Вимірювання
кількісних і якісних характеристик зірок
Прилади, з
допомогою яких ведеться спостереження.
Оптичні
телескопи.
Неозброєним
оком на небі можна спостерігати близько 6000 зірок до 6-ої зоряної величини; з
допомогою телескопів близько 2 мільярдів до 21-ої зоряної величини.
Таблиця 1:
Число яскравіше даної зоряної величини
Гранична зоряна величина
число зірок
Гранична зоряна величина
число зірок
6,0
4 850
13,0
5 700 000
7,0
14 300
15,0
32 000 000
8,0
41 000
17,0
150 000 000
9,0
117 000
19,0
560 000 000
10,0
324 000
21,0
2 000 000 000
11,0
870 000
Найбільше
кількість виявлених зірок припадає на 15-17 зоряну величину (див.
графік). Як було підраховано поблизу нас на одну зірку припадає в середньому
обсяг близько 357 кубічних світлових років і середня відстань між зірками
складає близько 9,5 світлових років. Більшість зірок складають карлики 14-15
абсолютної зоряної величини і з світність 0,01 світності Сонця.
Оптичний
телескоп був першим з з'явилися приладів для спостереження за зірками
(винайдений приблизно в 17 столітті Галілеєм) існує 3 типи оптичних
телескопів: Рефрактори (Лінзові), рефлектори (дзеркальні) і комбіновані
дзеркально-лінзовий системи. В даний час очима в телескоп природно
ніхто не дивиться, а використовують фотопластинки, які в подальшому досліджують з
допомогою різних пристосувань.
Інші прилади.
Також у
астрономії використовуються прилади, що дозволяють розкласти світ на спектр
(спектрограф), виміряти яскравість зірки (фотометри) і виміряти тепло, що припадає
від зірки (термоелементи). Створення таких приладів вимагає великої точності,
яка стала можлива тільки при сучасному рівні розвитку науки.
Природно,
що у спостереженні за допомогою будь-яких приладів дуже великий вплив можуть зробити
перешкоди, створювані Землею: її атмосферою, магнітним полем, шумами, викликаними
людською діяльністю. Тому обсерваторії і станції спостереження
розташовують у горах, далеко від великих міст, а з розвитком космонавтики
виводять на навколоземну орбіту, що досить дорого, але дозволяє майже
повністю виключити вплив атмосфери на показання приладів.
Спектри зірок,
мету і методи їх вивчення, інформація, що міститься в спектрах.
Типи спектрів.
Сучасна
наука виділяє 3 види спектрів: суцільний (безперервний) спектр, лінійчатий
спектр (спектр випромінювання або поглинання) і смугастий спектр. Вивчаючи спектри
зірок можна з'ясувати хімічний склад корони зірки (і отже, її
температуру), а також швидкість руху зірки щодо сонячної системи і
швидкість обертання її навколо своєї осі. Згідно з спектрами зірки поділяються на
спектральні класи.
Таблиця 2:
Спектральні класи зірок.
Спектральний клас
Колір
Температура корони в K
Речовини, лінії яких у цьому класі
досягають своєї найбільшої інтенсивності
Типові яскраві зірки
ПРО5
блакитний
30 000
іонізований гелій
------
В0
Білий
20 000
Гелій
b Ю. Хреста
А0
Білий
10 000
Водень
Сіріус, Вега
F0
Жовтуватий
8 000
іонізовані метали
Канопус
G0
Жовтий
6 000
Нейтральні метали
Сонце
К0
Помаранчевий
4 500
Присутні слабкі смуги окису титану
Арктур
М0
Червоний
3 000
Сильні смуги окису титану панують
Антарес
Хімічний
склад зірок.
Хімічний
склад ядра зірки за допомогою спектрального аналізу визначити неможливо; можна
тільки припускати, виходячи з теоретичних розрахунків. Хімічний склад
атмосфер зірок і Сонця в основному майже однаковий і близький до хімічного складу
земної кори, за винятком того, що на Землі немає помітних кількостей водню
і гелію (див. таблицю).
Таблиця 3:
порівняльне достаток х. е.. в атмосферах зірок, земній корі і кам'яних
метеоритах.
Елемент
Зірки
Сонце
Земна кора
Кам'яні метеорити
Водень
11,4
11,5
8,3
6,9
Гелій
10,2
10,2
0
0
Вуглець
6,4
7,4
6,3
6,1
Кисень
8,0
9,0
8,5
8,4
Натрій
7,1
7,2
7,3
6,4
Магній
7,5
7,8
7,2
7,7
Алюміній
6,9
6,4
7,8
6,8
Кремній
7,5
7,3
8,2
7,8
Залізо
6,7
7,2
7,2
7,6
Примітка: у
таблиці дан lg. середнього числа атомів у стовпі атмосфери перетином 1 см2 для
зірок і сонця в порівнянні з такими ж, але відносними даними для Землі і
метеоритів.
У хімічному
складі деяких зірок можливі деякі відхилення від середньої норми. Так,
є зірки, кілька більш багаті неоном стронцієм або, в деяких холодних
зірках зустрічається аномально багато ізотопу вуглецю 13.
Метод
паралласкса.
Метод
паралакса є на даний момент найбільш точним способом визначення
відстаней до зірок, однак він не застосуємо до зірок, віддалені від нас на
відстань більше, ніж 300 пс. Метод паралакса полягає у вимірі з
високою точністю кутів a і b і на основі їх, а також знаючи зміщення Землі за
півроку (2 а.е.) можливо визначити відстань з тригонометрії.
За діаграмі
Герцшпрунга - Рессела.
Якщо знати
світність зірки та її видимий блиск, то відстань до неї знаходиться за формулою
lg. (D) = (m-M +7,5)/5, де D - відстань у світлових го дах, M - абсолютна
зоряна величина (видимий блиск зірки, якби вона перебувала на відстані
10 пс), m - видима зоряна величина. Як з'ясували вчені, спектри зірок
є хорошими покажчиками світності, а отже, і відстані до них.
Знаючи відстані
до деякого числа зірок, обчислені методом паралакса, можна було вирахувати
світності і зіставити їх зі спектром тих же зірок, (див. діаграму
спектр-світність). З діаграми видно, що кожного певного підкласу
зірок (наприклад A1) відповідає певна світність, таким чином,
досить точно визначити спектральний клас і можна з'ясувати її світність,
а отже, і відстань. Іноді певного класу відповідає інша
світність, але в цьому випадку і спектр у них дещо інший. Спектри карликів
і гігантів розрізняються інтенсивністю певних ліній або їх пар, причому це
відміну можна з'ясувати, досліджуючи близько знаходяться зірки. Це відмінність пов'язана
с тим, що атмосфери гігантів обширніші і розрідження. Точність визначення
відстані таким способом складає ~ 20%.
За
відносним швидкостей.
Непрямим
показником відстані до зірок є їх відносні швидкості: як
правило, чим ближче зірка, тим більше зміщується вона по небесній сфері.
Визначити таким способом відстань, звичайно можна, але цей спосіб дає
можливість "виловлювати" близькі зірки.
Також
існує інший метод визначення відстаней за швидкостями, що застосовується для
зоряних скупчень. Він заснований на тому, що всі зірки, що належать одному
скупченню рухаються в одному і тому напрямки по паралельних траєкторіями. Вимірявши
променеву швидкість зірок за допомогою ефекту Доплера, а також швидкість, з якою
ці зірки зміщуються щодо дуже віддалених, тобто умовно нерухомих
зірок, можна визначити відстань до нас цікавить, скупчення.
Відстані до
галактик приблизно можна визначити за відстанню від знаходяться в цих
галактиках цефеїд.
цефеїд.
Періодичні
зміни блиску характерні не тільки для подвійних зірок, але і для змінних
зірок - так званих "цефеїд". Першою з виявлених цефеїд була d Цефея,
яка міняла свій блиск з амплітудою 1, температуру (на 800K), розмір і
спектральний клас. Цефеїди - це нестійкі зірки спектральних класів від
F6 до G8, які пульсують в результаті порушення рівноваги між силою
тяжкості і внутрішнім тиском, причому крива зміни їх параметрів
нагадує гармонійний закон. З часом коливання слабшають і
загасають; на цей момент було виявлено поступове припинення
змінності у зірки RU Жирафа, виявленої в 1899 році. До 1966 року її
змінність повністю припинилася. Періоди різних цефеїд від 1,5 годин до
45 діб. Всі цефеїди - гіганти великої світності, причому світність строго
залежить від періоду за формулою M =- 0,35-2,08 lg (T). Тому що, на відміну від
діаграми спектр - світність, залежність чітка, то й відстані можна
визначати більш точно: знаючи із спостережень період (T), можна абсолютну знайди
зоряну величину (M), а знаючи абсолютну зоряну величину і знайшовши з
спостережень відносну (m) можна знайти відстань. Такий метод знаходження
відстаней застосовується не тільки для визначення відстані до самих цефеїд, але
і для визначення відстаней до далеких галактик, в складі яких вдалося
виявити цефеїди (це зробити не дуже важко, тому що цефеїди мають досить
великої світності).
Існують
також інші типи змінних зір, які не є цефеїд. Виявлено,
наприклад, змінні зірки, у яких період близько 1 року, існують також
взагалі неправильні зірки, в періодах яких не вдалося з'ясувати ніякої
закономірності. У 70-их роках увагу астрономів залучили червоні карлики,
блиск яких несподівано зростає в кілька сотень разів протягом декількох
хвилин, причому ці спалахи відбуваються не тільки в оптичному діапазоні. Такі
зірки назвали спалахуючими.
Яскравість і
світності зірок.
Існують два
величини, що характеризують зірку з точки зору світності: це абсолютна
зоряна величина (видимий блиск зірки, якби вона перебувала на відстані
10 пс) і світність (кількість енергії, випускається зіркою за 1 с), і один
величина, що характеризує зірку з точки зору того, наскільки добре ми її
бачимо: видима зоряна величина. Природно, що видима зоряна величина
залежить не тільки від світності, але і від відстані до зірки.
Таблиця 4:
десять найяскравіших зірок і Сонце.
Назва
видима зоряна величина (m)
Спектральний клас
Абсолютна зоряна величина (M)
Світність
Відстань у св. Роках
Сіріус
-1,6
A0
1,3
23
8,7
Канопус
-0,9
F0
-4,6
5200
~ 180
a Центавра
0,3
G0
4,7
1,0
4,29
Вега
0,1
A0
0,5
48
26,5
Капела
0,2
G0
-0,5
120
45
Арктур
0,2
K0
0,0
76
36
Ригель
0,3
B8
-6,2
~ 23000
~ 650
Проціон
0,5
F5
2,8
5,8
11,3
Ахернар
0,6
B5
-2,6
~ 800
~ 140
b Центавра
0,9
B1
-3,1
~ 1300
~ 200
Cолнце
-26,72
G4
4,8
1
8 сек.
Таблиця 5: десять
найближчих зірок і Сонце.
Назва
E?
спектральний клас
Абсолютна зоряна величина
Світність
расст. у світлових роках
a Центавра A
0,3
G0
4,7
1,0
4,3
a Центавра B
1,7
K5
6,1
0,28
4,3
a Центавра C
11
M5e
15,4
5,2 * 10-5
4,3
Зоря Барнарда
9,5
M5
13,2
4,0 * 10-4
6,0
Вольф 359
13,5
M6e
16,6
1,7 * 10-5
7,7
Люйтен-726-8 A
12,5
M6e
16,6
4 * 10-4
7,9
Люйтен-726-8 B
13,0
M6e
15,6
3 * 10-4
7,9
Лаланд 21185
7,5
M2
10,5
4,8 * 10-3
8,2
Сіріус A
-1,6
A0
1,3
23
8,7
Сіріус B
7,1
Б. Карлик
10,0
8 * 10-3
8,7
Cолнце
-26,72
G4
4,8
1
8 сек.
З цих двох
таблиць добре видно, що видима зоряна величина не залежить ні від відстані
ні від світності окремо, а тільки від їх сукупності.
Температура
зірок і способи її знаходження.
Способи
визначення температури поверхні зірок дуже різноманітні і вони перевіряють
один одного, температура ядра зірки знаходиться тільки виходячи зі складних
теоретичних розрахунків, і досягає декількох мільйонів градусів. Результати
застосування різних способів добре сходяться один з одним (див. Температури в
табл. Зоряних спектрів). Температури зірок можна вимірювати, вловлюючи
що отримується від них тепло (і знаючи відстань) за допомогою термоелементів; обчислювати
їх за розміром і світності зір, обчислювати по спектру, який дає інформацію
про хімічний склад і ступеня іонізації газів (кожен газ має свою
температуру іонізації, що отримується експериментально).
Швидкості
зірок.
Вимірювання
швидкості.
Для більшості
зірок ніякого переміщення помітити не вдається, тому що вони занадто далекі
від нас, а спостереження, хоч і проводилися кілька тисячоліть тому (Єгипет,
Рим, Греція, Китай ...), але були недостатньо точні і майже не збереглися до
наших днів.
Для визначення
швидкості зірок у наш час використовуються фотографії неба, які дуже зручно
порівнювати між собою. Також спостерігається швидкість зірок залежить від
напрямку реальної швидкості (див. малюнок).
Для визначення
не спостерігаємо швидкості використовується метод спектрального аналізу. Якщо джерело
коливань (в даному випадку світлових) рухається щодо нас, то довжина хвилі
цих коливань, як вони сприймаються нами, змінюється - при зближенні
коротшає (зміщується до фіолетовому кінця спектру), при видаленні
збільшується (зміщується до червоного кінця спектра), те ж саме відноситься і до
наближати або віддаляти краю зірки. Неозброєним оком це зміщення
майже непомітно, однак лінії в спектрі зміщуються за формулою u = c (Dl/l), де u
- Швидкість джерела, c - швидкість світла, Dl-зміна частоти, l - нормальна
довжина хвилі (закон Доплера). Поєднуючи отримані значення для спостерігається і не
спостерігається швидкостей можна зробити висновок не тільки про швидкість, а й про
напрямку руху зірки. До теперішнього часу визначені спостерігаються
швидкості для 100000 зірок і неспостережний для 7000. Це пов'язано з тим, що при
визначенні спостережуваних швидкостей велику роль відіграє відстань і сама
швидкість, а для розрахунку неспостережний - видима зоряна величина, якій
визначається можливість отримати досить чіткий спектр.
Розміри
зірок.
Очевидно, що
методи визначення розмірів планет до зірок не підходять, у зв'язку з тим, що
дисків більшості зірок не видно навіть у найбільш потужні телескопи. Але вдалося
візуально виміряти діаметр для невеликої кількості зірок. Вперше це було
зроблено в 1920 році для зірки Бетельгейзе у сузір'ї Оріона.
Однак
існують непрямі методи визначення розмірів зірок за їх світності.
Оскільки зірку можна представити як абсолютно чорне тіло, то закон
випромінювання їй енергії в різних частинах спектра відомий. Якщо знати температуру
(п.4) зірки та її світність (п.3), то можна обчислити повну енергію,
випускаються зірками. Одночасно для неї, як для абсолютно чорного тіла можна
обчислити повну енергія, що випускається з одиниці поверхні (за законом Стефана
- Больцмана E ~ T4). Таким чином, знаючи одночасно і питому та
повну енергію можна обчислити площу поверхні зірку, а з неї, враховуючи,
що зірка - це куля і її діаметр.
Розміри зірок
істотно розрізняються між собою між собою: існують карлики (вони, як
правило, білі і гарячі), гіганти (червоні і холодні) і звичайні зірки,
яких більшість.
Білі
карлики.
Білі карлики --
імовірно результат еволюції зірок типу Сонця мають масу приблизно
рівну масі Сонця і не перевищує 1,2 маси Сонця, радіус в 100 разів менше
сонячного, і, отже, щільність в 1 млн. разів більше сонячної. Речовина
білих карликів знаходиться в стані виродженого газу, при якому тиск
усередині зірки не залежить від температури, а залежить тільки від щільності (тому
на діаграмі спектр - світність неможливо визначити світність БК за їх
температурі); але зате їх маса залежить від радіуса (маса назад
пропорційна радіусу). Класичним прикладів білого карлика є Сіріус
B.
Нормальні
зірки (зірки основної послідовності).
Нормальні
зірки становлять більшість зірок нашої галактики, в тому числі і Сонце
Червоні
гіганти.
Червоні гіганти
- Це приблизно проміжна ступінь еволюції межу нормальними зірками
і білими карликами. Їх маса становить приблизно 10-100 мас Сонця (якщо вони
результат еволюції, то залишається загадкою, звідки вони беруть відсутню масу),
радіус 30-300 радіусів Сонця. Імовірно ядром КГ є БК, який
займає приблизно 1% від його розмірів і 25% від його маси.
Маса зірок;
подвійні зірки.
Сучасні
методи спостереження за зірками дозволяють точно визначити маси тільки подвійних
зірок.
Фізична
природа подвійних зірок.
Галактики
- Це два (іноді зустрічається три і більше) зірки, що обертаються навколо спільного
центру тяжіння (див. Малюнок). Існують різні подвійні зірки: бувають дві
схожі зірки в парі, а бувають різні (як правили це червоний гігант та білий
карлик). Але, незалежно від їх типу, ці зірки найбільш добре піддаються
вивченню: для них, на відміну від звичайних зірок, аналізуючи їх взаємодія
можна з'ясувати майже всі параметри, вмикаю масу, форму орбіт і навіть приблизно
з'ясувати характеристики близько розташованих до них зірок. Як правило, ці
зірки мають дещо витягнуту форму внаслідок взаємного тяжіння. Багато
таких зірок відкрив і вивчив на початку нашого століття російський астроном С. Н. Блажко.
Виявлення
подвійних зірок.
Як правило,
подвійні зірки на небі виявляються візуально (перший і них була відкрита ще
стародавніми арабами) щодо зміни видимого блиску (тут небезпечно переплутати їх з
цефеїд) (див. Малюнок) і близького знаходження один до одного, хоча іноді
буває, що дві зірки випадково видно поруч, а насправді знаходяться на
значній відстані і не мають загального центру ваги (т.зв. оптично
подвійні зірки), однак це зустрічається досить рідко.
Також, коли
одна з зірок не видно, можна визначити що зірка подвійна по траєкторії:
траєкторія видимої зірки буде не пряма, а звивиста; причому за
характеристикам цієї траєкторії можна вирахувати другу зірку, як, наприклад,
це було у випадку з Сиріусом.
Вимірювання
параметрів подвійних зірок.
Якщо
припустити, що закон всесвітнього тяжіння постійний в будь-якій частині нашої
галактики, то, можливо, виміряти масу подвійних зірок виходячи із законів
Кеплера. За III законом Кеплера: ((m1 + m2) P2)/((Mсолнца
+ MЗемлі) T2) = A3/a3, де m1
і m2 - маси зірок, P - їх період обертання, T - один рік, A --
велика піввісь орбіти супутника щодо головної зірки, a - відстань від
Землі до Сонця. З цього рівняння можна знайти суму мас подвійної зірки, то
є масу системи. Масу кожної із зірок окремо можна знайти, знаючи
відстані кожної з зірок від їх загального центру мас (x1, x2).
Тоді x1/x2 = m2/m1.Ісследуя маси
різних зірок, було з'ясовано, що їх розбіжність не дуже великий: від 40 мас
Сонця до 1/4 маси Сонця.
Решта
параметри подвійних зірок (температура, яскравість, світність ...) досліджуються так
само, як і в звичайних.
Характерні
приклади подвійних зірок.
a Центавра.
a Центавра
складається з двох зірок - a Центавра А и a Центавра В.
a Центавра А
має параметри, майже аналогічні параметрам Сонця: Спектральний клас G,
температура близько 6000 K і таку ж масу і щільність. a Центавра В має масу
на 15% менше, спектральний клас K5, температуру 4000 K, діаметр 3/4
сонячного, ексцентриситет (ступінь витягнутості еліпса, що дорівнює відношенню
відстані від фокуса до центру до довжини велика піввісь, тобто ексцентриситет
кола дорівнює 0)
- 0,51. Період
звернення - 78,8 року, велика піввісь - 23,3 а. тобто, площина орбіти нахилена
до променя зору під кутом 11, центр ваги системи наближається до нас з
швидкістю 22 км/c, поперечна швидкість 23 км/c, тобто загальна швидкість спрямована
до нас під кутом 45o і становить 31 км/c.
Сіріус.
Сіріус, як і a
Центавра теж складається з двох зірок - А і В, проте на відміну від неї обидві зірки
мають спектральний клас A (A-A0, B-A7) і, отже, значно більшу
температуру (A-10000 K, B-8000 K). Маса Сіріуса А - 2,5 Mсолнца,
Сіріуса В - 0,96 Mсолнца. Однак при дослідженні Сіріуса, навіть знаючи
про існування супутника, його довго не могли виявити через те, що його
щільність в 75 тисяч разів більше, ніж у Сіріуса А, а отже, розмір і
світність ~ в 10 тисяч разів менше. Це пов'язано з тим, що атоми Сіріуса B
знаходяться у повністю іонізованому стані, а світло, як відомо,
випромінюється лише при переході електрона з орбіти на орбіту.
Сонячна
система
Земля і
планети. Античні і сучасні дослідження.
Вперше
отримати досить точні розміри нашої планети вдалося давньогрецької
математику і астроному Ератосфену в I столітті до нашої ери (точність близько 1,3%).
Ератосфен виявив, що опівдні найдовшого дня літа, коли Сонце в
небі міста Асуана знаходиться в найвищому положенні і його промені падають
вертикально, в Олександрії в цей же час зенітне відстань Сонця становить
1/50 частина окружності (ті 7О 12!). Знаючи відстань від
Асуана до Олександрії, він зміг обчислити радіус Землі, який за його підрахунками
склав 6290 км ..
Не менш
істотний внесок в астрономію вніс мусульманський астроном і математик Біруні,
що жив у X-XI столітті н. е. .. Незважаючи на те, що він користувався геоцентричної
системою, йому вдалося досить точно визначити розміри Землі і нахил екватора
до екліптики. Розміри планет їм хоч і були визначені, але з великою помилкою;
єдиний розмір, визначений ним щодо точно - розмір Місяця.
У XV столітті
Коперник геліоцентричну висунув теорію про будову світу. Теорія, як
відомо, досить тривалий час не мала розвитку, так як була переслідувана
церквою. Остаточно система була уточнена І. Кеплером наприкінці XVI століття. Так
ж Кеплер відкрив закони руху планет і розрахував ексцентриситет їх орбіт,
теоретично створив модель телескопа. Галілей, який жив трохи пізніше
Кеплера, сконструював телескоп зі збільшенням в 34,6 разів, що дозволило йому
оцінити навіть висоту гір на Місяці, також він виявив характерне розходження при
спостереженні в телескоп зірок і планет: чіткість виду і форми у планет була значно
більше, а також виявив кілька нових зірок.
Протягом
майже 2000 років астрономи вважали, що відстань від Землі до Сонця дорівнює 1200
відстаней Землі, тобто допускаючи помилку приблизно в 20 разів! Вперше ці дані
були уточнені тільки в кінці XXVII століття як 140 млн. км, тобто з помилкою на 6,3%
астрономами Кассіні та Ріше. Вони ж визначили швидкість світла як 215 км/c, що
було істотним проривом в астрономії, так як раніше вважали, що швидкість
світла нескінченна. Приблизно в цей же час був відкритий Ньютоном закон всесвітнього
тяжіння і розкладу світла на спектр, що поклало початок спектральному
аналізу через кілька століть.
Наприкінці XVIII --
початку XIX століття був відкритий метод спектрально аналізу, за допомогою якого було
виявлена присутність на Сонце декількох хімічних елементів, включаючи
невідомий раніше гелій.
Відстані до
інших планет сонячної системи в даний час визначаються за допомогою III
закону Кеплера: (Tа/Tb) 2 = (Ra/Rb) 3
, де Tа і Tb - періоди обертання планет, а Ra
і Rb - радіуси їх орбіт.
виміряні безпосередньо (для Землі - 365,26 діб, для Венери - 224,70
діб ...). Таким чином, знаючи радіус орбіти Землі можна знайти радіус орбіти
будь-якої іншої планети сонячної системи. Масу інших планет Сонячної системи і
Сонця також визначають за допомогою законів Кеплера. (Rпл) 3 = G
(Mпл + MС) * (Tпл) 2
Завдяки
науково-технічної революції в наш час стало можливим дослідження
різних космічних об'єктів, включаючи зірки з величезною точністю, що дозволило
з'ясувати будову не тільки сонячної системи, а й усієї галактики, а також
інших галактик.
Сонце.
Сонце ближче до
нам, ніж інші зірки, тому його можна вивчити особливо детально, і
порівнювати характеристики інших зірок вже з характеристиками Сонця для
більшої наочності. Ще Галілей у 17 столітті проводив спостереження за Сонцем,
виявивши на ньому плями, і за їх обертанню зробив висновок про обертання навколо Сонця
своєї осі. Наприклад, повне випромінювання Сонця становить ~ 3.79 * 1026
Ватт, діаметр Сонця ~ 1,4 * 109 м., що ~ в 109 разів більше діаметру
Землі, маса Сонця ~ 2 * 1030 кг., Температура фотосфери ~ 6000K,
відстань до Сонця ~ 1,49 * 1011 м. (що прийнято за одиницю виміру
відстаней в Сонячній системі-1 астрономічну одиницю). Найбільш зручно вивчати
хімічний склад корони Сонця під час сонячних затемнень, за яких вона
видно найвиразніше, однак затемнення явище досить рідкісне і в 1930 р
Ліо винайшов коронограф-прилад, що дозволяє спостерігати корону і протуберанці в
будь-який час. У процесі дослідження спектру Сонця були відкриті три нові
елемент - гелій, короною і небуло. Два останніх надалі виявилися
сильно іонізованими атомами кисню і заліза.
Таблиця 6:
Хімічний склад Сонця.
Елемент
утримання в короні за обсягом (%)
за числом атомів (%)
водень
81,760
90,7
гелій
18,170
9,1
кисень
0,03
0,09
магній
0,02
-
азот
0,01
0,01
кремній
0,006
-
вуглець
0,003
0,05
залізо
0,0008
0,007
кальцій
0,0003
менше 0,01
неон
-
0,01
Надра Сонця,
згідно з теоретичними розрахунками повинні бути біднішими воднем. Сонце
являє собою жовтий карлик класу G4, що знаходиться в головній
послідовності. Спостереження за Сонцем проводяться як у звичайні оптичні
телескопи з затіненими склом, так і в неоптіческіе телескопи, що дозволяє
отримати інформацію про будову поверхні Сонця більш докладно. Наприклад, з
допомогою дослідження і аналізу гамма випромінювання від Сонця в момент спалаху
вдалося виявити дейтерій і тритій, що є непрямим доказом
теоретичних викладок про термоядерних реакціях на Сонце. Завдяки спостереженнями
за Сонцем створена теорія еволюції зірок, зроблені важливі відкриття в області
астрофізики, фізики термоядерних реакцій, хімії та багатьох інших областях.
Рух
сонячної системи.
Для точного визначення
дійсних швидкостей зірок природно необхідно внести корективи на швидкість
самої сонячної системи. Припустивши, що рух зірок безладно, на небі
береться ділянку з більшою кількістю зірок і вимірюється середня швидкість руху в
них. Таким чином, хаотичні руху взаємно виключаються й залишається тільки те
рух, який є для них спільним. Також за допомогою спектрального аналізу
можна встановити, в якій ділянці неба зірки в середньому з найбільшою швидкістю
від нас віддаляються, а в якому - наближаються. З аналізу отриманих даних можна
з'ясувати швидкість і напрямок руху сонячної системи. Як було з'ясовано
сонячна система рухається зі швидкістю ~ 20 км/c у напрямку до кордону
сузір'їв Ліри і Геркулеса.
Список
літератури
Для підготовки
даної роботи були використані матеріали з сайту http://referat2000.bizforum.ru/
