PAGE_BREAK--Вкупното зрачење на Сонцето се одредува според осветлувањето што го создава на површината на Земјата - околу 100 илјади лукса кога Сонцето е во својот зенит. Надвор од атмосферата, на просечното растојание на Земјата од Сонцето, осветлувањето е 127 илјади лукс. Светлосниот интензитет на Сонцето е 2,84 10527 свеќи. Количината на енергија што доаѓа за една минута до површина од 1 cm, поставена нормално на сончевите зраци надвор од атмосферата на просечното растојание на Земјата од Сонцето, се нарекува соларна константа. Моќта на вкупното зрачење на Сонцето е 3,83 10526 вати, од кои околу 2 10 517 вати паѓаат на Земјата, просечната осветленост на површината на Сонцето (кога се набљудува надвор од Земјината атмосфера) е 1,98 1059 нити, осветленоста на центарот на сончевиот диск е 2,48 1059 nits . Осветленоста на сончевиот диск се намалува од центарот до работ, а тоа намалување зависи од брановата должина, така што осветленоста на работ на сончевиот диск за светлина со бранова должина од 3600 А е 0,2 од осветленоста на неговиот центар, и за 5000 А е околу 0,3 од осветленоста на централниот диск на Сонцето. На самиот раб на сончевиот диск, осветленоста опаѓа за 100 пати за помалку од една лачна секунда, така што работ на сончевиот диск изгледа многу остар.
Спектралниот состав на светлината емитирана од Сонцето, односно дистрибуцијата на енергија во центарот на Сонцето (по земањето предвид влијанието на апсорпцијата во земјината атмосфера и влијанието на линиите на Фраунхофер), генерално одговара на енергијата дистрибуција во зрачењето на апсолутно црно тело со температура од околу 6000 К. Меѓутоа, во одредени делови од спектарот се забележуваат отстапувања. Максималната енергија во спектарот на Сонцето одговара на бранова должина од 4600 А. Спектарот на Сонцето е континуиран спектар, со повеќе од 20 илјади апсорпциони линии (линии Фраунхофер) надредени на него. Повеќе од 60% од нив се идентификувани со спектрални линии на познати хемиски елементи со споредување на брановите должини и релативниот интензитет на линијата на апсорпција во сончевиот спектар со лабораториски спектри. Проучувањето на линиите на Фраунхофер дава информации не само за хемискиот состав на сончевата атмосфера, туку и за физичките услови во оние слоеви во кои се формираат одредени апсорпции. Доминантен елемент на Сонцето е водородот. Бројот на атоми на хелиум е 4-5 пати помал од оној на водородот. Бројот на атоми на сите други елементи заедно е најмалку 1000 пати помал од бројот на атоми на водород. Меѓу нив најзастапени се кислородот, јаглеродот, азот, магнезиумот, железото и др. Во спектарот на Сонцето може да се идентификуваат и линии кои припаѓаат на одредени молекули и слободни радикали: OH, NH, CH, CO и други.
Магнетните полиња на Сонцето се мерат главно со Земановото разделување на линиите за апсорпција во сончевиот спектар. Постојат неколку видови на магнетни полиња на Сонцето. Вкупното магнетно поле на Сонцето е мало и достигнува јачина од 1 од овој или оној поларитет и се менува со текот на времето. Ова поле е тесно поврзано со меѓупланетарното магнетно поле и неговата секторска структура.
Магнетните полиња поврзани со сончевата активност можат да достигнат неколку илјади интензитети во сончевите дамки. Структурата на магнетните полиња во активните региони е многу сложена; магнетните полови со различни поларитети се менуваат. Исто така, постојат локални магнетни региони со јачина на поле од стотици надвор од сончевите дамки. Магнетните полиња продираат и во хромосферата и во сончевата корона.
Магнетогасдинамичките и плазма процесите играат голема улога на Сонцето.
На температура од 5000-10000 К, гасот е доволно јонизиран, неговата спроводливост е висока, а поради огромниот размер на сончевите феномени, значењето на електромеханичките и магнетомеханичките интеракции е многу големо.
Атмосфера на сонцето
Атмосферата на Сонцето е формирана од надворешни, забележливи слоеви. Речиси целото зрачење на сонцето доаѓа од долниот дел на неговата атмосфера, наречена фотосфера. Врз основа на равенките за пренос на радијативна енергија, радијативна и локална термодинамичка рамнотежа и набљудуваниот флукс на зрачење, можно е теоретски да се конструира модел на распределба на температурата и густината со длабочина во фотосферата. Дебелината на фотосферата е околу триста километри, нејзината просечна густина е 3.104–5 kg/m. Температурата во фотосферата опаѓа како што се движиме кон повеќе надворешни слоеви, нејзината просечна вредност е околу 6000 К, на границата на фотосферата е околу 4200 К. Притисокот варира од 21054 до 1052 n/m.
Постоењето на конвекција во субфотосферската зона на Сонцето се манифестира во нерамномерната осветленост на фотосферата и нејзината видлива грануларност - таканаречената гранулациона структура. Гранулите се светли точки со повеќе или помалку тркалезна форма. Големината на гранулите е 150 – 1000 km, животниот век е 5 – 10 минути, поединечните гранули може да се забележат во рок од 20 минути. Понекогаш гранулите формираат кластери со големина до 30 илјади километри. Гранулите се 20–30% посветли од меѓугрануларните простори, што одговара на разлика во температурата во просек од 300 К. За разлика од другите формации, на површината на Сонцето гранулацијата е иста на сите хелиографски широчини и не зависи на сончевата активност. Брзините на хаотичните движења (турбулентни брзини) во фотосферата се, според различни дефиниции, 1–3 km/s. Во фотосферата се откриени квазипериодични осцилаторни движења во радијална насока. Тие се јавуваат на области со големина од 2-3 илјади километри со период од околу пет минути и амплитуда на брзина од околу 500 m/sec. По неколку периоди, осцилациите на дадено место изумираат, а потоа може да се појават повторно. Набљудувањата покажаа и постоење на ќелии во кои се случува движење во хоризонтална насока од центарот на клетката до нејзините граници. Брзината на таквите движења е околу 500 m/sec. Димензиите на клетките - супергранули - се 30 - 40 илјади километри. Позицијата на супергранулите се совпаѓа со клетките на хромосферската мрежа. На границите на супергранулите, магнетното поле е засилено.
Се претпоставува дека супергранулите рефлектираат конвективни клетки со иста големина на длабочина од неколку илјади километри под површината. Првично се претпоставуваше дека фотосферата произведува само непрекинато зрачење, а линиите за апсорпција се формираат во обратниот слој кој се наоѓа над неа. Подоцна беше откриено дека и спектралните линии и континуираниот спектар се формираат во фотосферата. Меѓутоа, за да се поедностават математичките пресметки при пресметувањето на спектралните линии, понекогаш се користи концептот на превртен слој.
Во фотосферата често се забележуваат сончеви дамки и факули.
Сончеви дамки
Сончевите дамки се темни формации, кои обично се состојат од потемно јадро (умбра) и околната пенумбра. Дијаметарот на дамките достигнуваат двесте илјади километри. Понекогаш местото е опкружено со светла граница.
Самите црвени дамки се нарекуваат пори. Животниот век на дамките се движи од неколку часа до неколку месеци. Спектарот на сончевите дамки содржи уште повеќе апсорпциони линии и појаси од спектарот на фотосферата; тој наликува на спектарот на ѕвезда од спектрален тип KO. Поместувањата на линиите во спектарот на дамки поради доплеровиот ефект укажуваат на движење на материјата во точките - одлив на пониски нивоа и дотек на повисоки нивоа, брзините на движење достигнуваат 3 илјади м/сек. Од споредбите на интензитетот на линиите и континуираниот спектар на дамките и фотосферата, произлегува дека точките се 1–2 илјади степени поладни од фотосферата (4500 К и подолу). Како резултат на тоа, дамките се појавуваат темни наспроти позадината на фотосферата, осветленоста на јадрото е 0,2 - 0,5 од осветленоста на фотосферата, а осветленоста на пенумбрата е околу 80% од светлината на фотосферата. Сите сончеви дамки имаат силно магнетно поле, достигнувајќи јачина од 5 илјади естри за големи сончеви дамки. Типично, дамките формираат групи кои, во однос на нивното магнетно поле, можат да бидат униполарни, биполарни и мултиполарни, односно да содржат многу точки со различни поларитети, често обединети со заедничка полупола. Групите сончеви дамки секогаш се опкружени со факули и флокули, проминенции; понекогаш се појавуваат сончеви блесоци во нивна близина, а формации во форма на зраци на шлем и вентилатори се забележани во сончевата корона над нив - сето тоа заедно формира активен регион на Сонцето. Просечниот годишен број на набљудувани сончеви дамки и активни региони, како и просечната површина зафатена од нив, се менува со период од околу 11 години.
Ова е просечна вредност, но времетраењето на индивидуалните циклуси на сончевата активност се движи од 7,5 до 16 години. Најголемиот број на дамки истовремено видливи на површината на Сонцето варира повеќе од двапати за различни циклуси. Дамките главно се наоѓаат во таканаречените кралски зони, кои се протегаат од 5 до 30° хелиографска географска ширина на двете страни на Сончевиот екватор. На почетокот на циклусот на сончевата активност, географската широчина на локацијата на сончевите дамки е поголема, а на крајот од циклусот е помала, а на повисоките географски широчини се појавуваат дамките од новиот циклус. Почесто, се забележуваат биполарни групи на сончеви дамки, кои се состојат од две големи сончеви дамки - главата и следните, со спротивен магнетен поларитет и неколку помали. Врвовите имаат ист поларитет во текот на циклусот на сончевата активност; овие поларитети се спротивни на северната и јужната хемисфера на Сонцето. Очигледно, дамките се вдлабнатини во фотосферата, а густината на материјата во нив е помала од густината на материјата во фотосферата на исто ниво.
Факели
Во активните региони на Сонцето, се забележуваат факули - светли фотосферски формации видливи во бела светлина главно во близина на работ на сончевиот диск. Вообичаено, ракетите се појавуваат пред дамките и траат некое време откако ќе исчезнат. Областа на областите на блесокот е неколку пати поголема од површината на соодветната група точки. Бројот на факули на сончевиот диск зависи од фазата на циклусот на сончевата активност. Факулите имаат максимален контраст (18%) во близина на работ на сончевиот диск, но не и на самиот раб. Во центарот на сончевиот диск, факулите се практично невидливи, нивниот контраст е многу низок. Факелите имаат сложена влакнеста структура, нивниот контраст зависи од брановата должина на која се вршат набљудувањата. Температурата на факелите е неколку стотици степени повисока од температурата на фотосферата, вкупното зрачење од еден квадратен сантиметар го надминува фотосферското за 3 - 5%. Очигледно, факелите се издигнуваат нешто над фотосферата. Просечното времетраење на нивното постоење е 15 дена, но може да достигне речиси три месеци.
Хромосфера
Над фотосферата се наоѓа слој од атмосферата на Сонцето наречен хромосфера. Без специјални телескопи, хромосферата е видлива само за време на целосно затемнување на Сонцето како розов прстен околу темен диск во оние минути кога Месечината целосно ја покрива фотосферата. Тогаш може да се набљудува спектарот на хромосферата. На работ на сончевиот диск, на набљудувачот хромосферата му се појавува како нерамна лента од која излегуваат поединечни заби - хромосферски спикули. Дијаметарот на спикулите е 200–2000 километри, висината е околу
Се верува дека спикулите се формираат на границите на клетките на хромосферската мрежа. Густината во хромосферата се намалува со зголемување на растојанието од центарот на Сонцето. Број на атоми во една коцка. сантиметар варира од 10515 0 во близина на фотосферата до 1059 во горниот дел на хромосферата. Студијата на спектрите на хромосферата доведе до заклучок дека во слојот каде што се случува преминот од фотосферата во хромосферата, температурата поминува низ минимум и, како што се зголемува висината над основата на хромосферата, таа станува еднаква на 8-10 илјади келвини, а на надморска височина од неколку илјади километри достигнува 15-20 илјади келвини.
Утврдено е дека во хромосферата има хаотично движење на гасните маси со брзини до 15 1053 m/sec. Во хромосферата, столбовите во активните региони се видливи како светлосни формации, обично наречени флокули. Во црвената линија на водородниот спектар јасно се гледаат темни формации наречени филаменти. На работ на сончевиот диск, филаментите излегуваат надвор од дискот и се набљудуваат наспроти небото како светли истакнати. Најчесто, филаментите и проминенциите се наоѓаат во четири зони лоцирани симетрично во однос на сончевиот екватор: поларни зони северно од +40° и јужно од -40° хелиографска ширина и зони со мала ширина околу √ (30°) на почетокот на циклус на соларна активност и √ (17°) на крајниот циклус. Филаментите и проминенциите на зоните со мала ширина покажуваат добро дефиниран 11-годишен циклус, нивниот максимум се совпаѓа со максимумот на сончевите дамки.
Во проминенциите на голема ширина, зависноста од фазите на циклусот на сончевата активност е помалку изразена; максималната се јавува две години по максимумот на дамките.
Филаментите, кои се тивки проминенции, можат да ја достигнат должината на сончевиот радиус и да постојат неколку вртежи на Сонцето. Просечната висина на испакнатините над површината на Сонцето е 30-50 илјади километри, просечната должина е 200 илјади километри, а ширината е 5 илјади километри. Според истражувањето на А.Б. Северни, сите проминенции можат да се поделат во 3 групи според природата на нивното движење: електромагнетни, во кои се случуваат движења по подредени закривени траектории - линии на магнетното поле; хаотичен, во кој преовладуваат нарушените турбулентни движења (брзини од редот на 10 км/сек); еруптивна, во која супстанцијата на првичното тивко истакнување со хаотични движења ненадејно се исфрла со зголемена брзина (достигнувајќи 700 км/сек) подалеку од Сонцето. Температурата во проминенциите (нишките) е 5-10 илјади Келвини, густината е блиску до просечната густина на хромосферата. Филаментите, кои се активни, кои брзо се менуваат, обично драматично се менуваат во период од часови или дури минути. Обликот и природата на движењата во проминенциите се тесно поврзани со магнетното поле во хромосферата и сончевата корона.
Сончевата корона е најоддалечениот и најслабиот дел од сончевата атмосфера, кој се протега на неколку (повеќе од 10) сончеви радиуси. До 1931 година, короната можеше да се набљудува само за време на целосно затемнување на Сонцето во форма на сребрено-бисерен сјај околу дискот на Сонцето заматен од Месечината. Деталите за неговата структура јасно се истакнуваат во круната: шлемови, вентилатори, коронални зраци и поларни четки. По пронаоѓањето на коронаграфот, сончевата корона почна да се набљудува надвор од затемнувањата. Целокупниот облик на короната се менува со фазата на циклусот на сончевата активност: во годините на минимум короната е силно издолжена долж екваторот, во годините на максимум е речиси сферична. При бела светлина, површинската осветленост на сончевата корона е милион пати помала од осветленоста на центарот на сончевиот диск. Неговиот сјај се формира главно како резултат на расејување на фотосферското зрачење од слободни електрони. Речиси сите атоми во короната се јонизирани. Концентрацијата на јони и слободни електрони во основата на короната е 1059 честички на 1 cm.Греењето на короната се врши слично како и загревањето на хромосферата. Најголемото ослободување на енергија се случува во долниот дел на короната, но поради високата топлинска спроводливост, короната е речиси изотермална - температурата паѓа нанадвор многу бавно. Одливот на енергија во короната се случува на неколку начини.
Во долниот дел на короната, главната улога ја игра надолниот пренос на енергија поради топлинската спроводливост. Губењето на енергија е предизвикано од заминувањето на најбрзите честички од короната. Во надворешните делови на короната, најголемиот дел од енергијата ја носи сончевиот ветер - проток на коронален гас, чија брзина се зголемува со растојанието од Сонцето од неколку км/сек на неговата површина до 450 км/сек на растојанието на Земјата. Температурата во короната надминува 1056 К. Во активните слоеви на короната, температурата е повисока - до 1057 К. Над активните региони може да се формираат таканаречени коронални кондензации, во кои концентрацијата на честичките се зголемува десетици пати. Дел од зрачењето во короната се емисионите линии на повеќекратно јонизирани атоми на железо, калциум, магнезиум, јаглерод, кислород, сулфур и други хемиски елементи. Тие се забележани и во видливиот дел од спектарот и во ултравиолетовиот регион. Сончевата корона генерира сончева радио емисија во опсегот на метар и емисија на Х-зраци, која се засилува многу пати во активните региони. Како што покажаа пресметките, сончевата корона не е во рамнотежа со меѓупланетарната средина.
Потоците од честички се шират од короната во меѓупланетарниот простор, формирајќи го сончевиот ветер. Помеѓу хромосферата и короната постои релативно тенок преоден слој, во кој нагло се зголемува температурата до вредностите карактеристични за короната. Условите во него се одредуваат со протокот на енергија од короната како резултат на топлинска спроводливост. Преодниот слој е извор на поголемиот дел од сончевото ултравиолетово зрачење.
Хромосферата, преодниот слој и короната ја произведуваат целата набљудувана радио емисија од Сонцето. Во активните региони, структурата на хромосферата, короната и преодниот слој се менува. Оваа промена, сепак, сè уште не е доволно проучена.
продолжение
--PAGE_BREAK--Во активните региони на хромосферата, забележани се ненадејни и релативно краткорочни зголемувања на осветленоста, видливи во многу спектрални линии одеднаш. Овие светли формации траат од неколку минути до неколку часа. Тие се нарекуваат соларни блесоци (порано познати како хромосферски блесоци). Блесоковите најдобро се гледаат во светлината на водородната линија, но најсветлите понекогаш се видливи на бела светлина. Во спектарот на сончевиот одблесок има неколку стотици линии на емисија на различни елементи, неутрални и јонизирани. Температурата на оние слоеви од сончевата атмосфера што произведуваат сјај во хромосферските линии е (1–2) x1054 K, во повисоките слоеви - до 1057 K. Густината на честичките во одблесокот достигнува 10513 -10514 во еден кубен сантиметар. Областа на сончевите блесоци може да достигне 10515 м. Вообичаено, сончевите блесоци се случуваат во близина на групи на сончеви дамки кои брзо се развиваат со магнетно поле со сложена конфигурација. Тие се придружени со активирање на влакна и флокули, како и емисии на супстанции. За време на блицот, се ослободува голема количина на енергија (до 10521 - 10525 џули).
Се претпоставува дека енергијата на сончевиот одблесок првично се складира во магнетното поле, а потоа брзо се ослободува, што доведува до локално загревање и забрзување на протоните и електроните, предизвикувајќи дополнително загревање на гасот, негов сјај во различни делови на електромагнетното зрачење. спектар, и формирање на ударен бран. Сончевите блесоци произведуваат значително зголемување на ултравиолетовото зрачење од Сонцето и се придружени со рафали на радијација на Х-зраци (понекогаш многу моќни), изливи на радио емисии и ослободување на високоенергетски карпукули до 10510 eV. Понекогаш се забележуваат рафали на рендгенско зрачење без зголемување на сјајот во хромосферата.
Некои одблесоци (тие се нарекуваат протонски блесоци) се придружени со особено силни струи на енергетски честички - космички зраци од сончево потекло.
Протонските блесоци создаваат опасност за астронаутите при лет, судирајќи се со атомите на обвивката на бродот бидејќи енергетските честички генерираат рендгенско зрачење и гама зрачење, понекогаш во опасни дози.
Нивото на сончева активност (бројот на активни региони и сончеви дамки, бројот и моќта на сончевите блесоци итн.) се менува со период од околу 11 години. Слаби флуктуации има и во големината на максимумите од 11-годишниот циклус со период од околу 90 години. На Земјата, 11-годишен циклус може да се следи во голем број феномени од органска и неорганска природа (нарушувања на магнетното поле, полуруси, јоносферски нарушувања, промени во стапката на раст на дрвјата со период од околу 11 години, утврдени со наизменични дебелини на годишни прстени итн.). Земните процеси се исто така под влијание на поединечни активни региони на Сонцето и краткорочните, но понекогаш многу моќни блесоци што се случуваат во нив. Животот на посебен магнетен регион на Сонцето може да достигне една година. Нарушувањата во магнетосферата и горната атмосфера на Земјата предизвикани од овој регион се повторуваат по 27 дена (со периодот на ротација на Сонцето забележан од Земјата). Најмоќните манифестации на сончевата активност - сончевите (хромосферски) блесоци се случуваат неправилно (обично во близина на периоди на максимална активност), нивното времетраење е 5-40 минути, ретко неколку часа. Енергијата на хромосферски одблесоци може да достигне 10.525 џули; од енергијата ослободена за време на одблесокот, само 1-10% доаѓа од електромагнетното зрачење во оптичкиот опсег. Во споредба со вкупното зрачење на Сонцето во оптичкиот опсег, енергијата на одблесокот не е висока, но зрачењето со кратки бранови на одблесокот и електроните генерирани за време на блесоци, а понекогаш и сончевите космички зраци, можат да дадат забележлив придонес за Х. -зраци и карпускуларно зрачење на Сонцето. За време на периоди на зголемена сончева активност, неговото зрачење со Х-зраци се зголемува во опсег од 30 -10 nm за фактор два, во опсег од 10 -1 nm за 3-5 пати, во опсег од 1-0,2 nm за повеќе од сто пати. Како што се намалува брановата должина на зрачењето, се зголемува придонесот на активните региони во вкупното зрачење на Сонцето, а во последниот од посочените опсези, речиси целото зрачење се должи на активните региони. Цврстите рендгенски зраци со бранова должина помала од 0,2 nm се појавуваат во сончевиот спектар само кратко време по изгорениците. Во опсегот на ултравиолетовите (бранова должина 180–350 nm), сончевото зрачење се менува за само 1–10% во текот на циклусот од 11 години, а во опсегот од 290–2400 nm останува речиси константно и изнесува 3,6 10526 вати.
Постојаноста на енергијата што ја добива Земјата од Сонцето обезбедува стационарна топлинска рамнотежа на Земјата. Сончевата активност не влијае значително на енергијата на Земјата како планета, но поединечните компоненти на зрачењето од хромосферските блесоци можат да имаат значително влијание врз многу физички, биофизички и биохемиски процеси на Земјата.
Активните региони се моќен извор на корпускуларно зрачење. Честичките со енергија од околу 1 keV (главно протони) кои се шират по линиите на меѓупланетарното магнетно поле од активните региони го засилуваат сончевиот ветер. Овие зголемувања (налети) на сончевиот ветер се повторуваат по 27 дена и се нарекуваат повторливи. Слични текови, но со уште поголема енергија и густина, се јавуваат за време на блесоци. Тие предизвикуваат таканаречени спорадични пореметувања на сончевиот ветер и стигнуваат до Земјата во временски интервали од 8 часа до два дена. Високо-енергетски протони (од 100 MeV до 1 GeV) од многу силни „протонски“ блесоци и електрони со енергија од 10–500 keV, кои се дел од сончевите космички зраци, пристигнуваат на Земјата десетици минути по блесоците; Нешто подоцна доаѓаат оние кои паднале во „стапиците“ на меѓупланетарното магнетно поле и се движеле заедно со сончевиот ветер. Кратките бранови зрачења и сончевите космички зраци (на големи географски широчини) ја јонизираат земјината атмосфера, што доведува до флуктуации во нејзината транспарентност во ултравиолетовите и инфрацрвените опсези, како и до промени во условите за ширење на радио бранови со кратки бранови ( во некои случаи, забележани се нарушувања во радио комуникациите со кратки бранови).
Зајакнувањето на сончевиот ветер предизвикано од одблесокот доведува до компресија на магнетосферата на Земјата од сончевата страна, зголемени струи на нејзината надворешна граница, делумно навлегување на честичките на сончевиот ветер длабоко во магнетосферата, надополнување на високоенергетски честички во зрачењето на Земјата ремени итн. Овие процеси се придружени со флуктуации на интензитетот на геомагнетното поле (магнетна бура), поларните светлина и други геофизички појави кои го одразуваат општото нарушување на магнетното поле на Земјата. Влијанието на активните процеси на Сонцето (сончеви бури) врз геофизичките феномени се врши и со зрачење со кратки бранови и преку магнетното поле на Земјата. Очигледно, овие фактори се главните за физичко-хемиските и
биолошки процеси. Сè уште не е можно да се следи целиот синџир на врски што доведува до 11-годишна периодичност на многу процеси на Земјата, но акумулираниот обемен фактички материјал не остава сомнеж за постоењето на такви врски. Така, воспоставена е корелација помеѓу 11-годишниот циклус на сончева активност и земјотресите, земјоделските приноси, бројот на кардиоваскуларни заболувања итн. Овие податоци укажуваат на постојаното дејство на соларно-земните врски.
Набљудувањата на Сонцето се вршат со помош на мали или средни рефрактори и големи рефлектирачки телескопи, во кои најголемиот дел од оптиката е неподвижна, а сончевите зраци се насочени кон хоризонталната или кулата на телескопот со помош на едно или две подвижни огледала. Создаден е посебен тип на соларен телескоп - коронаграф надвор од затемнување. Внатре во коронаграфот, Сонцето е затемнето со посебен непроѕирен екран. Во коронаграфот, количината на расеана светлина се намалува многу пати, така што најоддалечените слоеви на атмосферата на Сонцето може да се набљудуваат надвор од затемнувањето. Сончевите телескопи често се опремени со филтри со тесен опсег што овозможуваат набљудувања во светлината на една спектрална линија. Создадени се и филтри со неутрална густина со променлива радијална проѕирност, што овозможува набљудување на сончевата корона на растојание од неколку сончеви радиуси. Обично, големите соларни телескопи се опремени со моќни спектрографи со фотографско или фотоелектрично снимање на спектри. Спектрографот може да има и магнетограф - уред за проучување на разделувањето на Земан и поларизацијата на спектралните линии и одредување на големината и насоката на магнетното поле на Сонцето. Потребата да се елиминира ефектот на миење на Земјината атмосфера, како и студиите за сончевото зрачење во ултравиолетовите, инфрацрвените и некои други региони од спектарот што се апсорбираат во атмосферата на Земјата, доведоа до создавање на орбитални опсерватории надвор од атмосферата. , овозможувајќи да се добијат спектри на Сонцето и поединечни формации на неговата површина надвор од атмосферата на Земјата.
Патот на Сонцето меѓу ѕвездите
Секој ден, издигнувајќи се од хоризонтот на источното небо, Сонцето поминува низ небото и повторно исчезнува на запад. За жителите на северната хемисфера, ова движење се случува од лево кон десно, за јужните, од десно кон лево. Напладне Сонцето ја достигнува својата најголема висина или, како што велат астрономите, кулминира. Напладне е горната кулминација, а има и долна - на полноќ. На нашите средни географски широчини, долната кулминација на Сонцето не е видлива, бидејќи се јавува под хоризонтот. Но, надвор од Арктичкиот круг, каде што Сонцето понекогаш не заоѓа во лето, можете да ги набљудувате и горните и долните кулминации.
На географскиот пол, дневната патека на Сонцето е речиси паралелна со хоризонтот. Појавувајќи се на денот на пролетната рамноденица, Сонцето изгрева сè повисоко и повисоко четвртина од годината, опишувајќи кругови над хоризонтот. На денот на летната краткоденица ја достигнува својата максимална висина (23,5˚). Следниот квартал од годината, до есенската рамноденица, Сонцето слегува. Тоа е поларен ден. Тогаш поларната ноќ доаѓа за шест месеци. Во средните географски широчини, очигледната дневна патека на Сонцето наизменично се скратува и зголемува во текот на годината. Најмалку е на денот на зимската краткоденица, а најголема на денот на летната краткоденица. Во деновите на рамноденици
Сонцето е на небесниот екватор. Во исто време, се издига од источната точка и заоѓа на западната точка.
Во периодот од пролетната рамноденица до летната краткоденица, локацијата на изгрејсонце малку се поместува од точката на изгрејсонце налево, на север. И точката на зајдисонце се оддалечува од западната точка надесно, иако и на север. На летната краткоденица, Сонцето се појавува на североисток, а напладне кулминира на најголемата надморска височина за годината. Сонцето заоѓа на северозапад.
Потоа, локациите на изгрејсонце и зајдисонце се префрлаат назад на југ. На денот на зимската краткоденица, Сонцето изгрева на југоисток, го преминува небесниот меридијан на неговата минимална надморска височина и заоѓа на југозапад. Треба да се земе предвид дека поради прекршување (т.е. прекршување на светлосните зраци во земјината атмосфера), привидната висина на светилката е секогаш поголема од вистинската.
Затоа, сонцето изгрева порано, а заоѓа подоцна отколку што би изгреало во отсуство на атмосфера.
Значи, дневниот пат на Сонцето е мал круг на небесната сфера, паралелен со небесниот екватор. Во исто време, во текот на годината Сонцето се движи во однос на небесниот екватор, или на север или на југ. Дневните и ноќните делови од неговото патување не се исти. Тие се еднакви само во деновите на рамнодениците, кога Сонцето е на небесниот екватор.
Изразот „патот на Сонцето меѓу ѕвездите“ можеби некому му изгледа чуден. На крајот на краиштата, не можете да ги видите ѕвездите во текот на денот. Затоа, не е лесно да се забележи дека Сонцето полека, за околу 1˚ дневно, се движи меѓу ѕвездите од десно кон лево. Но, можете да видите како се менува изгледот на ѕвезденото небо во текот на годината. Сето ова е последица на Земјината револуција околу Сонцето.
Патот на видливото годишно движење на Сонцето наспроти позадината на ѕвездите се нарекува еклиптика (од грчкото „затемнување“ - „затемнување“), а периодот на револуција долж еклиптиката се нарекува сидерална година. Тоа е еднакво на 265 дена 6 часа 9 минути 10 секунди или 365,2564 просечни соларни денови.
Еклиптиката и небесниот екватор се сечат под агол од 23˚26" во точките на пролетната и есенската рамноденица. Сонцето обично се појавува на првата од овие точки на 21 март, кога поминува од јужната хемисфера на небото до северниот. Во вториот - на 23 септември, кога поминува од северната хемисфера на југ. На точката на еклиптиката најоддалечена на север, Сонцето се јавува на 22 јуни (летна краткоденица), а на југ - на 22 декември (зимска краткоденица).Во престапна година овие датуми се поместуваат за еден ден.
Од четирите точки на еклиптиката, главната е пролетната рамноденица. Од ова се мери една од небесните координати - десно вознесение. Исто така, служи за броење на сидералното време и тропската година - временскиот период помеѓу два последователни премини на центарот на Сонцето низ пролетната рамноденица. Тропската година ги одредува променливите годишни времиња на нашата планета.
Бидејќи точката на пролетната рамноденица бавно се движи меѓу ѕвездите поради прецесијата на земјината оска, времетраењето на тропската година е помало од времетраењето на сидералната година. Тоа е 365,2422 просечни сончеви денови. Пред околу 2 илјади години, кога Хипарх го состави својот каталог на ѕвезди (првиот што ни дојде во целост), пролетната рамноденица се наоѓаше во соѕвездието Овен. До наше време, таа се помести речиси 30˚ до соѕвездието Риби, а точката на есенската рамноденица се пресели од соѕвездието Вага во соѕвездието Девица. Но, според традицијата, точките на рамноденицата се означени со претходните знаци на претходните соѕвездија „рамноденица“ - Овен и Вага. Истото се случи и со солстичните точки: летната во соѕвездието Бик е означена со знакот Рак, а зимската во соѕвездието Стрелец е обележана со знакот Јарец.
И конечно, последното нешто е поврзано со очигледното годишно движење на Сонцето. Сонцето поминува половина од еклиптиката од пролетната рамноденица до есенската рамноденица (од 21 март до 23 септември) за 186 дена. Втората половина, од есенската и пролетната рамноденица, трае 179 дена (180 во престапна година). Но, половините на еклиптиката се еднакви: секоја е 180˚. Следствено, Сонцето се движи нерамномерно по еклиптиката. Оваа нерамномерност се објаснува со промените во брзината на движењето на Земјата во елипсовидна орбита околу Сонцето. Нерамномерното движење на Сонцето по еклиптиката доведува до различно времетраење на годишните времиња. За жителите на северната хемисфера, на пример, пролетта и летото се шест дена подолги од есента и зимата. Земјата на 2-4 јуни се наоѓа 5 милиони километри подолго од Сонцето отколку на 2-3 јануари и се движи побавно во својата орбита во согласност со вториот Кеплеровиот закон. Во лето Земјата прима
Има помалку топлина од сонцето, но летото на северната хемисфера е подолго од зимата. Затоа, северната хемисфера на Земјата е потопла од јужната хемисфера.
Затемнување на Сонцето
Во моментот на лунарната млада месечина, може да се случи затемнување на Сонцето - на крајот на краиштата, токму за време на младата месечина Месечината поминува помеѓу Сонцето и Земјата. Астрономите однапред знаат кога и каде ќе биде забележано затемнување на Сонцето, а тоа го известуваат во астрономски календари.
Земјата доби само еден сателит, но каков сателит! Месечината е 400 пати помала од Сонцето и само 400 пати поблиску до Земјата, така што на небото Сонцето и Месечината изгледаат како дискови со иста големина. Така, за време на целосното затемнување на Сонцето, Месечината целосно ја замаглува светлата површина на Сонцето, оставајќи ја изложена целата сончева атмосфера.
Точно во определениот час и минута, низ темното стакло можете да видите како нешто црно се вовлекува на светлиот диск на Сонцето од десниот раб и како на него се појавува црна дупка. Постепено расте додека конечно сончевиот круг не добие форма на тесен срп. Во исто време, дневната светлина брзо слабее. Овде Сонцето целосно се крие зад темната завеса, последниот зрак на дневната светлина се гаси, а темнината, која се чини колку подлабока, толку поненадејна, се шири наоколу, втурнувајќи го човекот и целата природа во тивко изненадување.
Англискиот астроном Френсис Бејли зборува за затемнувањето на Сонцето на 8 јули 1842 година во градот Павија (Италија): „Кога се случи целосното затемнување и сончевата светлина веднаш изгасна, ненадејно се појави некаков силен сјај околу темното тело на Месечината, слична на круна или ореол околу главата на светецот
Ниту една информација за минатите затемнувања не опиша вакво нешто и воопшто не очекував да го видам сјајот што сега беше пред моите очи. Ширината на круната, врз основа на обемот на дискот на Месечината, беше еднаква на приближно половина од лунарниот дијаметар. Се чинеше составено од светли зраци. Неговата светлина беше погуста во близина на самиот раб на Месечината, и како што се оддалечуваше, зраците на круната стануваа послаби и потенки. Слабеењето на светлината се одвиваше целосно непречено заедно со зголемувањето на растојанието. Круната беше претставена во форма на греди од прави слаби зраци; нивните надворешни краеви се издигнаа; зраците биле со нееднаква должина. Круната не беше црвеникава, не бисерна, беше целосно бела. Неговите зраци трепереле или трепереле како пламен од гас. Колку и да беше брилијантен овој феномен, колку и да предизвика воодушевување кај гледачите, сепак имаше нешто злобно во овој чуден, чудесен спектакл и јас целосно разбирам колку луѓето можеа да бидат шокирани и исплашени во моментот кога се случија овие појави. сосема неочекувано.
продолжение
--PAGE_BREAK--
Ѕвездите се можеби најинтересното нешто во астрономијата. Покрај тоа, ние ја разбираме нивната внатрешна структура и еволуција подобро од се во вселената (барем ни се чини така). Ситуацијата со планетите не е многу добра, бидејќи нивната внатрешност е многу тешка за истражување - го гледаме само она што е на површината. Што се однесува до ѕвездите, повеќето од нас се сигурни дека имаат едноставна структура.
На почетокот на минатиот век, еден млад астрофизичар зборуваше на семинарот на Едингтон во духот дека нема ништо поедноставно од ѕвездите. На што поискусниот астрофизичар одговорил: „Па, да, ако ве гледаат од далечина од милијарди километри, тогаш и вие ќе изгледате едноставно“.
Всушност, ѕвездите не се толку едноставни како што изгледаат. Но, сепак, нивните својства се најцелосно проучени. Постојат две причини за ова. Прво, можеме нумерички да моделираме ѕвезди бидејќи мислиме дека се направени од идеален гас. Поточно, од плазма, која се однесува како идеален гас, чија равенка на состојбата е прилично едноставна. Ова нема да работи со планетите. Второ, понекогаш успеваме да погледнеме во длабочините на ѕвездите, иако досега ова главно се однесува на Сонцето.
За среќа, кај нас имаше и има многу добри астрофизичари и специјалисти за ѕвезди. Ова главно се должи на фактот дека имало добри физичари кои правеле нуклеарно оружје, а ѕвездите се природни нуклеарни реактори. И кога беше направено оружјето, многу физичари, вклучително и сибирските, се префрлија на проучување на ѕвезди, бидејќи предметите се нешто слични. И имаат напишано добри книги на оваа тема.
Ќе ви препорачам две книги, кои до ден денес, според мене, остануваат најдобри од оние на руски. „Физика на ѕвездите“, чиј автор е познатиот физичар и талентиран учител Самуил Аронович Каплан, е напишана пред речиси четириесет години, но основите не се променети оттогаш. А современите информации за физиката на ѕвездите се во книгата „Ѕвезди“ од серијата „Астрономија и астрофизика“, што јас и моите колеги ја направивме. Ужива таков интерес кај читателите што веќе е објавен во три изданија. Има и други книги, но овие две содржат речиси сеопфатни информации за оние кои се запознаваат со оваа тема.
Толку различни ѕвезди
Ако го погледнеме ѕвезденото небо, ќе забележиме дека ѕвездите имаат различна осветленост (видлива осветленост) и различни бои. Јасно е дека осветленоста може да биде случајна, бидејќи едната ѕвезда е поблиску, другата е подалеку, тешко е од неа да се каже што всушност е ѕвездата. Но, бојата ни кажува многу, бидејќи колку е повисока температурата на телото, толку подалеку во синиот регион се менува максимумот во спектарот на зрачење. Се чини дека можеме едноставно да ја процениме температурата на ѕвездата со око: црвеното е ладно, синото е топло. Како по правило, ова е навистина така. Но, понекогаш се појавуваат грешки поради фактот што постои некој вид медиум помеѓу ѕвездата и нас. Некогаш е многу проѕирно, а понекогаш и не толку. Секој го знае примерот на Сонцето: високо над хоризонтот е бело (ние го нарекуваме жолто, но за око е речиси бело, бидејќи неговата светлина не заслепува), но Сонцето станува црвено кога изгрева или заоѓа под хоризонтот. . Очигледно, не самото Сонце ја менува температурата на површината, туку околината што ја менува нејзината видлива боја и тоа мора да се запомни. За жал, за астрономите е голем проблем да погодат колку бојата е променета, т.е. видливата (боја) температура на ѕвездата, поради фактот што нејзината светлина поминала низ меѓуѕвездениот гас, атмосферата на нашата планета и други апсорбирачки медиуми.
Спектарот на ѕвездената светлина е многу посигурна карактеристика бидејќи е тешко да се искриви во голема мера. Сè што знаеме за ѕвездите денес читаме во нивните спектри. Проучувањето на ѕвездениот спектар е огромна, внимателно развиена област на астрофизиката.
Интересно е што пред помалку од двесте години, еден познат филозоф, Огист Конт, рекол: „Веќе научивме многу за природата, но има нешто што никогаш нема да го дознаеме - ова е хемискиот состав на ѕвездите, бидејќи нивниот материјата никогаш нема да падне во наши раце“ Навистина, малку е веројатно дека некогаш ќе ни падне во раце, но поминаа буквално 15-20 години и луѓето измислија спектрална анализа, благодарение на која научивме речиси сè за хемискиот состав, барем, на површината на ѕвездите. Затоа никогаш не кажувај никогаш. Напротив, секогаш ќе има начин да направите нешто во што на почетокот не верувате.
Но, пред да зборуваме за спектарот, да ја погледнеме повторно бојата на ѕвездата. Веќе знаеме дека максималниот интензитет во спектарот се префрла во синиот регион со зголемување на температурата, и тоа мора да се искористи. И астрономите научија да го користат ова, бидејќи земањето целосен спектар е многу скапо. Потребен ви е голем телескоп и долго време на набљудување за да акумулирате доволно светлина на различни бранови должини - а во исто време да добиете резултати за само една ѕвезда што се проучува. И бојата може да се измери многу едноставно, а тоа може да се направи за многу ѕвезди во исто време. А за масовна статистичка анализа, едноставно ги фотографираме два или три пати преку различни филтри со широк прозорец за пренос.
Обично два филтри - сина (B) и визуелна (V) - се доволни за да се одреди температурата на површината на ѕвездата до првото приближување. На пример, имаме три ѕвезди кои имаат различни температури на површината и сите имаат различни бои. Ако една од нив е како Сонцето (температура околу 6 илјади степени), тогаш и на двете слики ќе биде приближно иста осветленост. Меѓутоа, светлината на поладна ѕвезда ќе биде посилно потисната од Б-филтерот, а низ него ќе помине мала светлина со долга бранова должина, па ќе ни се појави како „слаба“ ѕвезда. Но, со пожешка ѕвезда ситуацијата ќе биде токму спротивна.
Но, понекогаш два филтри не се доволни. Секогаш можете да направите грешка, како со Сонцето на хоризонтот. Астрономите обично користат 3 прозорци за пренос: визуелен, сино и третиот - ултравиолетови, на границата на атмосферската проѕирност. Три фотографии веќе ни кажуваат сосема точно до кој степен меѓуѕвездениот медиум ја ослабува светлината на секоја ѕвезда и која е температурата на површината на самата ѕвезда. За масовната класификација на ѕвездите, ваквата фотометрија со 3 појаси досега е единствениот метод што овозможил да се проучат повеќе од милијарда ѕвезди.
Универзална сертификација на ѕвезди
Но, спектарот, се разбира, ја карактеризира ѕвездата многу поцелосно. Спектарот е „пасош“ на ѕвезда затоа што спектралните линии ни кажуваат многу. Сите сме навикнати на зборовите „спектрални линии“, можеме да замислиме што се тие (слајд 08 – спектри на хемиски елементи во видливиот регион). Хоризонталната оска е брановата должина, која е поврзана со фреквенцијата на која се емитува светлината. Но, од каде потекнуваат обликот на линиите, зошто тие изгледаат како прави вертикални линии, а не на кругови, триаголници или некакви шкрипења?
Спектралната линија е монохроматска слика на влезниот процеп на спектрографот. Ако направев слот во форма на крст, ќе добиев комплет крстови со различни бои. Според мене, физичар од трета година треба да размислува за вакви едноставни работи. Или, како во армијата, рекоа „линија“ - дали тоа значи линија? Ова во никој случај не е секогаш линија, бидејќи спектрографот не мора да користи влезен процеп, иако, по правило, влезната дупка е вертикален правоаголен процеп, што е попогодно.
Секогаш има дисперзивен елемент во колото на кој било спектрограф; призма или дифракциона решетка може да дејствува во овој капацитет. Ѕвезда - облак од врел гас - емитира карактеристичен сет на кванти со различни фреквенции. Ги поминуваме низ влезниот шлиц и дисперзирачкиот елемент и добиваме слики од шлицот во различни бои, подредени по бранова должина.
Ако емитираат слободни атоми на хемиски елементи, спектарот е обложен. И ако го земеме жешкото влакно на блескаво светилка како извор на зрачење, тогаш добиваме континуиран спектар. Зошто е тоа? Нема карактеристични енергетски нивоа во металниот проводник; електроните таму, кои се движат диво, зрачат на сите фреквенции. Затоа, има толку многу спектрални линии што се преклопуваат една со друга и се добива континуум - континуиран спектар.
Но, сега земаме извор на континуиран спектар и ја поминуваме неговата светлина низ облак од гас, но постудено од спиралата. Во овој случај, облакот ги одзема од континуираниот спектар оние фотони чија енергија одговара на транзициите помеѓу енергетските нивоа во атомите на овој гас. И на овие фреквенции добиваме отсечени линии, „дупки“ во континуираниот спектар - добиваме спектар на апсорпција. Но, атомите кои апсорбирале светлосни кванти станале помалку стабилни и порано или подоцна ги емитувале. Зошто спектарот и понатаму останува „протечен“?
Бидејќи на атомот не му е грижа каде да ја исфрли „дополнителната“ енергија. Спонтаната емисија се јавува во различни насоки. Се разбира, одреден дел од фотоните лета напред, но, за разлика од стимулираната емисија на ласерот, тој е мал.
Спектралните линии обично се многу широки и распределбата на осветленоста во нив е нерамномерна. Исто така, треба да обрнеме внимание на овој феномен и да истражиме со што е поврзан.
Постојат многу физички фактори кои ја прават спектралната линија широка. Во графиконот на распределбата на осветленоста (или апсорпцијата), по правило, може да се разликуваат два параметри: централниот максимум и карактеристичната ширина. Ширината на спектралната линија обично се мери на ниво на половина од интензитетот на максимумот. И ширината и обликот на линијата можат да ни кажат за некои физички карактеристики на изворот на светлина. Но кои од нив?
Да претпоставиме дека суспендиравме еден атом во вакуум и не го допревме на кој било начин, не го спречивме да емитира. Но, дури и во овој случај, спектарот ќе има ширина на линијата не нула; тој се нарекува природен. Настанува поради фактот што процесот на зрачење е временски ограничен, за различни атоми од 10-8 до 10-10 s. Ако „сечете“ синусоид на електромагнетен бран на краевите, тогаш тоа повеќе нема да биде синусоид, туку крива што се проширува во збир на синусоиди со континуиран спектар на фреквенции. И колку е пократко времето на зрачење, толку е поширока спектралната линија.
Постојат и други ефекти во природните извори на светлина кои ја прошируваат спектралната линија. На пример, термичкото движење на атомите. Бидејќи објектот што зрачи има апсолутна температура не-нулта, неговите атоми се движат хаотично: половина кон нас, половина подалеку од нас, ако ја погледнете проекцијата на радијалната брзина. Како резултат на Доплеровиот ефект, зрачењето на првата е поместена на сината страна, додека зрачењето на другите е поместено на црвената страна. Овој феномен се нарекува Доплер термичко проширување на спектралната линија.
Доплеровото проширување може да се појави и поради други причини. На пример, како резултат на макроскопско движење на материјата. Површината на која било ѕвезда врие: конвективните текови на врел гас се издигнуваат од длабочините, а изладениот гас се спушта. Во моментот кога е земен спектарот, некои текови се движат кон нас, други - далеку од нас. Конвективниот доплер ефект понекогаш е посилен од термичкиот.
Кога гледаме фотографија од ѕвезденото небо, тешко ни е да разбереме каква е всушност големината на ѕвездите. На пример, има црвена и сина боја. Ако не знаев ништо за нив, можеби ќе го помислам ова: црвената ѕвезда нема многу висока температура на површината, но ако ја видам прилично светла, тоа значи дека е блиску до мене. Но, тогаш ќе имам проблем да го одредам релативното растојание до сината ѕвезда, која сјае послабо. Мислам: така, сината значи жешко, но не разбирам дали е блиску или далеку од мене. На крајот на краиштата, тој може да биде голем по големина и да емитува голема моќ, но да биде толку далеку што оттаму доаѓа малку светлина. Или, напротив, може да свети толку слабо затоа што е многу мал, иако блиску. Како можеш да разликуваш голема од мала ѕвезда? Дали е можно да се одреди нејзината линеарна големина од спектарот на ѕвездата?
Се чини дека не. Но, сепак тоа е можно! Факт е дека малите ѕвезди се густи, додека големите имаат ретка атмосфера, па гасот во нивната атмосфера е во различни услови. Кога ќе ги добиеме спектрите на таканаречените џуџести ѕвезди и џиновски ѕвезди, веднаш ги гледаме разликите во природата на спектралните линии (слајд 16 - Спектрите на џуџестите и џиновските ѕвезди се разликуваат во ширината на спектралните линии). Во ретката атмосфера на џинот, секој атом слободно лета, ретко се среќава со своите соседи. Сите тие емитуваат речиси на ист начин, бидејќи тие не се мешаат едни со други, така што спектралните линии на гигантите имаат ширина блиску до природната. Но, џуџето е масивна ѕвезда, но многу мала и, според тоа, со многу висока густина на гас. Во неговата атмосфера, атомите постојано комуницираат едни со други, спречувајќи ги нивните соседи да емитираат со строго дефинирана фреквенција: затоа што секој има свое електрично поле, кое влијае на полето на соседот. Поради фактот што атомите се во различни услови на животната средина, се јавува таканареченото проширување на линијата Старк. Оние. По формата, како што велат, на „крилјата“ на спектралните линии, веднаш ја погодуваме густината на гасот на површината на ѕвездата и нејзината типична големина.
Доплеровиот ефект може да се манифестира и поради ротацијата на ѕвездата како целина. Не можеме да ги разликуваме рабовите на далечната ѕвезда, таа ни изгледа како точка. Но, од работ што ни се приближува, сите линии на спектарот доживуваат сино поместување, а од работ што се оддалечува од нас, доживуваат црвено поместување (слајд 18 - Вртењето на ѕвезда води до проширување на спектралните линии). Со собирање, ова води до проширување на спектралната линија. Изгледа различно од ефектот Старк и различно го менува обликот на спектралната линија, па можете да погодите во кој случај на ширината на линијата влијаела ротацијата на ѕвездата, а во кој густината на гасот во атмосферата на ѕвездата. Всушност, ова е единствениот начин да се измери брзината на ротација на ѕвездата, бидејќи ѕвездите не ги гледаме во форма на топки, сите тие се точки за нас.
Движењето на ѕвезда во вселената влијае и на спектарот поради Доплеровиот ефект. Ако две ѕвезди се движат една околу друга, двата спектра од овој пар се мешаат и се појавуваат еден против друг. Оние. Периодичното поместување на линиите напред и назад е знак за орбиталното движење на ѕвездите.
Што можеме да добиеме од низа временски променливи спектри? Ја мериме брзината (со амплитудата на поместувањето), орбиталниот период и од овие два параметри, користејќи го третиот Кеплеров закон, ја пресметуваме вкупната маса на ѕвездите. Понекогаш, врз основа на индиректни докази, можно е да се подели оваа маса помеѓу компонентите на бинарниот систем. Во повеќето случаи, ова е единствениот начин да се измери масата на ѕвездите.
Патем, опсегот на маси на ѕвездите што ги проучувавме до денес не е многу голем: разликата е нешто повеќе од 3 реда на величина. Најмалку масивни ѕвезди се околу една десетина од масата на Сонцето. Нивната уште помала маса ги спречува да предизвикаат термонуклеарни реакции. Најмасивните ѕвезди што неодамна ги откривме се со 150 соларни маси. Овие се единствени, само 2 од нив се познати досега од неколку милијарди.
Со набљудување на ретките бинарни системи во чија орбитална рамнина се наоѓаме, можеме да научиме многу и за овој пар ѕвезди користејќи само набљудувачки карактеристики, т.е. што можеме директно да го видиме, а не да пресметуваме врз основа на некои закони. Бидејќи не ги разликуваме поединечно, едноставно гледаме извор на светлина, чија светлина се менува одвреме-навреме: затемнувањата се случуваат додека едната ѕвезда поминува пред другата. Подлабоко затемнување значи дека ладна ѕвезда покривала топла, а поплитка значи, напротив, топла покрила студена (покриените области се исти, така што длабочината на затемнувањето зависи само од нивната температура) . Покрај орбиталниот период, ја мериме сјајноста на ѕвездите, од која ја одредуваме нивната релативна температура, а од времетраењето на затемнувањето ја пресметуваме нивната големина.
Големината на ѕвездите, како што знаеме, е огромна. Во споредба со планетите, тие се едноставно гигантски. Сонцето е најтипично по големина меѓу ѕвездите, на исто ниво со таквите одамна познати како Алфа Кентаури и Сириус. Но, големините на ѕвездите (за разлика од нивните маси) спаѓаат во огромен опсег - 7 реда на величина. Има ѕвезди значително помали од нив, една од најмалите (а во исто време и една од најблиските до нас) е Проксима, таа е малку поголема од Јупитер. И има многу поголеми ѕвезди, а во некои фази на еволуцијата тие отекуваат до неверојатни големини и стануваат значително поголеми од целиот наш планетарен систем.
Можеби единствената ѕвезда чиј дијаметар директно го измеривме (поради фактот што не е далеку од нас) е суперџинот Бетелгез во соѕвездието Орион; на сликите од телескопот Хабл тоа не е точка, туку круг (слајд 26 - The големината на ѕвездата Бетелгез во споредба со дијаметрите на орбитите на Земјата и Јупитер (фотографија од вселенскиот телескоп Хабл). Ако оваа ѕвезда се стави на местото на Сонцето, таа ќе ја „јаде“ не само Земјата, туку и Јупитер, целосно покривајќи ја својата орбита.
Но, што ја нарекуваме големината на ѕвездата? Помеѓу кои точки ја мериме ѕвездата? На оптичките слики, ѕвездата е јасно ограничена во просторот и се чини како да нема ништо наоколу. Значи, го фотографиравте Бетелгез во видлива светлина, нанесовте линијар на сликата и завршивте? Но, ова, се испоставува, не е сè. Во опсегот на далечното инфрацрвено зрачење, јасно е дека атмосферата на ѕвездата се протега многу подалеку и испушта потоци. Мораме да претпоставиме дека ова е границата на ѕвездата? Но, ние се движиме во опсегот на микробрановите и гледаме дека атмосферата на ѕвездата се протега на речиси илјада астрономски единици, неколку пати поголема од целиот наш Сончев систем.
Во општ случај, ѕвезда е гасовита формација која не е затворена во крути ѕидови (во вселената ги нема) и затоа нема граници. Формално, секоја ѕвезда се протега на неодредено време (поточно, додека не стигне до соседната ѕвезда), интензивно испуштајќи гас, кој се нарекува ѕвезден ветер (по аналогија со сончевиот ветер). Затоа, кога зборуваме за големината на ѕвездата, секогаш треба да разјасниме во кој опсег на зрачење ја дефинираме, тогаш ќе биде појасно за што зборуваме.
Класификација на спектарот на Харвард
Вистинските спектри на ѕвездите се несомнено многу сложени. Тие воопшто не се слични на спектрите на поединечни хемиски елементи што сме навикнати да ги гледаме во референтните книги. На пример, дури и во тесниот оптички опсег на сончевиот спектар - од виолетовиот регион до црвеното, што само го гледа нашето око - има многу линии, и воопшто не е лесно да се разберат. Откривањето, дури и врз основа на детален, високо дисперзиран спектар, кои хемиски елементи и во колкава количина се присутни во атмосферата на ѕвездата е голем проблем што астрономите не можат целосно да го решат.
Гледајќи го спектарот, веднаш ќе видиме истакнати Balmer линии на водород (Hα, Hβ, Hγ, Hδ) и многу железни линии. Понекогаш се среќаваат со хелиум и калциум. Логично е да се заклучи дека ѕвездата се состои главно од железо (Fe) и делумно водород (H). На почетокот на 20 век била откриена радиоактивност и кога луѓето размислувале за изворите на енергија во ѕвездите, се сетиле дека има многу линии на метали во спектарот на Сонцето и претпоставувале дека распаѓањето на ураниумот или радиумот се загрева. внатрешноста на нашето Сонце. Сепак, се покажа дека тоа не е така.
Првата класификација на ѕвездените спектри беше создадена во Опсерваторијата Харвард (САД) од рацете на околу десетина жени. Патем, зошто особено жените е интересно прашање. Обработката на спектрите е многу деликатна и макотрпна работа, за која директорот на опсерваторијата, Е. Пикеринг, морал да ангажира помошници. Женската работа во науката во тоа време не беше многу добредојдена и беше платена многу полошо од машката: со парите што ги имаше оваа мала опсерваторија, можеше да се вработат или двајца мажи или десетина жени. И тогаш, за прв пат, голем број жени беа повикани во астрономијата, кои го формираа таканаречениот „Бикерски харем“. Спектралната класификација што ја создадоа беше првиот придонес за науката од страна на женскиот тим, кој се покажа многу поефективен од очекуваното.
Во тоа време, луѓето немаа идеја врз основа на какви физички феномени се формираше спектарот, тие едноставно го фотографираа. Обидувајќи се да изградат класификација, астрономите размислуваа вака: во спектарот на која било ѕвезда има водородни линии; во опаѓачки редослед на нивниот интензитет, сите спектри можат да се подредат и групираат. Тие се распаднаа, означувајќи групи на спектри со латински букви по азбучен ред: со најсилни линии - класа А, послаби линии - класа Б итн.
Се чини дека сè е направено правилно. Но, неколку години подоцна се роди квантната механика и сфативме дека изобилен елемент не е нужно претставен во спектарот со моќни линии, а редок елемент не се манифестира на кој било начин во спектарот. Многу зависи од температурата.
Ајде да го погледнеме апсорпциониот спектар на атомски водород: само линиите од серијата Балмер спаѓаат во оптичкиот опсег. Но, под кои услови се апсорбираат овие кванти? Кога се движите само од второто ниво нагоре. Но, во нормална (ладна) состојба, сите електрони „седат“ на првото ниво, а во второто нема речиси ништо. Ова значи дека треба да го загрееме водородот така што дел од електроните ќе скокнат на второто ниво (тогаш тие повторно ќе се вратат надолу, но пред тоа ќе поминат некое време таму) - а потоа летечкиот оптички квант може да се апсорбира од електрон од второто ниво, кое ќе се манифестира во видливиот спектар.
Значи, ладниот водород нема да ни ја даде серијата Балмер, туку топлиот водород ќе ни ја даде. Што ако го загрееме водородот уште повеќе? Тогаш многу електрони ќе скокнат на третото и повисокото ниво, а второто ниво повторно ќе се исцрпи. Многу жешкиот водород исто така нема да ни даде спектрални линии што можеме да ги видиме во оптичкиот опсег. Ако одиме од најстудените ѕвезди до најжешките, ќе видиме дека линиите на кој било елемент можат да бидат прилично добро претставени во спектарот само во тесен температурен опсег.
Кога астрофизичарите го сфатија ова, мораа да ги преуредат спектралните типови по редослед на зголемување на температурата: од студени ѕвезди до топли. Оваа класификација, според традицијата, се нарекува и Харвард, но таа е веќе природна, физичка. Ѕвездите од спектрална класа А имаат површинска температура од околу 10 илјади степени, водородните линии се што е можно посветли, а со зголемување на температурата почнуваат да исчезнуваат, бидејќи атомот на водород се јонизира на температури над 20 илјади степени. Слична е ситуацијата и со другите хемиски елементи. Патем, во спектрите на ѕвезди постудени од 4000 К не постојат само линии на поединечни хемиски елементи, туку и ленти што одговараат на молекули на сложени супстанции кои се стабилни на такви температури (на пример, оксиди на титаниум и железо).
Резултирачката низа на букви OBAFGKM, кога се нарачуваат часови по температура, е прилично лесна за запомнување на студентите по астрономија, особено затоа што се измислени секакви мнемонички изреки. Најпозната на англиски јазик е Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! Опсегот на површинските температури е како што следува: најжешките ѕвезди имаат десетици илјади степени, најстудените ѕвезди имаат нешто повеќе од две илјади. За посуптилна класификација, секоја класа беше поделена на десет подкласи и на секоја буква од десната страна беше доделен по еден број од 0 до 9. Имајте предвид дека оптичките спектри во боја се фотографираат само за убавина, но за научни истражувања ова е бесмислено, па обично се прават црно-бели слики.
Ретко е, но се случува ѕвездите да не покажуваат линии на апсорпција (темно на светла позадина), туку линии на емисија (светли на темна позадина). Нивното потекло повеќе не е толку лесно да се разбере, иако ова е исто така сосема елементарно. На почетокот на предавањето видовме дека редок облак од топол гас ни дава линии на емисија. Кога гледаме ѕвезда со емисиони линии во нејзиниот спектар, разбираме дека изворот на овие линии е редок, проѕирен гас кој се наоѓа на периферијата на ѕвездата, во нејзината атмосфера. Односно, тоа се ѕвезди со продолжена топла атмосфера, која е проѕирна во континуумот (во просторите меѓу линиите), што значи дека во неа не испушта речиси ништо (законот на Кирхоф). Но, тој не е проѕирен во поединечни спектрални линии и бидејќи во нив не е транспарентен, во нив емитира силно.
Денес, харвардската класификација на ѕвездени спектри е проширена. Кон него се додадени нови класи, што одговараат на жешките ѕвезди со проширена атмосфера, јадрата на планетарните маглини и нови, како и неодамна откриените прилично ладни објекти кои заземаат средна позиција помеѓу нормалните ѕвезди и најголемите планети; тие се нарекуваат „кафеави џуџиња“ или „кафеави џуџиња“.
Има и гранки од некои класи за ѕвезди со оригинален хемиски состав. Ова, инаку, за нас е мистерија: сè уште не е јасно зошто некои ѕвезди одеднаш имаат вишок на некој редок хемиски елемент. Навистина, и покрај разновидноста на ѕвездените спектри, хемискиот состав на нивните атмосфери е многу сличен: 98% од масата на Сонцето и слични ѕвезди се состои од првите два хемиски елементи - водород и хелиум, а сите други елементи се претставени само со преостанатите два проценти од масата.
Сонцето е најсветлиот извор на светлина за нас; можеме многу да го растегнеме неговиот спектар, да разликуваме десетици илјади спектрални линии во него и да ги дешифрираме. Така, утврдено е дека сите елементи на периодниот систем се присутни на Сонцето. Сепак, ќе ви кажам една тајна, досега околу 20 линии од сончевиот спектар, многу слаби, останаа неидентификувани. Така и со Сонцето, проблемот со препознавањето на хемискиот состав сè уште не е целосно решен.
Распределбата на хемиските елементи во сончевата атмосфера има голем број интересни обрасци). Се верува дека ова е типичен состав на ѕвездената материја. И за повеќето ѕвезди ова е вистина. Почнувајќи од јаглеродот и до најтешките јадра (барем до ураниум), има прилично непречено опаѓање на изобилството на елементи како што се зголемува нивниот атомски број. Сепак, постои многу силен јаз помеѓу хелиумот и јаглеродот - ова се случува затоа што литиумот и берилиумот најлесно учествуваат во термонуклеарните реакции, тие се поактивни дури и од водородот и хелиумот. И штом температурата се искачи над милион степени, тие многу брзо изгоруваат.
Но, во овој изедначен тренд има особености. Прво, врвот на железо остро се истакнува. Во природата, вклучително и во ѕвездите, железото, никелот и елементите блиски до нив се невообичаено изобилни во споредба со нивните соседи. Факт е дека железото е необичен хемиски елемент: тоа е финален производ на термонуклеарни реакции кои се случуваат во услови на рамнотежа, т.е. без никакви експлозии. Во термонуклеарните реакции, ѕвездата синтетизира потешки и потешки елементи од водородот, но кога станува збор за железото, сè запира. Понатаму, ако се обидеме да направиме нешто ново од железо во термонуклеарна реакција, додавајќи му неутрони, протони и други јадра, тогаш нема да има ослободување на топлина: кога огнот ќе изгори, нема да добиете ништо. од пепелта. Напротив, енергијата би требало да се снабдува однадвор за да се спроведе реакцијата, а ниедна реакција со железо не би се одвивала сама во нормални услови. Затоа, во природата се акумулирало многу железо.
Друга важна точка што треба да се забележи е дека линијата што ги поврзува точките на графиконот има облик на пила. Ова се случува затоа што јадрата со парен број нуклеони (протони и неутрони) се многу постабилни од оние со непарен број. Бидејќи стабилните јадра е полесно да се создадат отколку да се уништат, секогаш има повеќе од овие јадра произведени, во споредба со соседните елементи, со цел ред на големина, па дури и по еден и пол.
За разлика од Сонцето, земјината топка и планетите слични на Земјата содржат многу малку водород и хелиум, но почнувајќи од јаглеродот, и за нив е карактеристична „ѕвездената“ дистрибуција на хемиски елементи. Затоа, секоја планета, не само Земјата, има големо железно јадро.
За жал, спектрите ни го покажуваат само составот на површината на ѕвездите. Набљудувајќи ја светлината на ѕвездата, не можеме да кажеме речиси ништо за тоа што е внатре во неа, а внатрешниот живот на ѕвездите со различна маса се разликува. Преносот на енергија во ѕвезда се случува преку неколку механизми, главно зрачење и конвекција. На пример, во ѕвездите како Сонцето во централниот дел, каде што се случуваат термонуклеарни реакции, енергијата главно се пренесува со зрачење, а јадрото не се меша со обложените слоеви. Мешањето се случува на периферијата, но не допира до оние внатрешни региони во кои хемискиот состав постепено се менува поради термонуклеарни реакции. Оние. Производите од термонуклеарната реакција не се носат на површината; овде циркулира првобитната супстанција од која некогаш се родило Сонцето. Во помасивните ѕвезди, конвективното мешање се случува внатре, но не се шири понатаму. Насобраните хемиски елементи не можат да скокнат ниту на површината на ѕвездата.
Конечно, ѕвездите со мала маса се најправилните ѕвезди: конвекцијата е главниот механизам за пренос на топлина, а во нив се случува целосно мешање на материјата. Ова значи дека, се чини, она што е произведено во термонуклеарните реакции во центарот треба да лебди на нивната површина. Сепак, термонуклеарните реакции се случуваат многу бавно кај овие мали ѕвезди, тие ја трошат својата енергија многу економично и бавно се развиваат. Нивниот животен век е стотици и илјадници пати подолг од оној на ѕвездите како Сонцето, т.е. трилиони години. И за 14 милијарди години што поминаа од раѓањето на Универзумот, практично ништо не се променило во нивниот состав. Сè уште се бебиња, многу од нив се сè уште незрели и не го започнале нормалниот термонуклеарен циклус.
Така, сè уште не знаеме што има внатре во ѕвездите, каков е хемискиот состав на материјата таму, немаме податоци од теренот. Само манекенството може да ни каже нешто за ова.
Херцспрунг-Расел дијаграм
Очигледната осветленост на ѕвездите се мери на скалата на инверзна логаритамска величина (слајд 43), но тоа не е интересно за физичарот. Она што му е важно е вкупната моќ на зрачење на ѕвездата и тоа не можеме само да го погодиме од фотографија.
На пример, Алфа Кентаур има неверојатна светлина меѓу другите ѕвезди, но тоа не значи дека е најмоќна, ништо слично. Ова е сосема обична ѕвезда како Сонцето, само случајно испадна дека е многу поблиску до нас од другите и затоа како фенер го преплавува околното парче небо со својата светлина, иако повеќето ѕвезди во соседството на оваа фотографија се многу помоќни извори на зрачење, но тие се наоѓаат подалеку.
Значи, треба да ја процениме моќта на ѕвездата што е можно попрецизно. За да го направите ова, го користиме фотометрискиот закон за инверзен квадрат: со мерење на привидната осветленост на ѕвездата (густината на светлосниот флукс што стигнува до Земјата) и нејзиното растојание, ја пресметуваме вкупната моќност на нејзиното зрачење во вати. Сега можеме да ја претставиме општата физичка слика со прикажување на сите ѕвезди на дводимензионален дијаграм (слајд 46), на чии оски се нацртани две вредности добиени од набљудувањата - температурата на површината на ѕвездата и релативната моќта на неговото зрачење (астрономите, земајќи го предвид само оптичкиот опсег, оваа моќ ја нарекуваат сјајност и се мери во единици на соларна енергија). На почетокот на 20 век, ваква слика за првпат направиле двајца астрономи, по чии имиња се нарекува Херцспрунг-Расел дијаграм.
Сонцето, ѕвезда со температура од околу 6000 К и единица моќност, се наоѓа речиси во средината на овој дијаграм. По должината на опсегот на промени во двата параметри, ѕвездите се распоредени речиси непрекинато, но по рамнината на дијаграмот тие не се случајно расфрлани, туку се групирани во компактни области.
Денес, на дијаграмот Херцпрунг-Расел, се разликуваат неколку типични групи, во кои се концентрирани ѕвезди забележани во природата (слајд 47). Огромното мнозинство ѕвезди (90%) лежат во тесен појас долж дијагоналата на дијаграмот; оваа група се нарекува главна низа. Се движи од слаби, студени ѕвезди до топли, светли: од делови на милион до неколку милиони сончеви сјајности. За физичарот тоа е природно: колку е потопла површината, толку посилно емитира.
Од двете страни на главната низа има групи на аномални ѕвезди. Голем број на ѕвезди со висока температура имаат невообичаено ниска сјајност (стотини и илјадници пати помала од Сонцето) поради нивната мала големина - ние ги нарекуваме бели џуџиња поради нивната боја. Други исклучителни ѕвезди, во спротивниот агол на дијаграмот, се карактеризираат со пониски температури, но огромни сјајности - што значи дека тие се јасно поголеми по физичка големина, ова се џинови.
За време на нејзината еволуција, ѕвездата може да ја промени својата позиција на дијаграмот. Повеќе за ова во едно од следните предавања.
„Спектрална анализа на физиката“ - Спектрална анализа Отворен час. Потребни се оптотехничари и инженери за осветлување - денес, утре, секогаш! Стационарни спектрометри со оптички емисии на искра „МЕТАЛСКАН –2500“. Спектрите на таквите ѕвезди содржат многу линии на метали и молекули. Спектрална анализа во астрофизиката. Целта на часот. Главното поле на активност на Вуд е физичката оптика.
„Спектар на емисија“ - флуоресцентни светилки. Класификација на извори на светлина. Во моментов, составени се табели на спектрите на сите атоми. Пример е полето на физичка хемија што брзо се развива. Спектрална анализа. Таквите уреди се нарекуваат спектрални уреди. 4, 6 - хелиум. 7 - сончево. На местото на линиите за апсорпција во сончевиот спектар трепкаат линиите за емисија.
„Спектар“ - спектри на емисија. Секој атом емитира збир на електромагнетни бранови со одредени фреквенции. Три вида: цврсти, наредени, риги. Откривање на хелиум. Затоа, секој хемиски елемент има свој спектар. Пругасти. Подобрено производство на леќи и решетки за дифракција. Спектра. Боровите постулати. Фраунхофер Џозеф (1787–1826), германски физичар.
„Спектра и спектрална анализа“ - Спектра. Емисиоен спектар. Спектрална анализа. Линии за апсорпција. Спектроскоп. Криминален случај. Дисперзија. Гасовите светат. Метод на спектрална анализа. Бранова должина. Џозеф Фраунхофер. Колиматор. Бунсен Роберт Вилхелм. Спектрална анализа во астрономијата.
„Видови спектри“ - Водород. 1. Континуиран спектар. Видови спектри: Набљудување на континуирани и линиски спектри. 4. Спектри на апсорпција. Натриум. 3. Поврзан спектар. Лабораториска работа. Спектрална анализа. Уред за одредување на хемискиот состав на метална легура. Определување на составот на супстанцијата по спектар. Хелиум. 2. Линиски спектар.
Зрак светлина што минува низ стаклена призма се прекршува, а по напуштањето на призмата оди во друга насока. Во овој случај, зраците со различни бои различно се прекршуваат. Од седумте бои на виножитото најмногу отстапуваат виолетовите зраци, во помала мера сините зраци, уште помалку сините зраци, потоа најмалку зелените, жолтите, портокаловите и црвените зраци.
Секое светло тело испушта зраци со различни бои во вселената. Но, бидејќи тие се надредени еден на друг, за човечкото око сите тие се спојуваат во една боја.
На пример, Сонцето испушта бели зраци, но ако поминеме таков зрак низ призма и со тоа го разложиме на неговите составни делови, излегува дека белата боја на зракот е сложена: таа се состои од мешавина на сите бои. на виножитото. Со мешање на овие бои повторно добиваме бело.
Во астрономијата, да се проучува како се структурирани ѕвездите, т.н ѕвездени спектри. Спектарот е зрак од некој извор на светлина што минува низ призмата и се распаѓа од него на неговите составни делови. Малку отстапувајќи, можеме да кажеме дека обичното земно виножито не е ништо повеќе од спектарот на Сонцето, бидејќи неговото појавување се должи на прекршувањето на сончевата светлина во капките вода, кои во овој случај делуваат како призма.
Со цел да се добие спектар во почиста форма, научниците користат не едноставна стаклена призма, туку посебен уред - спектроскоп.
Принципот на работа на спектроскопот: знаеме како „сјае“ целосно „чист“ (идеален) прилив на светлина, знаеме и какви „пречки“ внесуваат разни нечистотии. Со споредување на спектрите, можеме да ја видиме температурата и хемискиот состав на телото што го емитирало анализираниот светлосен флукс
Ако го осветлиме процепот на спектроскопот со светлечки пареи на некоја супстанција, ќе видиме дека спектарот на оваа супстанца се состои од неколку обоени линии на темна позадина. Згора на тоа, боите на линиите за секоја супстанција се секогаш исти - без разлика дали зборуваме за Земјата или за Алфа Кентаур. Кислородот или водородот секогаш остануваат сами по себе. Според тоа, знаејќи како изгледа секој од хемиските елементи кои ни се познати на спектрограф, можеме многу точно да го одредиме нивното присуство во составот на далечните ѕвезди, едноставно со споредување на спектарот на нивното зрачење со нашиот земски „стандард“.
Имајќи список на спектри на различни супстанции, секој пат можеме точно да одредиме со која супстанција имаме работа. Доволна е и најмала примеса на која било супстанција во метална легура или карпа, а оваа супстанца ќе го открие своето присуство и ќе стане позната со сигнал во боја во спектарот.
Мешавина од пареи од неколку хемиски елементи кои не формираат хемиско соединение резултира со суперпозиција на нивните спектри еден врз друг. Од таквите спектри го препознаваме хемискиот состав на смесата. Ако светат молекули на сложена хемиска супстанција, односно хемиско соединение, кое не е разложено на атоми, тогаш нивниот спектар се состои од широки светли обоени ленти на темна позадина. За секое хемиско соединение, овие ленти се исто така секогаш дефинирани, а ние знаеме како да ги препознаеме.
Вака изгледа спектарот на нашата „родна“ ѕвезда, Сонцето
Спектарот во форма на лента што се состои од сите бои на виножитото е произведен од цврсти, течни и топли материи, на пример, влакно на електрична сијалица, стопено леано железо и црвено-жешка железна прачка. Истиот спектар се произведува од огромните маси на компримиран гас што го сочинуваат Сонцето.
Набргу откако беа откриени темни линии во спектарот на Сонцето, некои научници го забележаа овој феномен: во жолтиот дел од овој спектар постои темна линија која има иста бранова должина како светло жолтата линија во спектарот на ретка прозрачна пареа на натриум. Што значи тоа?
За да го разјаснат ова прашање, научниците спроведоа експеримент.
Беше земено врело парче вар, давајќи континуиран спектар без никакви темни линии. Пламенот на горилникот на гас што содржи натриумска пареа потоа бил поставен пред ова парче вар. Потоа, во континуираниот спектар добиен од врела вар, чија светлина поминувала низ пламенот на пламеникот, во жолтиот дел се појавила темна линија. Стана јасно дека релативно поладната натриумова пареа апсорбира или блокира зраци со иста бранова должина што самата пареа можеше да ги емитува.
Емпириски, беше откриено дека Светлечките гасови и пареи апсорбираат светлина со исти бранови должини што тие самите се способни да ја испуштаат кога се доволно загреани.
Така, следејќи ја првата мистерија - причината за боење на пламенот во една или друга боја од пареа на одредени супстанции - беше откриена втората тајна: причината за појавата на темни линии во сончевиот спектар.
Спектрална анализа во соларни истражувања
Очигледно, Сонцето - жешко тело кое емитува бела светлина, чиј спектар е континуиран - е опкружено со слој постудени, но сепак топли гасови. Овие гасови ја формираат неговата обвивка, или атмосфера, околу Сонцето. И оваа атмосфера содржи натриумова пареа, која апсорбира од зраците на сончевиот спектар зраци со иста бранова должина што натриумот е способен да емитува. Со апсорпција и задржување на овие зраци, натриумовата пареа создава во светлината на Сонцето што поминала низ неговата атмосфера и стигнала до нас, недостаток на жолти зраци со оваа бранова должина. Затоа наоѓаме темна линија на соодветното место во жолтиот дел од сончевиот спектар.
Така, бидејќи никогаш не сме биле на Сонцето, кое е оддалечено 150 милиони километри од нас, можеме да кажеме дека сончевата атмосфера содржи натриум.
На ист начин, со одредување на брановите должини на другите темни линии видливи во сончевиот спектар и споредувајќи ги со брановите должини на светлите линии што ги емитираат пареите на различни супстанции и забележани во лабораторија, можеме точно да одредиме кои се другите хемиски елементи. дел од сончевата атмосфера.
Така, беше откриено дека сончевата атмосфера ги содржи истите хемиски елементи како на земјата: водород, азот, натриум, магнезиум, алуминиум, калциум, железо, па дури и злато.
Спектрите на ѕвездите, чија светлина може да се насочи и во спектроскоп, се слични на спектарот на Сонцето. И од нивните темни линии можеме да го одредиме хемискиот состав на ѕвездените атмосфери на ист начин како што го утврдивме хемискиот состав на сончевата атмосфера од темните линии на спектарот на Сонцето.
На овој начин, научниците утврдиле дека дури и квантитативниот хемиски состав на атмосферата на Сонцето и ѕвездите е многу сличен со квантитативниот хемиски состав на земјината кора.
Најлесниот од сите гасови, од сите хемиски елементи - водородот - сочинува 42% од тежината на Сонцето. Кислородот учествува со 23% по маса. Истата сума отпаѓа на уделот на сите метали земени заедно. Јаглеродот, азот и сулфурот заедно сочинуваат 6% од сончевата атмосфера. А само 6% доаѓа од сите други елементи заедно.
Треба да се земе предвид дека атомите на водород се полесни од сите други. Затоа, нивниот број далеку го надминува бројот на сите други атоми. Од секои сто атоми во сончевата атмосфера, 90 атоми припаѓаат на водород.
Просечната густина на Сонцето е 40% поголема од густината на водата, а сепак се однесува во сите погледи како идеален гас. Густината на надворешниот видлив раб на Сонцето е приближно еден милионити дел од онаа на водата, додека густината во близина на неговиот центар е околу 50 пати поголема од онаа на водата.
Спектрална анализа и температура на ѕвездите
Спектри на ѕвезди се нивните пасоши со опис на сите ѕвездени знаци, сите нивни физички својства. Само треба да можете да ги разберете овие пасоши. Има уште многу што нема да можеме да извлечеме од нив во иднина, но и сега многу читаме во нив.
Од спектарот на ѕвездата, можеме да ја дознаеме нејзината сјајност, а со тоа и растојанието до неа, температурата, големината, хемискиот состав на нејзината атмосфера, брзината на движење во вселената, брзината на нејзината ротација околу нејзината оска, па дури и дали во негова близина има уште една невидлива ѕвезда, заедно со која се врти околу нивниот заеднички центар на гравитација.
Спектралната анализа, исто така, им дава можност на научниците да ја одредат брзината на движење на светилниците кон нас или подалеку од нас, дури и во случаи кога оваа брзина и движењето на светилниците воопшто не може да се открие на кој било друг начин.
Ако некој извор на вибрации, кој се шири во форма на бранови, се движи во однос на нас, тогаш, се разбира, се менува брановата должина на вибрациите што ги перцепираме. Колку побрзо ни се приближува изворот на вибрации, толку неговата бранова должина станува пократка. И обратно, колку побрзо се оддалечува изворот на осцилациите, толку подолго се зголемува брановата должина во споредба со брановата должина што би ја согледал набљудувач кој е неподвижен во однос на изворот.
Истото се случува и со светлината кога изворот на светлината - небесно тело - се движи кон нас. Како што ни се приближува ѕвезда, брановата должина на сите линии во нејзиниот спектар станува пократка. И кога изворот на светлина се оддалечува, брановата должина на истите линии станува подолга. Според тоа, во првиот случај линиите на спектарот се поместени кон виолетовиот крај на спектарот (т.е. кон кратки бранови должини), а во вториот случај тие се поместени кон црвениот крај на спектарот.
На ист начин, проучувајќи ја распределбата на осветленоста во спектарот на ѕвездите, ја научивме нивната температура.
Ѕвездите се црвени- најстудените. Тие се загреваат до 3 илјади степени, што е приближно еднакво на температурата во пламенот на електричен лак.
Температура жолти ѕвездие 6 илјади степени. Иста температура е и површината на нашето Сонце, кое исто така спаѓа во категоријата жолти ѕвезди. Нашата технологија сè уште не може вештачки да создаде температура од 6 илјади степени на Земјата.
Бели ѕвездиуште потопло. Нивната температура се движи од 10 до 20 илјади степени.
Конечно, најжешките ѕвезди кои ни се познати се сини ѕвезди, се загрева до 30, а во некои случаи и до 100 илјади степени.
Во внатрешноста на ѕвездите, температурата треба да биде многу повисока. Не можеме прецизно да го одредиме, бидејќи светлината од длабочините на ѕвездите не стигнува до нас: светлината на ѕвездите што ја набљудуваме се емитува од нивната површина. Можеме да зборуваме само за научни пресметки, дека температурата во Сонцето и ѕвездите е приближно 20 милиони степени.
И покрај врелината на ѕвездите, само мал дел од топлината што ја испуштаат стигнува до нас - ѕвездите се толку далеку од нас. Најмногу топлина ни доаѓа од светло-црвената ѕвезда Бетелгез во соѕвездието Орион: помалку од една десетина од милијардити дел од малата калорија 1 по квадратен сантиметар во минута.
Со други зборови, со собирање на оваа топлина со помош на конкавно огледало од 2,5 метри, во текот на една година би можеле да загрееме напрсток вода за само два степени!
Вистинското значење на откритијата на Фраунхофер не беше ценето неколку децении. Конечно, околу 1860 година, Роберт Вилхелм Бунсен (1811-1899) и Густав Роберт Кирхоф ја покажаа важноста на спектралните линии во хемиската анализа. Кирхоф студирал во Кенигсберг и на многу млада возраст, на 26 години, добил професорска позиција на Универзитетот во Бреслау (сега Вроцлав). Таму го запознал Бунсен и станале пријатели. Кога Бунсен се преселил во Хајделберг, можел и таму да најде место за Кирхоф. Во 1871 година, Кирхоф станал професор по теоретска физика во Берлин. Се вели дека Кирхоф ги заспивал студентите наместо да ги воодушевува на своите предавања, но меѓу неговите студенти биле Хајнрих Херц и Макс Планк, кои станале големи физичари.
Долго време, Кирхоф, во соработка со Бунсен, го спроведуваше своето успешно истражување. Бунсен започнал да го анализира хемискиот состав на примероците врз основа на бојата што ја давале на безбојниот оган на неговиот познат пламеник. Кирхоф одлучил дека е подобро да се користи спектроскоп за попрецизно мерење на брановата должина (боја). Кога ова беше постигнато, беа идентификувани сите линии на Фраунхофер.
Се покажа дека карактеристичната боја на пламенот се должи на светли спектрални линии со различни бранови должини за различни елементи. Секој елемент има свој карактеристичен потпис во форма на спектрални линии кои се појавуваат кога примерокот се загрева до таква температура што се претвора во жежок гас. Од спектралните линии може да се одреди хемискиот состав на примерокот што се испитува. Во писмото од 1859 година, Бунсен напишал: „Заедно со Кирхоф сега спроведуваме истражување што не држи будни. Кирхоф дошол до сосема неочекувано откритие. Тој ја пронашол причината за појавата на темни линии во спектарот на Сонцето и може да ги репродуцира овие линии... во континуираниот спектар на пламенот на истите места како линиите Фраунхофер. Ова го отвора патот за одредување хемискиот состав на Сонцето и фиксните ѕвезди..., “.
Всушност, уште во 1849 година, Жан Фуко (1819-1868) во Париз открил совпаѓање помеѓу лабораториските спектрални линии и линиите во спектарот на Сонцето. Но, поради некоја причина неговото откритие беше заборавено. Без да знаат ништо за работата на Фуко, Бунсен и Кирхоф ги повторија и подобрија неговите експерименти.
Кирхоф ги сумираше своите резултати во форма на таканаречените Кирхофови закони.
- Првиот закон на Кирхоф: Топол густ гас и цврсти материи емитуваат континуиран спектар. Се вели дека спектарот е континуиран ако ги содржи сите бои на виножитото и затоа нема темни линии.
- Кирхоф II закон: Ретко (има мала густина
ity) гасовите емитуваат спектар кој се состои од светли линии. Дали се светли?
зрачењето со специфични бранови должини се нарекуваат и емисија
ми линии.
Како што веќе беше споменато, спектарот со емисиони линии произлегува од врелиот, редок гас во пламенот на Бунсен горилникот, забележан на темна позадина. Меѓутоа, ако поставите извор на светлина зад горилникот и испратите интензивен зрак светлина низ гасот на овој пламен, тогаш можете да претпоставите дека светлината на горилникот и светлината што доаѓа од изворот зад горилникот ќе се соберат. Ако светлината што доаѓа од горилникот има континуиран спектар, тогаш можеме да очекуваме дека светлите линии на пламенот на пламеникот ќе се преклопуваат со континуираниот спектар. Но, Кирхоф не го виде ова. Наместо тоа, тој виде континуиран спектар со темни линии каде што треба да бидат линиите за емисија. И тоа го запиша во својот трет закон.
- III закон на Кирхоф: Кога континуиран спектар поминува низ редок гас, темните линии се појавуваат во спектарот.
Темните линии се нарекуваат линии на апсорпција, или линии на апсорпција. Во спектарот на Сонцето, континуираното зрачење доаѓа од долните, релативно топли (околу 5500 ° C) и густите слоеви на сончевата површина. Нагоре, светлината поминува низ поладни, потенки слоеви на сончевата атмосфера, што ги создава темните линии на Фраунхофер.
Спектралната анализа овозможи да се проучи хемискиот состав на Сонцето, па дури и на ѕвездите. На пример, две соседни темни спектрални линии „Е“ во сончевиот спектар се видливи како светли линии во спектарот на врелиот натриум гас. Од ова Кирхоф и Бунсен заклучија дека има многу натриум гас на Сонцето. Покрај тоа, тие откриле знаци на железо, магнезиум, калциум, хром, бакар, цинк, бариум и никел во сончевиот спектар. До крајот на векот биле откриени водород, јаглерод, силициум и непознат елемент, кој го добил името хелиум по грчкото име за Сонцето. Во 1895 година, хелиумот бил откриен на Земјата. Водородот има наједноставен спектар од сите елементи. Неговите спектрални линии формираат толку едноставна и хармонична серија што наставникот на Универзитетот во Базел (Швајцарија) Јохан Јакоб Балмер (1825-1898) дошол до едноставна формула за одредување на нивните бранови должини. Оваа серија на спектрални линии на водород се нарекуваат Балмерови линии.
Но, невозможно е да се одреди изобилството на елементи на Сонцето само врз основа на интензитетот на спектралните линии на секој елемент. Користејќи сложени пресметки кои ја земаат предвид температурата, беше откриено дека најзастапениот елемент на Сонцето е водородот (иако неговите спектрални линии не се многу интензивни), а на второто место е хелиумот. Уделот на сите други елементи изнесува помалку од 2% (табела, која исто така го покажува изобилството на најчестите елементи на Земјата и во човечкото тело).
Современата хемиска анализа покажува дека преостанатите ѕвезди не се многу различни од Сонцето. Имено, водородот е најчестиот елемент; нејзиниот удел е приближно 72% од масата на ѕвездата. Уделот на хелиум е околу 26%, а уделот на другите елементи останува не повеќе од 2%. Сепак, изобилството на овие конкретни тешки елементи на површината на ѕвездите многу варира од една до друга ѕвезда.
