena na istim mjestima kao i Fraunhoferove linije.Ovo otvara put ka određivanju hemijski sastav Sunca i nepokretnih zvezda..., ".
Zapravo, davne 1849. Jean Foucault (1819-1868) u Parizu je otkrio podudarnost između laboratorijskih spektralnih linija i linija u spektru Sunca. Ali iz nekog razloga njegovo otkriće je zaboravljeno. Ne znajući ništa o Foucaultovom radu, Bunsen i Kirchhoff su ponovili i poboljšali njegove eksperimente.
Kirchhoff je svoje rezultate sažeo u obliku takozvanih Kirchhoffovih zakona.
- Prvi Kirchhoffov zakon: Vrući gusti plin i čvrste tvari emituju kontinuirani spektar. Za spektar se kaže da je kontinuiran ako sadrži sve dugine boje i stoga nema tamnih linija.
- Kirchhoff-ov II zakon: Rijetko (imaju malu gustinu
gasovi emituju spektar koji se sastoji od svetlih linija. Jesu li svijetle?
zračenje sa određenim talasnim dužinama naziva se i emisija
mi linije.
Kao što je već spomenuto, spektar sa emisionim linijama nastaje iz vrućeg, razrijeđenog plina u plamenu Bunsenovog plamenika, promatranog na tamnoj pozadini. Međutim, ako postavite izvor svjetlosti iza gorionika i pošaljete intenzivan snop svjetlosti kroz plin ovog plamena, onda možete pretpostaviti da će se svjetlost gorionika i svjetlost koja dolazi iz izvora iza gorionika zbrajati. Ako svjetlost koja dolazi iz gorionika ima kontinuirani spektar, onda možemo očekivati da će svijetle linije plamena plamenika preklapati kontinuirani spektar. Ali Kirchhoff ovo nije vidio. Umjesto toga, vidio je kontinuirani spektar s tamnim linijama gdje bi trebale biti emisione linije. I to je zapisao u svom trećem zakonu.
- Kirchhoffov III zakon: Kada kontinuirani spektar prolazi kroz razrijeđeni plin, u spektru se pojavljuju tamne linije.
Tamne linije se nazivaju apsorpcionim linijama ili apsorpcionim linijama. U spektru Sunca, kontinuirano zračenje dolazi iz nižih, relativno vrućih (oko 5500°C) i gustih slojeva sunčeve površine. Na putu prema gore, svjetlost prolazi kroz hladnije, tanje slojeve sunčeve atmosfere, što proizvodi tamne Fraunhoferove linije.
Spektralna analiza omogućila je proučavanje hemijskog sastava Sunca, pa čak i zvijezda. Na primjer, dvije susjedne tamne spektralne linije "E" u sunčevom spektru su vidljive kao svijetle linije u spektru vrućeg plina natrijuma. Iz ovoga su Kirchhoff i Bunsen zaključili da na Suncu ima mnogo gasa natrijuma. Osim toga, pronašli su znakove gvožđa, magnezijuma, kalcijuma, hroma, bakra, cinka, barijuma i nikla u sunčevom spektru. Do kraja veka otkriveni su vodonik, ugljenik, silicijum i nepoznati element, koji je dobio ime helijum po grčkom nazivu za Sunce. 1895. godine na Zemlji je otkriven helijum. Vodik ima najjednostavniji spektar svih elemenata. Njegove spektralne linije čine tako jednostavnu i harmoničnu seriju da je nastavnik na Univerzitetu u Bazelu (Švajcarska) Johann Jakob Balmer (1825-1898) smislio jednostavnu formulu za određivanje njihovih talasnih dužina. Ova serija spektralnih linija vodika naziva se Balmerove linije.
Ali nemoguće je odrediti obilje elemenata na Suncu samo na osnovu intenziteta spektralnih linija svakog elementa. Koristeći složene proračune koji uzimaju u obzir temperaturu, otkriveno je da je najzastupljeniji element na Suncu vodonik (iako njegove spektralne linije nisu jako intenzivne), a helijum je na drugom mjestu. Udio svih ostalih elemenata iznosi manje od 2% (tabela u kojoj je prikazano i obilje najčešćih elemenata na Zemlji i u ljudskom tijelu).
Savremena hemijska analiza pokazuje da se preostale zvezde ne razlikuju mnogo od Sunca. Naime, vodonik je najčešći element; njegov udio je otprilike 72% mase zvijezde. Udio helijuma je oko 26%, a udio ostalih elemenata nije veći od 2%. Međutim, obilje ovih teških elemenata na površini zvijezda uvelike varira od jedne zvijezde do druge.
