КУРС ОБЩЕЙ АСТРОНОМИИ
АСТРОФИЗИКА Цель астрофизики – изучение физической природы и эволюции небесных тел и всей Вселенной Астрофизика делится на практическую и теоретическую. Астрофизика зародилась в начале ХIХ века, а в ХХ веке она стала ведущем разделом астрономии. Она тесно связана и с классическими разделами, а отдельные практические достижения астрофизики дают импульс развития традиционных разделов. В истории астрономии было несколько революционных открытий, которые открыли новые возможности этой древнейшей науке: 1) Применение телескопа с начала ХVII века. 2) Открытие спектрального анализа и его применение для исследования небесных тел (ХIХ в. ) 3) Появление радиоастрономии для исследований небесных тел, это позволило значительно расширить диапазон исследований электромагнитных волн Развитие этих открытий привело к тому, что астрономия стала всеволновой т. е. извлекающий информацию не только из всего диапазона электромагнитных волн, но и использующаяся для исследований таких носителей информации, как нейтрийно, космические лучи и гравитационные волны.
Электромагнитное излучение Основным источником информации о небесных телах остается электромагнитное излучение. С древнейших времен и до середины ХХ века наблюдения проводились в оптическом диапазоне электромагнитного спектра (длина волны A). Земная атмосфера не пропускает коротковолновое излучение, поэтому УФ, рентгеновское и гамма-излучение от небесных объектов стало изучаться лишь начиная с 1960 -х гг. , когда стали возможны запуски детекторов жесткого излучения в высокие слои атмосферы и за ее пределы на специализированных искусственных спутниках Земли. Радионаблюдения космических источников начались вскоре после второй мировой войны в связи с развитием методов радиолокации. Напомним основные определения. В электродинамическом (классическом) описании излучение описывается плоскими электромагнитными волнами, которые распространяются в пустоте со скоростью света . Частота монохроматической электромагнитной волны связана с длиной волны соотношением . Энергия фотона может быть выражена через частоту излучения где h - постоянная Планка. h=6, 62606896(33) 10 -34 Дж с h=6, 62606896(33) 10 -27 эрг с h=4, 13566733(10) 10 -15 эв с , 1 эв=1, 6 10 -12 эрг Постоя нная Пла нка (квант действия) — основная константа квантовой теории, коэффициент, связывающий величину энергии электромагнитного излучения с его частотой. Также имеет смысл кванта действия и кванта момента импульса. Введена в научный обиход М. Планком в работе, посвящённой тепловому излучению, и потому названа в его честь.
Электромагнитные волны Электромагни тное излуче ние (электромагнитные волны) — распространяющееся в пространстве возмущение электрических и магнитных полей. Электромагнитное излучение - электромагнитные колебания , которые возбуждаются заряженными частицами, атомами, молекулами, антеннами и другими излучающими системами. Электромагнитное излучение состоит из элементарных частиц (фотонов) и распространяется в вакууме со скоростью света. электромагнитные излучения переносится фотонами – электромагнитной частицей, не имеющей массы покоя и имеющей двойственную природу: фотон распространяется как электромагнитная волна, но поглощается и излучается как отдельная частица. Каждый фотон переносит определенный квант энергии где: h – постоянная Планка; – частота ; c – скорость света 300000 км/сек ; - длинна волны Средняя длинна волны видимой части спектра, излучаемого солнцем равна = 5000 Аº и = 6· 1014 гц (1 Аº = 10 -10 м), тогда энергия одного среднего кванта будет эрг Т. к. на каждый квадратный см. поверхности Земли к Солнцу приходит энергия 1, 69 10 -17 эрг/см 2·сек, то за 1 сек на 1 см 2 земной поверхности приходит 3· 1017 квантов, энергия кванта кроме того измеряется в электрон-вольтах (ЭВ) 1(ЭВ)=1, 6· 10 -12 эрг, т. е. для =5000 Аº; ε=2, 5 эв Энергия лучей во всем спектре эд. маг. излучений изменяется от миллионов эл. вольт (Мэв) для гамма лучей, до одной миллионной э. В (10 -6 эв) для метровых волн. Между этим крайними видами электромагнитного излучения располагаются рентгеновские, ультрафиолетовые (видимые) и инфракрасные лучи. (см. табл. )
Диапазон электромагнитных волн (ЭМВ)
Таблица длин волн и частот ЭМВ Название диапазона более 10 км менее 30 к. Гц Длинные 10 км — 1 км 30 к. Гц — 300 к. Гц Средние 1 км — 100 м 300 к. Гц — 3 МГц Короткие 100 м — 10 м 3 МГц — 30 МГц Ультракороткие 1 м — 0, 1 мм 30 МГц — 300 ГГц Инфракрасное излучение Оптическое излучение Частоты, ν Сверхдлинные Радиоволны Длины волн, λ 1 мм — 780 нм 300 ГГц — 429 ТГц Видимое излучение 780— 380 нм 429 ТГц — 750 ТГц 380 — 10 нм 7, 5× 1014 Гц — 3× 1016 Гц Рентгеновские 10 — 5× 10− 3 нм Атомные процессы при 3× 1016 — 6× 1019 воздействии ускоренных Гц заряженных частиц. Гамма менее 5× 10− 3 нм более 6× 1019 Гц Ультрафиолетовое Ионизирующее электромагнит ное излучение Источники Атмосферные явления. Переменные токи в проводниках и электронных потоках (колебательные контуры). Излучение молекул и атомов при тепловых и электрических воздействиях. Излучение атомов под воздействием ускоренных электронов. Ядерные и космические процессы, радиоактивный распад.
Млечный путь в разных диапазонах ЭМВ
Параметры звёзд (Солнца) Звезда как физическое тело характеризуется тремя основными параметрами: массой М , радиусом R* и светимостью L*. Светимость определяет количество энергии, излучаемой звездой за единицу времени, т. е. аналогична физическому понятию мощности и имеет ту же размерность: в единицах СГС, принятых в астрофизике, она измеряется в эрг/сек. Значения этих величин для Солнца равны: г 700000 км Эрг/сек Кроме фундаментальных параметров, для описания звезд используют еще производные от них величины, такие как ускорение свободного падения на поверхности звезды: =2, 7 104 см/сек 2 =6000 К ; Где - постоянная Стефана-Больцмана - это поток излучения от звезды, и определяется он как количество энергии, излучаемое звездой с единицы поверхности за единицу времени (эрг/(см 2 сек)). -это поток излучения от звезды на расстоянии d от нее это
Звёздные величины С точки зрения физики, видимую яркость, или блеск звезд надо характеризовать создаваемыми ими освещенностями. Однако, это не очень удобно (освещенности слишком малы), и самое главное, исторически сложилось так, что блеск звезд стали измерять задолго до введения физиками понятия освещенность, используя внесистемную единицу измерения - звездную величину m*. Звездные величины были введены Гиппархом во II веке до н. э. Он разделил видимые невооруженным глазом звезды по степени их яркости на шесть классов - звездных величин. Самые яркие звезды принадлежали к первому классу - имели первую звездную величину, а самые слабые принадлежали к шестому классу и имели шестую звездную величину (обозначение соответственно 1 m и 6 m). Таким образом, важно запомнить, что чем больше звездная величина, тем слабее звезда. Связь между освещенностями и звездными величинами была установлена в XIX веке Погсоном, и она определяет отношение освещенностей, создаваемых двумя звездами, через разность их звездных величин:
Спектры звезд. Эффект Допплера Кроме рассмотренных выше интегральных (по всем длинам волн) освещенностей E, создаваемых звездами, можно ввести еще монохроматические освещенности определяемые как количество энергии, приходящее от звезды на перпендикулярную единичную площадку за единицу времени в единичном интервале длин волн ([ Е ]=эрг/(см 2 сек Å )). У разных звезд на разные длины волн приходится различное количество энергии, поэтому рассматривают распределение энергии по длинам волн и называют его еще спектральным распределением энергии или просто спектром звезды. В зависимости от температуры звезды максимум в спектральном распределении приходится на разные длины волн. Чем звезда горячее, тем на меньшие длины волн приходится максимум ее спектрального распределения энергии. Поэтому горячие звезды по цвету являются голубыми и белыми, а холодные - желтыми и красными. В спектрах звезд на фоне непрерывного спектра заметны многочисленные темные относительно узкие линии поглощения. Они образуются при переходах между энергетическими уровнями различных атомов и ионов в поверхностных слоях звезды. Каждый переход характеризуется вполне определенной длиной волны. Однако в наблюдаемых спектрах звезд длины волн этих переходов Не совпадают с лабораторными длин волн этих переходов 0 . Причиной этого является движение звезд относительно Земли. Вследствие движения звезды все наблюдаемые длины волн смещаются относительно своих лабораторных значений, благодаря эффекту Допплера. Если звезда к нам приближается, линии в ее спектре смещаются в синюю область спектра, а если удаляется от нас, то в красную. Величина смещения z зависит от скорости звезды вдоль луча зрения vr: Здесь c=300 000 скорость света в вакууме. Таким образом, изучая смещения линий км/сек в спектрах звезд и других небесных тел относительно их лабораторных положений, мы можем получить это богатую информацию о лучевых скоростях звезд, о скоростях расширения оболочек звезд (звездный ветер, взрывы Новых и Сверхновых звезд), изучать спектрально-двойные звезды.
СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЁЗД Звёзды различаются по цвету, который зависит от температуры, также звёзды различаются и по химическому составу. Универсальной градацией звёзд по этим факторам является их спектр. По спектру звезды можно узнать ее светимость (а значит, и расстояние до нее), ее температуру, размер, химический состав ее атмосферы, как качественный, так и количественный, скорость ее движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой, невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести. Существует детально разработанная классификация звездных классов (гарвардская). Классы обозначены буквами, подклассы - цифрами от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В классе О подклассы начинаются с О 5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам. Она выглядит так: О - B - A - F - G - K – M. Среди холодных красных звезд, кроме класса М, есть две другие разновидности. В спектре одних вместо полос молекулярного поглощения окиси титана характерны полосы окиси углерода и циана (в спектрах, обозначаемых буквами R и N), а среди других характерны полосы окиси циркония (класс S). Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна. Цвета звезд различных классов различны: О и В - голубоватые звезды, А - белые, F и G - желтые, К - оранжевые, М - красные. Существует также и разделение звёзд по их размеру. Все эти особенности звёзд учитывает диаграмма Грерцшпрунга- Рессела.
ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА- РЕССЕЛА
Источник энергии звёзд Наиболее очевидным свойством звезд является то, что они светятся, точнее, являются самосветящимися телами. За счет чего покрываются их энергетические потери? Этот вопрос возник, как только был сформулирован закон сохранения энергии, однако найти исчерпывающий ответ на него сумели лишь век спустя. Обычно думают, что главная трудность проблемы - в огромной мощности выделения энергии на Солнце и звездах. В действительности дело вовсе не в этом. Удельный темп энерговыделения на Солнце и в звездах более чем скромный. Так, в расчете на один грамм своего вещества Солнце ежесекундно выделяет всего по 2 эрга. По обыденным земным меркам это совершенно ничтожный темп энерговыделения - как в куче гниющих осенних листьев. В человеческом теле темп выделения энергии на четыре порядка (!) выше, чем в Солнце. Однако чтобы поддерживать такой уровень производства энергии, нам нужно трижды в день есть. А Солнце (и звезды) светят миллиарды лет, не питаясь. Итак, истинная проблема состоит в том, что звезды светят очень и очень долго. За это время они успевают высветить действительно огромные количества энергии. Откуда же она черпается? Как уже говорилось, вопрос был поставлен в 40 -е годы XIX века, с открытием закона сохранения энергии. Сразу же стало ясно, что источником энергии в принципе может быть гравитация. Так, Роберт Мейер, один из отцов закона сохранения энергии, полагал, что Солнце светится за счет кинетической энергии выпадающего на него метеорного вещества. Любопытно, что в течение многих десятилетий гипотеза Мейера считалась чуть ли не смехотворной и упоминалась лишь как исторический курьез. Однако теперь мы знаем, что модернизированный вариант механизма Мейера - аккреция - играет в мире звезд важную роль. Другой пионер принципа сохранения энергии Герман Гельмгольц предположил, что свечение Солнца может поддерживаться его медленным вековым сжатием, что приводит, разумеется, к выделению гравитационной энергии. Вскоре вслед за Гельмгольцем Дж. Томсон ( лорд Кельвин) уточнил его оценку времени такого сжатия, учтя неоднородность в распределении солнечного вещества вдоль радиуса. За счет такого, как мы теперь говорим, кельвиновского сжатия Солнце могло бы, заметно не меняясь, светить лишь десятки миллионов лет. Любопытно, что сам Кельвин, а вслед за ним и многие другие, рассматривали это как серьезный аргумент против правильности дарвиновских представлений о биологической эволюции, требовавшей по крайней мере на порядок больших времен. В конце XIX века вера в закон сохранения энергии была незыблема - а никакого другого источника энергии звезд, кроме самогравитации, видно не было. Правда, оценки возраста Земли, получавшиеся средствами геологии, давали по крайней мере сотни миллионов лет, что указывало на необходимость поиска какого-то дополнительного источника солнечной энергии.
К середине 20 -х годов выяснилось, что таким источником в принципе могли бы служить ядерные реакции, ведущие к превращению водорода в гелий. Масса четырех протонов слегка превосходит массу ядра атома гелия - альфа-частицы, так что при таком процессе превращалось бы энегрию около 0. 7% массы покоя. Но по соотношению Эйнштейна E = mc 2 при превращении в энергию даже очень малой массы m выделяется колоссальная энергия, так как множитель пропорциональности - квадрат скорости света c 2 - очень велик (в системе СГС - порядка 1021). Горячим проповедником идеи термоядерного горения водорода в 20 -е годы был фактический создатель теории внутреннего строения звезд А. Эддингтон. Температура в центре Солнца, рассчитанная Эддингтоном (20 млн кельвинов) и оказавшаяся, как мы теперь твердо знаем, близкой к действительной (15. 5 млн кельвинов), явно недостаточна для того, чтобы за счет кинетической энергии своего теплового движения протоны могли преодолеть электростатическое кулоновское отталкивание и сблизиться настолько, чтобы вступили в игру ядерные силы. Расхождение было очень серьезным - на три порядка по температуре. "Пойдите поищите местечко погорячее" - вот что постоянно слышал Эддингтон от своих коллег-физиков. . . Решение проблемы пришло с развитием квантовой механики. Согласно принципу неопределенности Гейзенберга, говорить о точном местоположении частицы не имеет смысла - она как бы размазана по некоторой области пространства и с разной вероятностью может быть обнаружена в разных местах. Это, в частности, делает возможным присутствие частицы и в тех областях пространства, где классические законы сохранения энергии и импульса это строго запрещают. В итоге непреодолимый для классической частицы кулоновский потенциальный барьер становится как бы "полупрозрачным" (так называемый туннельный эффект). .
Первый способ – это CN-цикл, или цикл Бете. Вот эта цепочка реакций: 13 N + γ → 12 C + 1 H → 13 N 13 C + e+ + ν → 13 C + 1 H → 14 N + γ 14 N + 1 H → 15 O + γ 15 O 15 N + e+ + ν → 15 N + 1 H → 12 C + 4 He Ее итогом является, очевидно, слияние четырех протонов в a-частицу, а углерод, азот и кислород выступают лишь как катализаторы. При всей кажущейся очевидности последнего утверждения оно нуждается в оговорке, имеющей важное значение для астрономов: на начальном этапе работы цикла, пока еще не установился стационарный режим, большая часть углерода превращается в азот, а оставшийся углерод приобретает специфический изотопный состав, резко отличающийся от того, который имеется на Земле и в атмосфере Солнца. По этим признакам можно с уверенностью опознавать вещество, подвергшееся переработке в CN-цикле. Второй способ синтеза альфа-частиц в звездах - так называемая pp-цепочка: 1 H + 1 H → 2 D + e+ + ν 2 D + 1 H → 3 He + γ 3 He + 3 He 4 He + 21 H → p + p → ²D + e+ + νe ²D + p → 3 He + γ 3 He + 3 He → 4 He + 2 p + 1. 4 Мэв + 5. 49 Мэв + 12. 85 Мэв
Цикл бете (CN-цикл)
Общие сведения о Солнце Масса Мs ~ 1, 9891× 1030 кг Объём Vs ~ 1, 4122× 1027 м 3 Средняя плотность 1409 кг/м³ Светимость Ls=3, 86× 10 23 к. Вт Эффективная температура поверхности (фотосфера) 5780 К Период вращения (синодический) изменяется от 27 суток на экваторе, до 32 суток у полюсов Ускорение свободного падения 274 м/с2
Строение солнца
Солнечная активность СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ. Активная область на Солнце – (АО) – это совокупность изменяющихся структурных образований в некоторой ограниченной области солнечной атмосферы, связанная с усилением в ней магнитного поля от значений 10– 20 до нескольких (4– 5) тысяч эрстед. В видимом свете наиболее заметным структурным образованием активной области являются темные, резко очерченные солнечные пятна, часто образующие целые группы. Обычно среди множества более или менее мелких пятен выделяются два крупных, образующих биполярную группу пятен с противоположной полярностью магнитного поля в них. Отдельные пятна и вся группа обычно окружены яркими ажурными, похожими на сетку структурами – факелами. Здесь магнитные поля достигают значений в десятки эрстед. В белом свете факелы лучше всего заметны на краю солнечного диска, однако, в сильных спектральных линиях (особенно водорода, ионизованного кальция и др. элементов), а также в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра, они значительно ярче и занимают большую площадь. Протяженности активной области достигают нескольких сотен тысяч километров, а время жизни – от нескольких дней до нескольких месяцев. Как правило, их можно наблюдать практически во всех диапазонах солнечного электромагнитного спектра от рентгеновских, ультрафиолетовых и видимых лучей до инфракрасных и радио волн. На краю солнечного диска, когда активная область видна сбоку, над нею, в солнечной короне в эмиссионных линиях часто наблюдаются протуберанцы – огромные плазменные «облака» причудливых форм. Время от времени в активной области происходят внезапные взрывы плазмы – солнечные вспышки. Они порождают мощное ионизующее излучение (в основном, рентгеновское) и проникающее излучение (энергичные элементарные частицы, электроны и протоны). Высокоскоростные корпускулярные плазменные потоки изменяют структуру солнечной короны. Когда Земля попадает в такой поток, деформируется ее магнитосфера и возникает магнитная буря. Ионизующее излучение сильно влияет на условия в верхних слоях атмосферы и создает возмущения в ионосфере. Возможны влияния и на многие
Группа солнечных пятен
Физические особенности солнечных пятен. Пятна и особенно группы солнечных пятен – наиболее заметные активные образования в фотосфере Солнца. Известно множество случаев, когда большие пятна на Солнце наблюдались невооруженным глазом через закопченное стекло. Пятна всегда связаны с появлением сильных магнитных полей с напряженностью до нескольких тысяч эрстед в солнечной активной области. Магнитное поле замедляет конвективный перенос тепла, из-за чего температура фотосферы на небольшой глубине под пятном уменьшается на 1– 2 тысячи К. Пятна зарождаются в виде множества мелких пор, часть которых скоро гибнет, а некоторые разрастаются в темные образования с яркостью раз в 10 меньшей, чем у окружающей фотосферы. Тень солнечного пятна окружена полутенью, образованной радиальными по отношению к центру пятна волоконцами. Продолжительность существования солнечных пятен – от нескольких часов и дней до нескольких месяцев. Большинство солнечных пятен образуют вытянутые примерно вдоль солнечного экватора пары – биполярные группы солнечных пятен с противоположной полярностью магнитных полей у восточных и западных членов группы. Количество солнечных пятен и образованных ими биполярных групп циклически (т. е. за непостоянный интервал времени, в среднем близкий к 11 годам) меняется: сначала сравнительно быстро увеличиваясь, а затем медленно убывая.
Фотосферные факелы. Вокруг пятен часто наблюдаются яркие площадки, называемые факелами от греческого слова факелос (пучок, факел). Это начальная фаза проявления солнечной активности, лучше всего заметная вблизи края солнечного диска, где контраст с невозмущенным фоном фотосферы достигает 25– 30%. Факелы выглядят как совокупность мелких ярких точек (факельных гранул размером в сотни километров), образующих цепочки и ажурную сетку. Они есть практически в любой активной области на Солнце, и их появление предшествует образованию пятен. Вне активных областей факелы периодически появляются в полярных областях Солнца. Флоккулы. В хромосфере над факелами наблюдаются их продолжения, имеющие сходную структуру и называемые флоккулами (от латинского флоккулис – маленький клочок, пушинка). Это проявление солнечной активности в хромосфере, хорошо заметное на диске Солнца при наблюдении в спектральных линиях водорода, гелия, кальция
Протуберанцы и волокна. Наибольших размеров могут достигать активные образования в солнечной короне – протуберанцы. Это облака хромосферного вещества в короне, поддерживаемые магнитными полями. Они обладают волокнистой и клочковатой структурой и состоят из движущихся нитей и сгустков плазмы, отличаясь исключительным многообразием форм: иногда это как бы спокойные стога сена, иногда – закрученные воронки, напоминающие грибы лисички, или кустарники, нередко это фигуры самых причудливых форм. Они сильно различаются также и по своим динамическим особенностям, начиная от спокойных долгоживущих образований вплоть до внезапно взрывающихся эруптивных протуберанцев. Наиболее долгоживущие, медленно изменяющиеся спокойные протуберанцы подобны занавесям, почти вертикально висящим на силовых линиях магнитного поля. При наблюдении на диске Солнца такие протуберанцы проецируются в длинные узкие волокна, которые на изображениях Солнца в красной спектральной линии водорода выглядят темными. Это объясняется тем, что вещество протуберанцев поглощает фотосферное излучение только снизу, а рассеивает его по всем направлениям.
ЭРУПТИВНЫЙ СОЛНЕЧНЫЙ ПРОТУБЕРАНЕЦ, сфотографированный во время полного солнечного затмения. СОЛНЕЧНЫЙ ПРОТУБЕРАНЕЦ (Земля обозначена голубым шариком)
Солнечные вспышки. В хорошо развитой активной области иногда внезапно происходит взрыв небольшого объема солнечной плазмы. Это наиболее мощное проявление солнечной активности называется солнечной вспышкой. Оно возникает в области изменения полярности магнитного поля, где в малой области пространства «сталкиваются» сильные противоположно направленные магнитные поля, в результате чего существенно меняется их структура. Обычно солнечная вспышка характеризуется быстрым ростом (до десятка минут) и медленным спадом (20– 100 мин. ). Во время вспышки возрастает излучение практически во всех диапазонах электромагнитного спектра. В видимой области спектра это увеличение сравнительно невелико: у самых мощных вспышек, наблюдаемых даже в белом свете на фоне яркой фотосферы, оно составляет не более полутора – двух раз. Зато в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра и, особенно, в радиодиапазоне на метровых волнах это увеличение очень велико. Иногда наблюдаются всплески гамма лучей. Примерно половина общей энергии вспышки уносится мощными выбросами плазменного вещества, которое проходит через солнечную корону и достигает орбиты Земли в виде корпускулярных потоков, взаимодействующих с земной магнитосферой, что иногда приводит к появлению полярных сияний.
Полярное сияние
ПОЛЯРНОЕ СИЯНИЕ Как правило, вспышки сопровождаются выбросом высокоэнергичных заряженных частиц. Если во время вспышки удается зарегистрировать протоны, то такая вспышка называется «протонной» . Потоки энергичных частиц от протонных вспышек представляют серьезную опасность для здоровья и жизни космонавтов в космическом пространстве. Они могут вызывать сбои в работе бортовых компьютеров и других приборов, а также их деградацию. Самые мощные вспышки видны даже в «белом свете» на фоне яркой фотосферы, но такие события весьма редки. Впервые такую вспышку 1 сентября 1859 независимо наблюдали в Англии Кэррингтон и Ходжсон. Наблюдать солнечные вспышки легче всего в красной линии водорода, излучаемой хромосферой. В радио диапазоне усиление радио яркости в активных областях бывает настолько велико, что полный поток энергии радиоволн, идущих от всего Солнца, возрастает в десятки и даже многие тысячи раз. Эти явления называются всплесками радиоизлучения Солнца. Всплески проявляются на всех длинах волн – от миллиметровых до километровых. Они создаются распространяющимися в солнечной короне ударными волнами, порожденными вспышкой. Их сопровождают потоки ускоренных протонов и электронов, вызывающих нагрев плазмы в хромосфере и короне до температур в десятки миллионов кельвинов. Считается, что наиболее вероятным источником энергии, выделяющейся во время солнечной вспышки, является магнитное поле. При усилении напряженности магнитного поля в некоторой области хромосферы или короны происходит накопление большого количества магнитной энергии. При этом могут возникать неустойчивые состояния, приводящие к почти мгновенному взрывному процессу выделения энергии, соизмеримой с энергией миллиардов ядерных взрывов. Все явление длится от нескольких минут до нескольких десятков минут, за которые выделяется до 1025– 1026 Дж (1031 -1032 эрг) в виде энергичного выброса плазмы и потока солнечных космических лучей, а также электромагнитного излучения всех диапазонов – от рентгеновского и гамма-излучения до метровых радиоволн. Жесткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучения от вспышек изменяют состояние земной атмосферы, вызывая магнитные возмущения, которые оказывают существенное воздействие на всю атмосферу Земли, обуславливая многие геофизические, биологические и другие явления.
Солнечная система уже существует миллиарды лет. Все это время планеты кружатся вокруг Солнца, вращаются вокруг собственной оси. Солнечная Система не находится в идеально пустом пространстве. Планеты сталкиваются с метеоритами, а за миллиарды лет были очень вероятны столкновения с большими астероидами. Каждое такое столкновение должно было изменять обриты планет, постепенно преобразуя Солнечную систему из упорядоченной в хаотичную, выбрасывая какието планеты из Солнечной системы, а какие-то к самому Солнцу. Тем не менее, порядок в Солнечной системе сохраняется, радиусы орбит планет приближенно удовлетворяют правилу Тициуса -Боде, с помощью которого даже был открыт пояс астероидов. Правило Тициуса-Боде a = 0. 1(3*2 n+4) астр. ед. , где: а -- среднее расстояние от планеты до Солнца в астрономических единицах; n = "минус бесконечность" для Меркурия; n = 0 для Венеры; n = 1 для Земли; n = 2 для Марса; n = 3 для пояса астероидов (обломки Фаэтона? ); n = 4 для Юпитера. . .
ОРБИТАЛЬНЫЕ ПАРАМЕТРЫ Название Большая полуось (а. е. ) Меркурий 0. 38709830982 0. 205631752 7. 0049863889 87. 96843362 0. 00 47. 87 Венера 0. 72332981996 0. 006771882 3. 3946619444 224. 6954354 177. 36 35. 02 Земля 1. 00000101778 0. 016708617 0. 0 365. 24218985 23. 45 29. 79 Марс 1. 52367934191 0. 093400620 1. 8497263889 686. 92970957 25. 19 24. 13 Юпитер 5. 20260319132 0. 048494851 1. 3032697222 4330. 5957654 3. 13 13. 06 Сатурн 9. 55490959574 0. 055508622 2. 4888780556 10746. 940442 25. 33 9. 66 Уран 19. 21844606178 0. 046295899 0. 77319611 30588. 740354 97. 86 6. 80 Нептун 30. 11038686942 0. 008988095 1. 7699522 59799. 900456 28. 31 5. 44 Плутон 39. 5181761979 0. 2459387823 17. 1225991666 90738. 995 122. 52 4. 74 Эксцентриситет Наклон к эклиптике 1/ (град) Период обращения (сут) Наклон оси (град) Орбит. скорость (км/с)
Происхождение вселенной В 1929 году Хаббл открывает эффект так называемый эффект «красного смещения» . Он утверждает, что во всех наблюдаемых спектрах всех наблюдаемых галактик он видит красную подсветку в части спектра. Он брал в пример наблюдателя, стоящего около источника света, который удалялся или приближался. При удалении источника света мы наблюдаем красный свет спектра, а приближении - фиолетовый. <V • • источник света h - длина волны неподвижного источника света h’- длина волны движущегося источника света h’/ h = 1+V/C если V>0 то h’>h V=HR - Закон Хаббла где R- расстояние до исследуемой галактики H- постоянная Хаббла V- скорость разбегания галактики H=15 км/с на 1 млн. световых лет V>
Скачать презентацию КУРС ОБЩЕЙ АСТРОНОМИИ АСТРОФИЗИКА Цель астрофизики
Астрофизика.ppt