Текст книги "101 ключевая идея: Астрономия"

Автор книги: Джим Брейтот

сообщить о нарушении

Текущая страница: 9 (всего у книги 11 страниц)

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР

Феномен солнечного ветра легче всего обнаружить при наблюдении кометы с видимым хвостом. Хвост кометы всегда направлен от Солнца, независимо от направления ее движения. Это происходит из-за воздействия заряженных частиц, таких как протоны и электроны (для таких частиц используется собирательное название плазма), которые излучаются солнечной короной со скоростью порядка нескольких сотен километров в секунду. Космические зонды измерили силу солнечного ветра на различных расстояниях от Солнца, определили виды частиц, их концентрацию и скорость. На изображениях, полученных от SOHO, космического зонда, предназначенного для изучения Солнца, можно видеть «дыры» в солнечной короне, которые являются выпускными каналами для частиц солнечного ветра. Частицы, вылетающие из постоянных дыр над полюсами Солнца, движутся почти вдвое быстрее, чем частицы, вылетающие из экваториальных дыр.

Плазма солнечного ветра очень хорошо проводит тепло, поэтому она разогревается и ускоряется по мере удаления от Солнца. Движение заряженных частиц солнечного ветра создает магнитное поле, которое, в свою очередь, распространяет действие магнитного поля Солнца далеко в космос. Из-за вращения Солнца линии расширенного магнитного поля закручиваются спиралью. Солнечные вспышки выбрасывают в космос заряженные частицы с очень высокими скоростями, которые прибавляются к постоянному потоку заряженных частиц из солнечной короны.

Магнитное поле Земли улавливает заряженные частицы солнечного ветра в двух тороидальных поясах вокруг Земли, которые называются радиационными поясами Ван Аллена. Внутренний пояс простирается от высоты около 2000 км до 5000 км. Внешний пояс простирается от 12 000 до примерно 20 000 км над поверхностью планеты. На траектории земной орбиты концентрация протонов солнечного ветра изменяется в несколько сотен раз, а их скорости варьируют в пределах от 300 км/с до 700 км/с. Эти вариации иногда вызывают возмущения в магнитном поле Земли, которые сильно ухудшают возможности радиосвязи.

См. также статьи «Кометы», «Солнце 2».

СОЛНЦЕ 1: СТРУКТУРА

Солнце представляет собой светящуюся сферу раскаленных газов примерно в 100 раз больше Земли. Солнце – слабопеременная звезда типа желтого карлика, спектрального класса G, излучающая энергию порядка 4×10 ²⁶Вт/с. Его масса составляет 2×10 ³⁰кг, средняя плотность в 1,4 раза превышает плотность воды. Хорошо очерченная светоизлучающая поверхность Солнца называется фотосферой. Толщина фотосферы как слоя – около 300 км. Сила тяготения на поверхности Солнца примерно в 28 раз превосходит земную. Температура фотосферы составляет около 6000К. Фотографии, сделанные с помощью красных фильтров, показывают, что фотосфера покрыта слоем газов толщиной около 20 000 км, который называется хромосферой. На фотографиях, сделанных во время затмения, можно увидеть, что Солнце окружено разряженными газами, протягивающимися далеко в космос; они называются солнечной короной.

Внутри Солнца находится ядро, где происходит реакция ядерного синтеза, в процессе которой высвобождаются фотоны и кванты гамма-излучения. По пути от ядра наружу фотоны взаимодействуют с быстро движущимися атомными ядрами и электронами, пока не достигают области, называемой зоной конвекции, где ядра и электроны соединяются в виде атомов и ионов. Внешняя граница этой области образует фотосферу. Внутренняя часть Солнца между энерго-производящим ядром и зоной конвекции называется зоной излучения. Вещество в этой зоне представляет собой плотный газ, состоящий из разрозненных ядер и электронов со слишком высокой кинетической энергией для образован и я атомов и йонов. Воздействие силы тяготения на вещество в зоне излучения сталкивается с противодействием в виде внешнего давлен и я газовых масс при условии, что газ продолжает разогреваться постоянным потоком излучения из ядерной "топки" в ядре Солнца.

Напоминаем: ни при каких обстоятельствах не смотрите на Солнце без защитных фильтров, так как это может привести к повреждению зрения.

См. также статьи "Ядерный синтез", "Звезды 2".

СОЛНЦЕ 2: СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ

На фотографиях солнечной фотосферы, сделанных с высоким разрешением, видно, что она имеет гранулированную, или пятнистую, структуру. Пятна представляют собой конвекционные ячейки шириной примерно 1000 км. Эти конвекционные ячейки являются частью конвекционной зоны, которая, как считается, составляет до 0,3 радиуса Солнца. Каждая гранула существует не более нескольких минут, по мере того как раскаленное вещество поднимается вверх в ее центре, а затем остывает и опускается вниз по краям. Хромосферой называется тонкий слой газа, гораздо менее плотного, чем фотосфера, и находящегося над ней. Температура хромосферы меняется от 4000К на границе фотосферы до более 20 000К на границе хромосферы. Реактивные струи газа, которые называются спикулами, поднимаются с высокой скоростью до высоты 10 000 км и падают, исчезая через 10–20 минут. Спикулы возникают по границам супергранул, которые представляют собой крупные группы гранул неправильной формы. Газовые потоки пересекают фотосферу от центральных регионов супергранулы до ее границ, где газ опускается обратно в ее недра.

Солнечная корона – это оболочка горячего газа, окружающая Солнце и простирающаяся на разные расстояния во всех направлениях от Солнца. Ее плотность составляет около 1 миллионной миллионной плотности фотосферы, [36]36
  Плотность вещества в фотосфере (0,01–0,05)×10 ⁶г/см3.


[Закрыть]а температура достигает почти 2 млн. градусов. На ультрафиолетовых изображениях короны, сделанных космическим зондом SOHO, можно видеть дыры в солнечной короне, которые играют роль выпускных клапанов для солнечного ветра. Во время мощных извержений в короне происходят выбросы солнечного газа в космос на огромные расстояния. Кроме того, из фотосферы вырастают гигантские дуги, состоящие из солнечного вещества и называемые протуберанцами. Протуберанцы продолжаются несколько дней или даже недель, а затем их активность затухает. Солнечные вспышки отличаются еще большей мощностью. При солнечной вспышке из фотосферы происходит выброс огромного количества вещества и излучения, а отдельные участки фотосферы внезапно нагреваются до температур более 5 000 000К.

См. также статью «Солнечный ветер».

СОЛНЦЕ 3: СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА

Солнечные пятна, возникающие в фотосфере, имеют неправильную форму и варьируют по размеру от 10 000 км и более. Солнечное пятно существует от нескольких часов до нескольких месяцев, а потом исчезает. Часто возникают группы солнечных пятен; каждое пятно имеет свой темный центр с температурой около 4000К. Этот темный участок, который называется тенью, окружен более светлым регионом с температурой около 5000К, называемым полутенью.

Солнечные пятна движутся по солнечному диску, так как Солнце постоянно вращается, совершая полный оборот вокруг своей оси примерно за 4 недели. Чем дальше солнечное пятно расположено от экватора, тем больше времени ему требуется на полный оборот вместе с вращающимся Солнцем. Солнечные пятна вблизи экватора совершают полный оборот примерно за 25 дней, тогда как солнечные пятна около полюсов совершают полный оборот за 35 дней. Причина заключается в том, что Солнце представляет собой шар газообразного материала и скорость его вращения уменьшается вместе с уменьшением широты.

Каждые 11 лет количество солнечных пятен в фотосфере увеличивается до максимального, а затем уменьшается до минимума. Максимальное количество солнечных пятен наблюдалось в 1989 и 2000 году; следующий максимум произойдет в 2011 году. В 1986 году на Солнце было очень мало пятен. В каждом 11 – летнем цикле солнечные пятна сначала появляются в 30° к северу и югу от экватора и постепенно приближаются к экватору. Через 11 лет они оказываются в экваториальной области, перед тем как исчезнуть и вновь появиться в 30° к северу и югу от экватора. Солнечные пятна связаны с магнитным полем Солнца, так как пятна в тыловой зоне, движущиеся группой, имеют противоположный магнитный заряд по сравнению с пятнами во фронтальной группе. Кроме того, магнитная полярность, связанная с солнечными пятнами, испытывает инверсию каждые 11 лет, когда полярность магнитных полюсов Солнца меняется на противоположную.

Яркие пятна в фотосфере, называемые факелами, или флоккулами, наблюдаются незадолго до появления солнечных пятен. Кроме того, считается, что темные "волокна", наблюдаемые в окрестностях факелов и солнечных пятен, состоят из хромосферного вещества, изогнутого в огромные дуги под воздействием магнитного поля. Когда эти дуги наблюдаются у края солнечного диска, они образуют протуберанцы, которые могут существовать в течение нескольких месяцев.

См. также статью «Солнце 1».

СПЕКТР ОПТИЧЕСКИЙ

Свет звезды состоит из непрерывного спектра цветов. Спектр солнечного света можно видеть в радуге или пропустив луч света через призму и наблюдая выходной луч на экране. В обоих случаях наблюдается непрерывная полоса цветов от красного и оранжевого через желтый и зеленый до голубого и фиолетового. С помощью спектроскопа (прибора, предназначенного для разложения луча света на составляющие цвета) можно наблюдать спектр любого источника света. [37]37
  Спектры! оптические относят к области ультрафиолетового, видимого и инфракрасного излучения. Помимо оптических существуют спектры радиоволн, звуковые, молекулярные, рентгеновского излучения, колебаний, массы и др.


[Закрыть]Каждый цвет спектра соответствует свету с определенной длиной волны, изменяющейся в пределах от 0,0004 мм для голубого света до примерно 0,0007 мм для красного цвета.

Лампа накаливания тоже дает постоянный спектр, но газовые лампы, такие, как натриевая или неоновая лампа, дают спектр состоящий из ярких линий разного цвета. Расположение линий, а следовательно, длина волн в таком спектре характерна для атомов, присутствующих в источнике света, что называется линейчатым эмиссионным спектром. Измерив длину волны каждого цвета в линейчатом эмиссионном спектре, можно определить химические элементы, присутствующие в источнике света, так как каждый вид атомов соответствует конкретному химическому элементу.

Солнечный спектр содержит темные вертикальные линии, которые видны на фоне непрерывного спектра. Эти линии поглощения соответствуют определенным длинам волн и возникают из-за того, что некоторые цвета, составляющие свет солнечной фотосферы, поглощаются газами во внешней короне. Расположение линий поглощения, как и расположение линий в эмиссионном спектре, можно использовать для определения химических элементов, присутствующих в темных участках. Гелий был открыт в 1868 году Норманом Локьером [38]38
  Локьер Джозеф Норман (1836–1920) – английский астроном, один из пионеров астроспектроскопии. Исследовал спектр Солнца. Открыт гелий независимо от П. Женсена.


[Закрыть]в результате наблюдения и измерения линий спектра солнечного света.

См. также статью «Солнце 2».

ТЕЛЕСКОПЫ 1: РЕФРАКТОРЫ И РЕФЛЕКТОРЫ

Телескоп предназначен для увеличения отдаленных объектов или для усиления яркости точечных объектов, таких, как звезда. Простой телескоп-рефрактор состоит из двух выпуклых линз, объектива и окуляра. Объектив формирует реальное изображение отдаленного объекта в своей фокусной плоскости. При нормальной настройке наблюдатель, глядящий в окуляр, видит увеличенное виртуальное изображение реального объекта.

Чем шире объектив телескопа, тем больше света может быть собрано от точечного объекта, такого, как звезда, поэтому широкоугольный объектив позволяет видеть звезды слишком тусклые для наблюдения с более узким объективом. Кроме того, чем шире объектив, тем большее количество деталей можно разглядеть на изображении протяженного объекта. В больших оптических телескопах в качестве объектива для фокусировки света используется широкое вогнутое зеркало. Это делается потому, что большие зеркала проще изготовить и ими легче пользоваться, чем большими линзами. Небольшое зеркало, расположенное в околофокусной точке вогнутого зеркала, используется для отражения света в окуляр. Хроматическая аберрация [39]39
  Для синих лучей главное фокусное расстояние меньше, чем для красных. Это явление и называется хроматической аберрацией объектива.


[Закрыть]устраняется в объективе благодаря использованию вогнутого зеркала вместо выпуклых линз. Кроме того, если вогнутое зеркало имеет параболическую форму, оно устраняет и сферическую аберрацию. [40]40
  Центральные и краевые зоны линзы собирают лучи в разные точках главной оптической оси, что и выпытает сферическую аберрацию, делая изображение нечетким.


[Закрыть]

См. также статьи «Окуляр», «Космический телескоп „Хаббл“».

ТЕЛЕСКОПЫ 2: СИЛА И МОЩЬ

Основными характеристиками любого телескопа являются диаметр входного отверстия D (диаметр объектива – линзового или зеркального) и фокусное расстояние f o, определяющие относительное отверстие А =D/f _o, которое часто называют светосилой инструмента. Строго говоря, светосила это А ²= (D/f _o) ². Для визуальных наблюдений протяженных объектов весьма существенно увеличение телескопа – характеристика, которая сообщает пользователю во сколько раз увеличенный образ больше наблюдаемого объекта.

Увеличение телескопа М равно отношению f _o/f _o, где f _o– фокусное расстояние объектива, f – фокусное расстояние окуляра. Наибольшее допустимое увеличение при спокойном состоянии атмосферы M max= 2D, где D – диаметр объектива в миллиметрах. При наблюдениях зрачок глаза совмещается с выходным зрачком системы; поэтому выходной зрачок системы не должен быть больше зрачка глаза наблюдателя (то есть больше 8 мм в диаметре). Иначе часть света, собранного объективом, не попадет в глаз и будет потеряна. Таким образом, увеличение телескопа должно быть больше 1/8 диаметра объектива в миллиметрах, если считать, что диаметр зрачка глаза наблюдателя 8 мм.

Телескоп собирает больше света, чем невооруженный глаз, так как линза объектива гораздо шире зрачка глаза. Это преимущество имеет важное значение в астрономии. Количество света, собираемого телескопом, зависит от площади линзы объектива, а количество света, собираемое невооруженным глазом, зависит от площади зрачка глаза. Следовательно, количество света, собираемого входным зрачком телескопа, иначе – собирательная способность, то есть способность обнаруживать слабые источники света, возрастает пропорционально отношению квадрата диаметра объектива к квадрату диаметра зрачка.

Оптическая мощь

Оптическая мощь (или проницающая сила) телескопа определяется предельной звездной величиной звезд, видимых в телескоп в безлунную ночь при идеальных атмосферных условиях. К примеру, телескоп с объективом диаметром 100 мм по сравнению со зрачком глаза диаметром 10 мм дает в 100 раз более сильное увеличение (100 ²/10 ²), что соответствует дополнительным пяти звездным величинам. Такой телескоп позволяет астрономам видеть звезды до 11 звездной величины.

Поле зрения телескопа

Поле зрения телескопа (видимая в телескоп область неба) зависит от увеличения. Диаметр поля зрения, выраженный в минутах дуги, составляет 2000/W, где W – увеличение.

Способность телескопа "разделять" две светящиеся точки характеризуется его разрешающей силой, или разрешающей способностью. Она определяется наименьшим угловым расстоянием между двумя звездами, которые в телескоп могут быть видны отдельно.

Протяженный объект, наблюдаемый через телескоп с увеличением М, кажется в М раз шире и в М ²раз больше по площади. Поскольку количество возрастаемого света возрастает по тому же закону, яркость изображения теоретически должна возрастать пропорционально. Однако на практике поглощение света линзами ослабляет его силу, поэтому изображение, наблюдаемое в телескоп, кажется более тусклым.

См. также статьи «Увеличение», «Звездная величина».

ТЕЛЕСКОПЫ 3: РАЗРЕШАЮЩАЯ СПОСОБНОСТЬ

Разрешающей способностью телескопа называется наименьший различимый угол между двумя линиями зрения, направленными на два точечных объекта, таких, как две близлежащие звезды. Например, если в телескоп с трудом можно различить две звезды, разделенные угловым расстоянием в 5 угловых секунд, говорят, что разрешающая способность телескопа равна 5 угловым секундам. Обратите внимание, что 3600 угловых секунд равны 1 угловому градусу. Чем выше разрешение телескопа, тем более подробно можно наблюдать изображение объекта.

Дифракция света в линзах объектива приводит к размазыванию изображения точечного объекта. Согласно критерию Рэлея, [41]41
  Правильнее Рейли (Ravleigh), но во многих справочные изданиях и учебниках – Рэлей, сэр Стрёт Джон Уильям (1842–1919) – английский физик. Занимался вопросами оптики, акустики, электричества и других областей физики.


[Закрыть]основанному на теории дифракции в круглом отверстии, два ближайших точечных объекта нельзя разделить, если угловое расстояние между ними, выраженное в секундах дуги, менее 2,5×10 ⁵λ/D, где λ – это длина волны света, a D – ширина линзы объектива. Таким образом, 1 00-миллиметровый телескоп-рефлектор позволяет различать звезды, расположенные друг от друга на расстоянии 1 секунды дуги. На практике наземные телескопы с диаметром рефлектора больше 0,5 м не достигают теоретической разрешающей способности, так как в атмосфере происходит рассеивание света. Диаметр зеркала космического телескопа Хаббла – 2,4 м, поэтому его теоретическое разрешение составляет 0,04 угловой секунды. Это обеспечивает гораздо более высокую детальность, чем для телескопа такого же размера, расположенного на поверхности Земли, поскольку космический телескоп Хаббла не подвержен влиянию атмосферной рефракции.

Разрешающую способность радиотелескопа можно оценить по критерию Рэлея с учетом длины волны и диаметра зеркала. Зеркало диаметром 50 м, работающее на длине волны 0,1 м, не в состоянии давать разрешение точечных объектов менее 0,1°, что хуже показателей маломощного оптического телескопа. Но благодаря параллельному соединению зеркал можно повысить разрешающую способность радиотелескопа во много раз по сравнению с некоторыми типами телескопов.

См. также статьи «Космический телескоп „Хаббл“», «Радиотелескопы1».

ТЕМНОЕ ВЕЩЕСТВО

Одной из величайших загадок науки в начале XXI века является местонахождение большей части вещества во Вселенной. Это скрытое вещество, известное как темное, иногда называется отсутствующей массой. Темное вещество может находиться внутри галактик и между ними, но его присутствие несомненно, поскольку оно замедляет движение галактик. Оно составляет как минимум 90 % массы Вселенной, однако не поддается прямому определению, так как недостаточно горячее, чтобы излучать свет, и не поглощает света.

Оценка общей массы галактики может быть произведена по скорости ее вращения. Звезда, расположенная на внешней оконечности спиральной галактики, движется вокруг центра галактики, поскольку на нее воздействует сила тяготения – точно так же, как на планету, движущуюся вокруг Солнца. Однако, чем дальше от Солнца расположена орбита планеты, тем больше времени ей требуется, чтобы совершить полный оборот, в отличие от звезд в спиральных рукавах галактики, которые в основном совершают обороты за равные промежутки времени независимо от расстояния. Согласно ньютоновской теории тяготения, для того чтобы период времени не зависел от радиуса, необходимо предположить, что галактика содержит в своих спиральных рукавах гораздо больше вещества, чем суммарная масса всех видимых звезд.

Таким образом, возникает проблема пропавшей массы, поскольку если бы вся масса галактики была сосредоточена в звездах, она была бы гораздо ярче, чем на самом деле. По сравнению с типичной звездой, такой как Солнце, отношение светимости к массе для типичной галактики составляет менее 0,1 такого же соотношения для типичной звезды. Поскольку светимость галактики целиком создается ее звездами, по меньшей мере 90 % массы типичной галактики должно находиться вне звезд, за пределами современных методов наблюдения.

В настоящее время поиски темного вещества являются предметом активных исследований. Оно может содержаться в субатомных частицах, называемых нейтрино, которые производятся и излучаются звездами в огромных количествах в результате процессов ядерного синтеза, однако масса нейтрино до сих пор не известна.

См. также статьи «Светимость», «Ядерный синтез», «Звезды 4».

ТЕПЛОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ

Тепловое излучение – это электромагнитное излучение поверхности объекта, обусловленное его температурой. Светящийся объект наряду с инфракрасным излучением испускает свет. Таким образом, тепловое излучение связано с оптической и инфракрасной частью спектра электромагнитного излучения.

Объект, поглощающий электромагнитное излучение

Объект, поглощающий электромагнитное излучение, направленное на него, называется черным телом. Звезда – черное тело, поскольку любое излучение, направленное на нее, поглощается. Измерение интенсивности излучения черного тела по сравнению с диапазоном длин волн для разных температур дает результаты, представленные кривыми на рисунке на с. 237.

Анализ этих кривых привел к открытию законов излучения черного тела, которые можно применять к звездам для определения их диаметра и температуры поверхности.

Закон Вина гласит, что длина волны на участке максимальной интенсивности в спектре излучения звезды связана с температурой ее поверхности через постоянную величину. Измерения показывают, что эта постоянная равна 0,0029 м на градус Кельвина. Таким образом, если измерить длину волны для максимально интенсивного излучения звезды, можно определить температуру ее поверхности. К примеру, наибольшая интенсивность солнечного спектра наблюдается на длине волны около 5×10 ^–7м, что дает температуру поверхности порядка 5800К.

Закон Стефана гласит, что полная энергия, излучаемая звездой в секунду, равна σΑΤ ⁴, где Т – температура поверхности, А – площадь поверхности, а σ – постоянная Стефана, которая равна 5,67×10 ⁸Вт×м ²×К ^4.

Согласно закону Стефана, Солнце при температуре поверхности 5800К и радиусе 6,96 x 10 ⁸м излучает в секунду полную энергию, равную 3,9 x 10 ²⁶Вт.

См. также статью «Электромагнитное излучение».